Как люди рассчитывают пропорции темной материи, темной энергии и барионной материи во Вселенной?

Неясно, запрашиваете ли вы подробности того, как анализируется спектр мощности реликтового излучения, или это общий вопрос о том, как проводятся такого рода измерения. Я предполагаю последнее - надеюсь, это будет интересно другим, даже если это не то, что вы хотели.

Процедура хорошо обсуждается в статье Википедии о модели Lambda-CDM , которую часто называют космологией согласования.

В физике очень часто бывает, что вы не можете напрямую измерить величину. Вместо этого вы строите математическую модель для описания своих экспериментальных результатов, в которой величина, которую вы пытаетесь определить, является регулируемым параметром. Затем вы передаете свои результаты на большой компьютер, который регулирует параметр, чтобы получить наилучшее соответствие для эксперимента. Результатом является ваше измерение , но это косвенное измерение. Практически все, что измеряет БАК, на самом деле наилучшим образом соответствует математической модели.

Так определяется доля барионной материи и т.д. Минимальное описание вселенной требует шести параметров:

• физическая барионная плотность
• физическая плотность темной материи
• плотность темной энергии
• скалярный спектральный индекс
• амплитуда колебаний кривизны
• оптическая глубина реионизации

(Нет, я тоже не знаю, что такое последние три из них, но, как всегда, Википедия вам в помощь.)

Планк не измерил реликтовое излучение во всей Вселенной, однако он измерил реликтовое излучение, которое видно с Земли во всех направлениях. Мы предполагаем, что Вселенная однородна и изотропна, поэтому результаты, измеренные с Земли, должны быть в основном такими же, как и результаты измерений где-либо еще во Вселенной.

Так или иначе, строится математическая модель для описания реликтового излучения с использованием этих шести параметров, затем компьютер корректирует значения, чтобы получить наилучшее соответствие. Результатом являются расчетные значения для доли барионного вещества и т. д. Как упоминал dmckee, подобная подгонка может быть выполнена для других измерений, таких как барионные акустические колебания , и обнадеживает, что результаты согласуются с подгонкой реликтового излучения.

Значения могут меняться и меняются по мере того, как становится доступным больше данных. До Планка расчет выполнялся с использованием данных WMAP, а (гораздо более точные) планковские измерения пересматривали значения, определенные по данным WMAP. Будущие измерения могут привести к дальнейшему пересмотру, однако это, скорее всего, будет просто повышением точности, а не полной отменой наших текущих моделей.

Существует три основных метода измерения космологических параметров.$\Omega_\Lambda$(плотность темной энергии) и$\Omega_M$(плотность вещества): красные смещения сверхновых, измерения реликтового излучения и измерения барионных акустических колебаний (БАО). Каждого из них в отдельности достаточно, чтобы исключить космологию без какой-либо темной энергии ($\Omega_\Lambda=0$). Сочетание всех трех из них обеспечивает проверку согласованности, а также приводит к лучшему определению$\Omega_\Lambda$а также$\Omega_M$чем можно было бы получить от одного из них в одиночку. Метод БАО наиболее чувствителен к$\Omega_M$, сверхновые до$\Omega_\Lambda-\Omega_M$, а CMB к$\Omega_\Lambda+\Omega_M$. На приведенном ниже рисунке показаны космологические параметры нашей Вселенной после Перлмуттера, 1998 г. и Ковальски, 2008 г. Три заштрихованные области представляют собой области достоверности 95% для трех типов наблюдений.

Плотность вещества$\Omega_M$можно разделить на барионную и небарионную материю (темную материю). Есть несколько способов сделать это (Roos 2012):

(1) У нас есть модели нуклеосинтеза в эпоху вскоре после Большого взрыва (до образования первых звезд). Наблюдаемые относительные содержания водорода, гелия и дейтерия не могут быть согласованы с плотностью нерелятивистского вещества, полученной из данных наблюдений. Если бы предполагаемая плотность массы была полностью обусловлена ​​барионным веществом, то ядерные реакции в плотной ранней Вселенной должны были протекать относительно эффективно, что привело бы к гораздо более высокому отношению гелия к водороду и гораздо более низкому содержанию дейтерия.

(2) Существование небарионной материи необходимо также для согласования наблюдаемой плотности галактик с наблюдаемой силой флуктуаций реликтового излучения.

(3) Было замечено, что в сливающихся скоплениях галактик гравитационный потенциал компенсируется излучающей плазмой.

Ковальски, 2008 г., http://arxiv.org/abs/0804.4142.

Перлмуттер, 1998 г., http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812133.

Роос, 2012 г., http://arxiv.org/abs/1208.3662.

Количество темной материи можно рассчитать с помощью гравитационного линзирования. В космическом масштабе, когда есть источник большого источника света L, такого как свет от галактики, которая находится за телом большой массы (видимая + невидимая материя) M, масса M действует как линза и преломляет свет от L. Поэтому, когда мы наблюдаем эту систему, мы будем наблюдать несколько изображений L вокруг M. Поскольку мы понимаем общую теорию относительности, мы можем работать в обратном направлении и вычислять, сколько массы должно быть в системе, чтобы создать это изображение. Это даст общую массу системы, и если вычесть видимую массу, вы получите количество темной материи в этой системе. Мы заметили, что более или менее пропорция видимой и темной материи оставалась примерно равной 25-30% в нескольких наблюдениях, поэтому у вас есть количество темной материи, указанное в %, которое довольно постоянно в наблюдениях, хотя масса галактик, вовлеченных в каждое наблюдение может варьироваться. Экстраполируя этот факт, мы говорим, что около 30% Вселенной составляет темная материя.

Что касается темной энергии, то, как только вы оцените общее количество видимой материи + темной материи, сначала мы вычислим общую известную энергию Вселенной, которая исходит от всей видимой материи + всего излучения + всего остального, что можно объяснить. Затем мы смотрим на скорость расширения Вселенной и вычисляем, сколько энергии требуется, чтобы заставить Вселенную ускоряться с наблюдаемой скоростью. Мы находим, что эта необходимая энергия намного больше, чем энергия, приходящаяся на форму видимой и темной материи. Разница между известной и требуемой энергией равна темной энергии.