Astronomia

Differenza nelle misurazioni dell'oscillazione acustica barionica

Differenza nelle misurazioni dell'oscillazione acustica barionica

Capisco da questa pagina di Wikipedia sulle oscillazioni acustiche del barione (BAO). Posso anche vedere che le misurazioni BAO sono state rilevate per la prima volta utilizzando una galassia rossa luminosa campioni.

Ora, molti giornali usano la galassia grappoli per misurare il segnale BAO. Qual è il vantaggio/differenza tra l'utilizzo di campioni di galassie e campioni di ammassi di galassie per misurare il BAO?

MODIFICARE:

Ecco alcuni dei documenti che utilizzano ammassi di galassie per il rilevamento di BAO.

  1. Estrada et al. 2008
  2. Hong et al. 2012
  3. Veropalumbo et al. 2014

Penso che la ragione più importante sia che gli ammassi di galassie aderiscono più fortemente alla forma BAO rispetto alle singole galassie. Le galassie tendono ad avere più dispersione degli ammassi, rendendo il segnale BAO delle galassie sbiadito e quindi più difficile da rilevare. A ciò si allude in Veropalumbo et al. Presentazione del documento 2014.

Come traccianti delle più grandi strutture collassate, sono più fortemente raggruppati rispetto alle galassie


Un'altra possibile ragione è che il redshift di un ammasso è più facile da determinare rispetto al redshift di una singola galassia. Ci sono più galassie in un ammasso, che ti danno più possibilità di misurare uno spostamento verso il rosso per quell'ammasso. Se non puoi misurare uno spostamento verso il rosso per una singola galassia, non puoi usarlo nella tua analisi. E ovviamente tutte le galassie in un singolo ammasso avranno lo stesso redshift con una buona approssimazione. L'Estrada et al. 2008 e Hong et al. 2012 indicano entrambi $sigma_z = 0.01$.

Si noti inoltre che il più delle volte questi studi utilizzano i redshift fotometrici piuttosto che i redshift spettroscopici. I redshift fotometrici sono generalmente meno affidabili in quanto si basano su correlazioni (questo non vuol dire che i redshift spettroscopici siano perfetti però). Se puoi misurare alcuni redshift fotometrici in un ammasso o misurare il redshift fotometrico per la galassia centrale luminosa con un alto segnale-rumore, puoi ridurre i tuoi errori di redshift, rispetto alla misurazione per una singola galassia.


Infine, per poter utilizzare un particolare catalogo per misurare il segnale BAO, il catalogo deve essere sia profondo (cioè misure qualunque cosa fino a uno specifico limite di spostamento verso il rosso/magnitudine) e ampio (cioè misure su un ampio campo del cielo). Se il tuo catalogo non soddisfa entrambe queste condizioni, non può essere utilizzato.

Gli ammassi sono più facili da individuare rispetto alle singole galassie. Possono essere trovati (come descrive l'articolo di Estrada et al. 2008) trovando prima le grandi galassie luminose che generalmente risiedono al centro dell'ammasso e sono abbastanza facili da trovare. Il cluster stesso viene quindi identificato. L'osservazione delle singole galassie può risentire di effetti di limitazione della magnitudine o di altri pregiudizi, il che significa che l'analisi potrebbe non includere tutte le galassie che esistono in un determinato redshift. In tal caso, la tua funzione di correlazione a due punti non sarà accurata e potresti perdere o caratterizzare in modo impreciso il segnale BAO. Mi aspetterei che questo problema venga mitigato utilizzando i cluster più facili da identificare.

Giusto per sottolineare che è probabile che i campioni di cluster siano più o meno completi, Estrada et al. Il documento del 2008 è citato come dicendo

I test sui cataloghi fittizi indicano che il campione MaxBCG dovrebbe essere $gtrsim 90\%$ puro e completo per i cluster con $N_{200}ge 10$.

