Gibt es CMB-unabhängige Sonden der Krümmung des Universums?

Es gibt heute einen Preprint (glaube, er erschien auch in Nature Astronomy am 4. November), der argumentiert, dass a Λ C D M + Ω k Modell mit Negativ Ω k passt ziemlich gut zu den CMB-Daten von Planck Legacy 2018 und löst einige der internen Spannungen in den Daten. Zum Beispiel zeigt der separate Vergleich der Anpassung des Referenzmodells an niedrige oder hohe Winkelskalen einige Diskrepanzen in den kosmologischen Parametern 1 σ Level (pro Parameter schätze ich, dass die Gesamtspannung schlechter ist). Diese Spannungen scheinen zu verschwinden, wenn das Universum geschlossen werden darf, aber mit einigen interessanten Konsequenzen: zum Beispiel dem bevorzugten Wert von H 0 fällt auf ca 50 k M S − 1 M P C − 1 (nur für CMB-Einschränkung)!

Ich frage mich daher, ob es CMB-unabhängige Messungen mit angemessener Hebelwirkung gibt Ω k , auf der relevanten Genauigkeitsebene (der Artikel favorisiert Ω k ∼ − 0,04 ). Lensing, BAO und SNIa tun es meines Wissens nicht, aber es gibt andere Messungen in der Kosmologie ...

Ich habe noch keine endgültige Antwort, also werde ich nur in den Kommentaren diskutieren. Ich sehe nicht, wie es welche geben könnte. Sie benötigen etwas, das einigermaßen skaleninvariant ist und einen weiten Bereich des Himmels zum Testen von Werten bietet. Ich nehme an, Sie könnten einige astronomische Messungen durchführen, um die beitragenden Werte einzuschränken (z. B. das Messen von Sternentfernungen und Rotverschiebung, um sie besser einzuschränken H 0 ), aber um das auf eine Messung für zurückzuarbeiten Ω k , müssten Sie entweder mit dem CMB abgleichen oder die Werte überhaupt nicht bestätigen. Abgesehen davon arbeite ich nicht zu viel außerhalb des CMB; sei mir gegenüber skeptisch.
Ich sollte klarer sein. Wenn ich "ziemlich skaleninvariant" sage, meinte ich den Vergleich mit einem Stern, die Linsenbildung, das BAO usw. Wenn ich darüber nachdenke, ist es möglich, dass etwas in der kosmischen Filamentstruktur gefunden werden kann. Das würde allerdings sehr viel Zeit in Anspruch nehmen
Außerdem stimme ich dir zu, dass es einige Dinge gibt, die scheinbar besser zu einem kleinen, aber negativen passen Ω k . Selbst als ich in der Graduiertenschule war, fand ich Beispiele in Texten, wo das sinnvoller gewesen wäre, aber übersehen wurde. Das Problem ist, dass die Inflation die Dinge so gut glättet, dass es schwer zu sagen ist. Ich dachte immer, ich würde nur Dinge sehen oder noch nicht auf bekannte Beweise gestoßen sein, die uns sicher machen, dass es nicht geschlossen ist (Sie wissen, wie wir ziemlich zuversichtlich sind, dass es nicht geöffnet ist, weil fast alles auseinanderfallen würde )
Es wird behauptet, dass wir in die Ära der Präzisionskosmologie eingetreten sind. All diese neu auftauchenden "Spannungen" lassen mich jedoch fragen: Wo zum Teufel ist die Konkordanz in der "Konkordanz-Kosmologie"?
@MadMax ist es nicht das "richtigste", es ist das "am wenigsten falsch"?
Nun, wir können diese unbequemen "Spannungen" beheben, indem wir neue Fudge-Faktoren wie "dunkle Wechselwirkungen zwischen dunkler Energie und dunkler Materie und Dunkelheit was auch immer" hinzufügen. Gib mir eine Pause! Sind wir ein Haufen Voodooisten, die irgendwelche Dingamajigs heraufbeschwören können, um die Risse auf dem Spinner zu überdecken?
Was ist mit all den Supernova-Daten (Perlmutter et. al. & Riess et. al.)? Sagt das nicht die Krümmung voraus, unabhängig vom CMB? Oder macht die Tatsache, dass es auf relativ kleine Rotverschiebungen beschränkt ist, es weniger überzeugend?

