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星海微萤

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日志

 
 

Hubble常数(Freedman和Madore 2010)(下)  

2011-08-24 09:44:59|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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4. HUBBLE太空望远镜的关键项目

下面,我们简短地概括一下Hubble太空望远镜关键项目的结果,并给出对这些数据的最新的校准。Hubble太空望远镜关键项目的首要目标是发现并测量18个包含造父变星的星系的距离,校准超出造父变星所能测量的距离的距离测量方法的适用范围,由此检验并使系统不确度源最小化,并最终测量Ho ±10 % 的准确度(Freedman等人2001)。Hubble太空望远镜提供了这样一种机会,它可以把造父变星的距离测量到比在地面日常能够获得的10倍远的距离。它还给出了一种实际的好处,即第一次,在观测时间的安排上,得以从最有利于造父变星的发现来加以考虑,其周期的取值范围,与月相或天气都不再有任何关系(MadoreFreedman 2005)。

Hubble太空望远镜上,使用广角和行星照相机(WF/PC)以及(主要使用)2型广角和行星照相机(WFPC2),测量了距离范围从325 Mpc18个星系的造父变星距离。这些观测使用了两个波长(VI波段),这样的选择使得能对尘埃进行改正。观测的间距被最优化,使得能够发现周期在1050日的范围内的造父变星。此外,还分析了另外13个已有造父变星测光数据发表的星系,使总数达到31个星系。这些造父变星的距离然后被用于校准旋涡星系的Tully-Fisher关系、Ia型超新星的峰值亮度、椭圆星系的Dn-s 关系、面亮度起伏方法以及II型超新星(Freedman等人2001及其中参考文献)。这些方法使得距离校准所跨的范围能够从约70 Mpc(对于面亮度起伏方法)向外一直到Ia型超新星的约400 Mpc 。这些结果汇总在10中。使用Bayes方法和频度方法综合这些结果,得出一致的数值Ho = 72±3(统计误差)±7(系统误差)km s-1 Mpc-1

 

Hubble常数(Freedman和Madore 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

10   Hubble太空望远镜关键项目结果图示(Freedman等人2001)。()距离与用造父变星作校准的次级距离指标速度的Hubble图。速度使用Mould等人(2000)的近距流模型改正。暗黄色方块为Ia型超新星;实心的红色圆斑为Tully-FisherTF)集群(I波段观测结果);蓝色的三角形为基本平面集群;紫色的菱形是面亮度起伏星系;空心的黑方框是II型超新星。斜率表明Ho = 72±7 km s-1 Mpc-1放射状实线和点线)。在超过5,000 km s-1垂直虚线)后,数值模拟和观测结果均表明本栋的影响已经很小。Ia型超新星伸展到约30,000 km s-1处,而Tully-Fisher集群和基本平面集群分别伸展到速度约9,00015,000 km s-1处。然而,面亮度起伏目前的极限为约5,000 km s-1。()不同星系得出的Ho 值随距离的变化。

 

我们使用新的Hubble太空望远镜测得的视差对造父变星的零点作银河系校准(Benedict等人2007),以及由Hicken等人(2009)得到的新的超新星数据,对上述分析作了更新。我们得出了一个相近的Ho 数值,但系统不确度有所减小,为Ho = 73±2(随机误差)±4(系统误差)kms-1 Mpc-1。系统不确度的减小在下面第4.1节将作进一步讨论,它是依据金属度与Hubble太空望远镜关键项目样本中的旋涡星系相近的银河系作的更为稳健的零点校准的结果。新的视差校准虽然导致大麦哲伦云的距离变得更近了(在这里它不再用作校准标准),但是Ho 的差值几乎被这样一个事实所抵消了,即不需要作任何金属度改正来抵消大麦哲伦云与校准星系之间金属度的差异。

4.1. 在关键项目结束时和十年后Hubble常数的系统差

Hubble太空望远镜关键项目的首要目标是结合对已知和潜在的系统误差的详尽的列举和探讨搞清楚统计误差的传递情况。在2中,我们重新给出了Freedman等人(2001)给出的系统误差的估算结果。原来给出这个表格的目的是要清楚地识别在未来改进Ho 的努力中能够取得更高的准确度的最有影响力的途径。这里,我们现在要讨论的是已经取得的进展,以及我们在非常近的将来,主要使用以太空为基础的装备,利用主要在中红外和近红外波长运行的仪器,预期能够获得怎样的结果。