Anche il requisito di un ampio catalogo è piuttosto restrittivo. Il BAO è scomodo grande, quindi non molti cataloghi di galassie profonde saranno abbastanza ampi da vedere anche il BAO. L'SDSS è uno dei pochi cataloghi di galassie che viene in mente abbastanza ampio e hanno già trovato il BAO in questo. I cataloghi di ammassi di solito sono costruiti non da una specifica indagine del cielo come di solito sono i cataloghi di galassie, ma da singole osservazioni o altri conglomerati da molte rilevazioni di galassie. In quanto tali possono essere molto più ampi.


Vieni tu

Le oscillazioni acustiche nei barioni prima della ricombinazione appaiono come oscillazioni acustiche dei barioni (BAO) o oscillazioni nello spettro di potenza della materia Pm che sono fuori fase con le oscillazioni acustiche CMB in P&gamma.

A differenza delle oscillazioni acustiche del CMB, le oscillazioni del barione riflettono la velocità del fluido alla ricombinazione piuttosto che la densità. La velocità al rilascio dal trascinamento del fotone forma cinematicamente le sovradensità del barione.

Con il righello standard acustico calibrato dal CMB, le osservazioni dell'oscillazione barionica misurano la distanza dal redshift che vengono misurate, qui z=0 e quindi la costante di Hubble. A redshift più elevati, BAO sonda l'evoluzione nell'espansione e nell'accelerazione cosmica.


Indagine spettroscopica dell'oscillazione barionica (BOSS)

Come sono raggruppate le galassie? Cosa sta alimentando l'espansione accelerata dell'universo? Che cos'è l'energia oscura?

Queste sono le grandi domande che si pongono gli scienziati che lavorano al Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Brookhaven National Lab è un membro di BOSS, il più grande dei quattro sondaggi che compongono lo Sloan Digital Sky Survey III, che mappa il cielo sopra l'emisfero settentrionale con il telescopio Sloan da 2,5 metri del New Mexico nel tentativo di definire l'energia oscura e misurare suoi effetti.

Basandosi sull'eredità di Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e SDSS-II, la collaborazione SDSS-III sta lavorando per mappare la Via Lattea, cercare pianeti extrasolari e risolvere il mistero del nostro universo in espansione.

Misurare il trucco del cosmo

BOSS studia l'energia oscura, la misteriosa forza ritenuta responsabile dell'accelerazione dell'espansione dell'universo, mappando la distribuzione delle galassie e dei quasar rossi luminosi. Gli ammassi e i vuoti delle galassie che si trovano attualmente nello spazio sono il risultato di onde sonore che si diffondono attraverso l'universo primordiale, come le increspature di uno stagno. Quelle fluttuazioni hanno impresso modelli sullo sfondo cosmico a microonde: la radiazione residua del Big Bang si è diffusa attraverso l'universo come un debole bagliore di luce. Questi schemi, chiamati "oscillazioni acustiche del barione", spiegano il modo in cui le galassie sono distribuite e possono aiutare a individuare l'origine dell'accelerazione cosmica e testare diverse teorie sull'energia oscura.

Per rilevare il cielo, BOSS utilizza due spettrografi, che suddividono la luce in ingresso in due telecamere, una per la luce rossa e una per la luce blu. Queste telecamere consentono agli scienziati di misurare lo spostamento verso il rosso della luce proveniente da galassie lontane: quando un oggetto si allontana da un punto fisso, la lunghezza d'onda di qualsiasi luce emessa si allunga e diventa più rossa. Il team di BOSS prende di mira le galassie rosse luminose e registra lo spettro di luce che emettono per identificare i modelli nello spazio che possono aiutare a rivelare la natura dell'energia oscura.