Antworten (2)

Supernovae-Messungen liefern Einschränkungen Ω k unabhängig von CMB-Messungen. Ein relativ aktuelles Beispiel dafür sind die Einschränkungen aus der Pantheon-Supernovae-Stichprobe, ausführlich in Scolnic et al (2018) . Insbesondere können wir Abbildung 18 dieses Papiers untersuchen. Kosmologische Beschränkungen von Supernovae vom Typ Ia, von Scolnic et al..

Konzentrieren Sie sich vorerst auf die rot und grau schattierten Konturen, die die tatsächlichen Ergebnisse aus diesem Papier sind. Die dunklen und helleren Konturen sind die 1 σ Und 2 σ gemeinsame Vertrauensregionen für Ω M Und Ω Λ . Diese Daten sind in der Lage, kosmologische Parameter wie diese einzuschränken, da sie es uns ermöglichen, die Beziehung zwischen Entfernung und Rotverschiebung anzupassen. Supernovae vom Typ Ia sind sogenannte Standardkerzen – aufgrund des Mechanismus, der sie erzeugt, treten sie in der gleichen absoluten Größenordnung auf. Wenn wir wissen, wie hell sie tatsächlich sind und wie hell sie uns erscheinen, können wir ein Maß errechnen, das als Leuchtkraftabstand bekannt ist. Die spezifische funktionale Form, die diese Leuchtkraft annimmt, hängt davon ab, ob das Universum offen, geschlossen oder flach ist, aber der entscheidende Punkt ist, dass alle Formen ein Integral beinhalten, das aussieht wie

χ ( z ) = ∫ 0 z D z Ω M ( 1 + A ) 3 + Ω Λ + Ω k ( 1 + z ) 2

Indem wir genügend Rotverschiebungen und scheinbare Helligkeiten von Supernovae messen, können wir versuchen, die Parameter in der obigen Funktion so anzupassen, dass wir eine gute Anpassung an die Daten erhalten. Dies ist mehr oder weniger das, was getan wird, um das obige Diagramm zu erzeugen. Diese Beschränkungen hängen nur von "lokalen" Messungen ab und beinhalten keine Informationen, die vom CMB erhalten wurden.

Wir können eine Linie im obigen Diagramm sehen, die mit "Flat Universe" bezeichnet ist, was die Linie so ist Ω M + Ω Λ = 1 . Wir können sehen, dass die Daten mit einem flachen Universum übereinstimmen (die Linie kreuzt durch unsere Konturen), das beschleunigt wird (die Konturen kreuzen nicht die beschleunigenden/verzögernden) Linien.

Nur zur Verdeutlichung: Aus dem Diagramm geht hervor, dass die Messung getrennt werden kann Ω Λ , Ω M , und schränkt daher die Ebenheit unter der Annahme ein, dass "flach" bedeutet Ω Λ + Ω M = 1 . Aber würde diese Messung den Unterschied zwischen einer anderen Form der Energiedichte (z. Ω R - egal für einen Moment, dass dies unabhängig sein muss ∼ 0 zum heutigen Tag) und eine Nicht-Null Ω k ? Oder ist es besonders empfindlich für etwas, das skaliert ( 1 + z ) 2 , dh Krümmung?

In diesem Artikel versuchen wir, die großräumige Krümmung des Universums einzuschränken, indem wir Entfernungen verwenden, die wir aus Beobachtungen von Typ-Ia-Supernovae erhalten haben, zusammen mit abgeleiteten Altern von sich passiv entwickelnden Galaxien und Hubble-Parameterschätzungen aus der großräumigen Anhäufung von Galaxien. Aktuelle Daten stimmen mit einer räumlichen Krümmung von Null überein, obwohl die Unsicherheit von Ω κ ist von Ordnungseinheit. Zukünftige Datensätze mit Entfernungen von Supernovae vom Typ Ia und Galaxienalter in der Größenordnung von Tausenden werden es uns ermöglichen, die räumliche Krümmung einzuschränken Ω κ mit einer Unsicherheit von < 0,1 auf dem Konfidenzniveau von 95 %.

https://arxiv.org/abs/1102.4485

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