 

2    H0的系统误差的估算:过去、现在和将来

 

2011年08月24日 - wangjj586 - 星海微萤

修订(第3栏)合并了Benedict等人(2007)和Riess等人(2009b)的最新工作。

 

 

Hubble太空望远镜关键项目的河外距离尺度测定值中,已识别出的系统不确度把它所给出的准确度限制在±10% 。主要的系统差为:(a)造父变星周光关系的零点,它直接与(独立地采用的)到大麦哲伦云的距离相联系;(b)这种周光关系零点的较差金属度改正,它是由于校准星系(大麦哲伦云)的金属度相对于具有不同(而且常常是更高)金属度的目标星系来说较低而造成的;(c)红化改正,它需要采用随波长变化的消光曲线,而这种消光曲线又被假定为是普适的;(dHubble太空望远镜和地面上不同照相机之间的零点漂移、偏差和变换的不确度。2把现在用Hubble太空望远镜视差达到的这些不确度和Hubble太空望远镜的新获得的Ia型超新星距离的不确度(见23栏“修订”)作了比较,然后,还与预期可达到的不确度作了比较,这些预期的不确度,是使用Hubble太空望远镜Spitzer和最终的James Webb太空望远镜JWST)以及GAIA合在一起的能力,把对造父变星的校准在近红外和中红外波段扩展到很大的空间范围(见表24栏“预期”)。

2001年,在已知的系统不确度的表格中,Leavitt定律的零点不确度是最大的。要知道,关键项目的零点是直接与大麦哲伦云的真距离模数18.50 mag相联系的。正如我们在第3.1.4节中看到的,零点的改进来自于Hubble太空望远镜的新的银河系造父变星视差测量结果、由近红外测光改进了的到大麦哲伦云距离的测量结果以及到NGC 4258的距离的微波激射测量结果。我们采用的目前的零点不确度为3%

接着我们转向金属度的问题。正如第3.1.3节中讨论的,在光学波段,金属度改正依然是有争议的。不过,随着校准从大麦哲伦云中的低金属度造父变星改为更有代表性的高金属度的银河系或(作为一种替代)NGC 4258种的造父变星,金属度不确度的性质已经从一种系统误差变为随机误差。我们保守地估计,金属度校准的不确度的系统成分现在应该下降到±0.05 mag。把Benedict等人(2007)和Riess等人(2009ab)最新的结果包括在内,我们估计目前Ho 的总的不确度是±5%

最近在文献中有关于Leavitt定律的斜率在10日左右可能出现变化的讨论[见NgeowKanburNanthakumar2008)及其中参考文献];不过,Riess等人(2009a)和MadoreFreedman2009)都发现,当使用W 时,这种差异在统计上并不显著。就将来的改进而言,正如在第7节中要进一步讨论的,使用GAIA,以及可能还有太空干涉测量行动SIM),具有高精密度三角视差的造父变星样本将得以增加,并且将会有更长周期的造父变星加入校准之中,高金属度的银河系Leavitt定律得斜率和零点都将得到改进。把Leavitt定律得校准及其应用都扩展到越来越长的波长,金属度的影响,以及视线方向总的红化的影响,都会降低到统计显著性的阈值以下。在中红外波长,与光学波长相比,消光减小到了 ~ 20分之一。此外,中红外和近红外波长出的谱线覆盖,据理论上的预测,比光谱的蓝色部分小。现在正在进行的直接检验,将确定情况是否的确是这样,或者校准出任何残余的影响(见第7.3节)。

在原则上,在下一个十年内,测定的Ho 的数值所具有的系统误差可以好到只有2-3% 。它是新的Carnegie Hubble项目的目标,在第7.3节中将有简短的描述,其基础是使用Spitzer卫星、GAIAJames Webb太空望远镜对河外距离尺度进行中红外校准。

5. 测定HUBBLE常数的其他方法

本文的焦点虽然是Ho 和河外距离尺度的测定,但是我们还是要简短地提一下独立地探测很远的宇宙学距离的两种间接的方法:引力透镜方法和Sunyaev-Zel’dovich效应。我们还讨论了宇宙微波背景(CMB)中各向异性的测量,它与其他的数据结合也能提供对Ho 的测量结果。