Le ombre rivelano la forma dello spazio

Oltre a prendere di mira le luminose galassie rosse e a contribuire con immagini del cielo notturno allo Sloan Digital Sky Survey III, gli scienziati di Brookhaven utilizzano la fotocamera ad ampio campo di BOSS per mappare migliaia di quasar alla volta. I quasar sono masse estremamente luminose di luce ed energia, che li rendono la retroilluminazione ideale per un'immagine dell'universo come esisteva 11 miliardi di anni fa.

Utilizzando le telecamere BOSS, gli scienziati di Brookhaven stanno sperimentando una tecnica per misurare la "foresta Lyman-alfa" utilizzando una sorta di astronomia inversa che misura l'espansione dell'universo primordiale in modo più accurato che mai. Invece dell'approccio standard di misurazione della luce emessa dalle galassie, le misurazioni Lyman-alpha si concentrano sul gas idrogeno intergalattico che blocca la luce proveniente dai fari più luminosi là fuori: i quasar. I ricercatori BOSS mappano i modelli irregolari nella luce dei quasar distanti, che si creano quando la luce passa attraverso le nuvole di gas idrogeno. È un po' come determinare la forma della mano di qualcuno guardando uno spettacolo di ombre.

Quando l'indagine BOSS sarà completata, il team avrà mappato 160.000 quasar e 1,5 milioni di galassie luminose.


Misurazione dell'oscillazione acustica barionica a basso redshift dall'indagine ricostruita della galassia di campo di 6 gradi

Le misurazioni a basso redshift delle oscillazioni acustiche del barione (BAO) misurano l'evoluzione tardiva dell'Universo e sono una sonda vitale dell'energia oscura. Nell'ultimo decennio sia il Field Galaxy Survey a 6 gradi (6dFGS) che lo Sloan Digital Sky Survey Main Galaxy Sample (SDSS MGS) hanno fornito importanti vincoli di distanza a [Formula: vedi testo] < 0.3. In questo articolo rivalutare le informazioni cosmologiche dal rilevamento BAO in 6dFGS facendo uso di simulazioni COmoving Lagrangian Acceleration (COLA) popolate dalla distribuzione dell'occupazione dell'alone (HOD) per una matrice di covarianza accurata e sfruttare la tecnica della densità ora comunemente implementata ricostruzione del campo. Per i dati 6dFGS, troviamo coerenza con l'analisi precedente e otteniamo una misurazione della distanza media del volume isotropa di [Formula: vedi testo] ma con una verosimiglianza altamente non gaussiana. Combiniamo la nostra misurazione sia dal clustering post-ricostruzione di 6dFGS che da SDSS MGS offrendo un vincolo aggiornato in questo regime di redshift, [Formula: vedi testo]. Questa misurazione rafforza il vincolo rispetto al risultato del solo SDSS MGS, specialmente ai livelli di significatività 2σ e superiori. Queste misurazioni sono coerenti con la materia oscura fredda standard (ΛCDM) e dopo aver fissato il righello standard utilizzando un Planck prima di m h 2, l'analisi congiunta dà [Formula: vedi testo]. Questo risultato è coerente con altri studi BAO e Cosmic microonde background (CMB), ma è in tensione >2σ con misurazioni ladder della distanza di supernova. Nel prossimo futuro sia il Taipan Galaxy Survey che il Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) miglioreranno questa misurazione a [Formula: vedi testo] a basso redshift.

Parole chiave: cosmologia: osservazioni energia oscura distanza scala struttura su larga scala dell'Universo.

Cifre

La copertura del cielo del 6dFGS K -campione di banda, il colore di ogni…

La non ponderata (blu) e l'FKP...

La distribuzione del redshift non pesata (blu) e ponderata FKP (rosso) di 6dFGS, con il ...

Confronto tra la correlazione prevista...

Confronto tra la funzione di correlazione proiettata dei dati e la media di...

La distribuzione del redshift del...

La distribuzione redshift dei dati e la media dei finti cataloghi...

Confronto del mock COLA...

Confronto delle matrici di correlazione basate su simulazioni e lognormali COLA. La correlazione in...

