In dem Buch „Eine Einführung in die Wissenschaft der Kosmologie“ von Raine und Thomas haben sie zwei Gleichungen
Zuerst nehmen Sie eine Messung der CMB-Temperaturkarte vor. Wenn man die Durchschnittstemperatur abzieht, sieht das so aus:
Das Hauptmerkmal, das hier zu sehen ist, ist ein klarer Dipol, die Signatur der Dopplerverschiebung, die durch die Bewegung des Detektors relativ zum CMB-Ruhesystem verursacht wird. Entlang des Äquators ist auch ein wenig Fuzz von galaktischen Vordergrundquellen zu sehen. Das eigentliche kosmologisch interessante CMB-Signal ist unter dem überwältigenden Dipol und den Vordergrund begraben.
Um eine Messung der Geschwindigkeit zu erhalten, passt man einfach einen Dipol an die Karte an (wobei der Monopol oder die mittlere Temperatur bereits abgezogen ist), was wie Ihre Gleichung 4.14 aussieht. Ihre 4.15 sieht für mich aus dem Zusammenhang gerissen etwas faul aus, denn wenn reicht von Zu , erhalten Sie negative Werte für die Temperatur. Ich glaube jedenfalls nicht, dass es wirklich nötig ist. Sobald der Dipol passt, wissen Sie, in welche Richtung die Bewegung geht (ich vermute ist definiert als ein Winkelversatz von einem Referenzwinkel) und seine Größe ( ). Von dort ist es nur noch eine Frage der Umrechnung in galaktozentrische Koordinaten .
Wenn wir uns relativ zum CMB bewegen, werden CMB-Photonen dopplerverschoben (und der Betrag hängt von der Richtung relativ zum CMB-Rahmen ab). Dies induziert einen Dipol in der Temperaturfluktuationskarte
zuerst bestellen , die wir messen können. Die Richtung und Geschwindigkeit kann zum Beispiel gefunden werden, indem ein Dipol an CMB-Temperaturkarten angepasst wird, die zum Beispiel von WMAP und Planck produziert werden. Für mehr Details darüber, wie es tatsächlich in der Praxis gemacht wird, siehe zum Beispiel den Planck-Artikel über die Doppler-Verstärkung des CMB.
Neugierig
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Kyle Oman
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