Marek Biesiada

Zakład Astrofizyki i Kosmologii Instytut Fizyki Uniwersytetu Śląskiego w Katowicach

Soczewki grawitacyjnenarzędziem Kosmologii

Zjazd P.T.A. Kraków 14-18.09.2009Sesja Kosmologiczna

Filary współczesnej kosmologii

• Nukleo-synteza

• CMBR

• LSS

• Soczewkowanie grawitacyjne

• SN Ia na dużych redshiftach

Ωb = 0.042

Ωm = 0.29 ± 0.04

•Pionierzy Oort 1923

Zwicky 1925• Płaskie krzywe rotacji galaktyk•emisja X gromad

•Soczewkowanie grawitacyjne

przez gromady (gigantyczne łuki)

Problem ciemnej materii we Wszechświecie

Soczewkowanie grawitacyjne

• jedno z podstawowych przewidywań OTW (Einstein 1916)• ugięcie światła o 1”.7 przy brzegu tarczy Słońca (zmierzone w 1919 !)• Eddington 1920 - idea wielokrotnych obrazów; Einstein 1935• kosmologiczny kontekst Zwicky 1937 (!)

• nowa historia - Refsdal 1964 pomiary H0 z soczewkowania• Walsh, Carswell & Weynmann 1979 - QSO-0957+561A,B• Paczyński 1986 – mikrosoczewkowanie• Lynds & Petrosian 1986; Soucail, Fort, Mellier 1987 - olbrzymie łuki w gromadach galaktyk

Soczewkowanie grawitacyjne

Formalizm promieni świetlnych Formalizm frontów falowych(zasada Fermata)

Równanie soczewki: nieliniowe !gradient D

Człon geometryczny efekt Shapiro

Efekt soczewkowania grawitacyjnego

Dwa reżimy soczewkowania:

Silne: •wielokrotne obrazy

•różnice w czasie propagacji dla różnych obrazów – metoda wyznaczania H0

•mikrosoczewkowanie(w Galaktyce – OGLE, MACHO,EROSw innych galaktykach - zmiennoś )

słabe: deformacja obrazówPromień Einsteina (wyznaczony przez masę !) - zadaje charakterystyczną skalę kątową zjawiska

SL

LSE DD

DcGM

2

4=θ

Soczewka punktowa

wyznaczanie (rozkładu) masy

na dużych skalach

na małych skalach

Kosmologiczne zastosowanie soczewek grawitacyjnych:

SDSS 0924+0219

Zastosowanie soczewek grawitacyjnych do badania modelu kosmologicznego

Wcześniej: statystyki silnego soczewkowania

Jedne z pierwszych silnych sugestii na rzecz modelu ΛCDM

Wyznaczanie stałej Hubble’a

Ciemna energia - znaczenie komplementarnych testów

CMB(WMAP)SNe Ia

LSS

Model CDM

4 klasy modeli kosmologicznych wyjaśniających przyspieszającą ekspansję WszechświataStała kosmologiczna Λ p=-

Kwintesencja – (dynamiczne) pole skalarne

Gaz Czapłygina

Modele wszechświatów „branowych”

Parametryzacja Lindera-Polarskiego

Inne idee:

Efekt niejednorodnościrozkładu materii (uśrednianie)

Efekt nietrywialnej topologii Wszechświata

Dynamika gwiazd(spektroskopia)

Soczewkowaniegrawitacyjne

S

LSvE D

Dc

2

4

= σπθ

Z pomiarów pozycji kątowych obrazów 1 i 2

Dyspersja prędkości - spektroskopia

Określone przez model kosmologiczny

Idea

Kwintesencja

w < -0.67

Dynamiczne pole skalarnew(z) = w0 + w1 zw0 > -0.1w1 < -1.2

Gaz Czapłygina preferowane modele zA01Tzn. równoważne CDM

Wszechświaty branowe

Układ soczewkującyHST 14176+5226w paśmie V

zL=0.809zs=3.4E=1.”489

model soczewki SIE

Biesiada 2006

Zalety :

•metoda nie zależy od wartości stałej Hubble’a

•nie jest czuła na efekty ewolucyjne, efekty selekcji oraz na ekstynkcję

Grant N N203 390034

„ Silne soczewki grawitacyjne w roli testu modeli ciemnej energii we Wszechświecie”

Marek BiesiadaAleksandra PiórkowskaBeata Malec

Próbka soczewek – Kompilacja z przeglądów SLACS oraz LSD

Profil gęstości masy dla galaktyk wczesnych typów E/SO(z = 0.08 – 0.33) Model soczewki

SIS (SIE)jest wiarygodny

Wyniki (wstępne) – prezentowane na Cosmo09 – CERN – 5-11.09.2009

Linder-Polarski

Modele z ewoluującymrównaniem stanu – preferowane

Który model jest najlepszy?

• Ten któremu największe wsparcie dają obserwacje.• Selekcja modeli oparta na teorii informacji• Punkt wyjścia: Informacja Kullback’a – Leibler’a

AIC (Kryterium Informacyjne Akaike)• Także, BIC i metody Bayesowskie

KyAIC 2))|(log(2 +−= ϑL

minAICAICii −=∆

1. Różnice Akaike 2. Funkcja wiarygodności modelu

3. Wagi Akaike w unormowane wiarygodności

Bayesowskie Kryterium Informacyjne Schwartza

Modele z ewoluującymrównaniem stanu preferowane

Konkluzje :

soczewki grawitacyjne stają się ważnym narzędziem kosmologii w kontekście:

•ciemnej materii – badanie drobnoskalowej struktury ciemnej materii w galaktykach

•ciemnej energii – alternatywne ograniczenia na efektywne kosmologiczne równanie stanu

… a może nawet dla fizyki fundamentalej