La distribuzione di tutti i 600...

La distribuzione di tutte le 600 funzioni di correlazione fittizia, sia pre (blu) che post-ricostruzione...

A sinistra: nel grafico in alto la funzione di correlazione pre-ricostruzione è data con il...

Il miglior adattamento alla media pre/post-ricostruzione delle funzioni di correlazione fittizie. Il…

La distribuzione di (in alto a sinistra)...

La distribuzione di (in alto a sinistra) α, (in alto a destra) σ α , (al centro a sinistra)…

Le 2 distribuzioni di…

Le distribuzioni Δχ 2 di α post-ricostruzione 6dFGS (rosso), SDSS MGS (verde) e...

Vincoli di distanza delle misurazioni a basso redshift...

Vincoli di distanza delle misurazioni a basso redshift SDSS DR7 LRG (Padmanabhan et al. 2012), BOSS…


Immagine astronomica del giorno

Scopri il cosmo! Ogni giorno viene presentata un'immagine o una fotografia diversa del nostro affascinante universo, insieme a una breve spiegazione scritta da un astronomo professionista.

2014 gennaio 20
Oscillazioni acustiche bariniche da SDSS-III
Credito di illustrazione: Zosia Rostomian (LBNL), SDSS-III, BOSS

Spiegazione: Quanto grandi appaiono le cose quando sono lontane? Quando osserviamo l'universo, la risposta può effettivamente parlarci della sua storia gravitazionale media e quindi della sua composizione. Per raggiungere questo obiettivo, il Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) dello Sloan Digital Sky Survey-III (SDSS-III) ha misurato lievi aumenti di densità ricorrenti in densità di galassie fino a sei miliardi di anni luce di distanza (redshift 0.7), quando l'universo era circa la metà della sua età attuale. Queste increspature di densità sono note come oscillazioni acustiche bariniche (BAO) e si prevede che emergano dall'universo primordiale su una scala di dimensioni note. Le misurazioni di BOSS di questa scala di dimensioni indicano una forte componente dell'universo dell'energia oscura, e quindi rafforzano le precedenti indicazioni di questa composizione insolita. Nella foto sopra è un'illustrazione di un artista che raffigura BAO esagerati nell'universo lontano.


Titolo: Oscillazioni acustiche bariniche nella foresta Lyα di BOSS DR11 quasars

< m Mpc>$, coerentemente con lo spettro di potenza CMB misurato da Planck, troviamo $D_A(z=2.34)=1662pm96(1sigma)

< m km,s^<-1>Mpc^<-1>>$. I test con finti cataloghi e variazioni della nostra procedura di analisi non hanno rivelato incertezze sistematiche paragonabili ai nostri errori statistici. I nostri risultati concordano con la misurazione BAO precedentemente riportata allo stesso redshift utilizzando la correlazione incrociata quasar-Ly forest. Gli approcci di autocorrelazione e cross-correlazione sono complementari a causa dell'impatto piuttosto diverso della distorsione dello spazio redshift sulle due misurazioni. I vincoli combinati delle due funzioni di correlazione implicano valori di $D_A/r_d$ e $D_H/r_d$ che sono, rispettivamente, 7% bassi e 7% alti rispetto alle previsioni di un modello cosmologico piatto $Lambda$CDM con il parametri di Planck più adatti. Con i nostri errori statistici stimati, il significato di questa discrepanza è $circa 2,5sigma$.