 

5.1. 引力透镜时延和Hubble常数

正如Refsdal1964)首先认识到的,测量一个随时间变化的天体(诸如类星体或超新星等)强透镜成像到达时间的差异,与这个像的角距离的测量结合,可以用来测量Ho 。观测到的多重像之间的时延与Ho-1成正比,而且对其他诸如 Wmatter WL 等宇宙学参数的依赖很小。对引力透镜物理性质的全面评述可在BlandfordNarayan1992)中找到;在观测的问题上Myers1999)和Schechter2005)做了很好的概括。

最初,这种方法的实际实施遇到了若干困难。时延证明很难准确地测量,类星体光变的幅度一般很小,而且已发现的可以简单和规则地模拟的透镜系统相对来说没有几个。在光学波长,尘埃的遮蔽也是一个问题。这种方法的一个很大的困难是,一些天文学透镜是基底质量分布未知的星系,而且在透镜的质量分布与Ho 的数值之间存在很强的物理简并。正如由GorensteinShapiroFalco1988)所强调的,偏转和扭曲并不能唯一地确定质量分布:一个透镜也许位于星系群或星系团中,这些星系群或星系团将影响预测的时延,这种影响称为质量片简并。作为位置函数的速度弥散度的测量结果可以用来约束透镜的质量分布,但通常只有中心部分的速度弥散度才有可能测得。这种方法的优点是提供了对宇宙学距离的一种直接的探测;相伴存在的缺点是为了确定Ho 必须对宇宙学模型作出假定。较早使用这种方法得出的估值小了约10%(分析相同的数据), 那时采用的是 W matter = 1.0的标准宇宙学模型,作为比较,目前的标准模型为 W matter = 0.3 WL = 0.7

这种方法的精密度和准确度不断随着时间改进。对于过去五年内由引力透镜得到的结果的简短的评述可在Suyu等人(2009)中找到,其中Ho 的估值范围为5085 km s-1 Mpc-1。对于这些估值的不同系统(例如,假定的等温轮廓、关于环境中密度分布的假定以及数据对模型的约束好到什么程度)的误差的模拟和处理,其方法是多种多样的。

Suyu等人(2009)对四重透镜系统B1608+656作了最新的全面分析。这一分析依据的是ACSF606WF814W深场数据,对速度弥散度的更准确的测量使用Keck望远镜上的低分辨率成像分光仪(LRIS),对透镜环境的更细致的处理通过宇宙学N体模拟(千禧模拟)使用光线追踪结合B1608+656星场内的计数,以便有助于突破质量片简并问题。采用W matter = 0.3 WL = 0.7w = -1的标准宇宙学模型,他们得出Ho = 71±3 km s-1 Mpc-1,对以前用这一透镜得出的估值作出了两倍的改进。

5.2. Sunyaev-Zel’dovich效应和Hubble常数

Sunyaev-Zel’dovich1969)描述了宇宙微波背景中的光子在富星系团的X射线气体中热电子上产生的逆Compton散射。这种散射导致了宇宙微波背景光子的重新分布,使得部分光子由黑体光谱的Rayleigh-Jeans一侧移动到Wien一侧,称之为Sunyaev-Zel’dovichSZ)效应。测量到的这种效应量值约为1 mK。测量到的一个星系团的X射线流量依赖于距离,而SZ效应所造成的损耗本质上与距离无关。对这种效应的观测在最近几年中已经得到巨大改进,使用地面的干涉仪阵和高分辨率的X射线光谱,得到了高信噪比、高角分辨率的SZ效应图像。SZ效应的理论已由Birkinshaw1999)详尽地谈到过;CarlstromHolderReese2002)则给出了对观测方法的很好的概括和干涉测量的结果。

SZ效应与电子密度ne的一次幂成正比:DTSZ ~ ò dlneTe ,其中Te是电子温度,而dl是沿视线方向路径的长度,与角直径距离有关。X射线发射正比于密度的二次幂:Sx ~ ò dlL ne2,其中 L X射线气体的冷却函数。通过消去电子密度,即可解出角直径距离(见CarlstromHolderReese 2002Birkinshaw 1999)。

