宇宙微波背景辐射偏振性各向异性及引力波课件.pptx

1、1,CMB 各向異性和偏振各向異性和偏振 大爆炸宇宙大爆炸宇宙:宇宙是從早期高溫高壓演化而來。宇宙是從早期高溫高壓演化而來。重要證據之一重要證據之一：宇宙中存在：宇宙中存在2.7k的微波背景輻射（的微波背景輻射（CMB）。大爆炸發現和研究的历史：大爆炸發現和研究的历史：爱因斯坦爱因斯坦（1916）：静态宇宙模型静态宇宙模型 de Sitter（1931）：膨胀宇宙模型（加速）膨胀宇宙模型（加速）哈勃哈勃（1929）：宇宙在膨胀中宇宙在膨胀中Gamow（1946）：大爆炸提出、核合成模型大爆炸提出、核合成模型Penzias&Wilson(1965):宇宙微波背景辐射宇宙微波背景辐射Mather&

2、Smoot（1992）:CMB的各向异性的各向异性Riess&Perlmutter(1998)：宇宙加速膨胀宇宙加速膨胀1Penzias&Wilson今天宇宙中充滿了今天宇宙中充滿了 T=2.723 K的微波背景辐射，的微波背景辐射，波長在波長在 0.1cm0.1cm附近，是幾乎完美的是幾乎完美的Planck黑體譜，黑體譜，p=/3 (2/15)T4,()=h/(eh/kT -1),-1),3CMB如何產生的？在宇宙早期，温度在宇宙早期，温度 T 3000 K (年龄38万年，z1100)电子电子+质子质子=氢原子氢原子+光子光子 自由的光子自由的光子,T1/a(t)，就成为今天的就成为今天的

3、CMB，T 2.7K。仍然。仍然是幾乎完美的黑體譜。是幾乎完美的黑體譜。幾乎幾乎？就是還不完美，存在不均勻，即溫度各向異性和偏振？就是還不完美，存在不均勻，即溫度各向異性和偏振。4COBE (Mather&Smoot)背景辐射有背景辐射有10-5大小的温度起伏，不同的颜色。大小的温度起伏，不同的颜色。这是我们能看到的宇宙的最早图象。这是我们能看到的宇宙的最早图象。今天，今天，140亿年亿年幼年，幼年，38万年万年67CMB 觀測結果（WMAP 2003）8910以上，是大大簡化了的結果。以上，是大大簡化了的結果。還有一系列宇宙學的因素要考慮，將修正簡化結果。還有一系列宇宙學的因素要考慮，將修正

4、簡化結果。理論上可以計算出這些因素的效應，理論上可以計算出這些因素的效應，再與觀測比較，再與觀測比較，從而確定一系列的宇宙學參數（模型）。從而確定一系列的宇宙學參數（模型）。這對推進宇宙學的進展是巨大的。這對推進宇宙學的進展是巨大的。11以下因素：1213142，CMB的偏振的偏振15161718於是，得到於是，得到CMB的四個譜：的四個譜：19注意，度規擾動注意，度規擾動 hij hij 包括包括兩部份：兩部份：標量型擾動標量型擾動（密度擾動）（密度擾動）；張量型擾動（張量型擾動（引力波引力波）；）；它們所誘導的它們所誘導的CMB譜是不同的。譜是不同的。密度擾動只能產生密度擾動只能產生CTT

5、,CEE,CTE，不產生，不產生CBB,引力波引力波可以產生全部可以產生全部4個譜。個譜。具具體說，體說，20In the expanding universe with Robertson-Walker metric ds2=a2(t)-dt2+(ij+hij)perturbations hij hij/3+hij|(scalar)+hij (vector)+hijT (tensor,RGWs)both scalar(density perturbation)and tensor(RGWs)modes are generated during the inflationary stage o