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Risultati della ricerca : Contributo alla rivista › Articolo › peer-review

T1 - La regione di sovrapposizione BOSS-wiggleZ - I. Oscillazioni acustiche bariniche

N2 - Studiamo il clustering su larga scala di galassie nella regione di sovrapposizione del campione CMASS del Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) e del WiggleZ Dark Energy Survey. Calcoliamo le funzioni di autocorrelazione e cross-correlazione nella regione di sovrapposizione dei due set di dati e rileviamo un segnale di oscillazione acustica barionica (BAO) in ciascuno di essi. La misurazione BAO dalla funzione di correlazione incrociata rappresenta la prima di tali rilevamenti tra due diverse rilevazioni di galassie. Dopo aver applicato la ricostruzione del campo di densità riportiamo le misurazioni della scala della distanza DV rfid s / rs = (1970 ± 45, 2132 ± 65, 2100 ± 200) Mpc da CMASS, la correlazione incrociata e WiggleZ, rispettivamente. Le scale di distanza derivate dai due set di dati sono coerenti e sono anche robuste contro la commutazione dei campi di spostamento utilizzati per la ricostruzione tra i due rilevamenti. Usiamo realizzazioni simulate correlate per calcolare la covarianza tra i tre vincoli BAO. Questo approccio può essere utilizzato per costruire una matrice di correlazione, consentendo per la prima volta una combinazione rigorosa di misurazioni WiggleZ e CMASS BAO. Utilizzando una tecnica di ridimensionamento del volume, il nostro risultato può essere utilizzato anche per combinare WiggleZ e futuri risultati CMASS DR12. Infine, mostriamo che l'effetto della velocità relativa, una possibile fonte di incertezza sistematica per la tecnica BAO, è coerente con zero per i nostri campioni.

AB - Studiamo il clustering su larga scala di galassie nella regione di sovrapposizione del campione CMASS del Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) e del WiggleZ Dark Energy Survey. Calcoliamo le funzioni di autocorrelazione e cross-correlazione nella regione di sovrapposizione dei due set di dati e rileviamo un segnale di oscillazione acustica barionica (BAO) in ciascuno di essi. La misurazione BAO dalla funzione di correlazione incrociata rappresenta la prima di tali rilevamenti tra due diverse rilevazioni di galassie. Dopo aver applicato la ricostruzione del campo di densità riportiamo le misurazioni della scala della distanza DV rfid s / rs = (1970 ± 45, 2132 ± 65, 2100 ± 200) Mpc da CMASS, la correlazione incrociata e WiggleZ, rispettivamente. Le scale di distanza derivate dai due set di dati sono coerenti e sono anche robuste contro la commutazione dei campi di spostamento utilizzati per la ricostruzione tra i due rilevamenti. Usiamo realizzazioni simulate correlate per calcolare la covarianza tra i tre vincoli BAO. Questo approccio può essere utilizzato per costruire una matrice di correlazione, consentendo per la prima volta una combinazione rigorosa di misurazioni WiggleZ e CMASS BAO. Utilizzando una tecnica di ridimensionamento del volume, il nostro risultato può essere utilizzato anche per combinare WiggleZ e futuri risultati CMASS DR12. Infine, mostriamo che l'effetto della velocità relativa, una possibile fonte di incertezza sistematica per la tecnica BAO, è coerente con zero per i nostri campioni.


Misurazione della scala dell'oscillazione acustica barionica utilizzando Sloan Digital Sky Survey e 2dF Galaxy Redshift Survey