这种方法的优点是可以在宇宙学距离上应用,完全进入到了Hubble流中。主要的不确度来自于星系团气体中潜在的次结构(其影响使Ho减小)、投影影响(如果所观测的星系团是扁长的,那么这种影响的结果是使Ho增大)、流体静力学平衡的假定、关于气体和电子密度的模型的细节以及潜在的点源污染。

一些干涉射电观测结果,例如Berkeley-Illinois-Maryland联合会(BIMA)和Owens谷射电天文台(OVRO)的观测结果,以及R?ntgen卫星(ROSAT)和现在的Chandra X射线天文观测卫星的数据,随着它们变得可以利用,这种方法的准确度不断得到改进。在不久前Bonamente等人(2006)的研究工作中,得到了38个红移介于0.14 < z < 0.89范围内的星系团的新的Chandra X射线测量结果。把这些数据与BIMAOVRO的同样这些星系团的数据合并,并进行MarkovMonte Carlo分析,这些研究人员得出的数值为Ho = 76.9^+3.9_-3.4^+10.0_-8.0 km s-1 Mpc-1 *,其中假定了流体静力学平衡。放宽流体静力学平衡的假定,并采用等温 b 模型,他们得出Ho = 73.7^+4.6_-3.8^+9.5_-7.6 km s-1 Mpc-1



 * 这里原文是两组并立的上标和下标表示误差的范围,因受日志书写软件限制,改用如此格式表示,其中,^后的数字原文为上标,_后的数字原文为下标。下同。——译者

5.3. 宇宙微波背景各向异性的测量

宇宙微波背景的辐射的音频震荡(PeeblesYu 1970SunyaevZel’dovich 1970)以及后来对这些震荡的峰值的测量,已在最近以WMAP的五年测量结果(Dunkley等人2009)告一段落,这已成为宇宙学历史上最成功的篇章之一。HuDodelson2002)给出了关于宇宙微波背景的最新的详细评述。本节的目的简单地就是要阐明在宇宙微波背景各向异性的角功率谱测量的背景中准确测量Hubble常数的重要性以及所提供的约束的补充性质。

宇宙微波背景图中的温度相关性可以用一组球谐函数来描述。11给出了角功率谱随多极矩l变化的图示。这一角功率谱可以自然地解释为复合(电子和质子结合形成中性氢)前光子与重子紧密耦合的结果,而一系列的震荡则是因引力和辐射压作用在冷暗物质和重子上引起的。在复合后,光子自由地流向我们。这幅图中第一个峰的位置是在复合时音波视界的投影,出现在约1° 的尺度处。

 

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11   Wilkinson微波各向异性探测器WMAP5年获得的“温度角功率谱”(蓝色数据点)(Nolta等人2009),合并了其他的最新结果,包括ACBAR(角分宇宙学测辐射热阵接收器)(紫色Reichardt等人 2009)、Boomerang(毫米河外辐射和地球物理气球观测)(绿色Jones等人2006)以及CBI(宇宙背景成像探测器)(暗黄色Readhead等人2004)的实验结果。红色曲线是对WMAP数据的最佳冷暗物质模型拟合。 

 

宇宙微波背景功率谱的测量虽然可以达到非常高的统计精密度,但是有某些几乎严格的简并限制了所能估计的宇宙学参数的准确度(例如,EfstathiouBond 1999)。这些简并对仅仅由宇宙微波背景各向异性得出曲率和Hubble常数的估值施加了严厉的限制,并且有时候会被忽视。特别是,Ho 的数值与 WL w的数值是简并的。物质和能量密度以及Ho 的不同组合可产生相同的宇宙微波背景各向异性谱。或者,一个准确的独立的Ho 测量值提供了根据宇宙微波背景各向异性数据约束其他宇宙学参数数值的一种手段。

