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Ich suche nach den neuesten Werten (mit Unsicherheiten) der vier wichtigsten kosmologischen Dichteparameter $Omega_i$ : egin{align} ag{1} Omega_{ ext{mat}} &={} ?, & Omega_{ ext{rad}} &={} ?, &Omega_{Lambda} &={} ?, &Omega_{k} &={} ?. end{align} Ich weiß, dass $Omega_{ ext{mat}} approx 0.30$, $Omega_{ ext{rad}} approx 0.00$, $Omega_{Lambda} approx 0.70$ und $Omega_{k} approx 0.00$, aber ich hätte gerne genauere Werte (wenn möglich mit Unsicherheiten). Beachten Sie, dass diese Parameter durch die folgende Beziehung eingeschränkt sind: egin{equation} ag{2} Omega_{ ext{mat}} + Omega_{ ext{rad}} + Omega_{Lambda} + Omega_{k} equiv 1. end{gleichung}
Natürlich habe ich nachgeschaut Wikipedia aber ich vertraue ihm nicht sehr:
https://en.wikipedia.org/wiki/Lambda-CDM_model
Ich habe auch nachgeschaut arXiv. Beispielsweise :
https://arxiv.org/abs/1502.01589,
aber ich finde in diesem Papier keine klaren endgültigen und einvernehmlichen Werte.
Hilfe wäre dankbar. Bitte geben Sie Ihre Quellen an.
Kosmologische Parameter werden auf verschiedene Weise gemessen und ihre Werte hängen davon ab, welchen Messungen Sie am meisten vertrauen. Das von Ihnen verlinkte Papier (Planck Collaboration et al. 2016) mit den Ergebnissen der Planck-Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds aus dem Jahr 2015 wird wahrscheinlich die meisten Leute akzeptieren, aber selbst in diesem Papier finden Sie unterschiedliche Werte, je nachdem, welche Observablen, die Sie kombinieren.
Sie finden die Werte in deren Tabelle 4. Ich denke, dass die meisten Leute verwenden die Werte in der Spalte "TT+lowP+lensing" (z. B. Geil et al. 2016, Ricotti et al. 2016 und Liu et al. 2016), was die „konservative“ Wahl ist. Es gibt jedoch auch einige (z. B. Chevallard & Charlot 2016 und Silk 2016), die die Werte in der letzten Spalte namens "TT,TE,EE+lowP+lensing+ext" verwenden. Diese Werte berücksichtigen externe Daten (baryonische akustische Oszillationen und Supernovae-Daten), die die Unsicherheiten möglicherweise auf unnatürlich kleine Werte reduzieren. TT, TE, TT und lowP beziehen sich auf die verwendeten Polarisationskarten und "Lensing" auf die schwachen Gravitationslinsenmessungen von Planck.
Kosmologische Standardparameter
Die folgende Tabelle ist eine modifizierte Version aus dem Planck-Papier, in der ich nur die am häufigsten verwendeten Parameter zeige:
Dabei ist $n_s$ die Steigung des ursprünglichen Potenzspektrums, $H_0$ die Hubble-Konstante in km s-1 Mpc-1, $Omega_Lambda$ und $Omega_m$ sind die Dichteparameter der Dunklen Energie und der gesamten (dunkel+baryonischen) Materie, $Omega_mathrm{b}h^2$ und $Omega_mathrm{c}h ^2$ sind die Dichteparameter von baryonischer und dunkler Materie, multipliziert mit dem Faktor $h equiv H_0/100$ (quadratisch), $sigma_8$ sind die Materiedichtefluktuationen auf Skalen von 8 (mitbewegten) Mpc, $z_ mathrm{re}$ ist die Rotverschiebung, bei der das Universum reionisiert wurde (sofortige Reionisierung vorausgesetzt), und die letzte Zeile zeigt das abgeleitete Alter des Universums in Milliarden Jahren.
