Euclid Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla 27.5.2015
Mikä aiheu.aa kiihtyvän laajenemisen Kaksi vaihtoehtoa Pimeä energia (dark energy) Painovoima käyaäytyy eri lailla hyvin suurilla etäisyyksillä Tarvitaan uusi painovoimateoria (modified gravity) joka korvaa yleisen suhteellisuusteorian
Miten tutkitaan Etäisyys- punasiirtymärelaago : laajenemishistoria Supernovat eivät ole täydellisiä standardikynilöitä => vaikea saada nykyistä tarkempia tuloksia niitä havaitsemalla Laajenemisen vaikutus rakenteen voimistumiseen Rakenne on pääasiassa pimeässä aineessa; näkyvä aine (galaksit) kertovat rakenteesta vain karkeasg
Euclid DefiniGon Study Report ESA/SRE(2011)12 July 2011
Euclid
Euclid- satellii7 Euroopan seuraava suuri kosmologiamissio päätarkoitus: pimeän energian luonteen selviaäminen täydentää Planckia universumin ymmärtämisessä Laukaisu avaruuteen vuonna 2020 laajakulmainen näkyvän valon ja lähi- infrapunan avaruusteleskooppi peili 1.2 metriä, näkökenaä 0.5 neliöasteaa kuvaa kuudessa vuodessa yli kolmanneksen taivaasta kuvaa miljardeja galakseja miaaa kymmenien miljoonien galaksien spektrin Euclid- konsorgo 14 Euroopan maata ja USA Helsingin yliopisto johtaa Suomen osallistumista Myös Turku, Jyväskylä ja Aalto osallistuvat konsorgossa yli 1000 tutkijaa, yli 20 Suomesta, yli 10 Helsingin yliopistosta
VIS (visible instrument) oaaa valokuvia näkyvän valon alueella kamera 576 megapikseliä erotuskyky 0.1 kaarisekunga NISP (near- infared spectrometer and photometer) miaaa spektrejä lähi- infrapuna- alueella (1100 2000 nm) oaaa valokuvia kolmella eri infrapunakaistalla kamera 64 megapikseliä erotuskyky 0.3 kaarisekunga Euclidin mi.alai.eet
Euclidin tavoi.eet 1. Onko pimeä energia pelkkä kosmologinen vakio, vai onko se dynaaminen kenaä joka muuauu maailmankaikkeuden laajetessa? 2. Vai onko laajenemisen kiihtyminen siaenkin osoitus siitä, eaei yleinen suhteellisuusteoria kuvaa oikein painovoimaa suurimmilla etäisyyksillä 3. Pimeän aineen luonne ja ominaisuudet? 4. Minkälainen oli maailmankaikkeuden aineghentyminen alkuperäinen rakenne, se josta nykyinen rakenne on painovoiman kehiaynyt?
Miten tutkitaan Euclidin kaksi ensisijaista tutkimusmenetelmää 1. Etäisyys- punasiirtymärelaago : laajenemishistoria Supernovat eivät ole täydellisiä standardikynilöitä => vaikea saada nykyistä tarkempia tuloksia niitä havaitsemalla käytetään sen sijaan niin sanoaua BAO- skaalaa punasiirtymän funkgona 2. Laajenemisen vaikutus rakenteen voimistumiseen Rakenne on pääasiassa pimeässä aineessa; näkyvä aine (galaksit) kertovat rakenteesta vain karkeasg Pimeä aine voidaan havaita gravitaagolinssi- ilmiön avulla: lähempänä olevat ainekeskiaymät taiaavat niiden takaa tulevin galaksien valoa galaksit näkyvät vääristyneinä
Baryon Acous<c Oscilla<on scale Varhaisessa maailmankaikeudessa aine aaltoili painovoima veg aineghentymiä kasaan ne kuumenivat ja säteilypaine vastusg kasautumista seisovia aaltoja Aaltoilu loppui kun alkuplasma muuaui kaasuksi ja avaruus läpinäkyväksi 380 000 vuoden iässä rakenteessa jäi voimakkaimmiksi sellaiset aallonpituudet, joilla olgin juuri aaltoilun ääriasennossa, Ghentymät olivat Gheimmillään voimakkaimpana se, jossa tämä Ghentymä saavuteiin ensimmäisen kerran Tämä ns. BAO- skaala on tänään noin 500 miljoonaa valovuoaa laajenee avaruuden mukana toimii kosmologisena standardimiaagkkuna missä kulmassa näemme sen milläkin punasiirtymällä => a(z) => a(t)
Sloan Digital Sky Survey
Galaksijakauman rakenne (BAO) Spektrometri miaaa noin 70 miljoonan galaksin punasiirtymän Tiheysvaihteluiden aaltoilu varhaisessa maailmankaikkeudessa voimisg GeAyjä etäisyysskaaloja (BAO = Baryon AcousGc OscillaGons) Tämä etäisyysskaala näkyy selväsg kosmisessa taustasäteilyssä Se voidaan havaita myös galaksien jakaumassa StandardimiAaGkku! Euclid havaitsee missä kulmassa tämä skaala näkyy milläkin punasiirtymällä (z = 2 asg) (kulma riippuu etäisyydestä) Tästä voidaan ratkaista etäisyyden ja punasiirtymän välinen relaago, ja tästä maailmankaikkeuden laajenemishistoria a(t) => pimeän energian Gheys ajan funkgona a = 1/(1+z)
! Gravitaa<olinssi
Abell 2218: voimakas gravitaa<olinssi
Gravitaa<olinssi- ilmiö koskee kaikkia galakseja Useimmilla vaikutus on pieni (WL = weak lensing) MuAa kaukaisilla galakseilla kuitenkin yleensä havaiaavan suuruinen näkyvän muodon muutos Jos vain Getäisimme minkä muotoinen ko. galaksi on oikeasg! Tilastollinen menetelmä Sovitetaan jokaisen galaksin kuvaan ellipsi Oletetaan galaksien asennot satunnaisia Jos nyt samalla pienellä taivaan alueella galaksien kuvat keskimäärin pitkulaisia johonkin suuntaan, pääaelemme eaä tämä aiheutuu gravitaagolinssi- ilmiöstä
Hubble Ultra Deep Field
Shear field C. Seitz, dissertagon (1996)
Gravitaa<olinssi- ilmiö kartoi.aa pimeän aineen
E- moodi ja B- moodi aineg- hentymä harventuma van Waerbeke & Mellier 2003 tälläista ei pitäisi näkyä
Structure in dark ma.er HST COSMOS survey of 2 square deg
Bullet cluster
Rakenteen kasvu Riippuu sekä laajenemishistoriasta a(t), eaä painovoimateoriasta Jos oletamme yleisen suhteellisuusteorian, antaa riippumaaoman miaauksen pimeän energian ominaisuuksista Jos risgriidassa BAO- tulosten kanssa, miaaa poikkeamaa yleisestä suhteellisuusteoriasta
Gravitaa<oteorian modifikaa<o paljastuu BAO lensing
Pimeän energian <lanyhtälö w DE = w 0 + w a (a 0 - a) w DE = w p + w a (a p - a) Planck 2015 + nykyinen BAO- data Ennuste Euclidin lopulliseksi tarkkuudeksi
Loppu