Introduciamo un metodo per vincolare i modelli cosmologici generali utilizzando le misurazioni della distanza dell'oscillazione acustica barionica (BAO) da campioni di galassie che coprono diversi intervalli di redshift e applichiamo questo metodo per analizzare campioni estratti dallo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS ). I BAO vengono rilevati nel raggruppamento dei campioni combinati di galassie principali 2dFGRS e SDSS e misurano la relazione distanza-redshift a z= 0,2. I BAO nel raggruppamento delle galassie rosse luminose SDSS misurano la relazione distanza-redshift a z= 0,35. Le scale osservate dei BAO calcolate da questi campioni e dal campione combinato sono analizzate congiuntamente utilizzando stime degli errori correlati, per vincolare la forma della misura della distanza DV(z) ≡[(1 +z) 2 D 2 UNcz/H(z)] 1/3 . Qui DUN è la distanza del diametro angolare, e H(z) è il parametro Hubble. Questo da rS/DV(0,2) = 0,1980 ± 0,0058 e rS/DV(0,35) = 0,1094 ± 0,0033 (1σ errori), con un coefficiente di correlazione di 0,39, dove rS è la scala dell'orizzonte sonoro comovente alla ricombinazione. Far corrispondere i BAO per avere la stessa scala misurata a tutti i redshift allora dà DV(0.35)/DV(0,2) = 1,812 ± 0,060. Il rapporto recuperato è approssimativamente coerente con quello previsto dai dati di supernova del Supernova Legacy Survey (SNLS) più alto redshift per Λ cosmologie della materia oscura fredda, ma richiede un'accelerazione cosmologica leggermente più forte a un basso redshift. Se forziamo il modello cosmologico ad essere piatto con costante w, quindi troviamo Ωm= 0,249 ± 0,018 e w=−1.004 ± 0,089 dopo la combinazione con i dati SNLS e incluso il WMAP misurazione dell'angolo di orizzonte acustico apparente nel fondo cosmico a microonde.


Questo è quello che ho trovato finora.

Per ottenere vincoli competitivi sull'energia oscura dobbiamo essere in grado di vedere i cambiamenti in H(z) al livello dell'1% - questo ci darebbe errori statistici nell'equazione DE dello stato di O(10%).

  • Dobbiamo essere in grado di calibrare accuratamente il righello per la maggior parte dell'età dell'universo.
  • Dobbiamo essere in grado di misurare il righello su gran parte del volume dell'universo.
  • Dobbiamo essere in grado di effettuare misurazioni ultra precise del righello.

Sono completamente indipendenti dalle misurazioni SN1A. Aiutano a misurare DE misurando il tasso di espansione nel tempo.

Sono migliori principalmente perché ci sono un numero enorme di galassie là fuori, ma solo così tante supernovae. Inoltre, ogni singola supernova ha molti errori.

Questo non vuol dire che le misurazioni delle supernovae siano inutili. Le misurazioni di SN e BAO hanno proprietà di errore molto diverse, quindi la combinazione dei due è significativamente migliore di una da sola.


Le oscillazioni acustiche barioniche (BAO) comportano la misurazione della distribuzione spaziale delle galassie per determinare il tasso di crescita della struttura cosmica all'interno dell'espansione complessiva dell'universo. Questo confronto può in teoria distinguere tra le diverse forme di Energia Oscura. I modelli di clustering di galassie contengono informazioni su come la struttura cosmica viene amplificata dalle piccole fluttuazioni iniziali. Questo raggruppamento codifica un robusto ‘righello standard’ o ‘separazione media’ tra le galassie che potrebbe essere utilizzato per mappare la storia dell'espansione dell'universo in modo analogo alla supernova di tipo Ia ‘candele standard’.

La natura di questo righello standard è una preferenza per le coppie di galassie separate da una distanza di co-movimento di 150 Mpc. Questa separazione privilegiata è un'eco delle onde sonore che si sono propagate 13,3 miliardi di anni fa attraverso il plasma prima dell'epoca di ricombinazione del Fondo Cosmico a Microonde, circa 380.000 anni dopo il Big Bang.

Queste onde sonore provenivano da aloni primordiali di materia oscura, che lanciavano fronti d'onda sferici guidati dalla pressione di radiazione del plasma compresso. Queste onde sonore hanno viaggiato rapidamente nell'universo primordiale, coprendo una distanza di 150 Mpc tra il Big Bang e l'epoca della ricombinazione.

Questo studio dell'Energia Oscura sembra semplice, ma non lo è. Il problema è che il righello standard che stiamo usando è molto grande. Quindi è necessario osservare vaste regioni dello spazio per produrre rilevamenti del redshift delle galassie che coprono volumi Giga-parsec per effettuare una misurazione di precisione del segnale BAO.

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