Wielkoskalowa struktura Wszechświata 2007

Krótka historia Wszechświata•Miesiąc po BB: procesyprzekształcające polepromieniowania w pole prom.ciała doskonale czarnego stająsię wolniejsze niż temporozszerzania Wszechświata: odtej pory możemy liczyć na_jakieś_ informacje zachowanew CMB•56 000 lat po BB: gęstośćmaterii = gęstości polapromieniowania. T = 9000 K.Niejednorodności (ciemnej)materii zaczynają rosnąć...

Krótka historia Wszechświata•380 000 lat po BB: powstajeneutralny H. T=3000K.Wszechświat staje sięprzezroczysty – CMBR może przezniego swobodnie podróżować(powierzchnia ostatniegorozproszenia.•“Normalna” barionowa materiazaczyna się gromadzić nazagęszczeniach ciemnej materii...•100-200 mln lat po BB: powstająpierwsze gwiazdy i powtórniejonizują Wszechświat. Pierwszesupernowe. Galaktyki, gromady...•4,6 mld lat temu: powstaje Słońce.•Dziś: 13,7 mld lat po BB.

?Large-scale structure in thelocal (z

Ewolucja struktury: przy tym samym punkcie startowym i zakończeniumożliwe są bardzo różne scenariusze i różne parametry Wszechświata!Borgani & Guzzo 2001

Wielkoskalowa strukturaWszechświata•Teoria niestabilności grawitacyjnej:– Fluktuacje gęstości ciemnej materii po inflacji, o(niemal) gaussowskim rozkładzie– ...rosną i wokół nich gromadzi się materia barionowa– ...tworząc galaktyki, gromady, strukturywielkoskalowe...– ...ale wciąż nie wiemy do końca kiedy i jak– Bliskie wielkie przeglądy nieba nie odpowiedzą nam napytanie JAK formowała się wielkoskalowa strukturaWszechświata•Im mniejsza skala, tym bardziej nieliniowaewolucja; liniowość: >5 Mpc, 10 Mpc, 20 Mpc...?

Symulacje: Millenium simmulation (Springel et al. 2005) – ewolucja polagęstości wCDM ze stała kosmologicznąz=18.3z=5.7z=1.4 z=0

Obserwacje:•Głównym źródłem naszej wiedzy ostrukturze wielkoskalowej Wszechświata sąprzeglądy nieba:•bliskie i dalekie•położeń albo przesunięć ku czerwieni•w różnych długościach fal•z różnymi kryteriami selekcji...•co otwiera wielkie możliwości, ale istwarza wielkie problemy

~10 lat temugłębokie przeglądy(z>0.3) liczyły sobie~1000 galaktyk,wybranych wgróżnych kryteriów(e.g. CFRS, Le Fevreet al.1996; CNOC,Yee et al 1998)Efekt: rozbieżnewyniki (np. długośćkorelacji od 1.8 do 5h^-1 Mpc)

Współczesne głebokieprzeglądy nieba•Cel: pomiar przesunięć ku czerwieni iwłasności > 100 000 galaktyk do z>1(ambitnie – z~5 i więcej)– Vimos-VLT Deep Survey (VVDS)– DEEP-2– COSMOS i zCOSMOS

z~0.7z=1.2z~0.1z=0.8

Czy przy pomocy obserwacji galaktykmożna prześledzić ewolucję rozkładuciemnej materii?•czy rozkład materii barionowej pokrywa się zrozkładem ciemnej materii? (być może)•czy rozkład świecącej materii barionowej pokrywasię z rozkładem „ogólnym?”•które obiekty (galaktyki) najlepiej „śledzą” rozkładciemnej materii na których etapach ewolucjiWszechświata? Jasne czy słabe? Czerwone czyniebieskie? Aktywne czy „martwe”? ...

Evolution of the luminosity functionIlbert & VVDS team 2004

„Downsizing” - niebieskie galaktyki produkujące gwiazdykiedyś bytowały w gromadach chętniej niż dziś

Galaxy clustering inthe VVDS−we compute the 2-point spatial correlationfunction, projected along the line of sight,w p(r p), to measure clustering properties ofgalaxies−for a power-law shape of the CF:correlation length r 0and slope −for a general galaxy population: CF weaklyevolving up to z~2−which may be interpreted as a mixed effectof evolution of the LSS (stronger clusteringwith time) and observational bias (athigher z we see brighter and moreclustered objects)Pollo et al., 2005 and LeFevre et al., 2005−we need some indicators to compare more

Correlation length for differentgalaxy types and colors

CF of most luminous galaxies does notreally follow a power-law fit

A linear galaxy vs DM bias, at 8 Mpc scale, seemsto evolve faster for galaxies brighter than M*

Does a galaxy bias (computed at the 8 Mpc scale)vs DM change with redshift differently for galaxieswith different stellar masses?

Podsumowanie – ewolucja strukturywielkoskalowej: co wiemy a czego nie wiemy?•Już ~10 mld lat temu istniały we Wszechświecie galaktyki, tworzącestruktury podobne do dzisiejszych, co może stanowić argument nakorzyść modeli CDM z dużą stałą kosmologiczną(zgodność z symulacjami)•Dokładne prześledzenie ewolucji tych struktur i odniesienie ich doewolucji pola gęstości ciemnej materii jest kluczem do podstawowychparametrów Wszechświata•Problem: obserwujemy galaktyki, a nie materię! Galaktyki ewoluują,zmieniają kolor, jasność, właściwości – nie jest łatwo porównać “tę samą”strukturę kiedyś i dziś•~8-10 mld lat temu “typowe” galaktyki były jaśniejsze. Więcejniebieskich galaktyk (tworzących gwiazdy) znajdowało się w gromadach,ale i tak galaktyki niebieskie były (jak dziś) znacznie mniej skupione.

Podsumowanie – ewolucja strukturywielkoskalowej: co wiemy a czego nie wiemy?•Najjaśniejsze galaktyki były znacznei bardziej skupione (i obciążonewzględem ciemnej materii) – ale niekoniecznie były one równieżnajbardziej masywne! Nie jest też jasne, co się z nimi stało (zlały się zesobą czy zbladły?)•Obciążenie (bias) galaktyk względem ciemnej materiinajprawdopodobniej ewoluuje (co tak naprawdę jest odbiciem ewolucjigalaktyk)•Badania ewolucji struktury wielkoskalowej na wielką skalę dopiero sięzaczynają