Krümmungsdichte
Die Einschränkungen für den Krümmungsparameter $Omega_K$ sind in Tabelle 5 angegeben, die etwas andere Datenkombinationen enthält. Alles in allem beschränkt Planck die Krümmung auf $|Omega_K| <0,005$, aber Sie werden selten jemanden beleidigen, indem Sie einfach die Krümmung auf Null setzen.
Temperatur und Strahlungsdichte
Die Strahlungsdichte ist etwas verworrener. Es hat einen Beitrag sowohl von Photonen als auch von Neutrinos, und ihre Dichten sind mit $$ ho_ u = N_mathrm{eff} frac{7}{8} left(frac{4}{11} ight )^{4/3} ho_gamma, $$ wobei $N_mathrm{eff} = 3.046$ das ist Wirksam Anzahl der Neutrino-Spezies. Nach dem Verfahren von Pulsar in dieser Antwort, aber mit aktualisierten Parametern (dh dem oben angegebenen $N_mathrm{eff}$ und der durchschnittlichen CMB-Temperatur von $T_0 = 2.722pm0.027$ (Gl. 83a)), I erhalten, dass $$ egin{array}{rcl} Omega_mathrm{rad}h^2 & = & Omega_ u h^2+ Omega_gamma h^2 & = & (1.7018 + 4.6213) imes 10^{-5} & = & 4.1620 imes10^{-5}, end{array} $$ dh mit $h = 0.6781$, $$ Omega_mathrm{rad} = 9.0513 imes10^{-5}. $$
Rekapitulieren
Die Beantwortung Ihrer Frage ist also etwas schwierig, da es keine einzige Antwort gibt und die Krümmung mit 95 % Vertrauen ("2$sigma$") und nicht mit 68 % ("1$sigma$") angegeben wird. Für die Hubble-Konstante und die Materie und dunkle Energie würde ich $H_0 = 67,81pm0.92,mathrm{km},mathrm{s}^{-1},mathrm{Mpc}^ . empfehlen {-1}$, $Omega_mathrm{m} = 0.308pm0.012$ und $Omega_Lambda = 0.692pm0.012$.
Für die Krümmung würde ich 0 verwenden (vor allem, weil Ihre Berechnungen wahrscheinlich je nach Vorzeichen zwischen gewöhnlicher und hyperbolischer Trigonometrie wechseln müssten), aber wenn Sie Unsicherheit einschließen möchten, können Sie $ Omega_K = 0 pm0.005$ . sagen (95%). Oder Sie könnten einfach $Omega_K = 1 - Omega_mathrm{m} - Omega_Lambda - Omega_mathrm{rad}$ verwenden und die Fehler weitergeben, um $Omega_K = 0pm0.017$ zu erhalten. was Ihnen einen konservativeren Wert gibt.
Für Strahlung müsste man zur Ausbreitung von Unsicherheiten die Kovarianzmatrix der Eingabeparameter kennen, aber da der Gesamtfehler von dem der Hubble-Konstanten dominiert wird, ist die Standardfehlerausbreitung $(sigma_{Omega_mathrm{rad}}/ Omega_mathrm{rad} simeq 2 sigma_h/h)$ ergibt einen Wert von $Omega_mathrm{rad} = (9.0513pm0.2456) imes10^{-5}$.
Um es explizit auszudrücken, lautet meine Empfehlung: $$ {Omega_mathrm{m}, Omega_Lambda, Omega_mathrm{rad}, Omega_K} = {0.308, 0.692, 9.05 imes10^{ -5},0} pm {0,012, 0,012, 2,46 imes10^{-6}, 0 }. $$ Aber ich denke, das Wichtigste ist, anzugeben, woher Sie die Parameter nehmen. Leute sagen selten rarely Warum Sie wählen einen bestimmten Parametersatz aus, und obwohl Planck sehr kleine Fehlerbalken liefert, liefern andere Sonden Fehlerbalken, die so klein sind, dass sie im Grunde nicht miteinander kompatibel sind. Deshalb kommt man mit ${Omega_mathrm{m}, Omega_Lambda, Omega_mathrm{rad}, Omega_K} = { 0.3,0.7,0,0} pm {0,0,0,0}$.