WMAP数据提供了强有力的证据,表明目前的标准宇宙学模型具有 W matter = 0.23 WL = 0.73Spergel等人2003Komatsu等人2009)。对于Ho 的先验的设定,会有助于打破宇宙微波背景数据中的某些简并。WMAP数据测量的是 W matterh2;假定宇宙是平直的,得出比仅仅用WMAP数据更强的对状态方程的约束 -0.47 < w < 0.4295% 置信度)(Komatsu等人2009)。或者,把WMAP5年的数据与Ia型超新星和重子音频震荡(BAO)数据结合,得出Ho = 70.5±1.3 km s-1 Mpc-1Komatsu等人2009),这一数值与其他方法符合得依然非常好。

5.3.1. 物质功率谱中重子音频震荡的测量

重置应平整当时由于宇宙微波背景功率谱中的峰谷相同的基底物理原因引起的。由于辐射压强和最后散射面处的引力这两种相互对抗的作用,在热等离子体中激发出了音波,这些音波在星系物质的功率谱上也会留下印记。两点相关函数具有尺度为100 h-1 Mpc的峰(Eisenstein等人2005),它为测量宇宙微波背景最后散射面(在z = 1089处)和给定红移之间的距离之比提供了一把“标准尺”。物质功率谱中重子音频震荡的测量还可有助于打破宇宙微波背景测量结果中的简并,例如,Percival等人(2009)把Sloan数字巡天(SDSS)的第七次数据发布与二度视场星系红移巡天(2dFGRS)结合,测量了六个红移切片处物质功率谱中的起伏。对于 LCDM模型,把这些结果与由WMAP5年数据以及Ia型超新星数据得到的对重子和冷暗物质的密度 Wb h2 WCDM h2的约束结合在一起,得出 Wmatter = 0.29±0.02Ho = 68±2 km s-1 Mpc-1

6. 宇宙的年龄

确定宇宙的年龄有三种独立的方法。第一种是基于所采用的宇宙学模型和宇宙目前的膨胀速率。第二种是居于基于恒星演化模型,应用于宇宙中最年老的恒星。第三种是基于宇宙微波背景温度起伏的角功率谱的测量。这三种方法都相互完全独立,并因此提供了重要的一致性的核对。宇宙的运动学年龄取决于宇宙目前的膨胀速率,并把引力使膨胀变慢的程度和暗物质引起的膨胀加速的程度结合起来进行修正。

回退到大爆炸奇点的时间依赖于Ho 和膨胀的历史,而膨胀历史本身则依赖于宇宙的组成成分:

 

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14

 

 

对于没有暗能量而被物质所控制的平宇宙(W matter = 1.0W vacuum = 0.0),这一年龄简单地就是Hubble时间的三分之二,或者说对于h = 0.79.3 Gyr

不考虑宇宙中暗能量的存在,这导致对宇宙年龄的低估。在发现暗能量之前,一场“年龄大战”持续了几十年之久:任何大于40-50 km s-1 Mpc-1Hubble常数的数值似乎都会得出宇宙作为一个整体的年龄小于银河系中最年老的恒星根据恒星演化校准得到的年龄。对于一个Hubble常数为73 km s-1 Mpc-1W matter = 0.27 W vacuum = 0.73的宇宙,年龄为13.3 Gyr 。只考虑Ho 的系统不确度,宇宙年龄的不确度估计约为±0.8 Gyr

把发展得非常成熟的恒星年龄测定方法应用于银河系球状星团中最年老的恒星(KraussChaboyer 2003)。这种方法最大的不确度来自球状星团距离的确定。最近,当把一些详尽的恒星演化模型与球状星团恒星的观测结果比较时,得出它们年龄的下限是10.4 Gyr(置信度95%,而最佳拟合年龄为12.6 Gyr 。由这一下限得出的宇宙年龄需要计入球状星团形成的额外时间:根据理论上的考虑,这估计为约0.8 Gyr 。宇宙年龄的这一估值与膨胀年龄符合得很好。另外的两种恒星年龄测定方法——最年老的白矮星的冷却(最新评述见MoehlerBono 2008)和运用放射性同位素衰变的核纪年法(Sneden等人2001)——得出了与此相近的年龄。

膨胀年龄也可以由宇宙微波背景各向异性的测量结果确定。Ho 不能仅仅由宇宙微波背景直接测量得到,但宇宙微波背景功率谱中峰值的高度提供了对乘积 W matter Ho2的约束,而峰值的位置则约束了到最后散射面的距离。假定宇宙是平直的,得出了一个自洽的年龄to = 13.7±0.13 GyrSpergel等人2003Komatsu等人2009),与另外两种方法也符合得很好。

