宇宙微波背景辐射偏振性各向异性及引力波ppt课件

1、CMB anisotropies and polarization Gravitational Waves(Relic and Radiated )Yang Zhang Astronomy Department USTC1, CMB 各向異性和偏振各向異性和偏振大爆炸宇宙大爆炸宇宙: 宇宙是從早期高溫高壓演化而來。宇宙是從早期高溫高壓演化而來。重要證據之一重要證據之一 ：宇宙中存在：宇宙中存在2.7k的微波背景輻射的微波背景輻射CMB。大爆炸發現和研讨的历史：大爆炸發現和研讨的历史：爱因斯坦爱因斯坦1916：静态宇宙模型：静态宇宙模型 de Sitter1931：膨胀宇宙模型加速：膨胀宇宙模型

2、加速哈勃哈勃1929： 宇宙在膨胀中宇宙在膨胀中Gamow1946： 大爆炸提出、核合成模型大爆炸提出、核合成模型Penzias & Wilson (1965): 宇宙微波背景辐射宇宙微波背景辐射Mather & Smoot1992: CMB的各向异性的各向异性Riess & Perlmutter (1998)：宇宙加速膨胀：宇宙加速膨胀Penzias & Wilson微波背景辐射微波背景辐射今天宇宙中充滿了今天宇宙中充滿了 T=2.723 K的微波背景辐射，的微波背景辐射，波長在波長在0.1cm附近，是幾乎完美的附近，是幾乎完美的Planck黑體譜，黑體譜，

3、p = /3 ( 2/15) T4, () = h/(eh/kT -1),CMB如何產生的？在宇宙早期，温度在宇宙早期，温度 T 3000 K (年龄年龄38万年，万年，z1100)电子电子 + 质子质子 = 氢原子氢原子 + 光子光子自在的光子自在的光子, T1/a(t)，就成为今天的，就成为今天的CMB，T 2.7K 。依然是。依然是幾乎完美的黑體譜。幾乎完美的黑體譜。幾乎？就是還不完美，存在不均勻，即溫度各向異性和偏振。幾乎？就是還不完美，存在不均勻，即溫度各向異性和偏振。COBE (Mather & Smoot) 背景辐射有背景辐射有10-5大小的温度起伏，不同的颜色。大小的温

4、度起伏，不同的颜色。 这是我们能看到的宇宙的最早图象。这是我们能看到的宇宙的最早图象。今天，今天，140亿年亿年幼年，幼年，38万年万年CMB 觀測結果WMAP 2003以上，是大大簡化了的結果。以上，是大大簡化了的結果。還有一系列宇宙學的要素要考慮，將修正簡化結果。還有一系列宇宙學的要素要考慮，將修正簡化結果。理論上可以計算出這些要素的效應，理論上可以計算出這些要素的效應，再與觀測比較，再與觀測比較，從而確定一系列的宇宙學參數模型。從而確定一系列的宇宙學參數模型。這對推進宇宙學的進展是宏大的。這對推進宇宙學的進展是宏大的。以下要素：2，CMB的偏振的偏振於是，得到於是，得到CMB的四個譜：的

5、四個譜：留意，度規擾動留意，度規擾動 hij 包括兩部份：包括兩部份：標量型擾動密度擾動；標量型擾動密度擾動；張量型擾動引力波；張量型擾動引力波；它們所誘導的它們所誘導的CMB譜是不同的。譜是不同的。密度擾動只能產生密度擾動只能產生CTT,CEE,CTE，不產生，不產生CBB,引力波可以產生全部引力波可以產生全部4個譜。個譜。具體說，具體說，In the expanding universe with Robertson-Walker metric ds2=a2(t) -dt2 + (ij+hij) perturbations hij hij/3+hij| (scalar) +hij (vec

6、tor) +hijT (tensor, RGWs)both scalar (density perturbation) and tensor (RGWs) modes are generated during the inflationary stage of the very early universe, and both will enter the Sachs-Wolfe term and generate CMB anisotropies and polarization. anisotropies polarization引力波情況下的光子氣體的引力波情況下的光子氣體的Boltzm

7、ann 方程方程 ： Equivalent to ：with近似解析解：近似解析解：wherewith c 0.6, b 0.8引力波產生的全部引力波產生的全部4個譜解析解：個譜解析解：類似地，密度擾動情況下的類似地，密度擾動情況下的Boltzmann eq:formal sol. ：近似解析解：近似解析解：其中 動量積分，給出譜：動量積分，給出譜：密度擾動產生的密度擾動產生的3個譜解析解：個譜解析解：3，宇宙再電離，宇宙再電離reinization的影響的影響- possibly by first generation of luminous stellar objects- likely

8、occurred z = (6 20), uncertain yet; WMAP5 :sudden re-ionization z = 11 (95%CL).- a major process secondary only to the decoupling 這也是未來的CMB研讨的重點引力波情況下再電離的譜：引力波情況下再電離的譜： Phys.Rev.D79, 083002 (2021)匯總起來：解析解、數值解、觀測的比較：匯總起來：解析解、數值解、觀測的比較：WMAP觀測的譜：觀測的譜： Before WMAPWMAP: High precisionCMB未來依然是宇宙學的主要研讨領域，其

9、中CBB的探測，再電離研讨將是主要課題。4，引力波簡介，引力波簡介 J Weber 1960s 铝棒引力波探测器LIGO探測器VIRGO探測器LISA空間探測器5，殘餘引力波，殘餘引力波Relic Gravitational Waves宇宙極早期暴漲時期產生宇宙極早期暴漲時期產生RGW，它取決於初始條件，它取決於初始條件: A, , T : RGW的主要特點：隨機背景，譜非常寬，任何時期、任何地方存在。 是一個主要的探測目標。low frequencies CMB (10-1810-14) Hz WMAP, Planck, CMBPol, etc pulsar timing 10-9 Hz P

10、PTA, etc medium frequencies cavity: 104 Hz MAGO, EXPLORER laser interferometer: ground, 102103 Hz LIGO, VIRGO, etcspace, 10-3100 Hz LISA，ASTROD, etchigh frequenciesGaussian laser beam 109 1010 Hz waveguide 108 Hz (Cruise & Ingley)一些宇宙物理過程影響RGWs, such as free-streaming； uudp , QCD phase transitio

11、n； e+e-2, annihilation； accelerating expansion (dark energy )； inflation index ：Class. Quant. Grav. 23, 3783 2006 running index T ：Phys.Rev.D80 084022 2021neutrino free-streaming; Phys.Rev.D75, 104009 (2007 Phys.Rev.D77, 104016 (2021)QCD phase transition, e-e+ annihilation, Dark energy Phys.Rev.D80,

12、 084022 (2021)能够探測：能够探測：LIGO, LISA, AIGO, LCGT, DECIGOPhys.Rev.D80 (2021) 084022PPTALIGO S5, cross-correlation of H1 and L1,the signal-noise ratio isPhys.Rev.D81 101501 2021gw depends on and 6，引力輻射，引力輻射Gravitational radiationFor Binary Black Holes,可以採用后牛頓近似方法，目前已經發展到3.5PN的軌道，2PN輻射，以及自轉效應。Will, Blanchett