Първоначално в http://www.astro.ubc.ca/people/scott/faq_intermediate.html. Отиди на главната страница.

Какво е “последната разсейване на повърхността”?

В началото на Вселената е толкова горещо, че всички въпросът е йонизиран. Йонизирана неща е изключително добър в взаимодействие с радиация (тя има висока “напречно сечение” за разсейване на фотон), докато неутрален материал е почти прозрачна. Повечето от Вселената е водород, който е йонизиран, докато около един милион години след Големия взрив. Тъй като Вселената се разширява го охлажда, така че всичките му съставни части са имали по-малко енергия. Около един милион години след протоните на Големия взрив са били в състояние да се задържи на електрони, без енергиите са толкова високи, че електроните ще се отново откъснати. Така материалът на Вселената стане неутрална по това време, след което фотоните и водородни атоми едва взаимодействат един с друг отново. Така че, когато ние с нетърпение в космоса виждаме микровълнова фотон, идващ от посоката, в която последният го разпръснати на разстояние йонизиран материал. Имаше йони и електрони във всички посоки около нас, толкова дълго, колкото ние с нетърпение, за да достатъчно големи разстояния (което означава да търсят достатъчно далеч в миналото, поради крайната скорост на светлината). Така можем да определим “последната разсейване повърхност”, който е далечен черупка в пространството, където днес CMB фотони миналата разпръснати на разстояние йонизирана материя. Ближче от тази повърхност на Вселената е по същество прозрачна. По-далеч от тази повърхност фотони и йони бързо се разпръсваха. Затова, въпреки че повърхността има ограничен дебелина, е относително рязка граница. Повечето от анизотропиите, които виждаме на микровълновата небето днес са генерирани в този последен разсейване повърхност.

Мога ли да видя обектите, които предизвикват анизотропиите?

Понякога хората забравят, че повечето от анизотропиите CMB са учредени по разсейване на повърхността последния, знаейки, че предшествениците на клъстери и супер-клъстери, причинени микровълновите неравности, това не е твърде трудно да се бърка за връзката между тези обекти и местни структури. Но не забравяйте, че последната разсейване на събитието е бил около 300 000 години след Големия взрив, т.е. преди много дълго време. Така обектите, които предизвикаха горещи и студени места, видени от COBE например, са около 15 милиарда светлинни години от нас (ако приемем, че това е възрастта на Вселената), а ние виждаме отражението им върху СУП преди около 15,0 милиарда години . Така реалните структури, които предизвикаха микровълновите вълни са основно при дължина хоризонт от нас, и по този начин далеч от структурите, които ние се проследи като се използват относително близките клъстери. Въпреки това, в статистически смисъл, тези обекти трябва да бъде много подобен на това, което местните структури бяха като преди около 15 милиарда години. И не забравяйте, че някой, който живее близо до хоризонта разстояние от нас ще видите нашия местен супер клъстер предизвиква анизотропия на последната им разсейване повърхност.

Има горещи точки над-плътност или по-гъстота?

В стандартните теоретични снимките, които хората имат за колебанията на CMB, вариации на голям ъгъл са причинени от гравитационното червени смени и сини смени от петна седят на повърхността на последната разсейване. Оверденсит (т.е. регион с повече материя от средното) причинява фотон да губи енергия по пътя си навън: ние казваме, там е “гравитационно червено отместване”, както фотонът “се изкачва на потенциалния кладенеца”. Един андерденс от друга страна, води до булиш. Тъй като разсейване означава по-ниска енергия (червеникав) фотон, това съответства на малко по-ниска температура CMB. Така са студени петна, и са горещи точки.

Разбира се, има алтернативни теории, в които големи ъглови анизотропиите са причинени от нещата малко по-различни от тези прости гравитационни червено отместване и блушифт. В тези теории е възможно за свръх и недостатъчно плътности съответства на обратното от това, което е описано по-горе. По-специално в модела, когато първоначалните сътресения идват от “топологични дефект” или “исокурватур” режими, нещата могат да бъдат по-сложни. Предполага се, че в някакъв момент в близко бъдеще ние ще знаем окончателно какъв вид колебания мащабни нашата Вселена има, и тогава ние ще знаем със сигурност дали може да сочи към CMB гореща точка и да кажа “Вселената използва, за да бъде малко предприятие плътна в тази посока “!

Какво е “Космическа Вариация”?

Когато се опитате да изчислите всяко количество въз основа на ограничен проба, след което се очаква известна несигурност между прогнозната и “истинска” в основата на стойността. Това понякога е известен като дисперсията на пробата или за вземане на проби. Както се изгради по-голяма и по-голяма проба очаквате тази несигурност да намалява (ако всичко се държи добре, тя ще отиде надолу като корен квадратен от броя на пробите).

Сега нека си представим, че ние се опитваме да се определи стойността на нещо, на някои доста голям мащаб, да кажем една разумна част от размера на наблюдаемата Вселена. Това количество може да бъде плътност или скорост или някои такива. Тогава какво ще открием, е, че ние в крайна сметка ще се сблъскате с лимит, тъй като има само ограничен наблюдаемата Вселена, и тогава ние не може да получи по-голяма проба. Нещата са още по-ясни за СУП, ако ние се опитваме да се определи спектърът на мощността, или еквивалентно амплитудите на някои индустриални моменти (колко големи колебания са в различни ъглови скали). Всяко основната теория ще даде прогноза за очакваната стойност на индустриални коефициентите, но колебанията на плътност по своята същност са стохастичен процес: теорията няма да ни каже какво реализацията е в нашия конкретен регион на пространство-времето. Това води до известна несигурност при определянето на теоретичната “очаквана стойност” (това, което ще получите, ако може да бъде средно над един ансамбъл от вселени) от нашето емпирично определено количество. Без значение как точно да измервате неща, вие не можете да се отървете от този “Космически Отклонение”.

Вземете квадрополюсен анизотропия като пример. Това е нещо, на небето, който има пет коефициенти. Всяка от тези коефициенти някои случайни числа (Гаусово случаен variate в стандартни модели), така и на статистическото разпределение очаква за амплитуда квадруполен е като сумата на пет Гаусианс(разпределение 2 с 5 степени на свобода), и така е доста широк. Това означава, че измерването на реалния квадруполната на нашето небе не ви кажа едно цяло много за стойността очакване на за куп наблюдатели. Можете да мислите за тази несигурност като “теоретична бар грешка”, ако искате. За по-високи (малки ъглови скали) има много повече проби, и така “Космически вариацията” е по-малко важно. Така че, ако се опитвате да се определи ъгловата мощност спектър, а след това в големи ъгли сте склонни да бъде доминиран от “Космически Отклонение”, докато при малки ъгли сте доминиран от инструментален шум.

Leave a Comment