总而言之,现在几种估计宇宙年龄的方法,都在所给出的它们的不确度范围内,与数值to = 13.7±0.5 Gyr符合得很好。

7. HUBBLE常数的测定为什么要具有更高的准确度?

准确测定Ho 的重要性只会随着时间增长:这不仅是因为它决定了所有宇宙学距离和时间的尺度,而且是由于它的准确测定为获取其他宇宙学量值得越来越精密的测量结果的全部好处所必需。在下一个十年中改进Ho 的准确度的前景看来像过去的二十年内所取得的成绩一样令人鼓舞。我们在这里要强调的是以造父变星为基础的河外距离尺度近期的改进。这种改进将来自于:GAIA或许还有SIM对造父变星视差的新的测量;Spitzer对银河系、大麦哲伦云和包括NGC 4258在内的其他近距星系中造父变星的测量;SpitzerTF关系的测量和对Ia型超新星距离尺度的新的校准;以及将来用James Webb太空望远镜对造父变星的测量。我们将描述更准确到什么程度的Ho 的数值,与未来对大尺度结构和宇宙微波背景各向异性的其他测量结果(例如,Planck)相结合,能够用于打破其他宇宙学参数的简并施加更强的约束,其中包括暗能量的状态方程、冷暗物质中的能量密度和中微子的质量。

宇宙微波背景各向异性的测量结果虽然已经激动人心地证实了标准协调模型,但是重要的是要记得,许多量值的数值(例如,wHo 、中微子质量)由于强烈的简并而高度地依赖于模型。对Ho 的更准确的、独立的测量结果,对于更强地限制诸如w和中微子质量这样一些量值来说,是个关键。

7.1. 对暗能量的约束

正如Hu2005)所总结的,准确到百分之一程度的Ho 的测量值,与具有Planck卫星所能达到的统计精密度的宇宙微波背景测量结果结合,将给出z ~ 0.5处状态方程的最精密的测量之一。初看,这一结果似乎是违反直觉的,因为宇宙微波背景各向异性是由在最后散射面上留下印记的一些物理过程所造成的,而最后散射面位于z ~ 1,100处。对于暗能量,它们只能给出非常少的信息,因为暗能量主要对较低红移处的膨胀起作用。然而,音波视界提供了一种标准的参照尺度,能够用于给出对于包括暗能量和中微子在内的若干参数的约束。Hubble参数角直径距离的主要偏差和由暗能量状态方程产生的增长因子本身显现为近域Hubble常数的变化。在12中,我们表明了这一状态方程与Ho 的数值之间强烈的简并。这幅图依据的是由Planck卫星得到的宇宙微波背景起伏测量结果将可以达到的精密度的预测。改进后的Ho 测量值准确度,对于由宇宙微波背景数据约束暗能量状态方程来说,将是关键。

 

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12 wo h = (Ho /100) 简并示意图,采用对Planck卫星预期的统计不确度、平宇宙(Wk = 0)和不变的暗能量(wa = 0)。绘图使用DETFast软件包(Albrecht等人2006)中的Planck Fisher矩阵。外层的蓝色轮廓表明Ho 关键项目(h = 0.72±0.08)的68% 95% 置信区间,而内层的红色轮廓则表明Ho2% 不确度情况。改进后的Ho的精密度将允许独立于其他方法地由宇宙微波背景准确地测量w 。()同上,如Albrecht等人(2006)所述,加进了由III期超新星和重子音频震荡实验得出的约束。

 

7.2. 对中微子质量的约束

由宇宙微波背景各向异性的测量结果可对中微子质量施加约束,而改进后的Ho测量值的准确度将对这一约束有显著的影响。对于这一课题给出了详细评述的有:Dolgov1996);CrottyLesgourgesPastor2004)以及Hannestad2006)。简而言之,大质量中微子会对宇宙的总物质密度产生影响,它们通过这种影响,又对结构的增长产生作用;中微子质量越大,就会有越多的自由流动的物质抑制小尺度结构的增长。中微子密度与大质量中微子的数量Neff  以及中微子质量mn 的关系为:Wn h2 = Neff m/ 94 eV 。由中微子震荡实验得到的测量结果,质量差值的平方为 Dm2 ~ 0.002 (eV)2