Neueste kosmologische Parameter - Astronomie
Mitte der 1990er Jahre gab es eine Krise in der Kosmologie, weil das Alter der alten Kugelsternhaufen in der Milchstraße, damals auf 16 ± 3 Gyr geschätzt, höher war als das Expansionsalter des Universums, das für a kritische Dichte (ich = 1) Universum ist 9 ± 2 Gyr (mit Hubble-Parameter .) ha = 0,72 ± 0,08). Als jedoch 1997 die Daten des Astrometriesatelliten Hipparcos verfügbar wurden, zeigte sich, dass die Entfernungen zu den Kugelsternhaufen unterschätzt worden waren, was (in Kombination mit verbesserten Sternentwicklungsmodellen) bedeutete, dass ihr Alter 12 ± 3 Gyr beträgt.
Das erfolgreiche Schlüsselprojekt des Hubble-Teleskops auf der extragalaktischen Entfernungsskala hat festgestellt, dass der Hubble-Parameter H0 = 100ha km s -1 Mpc -1 is ha = 0,72 ± 0,08 [8]. Mehrere Beweislinien – darunter CBR, Supernovae und Cluster – zeigen nun, dass das Universum keine ich = 1, sondern eher Knirps = ich + = 1 mit ich 0,3, was einem Expansionsalter von etwa 14 Gyr entspricht. Allein die kosmischen Hintergrunddaten von WMAP ergeben ein Expansionsalter von 13,4 ± 0,3 Gyr, das mit dem WMAP-Laufleistungsspektrum-Indexmodell zu 13,7 ± 0,2 wird [4].
Eine neue Art der Altersmessung basierend auf dem radioaktiven Zerfall von Thorium-232 (Halbwertszeit 14,1 Gyr), gemessen in einer Reihe von Sternen, ergab ein völlig unabhängiges Alter von 14 ± 3 Gyr. Eine ähnliche Messung, basierend auf dem ersten Nachweis in einem Stern von Uran-238 (Halbwertszeit 4,47 Gyr), ergab 12,5 ± 3 Gyr, ein zweiter solcher Stern ergab ein Alter von 14,1 ± 2,5 Gyr [9]. Diese Sternlebensdauern sind natürlich untere Grenzen für das Alter des Universums.
Alle neueren Messungen zum Alter des Universums stimmen daher hervorragend überein. Es ist beruhigend, dass drei völlig unterschiedliche Uhren – Sternentwicklung, Expansion des Universums und radioaktiver Zerfall – so gut übereinstimmen.