6、f the very early universe,and both will enter the Sachs-Wolfe term and generate CMB anisotropies and polarization.21 anisotropies polarization引力波情況下引力波情況下的光子氣體的的光子氣體的Boltzmann 方程方程：Equivalent to：with22近似解析解：近似解析解：wherewith c 0.6,b 0.823引力波產生的全部引力波產生的全部4個譜（解析解）：個譜（解析解）：2425類似地，密度擾動情況下類似地，密度擾動情況下的Bolt

7、zmann eq:formal sol.：26近似解析解：近似解析解：其中 動量積分，給出譜：動量積分，給出譜：密度擾動產生的密度擾動產生的3個譜（解析解）個譜（解析解）：27282930313，宇宙再電離（，宇宙再電離（reinization）的影響）的影響32-possibly by first generation of luminous stellar objects-likely occurred z=(6 20),uncertain yet;WMAP5:（sudden re-ionization）z=11(95%CL).-a major process secondary only

8、 to the decoupling 這也是未來的這也是未來的CMB研究的重點研究的重點33引力波情況下引力波情況下再電離再電離的譜：的譜：Phys.Rev.D79,083002 (2009)匯總起來：解析解、數值解、觀測的比較：匯總起來：解析解、數值解、觀測的比較：34WMAP觀測的譜：觀測的譜：35 Before WMAPWMAP:High precisionCMB未來仍然是宇宙學的主要研究領域，其中CBB的探測，再電離研究將是主要課題。374，引力波簡介，引力波簡介383940 J Weber 1960s 铝棒引力波探测器41LIGO探測器42VIRGO探測器43LISA空間探測器444

9、55，殘餘引力波（，殘餘引力波（Relic Gravitational Waves）宇宙極早期暴漲時期產生宇宙極早期暴漲時期產生RGW，它取決於初始條件，它取決於初始條件:A,T :46 RGW的主要特點：的主要特點：隨機背景，譜非常寬，任何時期、任何地方存在。是一個主要的探測目標。low frequencies CMB (10-1810-14)Hz WMAP,Planck,CMBPol,etc pulsar timing 10-9 Hz PPTA,etc medium frequencies cavity:10104 4 Hz Hz MAGO,EXPLORER laser interfero

10、meter:ground,10102 210103 3 Hz Hz LIGO,VIRGO,etcspace,1010-3-310100 0 Hz Hz LISA，ASTROD,etchigh frequenciesGaussian laser beam 109 1010 Hz waveguide 108 Hz (Cruise&Ingley)47一些宇宙物理過程影響RGWs,such as free-streaming；uudp,QCD phase transition；e+e-2,annihilation；accelerating expansion(dark energy)；48inflat

11、ion index ：Class.Quant.Grav.23,3783（2006）49 running index T：Phys.Rev.D80 084022（2009）50neutrino free-streaming;Phys.Rev.D75,104009 (2007）51 Phys.Rev.D77,104016 (2008)QCD phase transition,e-e+annihilation,52Dark energy Phys.Rev.D80,084022 (2009)53可能探測：可能探測：LIGO,LISA,AIGO,LCGT,DECIGOPhys.Rev.D80 (2009

12、)08402254PPTA55LIGO S5,cross-correlation of H1 and L1,the signal-noise ratio isPhys.Rev.D81 101501（2010）56gw depends on and 6，引力輻射，引力輻射（Gravitational radiation）57For Binary Black Holes,可以採用后牛頓近似方法，目前已經發展到3.5PN的軌道，2PN輻射，以及自轉效應。Will,Blanchett,Wiseman,et al我們具體關注OJ287,巨雙黑洞，m1=1.84x1010 Mo，m2=1.46x108 Mo，z=0.30658計算了軌道，按照最小方差，定出了軌道參數：59606162Energy flux:63Angular momentum flux:64Waveform:65幅度很大：6667conclusion:CMB的的CBB探測；探測；CMB的再電離效應；的再電離效應；GW的探測；的探測；Thank you!