在标准宇宙学模型的背景下,宇宙学的观测结果可以约束中微子的种类数量和绝对质量标度。大质量中微子对宇宙微波背景的功率谱具有可测量出来的影响:音频峰值的相对高度随着mn 的增大而降低,而峰值的位置移向更高的多极数值。WMAP5年数据第一次仅由宇宙微波背景的数据给出了非零中微子背景的证据,结果为 Smn < 1.3 eV95% 置信度)(Dunkley等人2009)。把宇宙微波背景的数据与Ia型超新星和重子音频震荡的结果结合在一起,得出 Smn < 0.58 eV95% 置信度)的界限(Komatsu等人2010),已接近中微子震荡实验所表明的取值范围。未来的Planck数据的预测表明,也许可以在准确度方面取得一个数量级的提高。

由宇宙微波背景功率谱确定中微子质量的最大限制之一是由中微子质量与Hubble常数之间的强烈简并造成的(Komatsu等人2009)。当Ho 增大时,中微子质量变小(见13)。若Ho 的准确度达到2-3% ,与Planck的数据结合(对于标准宇宙学模型),将使中微子的质量产生一个数量级的改进。

 

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13   Wilkinson微波各向异性探测器WMAP5年数据所表明的中微子质量和与Ho之间的简并(取自Komatsu等人2009的图17)。蓝色轮廓表示仅由WMAP数据得出的结果(68% 95% 置信度);红色轮廓包括了重子音频震荡和Ia型超新星的数据。< xmlnamespace prefix ="o" ns ="urn:schemas-microsoft-com:office:office" />

7.3. 准确到±2% Hubble常数的测量 

如第3.1.4节和第3.5.2节中分别所述,随着Hubble太空望远镜对银河系造父变星视差的测量和Hubble太空望远镜对于到Ia型超新星寄主星系的造父变星距离的测量,Ho的测量值的准确度已经有了显著的改进。未来的改进将来自Hubble太空望远镜3型广角照相机和Spitzer对造父变星的进一步观测。在3.64.5 mm处,消光影响与光学波长相比仅为 ~ 20分之一。此外,在中红外波段中,造父变星的面亮度对温度不敏感。因此,造父变星的变幅较小,仅仅取决于半径的变化。于是,中红外波段的Leavitt定律几乎就等于周期半径关系。由存档的Spitzer数据,中红外的Leavitt定律已经表明具有非常小的弥散度(Freedman等人2008Madore等人2009)。此外,在中红外波段,金属度的影响据预期也很小,而且Spitzer提供了经验地检验这一预期的机会。这一校准仅仅使用Spitzer就可以做,这就再一次消除了交叉校准的不确性。Carnegie Hubble项目(CHP)就是一项旨在解决造父变星距离尺度中残留的系统误差问题的新的观测项目(Freedman 2009)。

Carnegie Hubble项目将测量39颗银河系造父变星的距离(其中15颗以后也将用GAIA卫星测量)、92颗大麦哲伦云中曾得到过很好观测的造父变星、几个已知含有造父变星的本星系群星系(M31M33IC 1613NGC 6822NGC 3109、六分仪A、六分仪BWolf-Lundmark-Melotte星系)、包括NGC24032.5 Mpc)在内的一些更远的已知含有造父变星的星系、玉夫星系群的星系NGC 300NGC 2473.7 Mpc)、半人马A3.5 Mpc)和M834.5 Mpc)以及微波激射星系NGC 4258(在7.2 Mpc处)。它将测量已经测量过TF关系距离的35个星系团中545个星系的距离,然后就可以如7中所示用造父变星对TF关系进行校准。已由Folatelli等人(2010)用Ia型超新星测量过距离的50多个星系也将作为这一观测项目的一部分再进行观测,从而得以用向外进入到远域Hubble流中的这一校准的结果确定Ho

如前面已讨论过的,由Carnegie Hubble项目得到的结果的预期不确度如2中所示。对距离更远的星系中已知造父变星的再观测将需要James Webb太空望远镜的口径、灵敏度和分辨率。使用Spitzer,运用新的中红外TF关系和对Ia型超新星的Spitzer造父变星校准,将有可能把造父变星距离尺度测量的不确度减小到3-4% 的程度。据预期,未来的James Webb太空望远镜的测量结果将以对Ia型超新星的更可靠的校准使不确度减小到±2%