Seitdem die kosmologische Krise bezüglich des Alters des Universums auf diese Weise gelöst wurde, stimmen alle Daten mit der oben beschriebenen Kosmologie überein, wobei die wichtigsten kosmologischen Parameter jetzt alle auf etwa 10 % oder besser festgelegt sind [4, 11] mit der einzigen Ausnahme von 8, die die Amplitude des (linearen) Leistungsspektrums auf der Skala von 8 . misst ha -1 MPc. Jedoch, 8 ist ein entscheidender kosmologischer Parameter, der einen großen Einfluss auf das Wachstum von Fluktuationen im frühen Universum hat. Die aktuellen Analysen führen zu Werten von 8 zwischen etwa 0,7 und 1,1. Aber es sei denn 8 mindestens 0,85 oder so beträgt, ist es sehr schwer zu erkennen, wie das Universum früh genug Sterne und Quasare gebildet haben könnte, um bei ionisiert zu werden z
17 [12] wie durch die WMAP-Erkennung der Großwinkelpolarisation angezeigt [13]. Die neueste Analyse der kosmologischen Parameter, die zum ersten Mal den in den SDSS-Quasarspektren beobachteten Lyman-Wald zusammen mit den WMAP-Daten des ersten Jahres und den SDSS-Galaxienclustering-Daten umfasst, findet 8 = 0,90 ± 0,03 und = 0,72 ± 0,02 [11]. Diese Studie findet den primordialen Spektralindex skalarer Fluktuationen neinso = 0,98 ± 0,02 ohne Beweis für das Laufen des Spektralindex, Zustandsgleichungsparameter w P / = - 0.98 +0.10 -0.12 bei Rotverschiebung z = 0,3 ohne Hinweise auf eine Variation mit Rotverschiebung und eine strenge Obergrenze für die Neutrinomasse ich < 0,42 eV. Die winzigen zitierten Fehler beinhalten jedoch keine systematischen Unsicherheiten bei der Interpretation der Lyman Forest-Daten, die einer weiteren Analyse bedürfen. *****
Multimessenger-Kosmologie der Zukunft
Kollisionen von Neutronensternen und Schwarzen Löchern liefern Erkenntnisse über die Sternentwicklung hinaus: Diese Verschmelzungen könnten auch der Schlüssel zu präzisen Messungen der kosmologischen Parameter sein, die unser Universum beschreiben. Eine aktuelle Studie untersucht, was wir in den nächsten Jahrzehnten mit der Multimessenger-Kosmologie lernen können.
Festlegen von Parametern
Messungen der Hubble-Konstanten mit unterschiedlichen Methoden zeigen eine erst mit der Zeit gewachsene Messwertabweichung. [Freedmanet al. 2019]
Leider ergeben unterschiedliche Messtechniken eine große Streuung der Werte für diese Parameter. Wissenschaftler haben lange auf einen neuen, unabhängigen Ansatz gewartet, der die Spannungen zwischen vergangenen Messungen auflösen wird. Jetzt, im Zeitalter der Gravitationsastronomie, haben wir eine: die Standardsirene Technik.
Schematische Darstellung der Stadien einer Neutronen-Stern-Kollision. Im Modell 1) zwei Neutronensterne inspiralig, 2) sie verschmelzen und erzeugen einen Gammablitz von einer Zehntelsekunde Dauer, 3) ein kleiner Bruchteil ihrer Masse wird herausgeschleudert und strahlt auf Zeitskalen von Wochen als Kilonova aus, 4) ein massereicher Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch mit einer Scheibe bleibt nach dem Ereignis zurück. [NASA, ESA und A. Feild (STScI)]
Einblicke von Sirenen
Wir haben bereits die Verwendung von . besprochen dunkle Sirenen — Schwarze Loch-Schwarze-Loch-Verschmelzungen — als Werkzeug zur Messung kosmologischer Parameter. Standardsirenen – die Verschmelzung von Neutronensternen mit Schwarzen Löchern oder anderen Neutronensternen – ist ein ähnlich nützliches Werkzeug, aber sie beruhen auf Multimessenger-Beobachtungen und nicht nur auf Gravitationswellen.
Die Idee ist einfach: Durch die gleichzeitige Beobachtung der Gravitationswellen- und elektromagnetischen Signale dieser explosiven Verschmelzungen können wir sowohl eine absolute Entfernungsskala als auch eine Rotverschiebungsmessung für die Quelle erhalten. Diese Kombination ermöglicht es uns, eine unabhängige Messung kosmologischer Parameter zu erhalten – und je mehr dieser gemeinsamen Nachweise wir machen, desto genauer werden unsere Messungen.
Die effiziente Umsetzung dieses Ansatzes erfordert jedoch einige Planung. Was ist die beste Beobachtungsstrategie, um sicherzustellen, dass wir diese Parameter mit den für die nächsten Jahrzehnte geplanten Gravitationswellen- und elektromagnetischen Observatorien festlegen können? Dieser Frage geht eine neue Studie unter der Leitung von Hsin-Yu Chen (Harvard University und MIT) nach.
Das Versprechen zukünftiger Detektoren
Schematischer Zeitplan bestehender (solider), finanzierter (schraffierter) und vorgeschlagener (offener) GW- und EM-Anlagen in den nächsten drei Jahrzehnten. Swift+/Swift++ sind hypothetische zukünftige Gammastrahlensatelliten. [Chenet al. 2021]
- Drei Epochen von Gravitationswellendetektoren mit zunehmender Empfindlichkeit (A+, Voyager und Cosmic Explorer)
- Weitfeld-Durchmusterungsteleskope wie das Vera-Rubin-Observatorium, die Kilonovae erkennen können, die optischen und infraroten Gegenstücke von Verschmelzungen mit Neutronensternen.
- Hochenergie-Observatorien wie Swift und seine Nachfolger zur Erkennung kurzer Gammastrahlenausbrüche, ein stark gerichtetes, aber helles Gegenstück zu Fusionen.
Unsicherheit bei der Messung von H0 für eine Vielzahl unterschiedlicher Beobachtungsstrategien. Orangefarbene Balken zeigen den Bruchteil der gesamten Beobachtungszeit an, der dem VRO für jedes Kilonova-Szenario zur Verfügung steht. [Angepasst von Chen et al. 2021]
Anhand dieser Berechnungen skizzieren die Autoren eine Beobachtungsstrategie für die nächsten drei Jahrzehnte. Sie zeigen, dass wir mit geschicktem Ressourceneinsatz schon bald eine Präzision im Sub-Prozent-Bereich erreichen könnten H0 und strenge Beschränkungen hinsichtlich der Menge und Form der dunklen Energie im Universum. Diese Arbeit zeigt das große Potenzial von Standardsirenen für die Präzisionskosmologie.
Zitat
„Ein Programm für Multimessenger-Standard-Sirenen-Kosmologie in der Ära von LIGO A+, Rubin-Observatorium und darüber hinaus“, Hsin-Yu Chen et al. 2021 ApJL 908 L4 6. doi:10.3847/2041-8213/abdab0
17.6: Zusammenfassung - Kosmologische Parameterschätzung
Wissenschaftler, die mit Supernova-, CMB- und großräumigen Strukturdaten arbeiten, haben mit hoher Präzision die Bestandteile des Universums bestimmt. Aus diesen Daten haben Wissenschaftler ein Tortendiagramm erstellt, das den Materie- und Energiehaushalt des Universums darstellt (Abbildung A.17.9).
Abbildung A.17.9: Gewöhnliche Materie macht nur einen kleinen Teil des gesamten Masse-Energie-Inventars des Universums aus. Den Großteil des Budgets macht die Dunkle Energie aus, die für die Beschleunigung der Raumfahrt verantwortlich ist. Bildnachweis: ESA/Planck
In dieser Aktivität verwenden Sie Daten aus verschiedenen kosmologischen Messungen, um die Werte mehrerer kosmologischer Größen zu bestimmen: die Menge an Materie (&Omegaich), die aus regulärer baryonischer Materie und kalter dunkler Materie besteht, und die Menge an dunkler Energie (&OmegaDE).
Beachten Sie, dass &Omega . Einschränkungen unterliegtich und &OmegaDE aus drei verschiedenen Messungen:
- Supernovae (SNe, blaue Region)
- Der kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB, orangefarbene Region)
- Akustische Oszillationen mit großräumigen Strukturbaryonen (BAO, grüner Bereich)
Klicken Sie auf jede kosmologische Quelle, um Konfidenzbereiche für die Messung anzuzeigen.