未来的改进

我们在这里概括一下向着把Hubble常数测量到百分之几的准确度前进的步骤。这些测量工作大多数在下一个十年中就能做到。

1. Spitzer GAIA对银河系造父变星视差作中红外校准。

2. Spitzer James Webb太空望远镜对银河系和已知具有造父变星的近距星系以及红外TF关系作中红外校准。

3. 增加微波激射距离的数量。

4. 强引力透镜和Sunyaev-Zel’dovich星系团的更大的样本以及系统性和模拟状况的改进。

5. Planck获得更高频率、更高灵敏度、更高角分辨率的宇宙微波背景角功率谱测量结果。

6. 在某一红移范围内重子音频震荡的测量(例如,BOSShttp://cosmology. lbl.gov/BOSS/ HETDEXhttp://hetdex.org/ WiggleZhttp://wigglez. swin.edu.au/site/JDEMhttp://jdem.gsfc.nasa.gov/SKAhttp://www.skatelescope.org/DEShttp://www. darkenergysurvey.org/PanStarrshttp://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/LSSThttp:// www.lsst.org/lsst)。

7. 2020年以后,用太空激光干涉仪LISA)检测非旋涡大质量黑洞的引力辐射。与电磁辐射源的证认相结合,并因此与红移结合起来,在原理上,这种方法可给出对Ho 的准确到1% 的测量结果。

要点

1. 现有若干近距的距离测定方法可以利用,它们具有很高的精密度,具有独立的系统性。这些方法包括造父变星法、红巨星支顶端(TRGB)法和到微波激射星系距离的几何测定方法。

2. 造父变星周光关系(Leavitt定律)现已用Hubble太空望远镜对银河系造父变星测得的三角视差作了绝对校准。这一校准及其在近红外波长的应用显著地减小了四种处于主导地位的系统误差中的两种:零点校准和金属度的影响。以前,正是这些误差,限制了依据造父变星测量得到的距离的准确度。

3. 微波激射星系的距离、红巨星支顶端的距离和造父变星的距离有了一个高精密度相符的公共的联系点,在这个点处,它们可以同时相互比较。它就是微波激射星系NGC 4258,位于7.2 Mpc距离处。

4. 用银河系造父变星的视差和NGC 4258的微波激射对大麦哲伦云距离的校准结果符合得非常好。更具这些校准结果和其他独立的测量结果,我们采用的大麦哲伦云作了金属度改正后的真距离模数为18.39±0.06 mag

5. Hubble太空望远镜Ia型超新星寄主星系中造父变星的光学和近红外观测结果用微波激射星系NGC 4258作了校准,减小了由于校准、金属度和红化造成的Ia型超新星距离尺度的系统差,并把具有很好观测结果的超新星校准源增加到了六个。

6. 目前的造父变星和微波激射河外距离尺度校准结果在所给出的误差范围内相符合,得出数值为Ho = 73±2(随机)±4(系统)km s?1 Mpc?1

7. 在谐调的宇宙学模型(即 W matter = 0.27 W vacuum = 0.73)范围内,目前的Hubble常数值给出宇宙的年龄为13.3±0.8 Gyr 。若干独立的方法(其中星团年龄、白矮星冷却年龄、在协调的宇宙学模型范围内的宇宙微波背景各向异性)全都得出与上述膨胀年龄符合得很好的数值。

8. 河外距离尺度中已知系统差的进一步减小,需要使用Hubble太空望远镜SpitzerGAIAJames Webb太空望远镜。使目前所确认的系统误差减小二分之一,已触手可及,而在下一个十年内,使Hubble参数的不确度减小到2% ,已是一个能够实现的目标。

9. 准确度达百分之几的Hubble常数测量结果,与Planck得到的宇宙微波背景各向异性测量结果结合,将得出对许多其他的宇宙学参数得有价值的约束,其中包括暗能量的状态方程、中微子质量和宇宙的曲率。

 

(原文中引用的文献目录这里从略,需要者请参看原文)

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