Für eine gegebene Quelle ist die Kombination von &Omegaich und &OmegaDE hat eine Wahrscheinlichkeit von 68 %, in die kleinste Region zu fallen, eine Wahrscheinlichkeit von 95 %, in die nächstgrößere Region zu fallen, und eine Wahrscheinlichkeit von 99 %, in die gesamte schattierte Region zu fallen. Ein Konfidenzbereich von 99 % bedeutet, dass der wahre Wert nur in 1 % der Fälle außerhalb des Bereichs liegt. Mit anderen Worten, wir sind zu 99% sicher, dass der wahre Wert innerhalb des durch die Kontur begrenzten Bereichs liegt.
Mitgliedschaften
Jodrell Bank Center for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Manchester, Manchester, UK
Physikabteilung und INFN, Università di Roma ‚La Sapienza‘, Rom, Italien
Institut d’Astrophysique de Paris (UMR7095: CNRS & UPMC, Sorbonne Universities), Paris, Frankreich
Department of Physics and Astronomy, The Johns Hopkins University, Baltimore, MD, USA
BIPAC, Department of Physics, University of Oxford, Oxford, UK
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Beiträge
E.D.V. führte alle MCMC-Analysen, Simulationen und die Planck-Parameter-Analyse in verschiedenen Maßstäben durch, erstellte alle Zahlen, schrieb das Papier und half mit zusätzlichen Ideen. morgens schlug die Hauptidee vor, führte die Spannungsanalysen durch und schrieb die Arbeit. J. S. schrieb das Papier und half mit zusätzlichen Ideen.
Korrespondierender Autor
Neueste kosmologische Parameter - Astronomie
Kontakt: 025-89687505 
E-Mail:[email protected] Sep, 2005 – Jun, 2010 Nanjing University, PhD-Abschluss
Sep. 2001 – Jun. 2005 Nanjing University, Bachelor-Abschluss Hauptfach: Astronomie
Berufserfahrung
Jul, 2010 – Okt, 2012 Nanjing University, Postdoktorand
Nov. 2012 – Dez. 2015 Nanjing University, außerordentlicher Professor
Dez, 2015 – jetzt Nanjing University, Professor
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Kosmologie
Möchten Sie wissen, was vor langer Zeit in weit, weit entfernten Galaxien passiert ist? Kosmologie ist Astronomie im großen Stil – so verstehen wir das Universum in seinen größten Maßstäben. Von den Mysterien der Dunklen Materie und Dunklen Energie bis hin zum riesigen kosmischen Netz erforscht die moderne Kosmologie, was den Kosmos antreibt.
Hier findest du Sky & Teleskop's Berichterstattung über die neuesten Entdeckungen in der Kosmologie. Möchten Sie mehr über den Urknall erfahren? Was ist mit der anhaltenden Kontroverse über die aktuelle Expansionsrate des Universums? Was können wir ganz am Anfang über die Galaxienentstehung lernen? Wir bringen Ihnen ausführliche Berichte über das frühe Universum, alte Galaxien und den kosmischen Mikrowellenhintergrund, das übrig gebliebene Strahlen der Strahlung, das nach der Geburt unseres Universums freigesetzt wurde. Während Wissenschaftler weiter in Zeit und Raum zurückblicken und die Grenzen des Erkennbaren verschieben, werden wir Ihre Führer auf der Suche nach der kosmischen Morgendämmerung sein.
Der Beweis
Nach meinem letzten Beitrag über die Beweise für ein Universum mit geringer Dichte dachte ich, ich würde alle, die sich mit diesem Bild, das 1995 in Leiden aufgenommen wurde, in Verlegenheit bringen, in Verlegenheit bringen.
Verschiedene zwielichtige Gestalten, die sich als “Experts” tarnen, wurden von den Studenten einer Summer School gebeten, ihre bevorzugten Werte für die kosmologischen Parameter anzugeben (von oben nach unten: Hubble-Konstante, Dichteparameter, kosmologische Konstante, Krümmungsparameter und Alter des Universums).
