EU_1_THE_UNIVERSE_OBSERVED

1.1 Introduction

FRW model/bigbang model -> standard cosmology

evidence of standard cosmology = primordial nucleosynthesis

standard model of particle physics= SU(3)CxSU(2)LxU(1)Y

$\hbar = 1, c = 1, kB = 1$ とする。

1.2 The Expansion

luminosity distance
$d_L \equiv ({\cal L}/4\pi {\cal F})^{1/2}$
${\cal L}$ : object luminosity
${\cal F}$ : measured flux

redshift
$H_0d_L = z + \frac{1}{2}(1-q_0)z^2+ ...$
$H_0 \equiv \dot{R}(t_0)/R(t_0)$ : Hubble constant
$q_0 \equiv - \ddot{R}(t_0)/R(t_0)H_0^2$ : rate of slowing of the expansion

$q_0 = \Omega_0(1+3w)/2$
$\Omega_0$ : matter density

1.3 Large-Scale Isotropy and Homogeneity

peculiar velocity: 膨張速度を差し引いた天体の速度

1.4 Age of the Universe

宇宙年齢の測定方法

宇宙の膨張率から計算する方法
球状星団のもっとも古いものを決定する方法
放射性元素を使う方法
白色矮星の冷却を考える方法
クラスターの熱いガスの冷却時間を使う方法

などなど

放射性元素を使う方法

232Th, 235U, 238U, 87Rb, 187Re
現在の同位体の割合といつ放射性元素が出来たかを知る必要がある
例えば、Uから計算すると6.6Gyrとなるが、そんなわけはない→r-processがどのように行われたかを考える必要がある

1.5 Cosmic Microwave Background Radiation

1.6 Light-Element Abundances

原始元素合成は、スタンダードモデルのテストになる。
Deutrium/Helium-4: 観測されるアバンダンスを説明できるプロセスがないので重要。

1.7 The Matter Density: Dark Matter in the Universe

$\Omega_0$ （臨界密度）を測定する力学的手法

density of the Universe ( $\lt \rho \gt$ ),
the number density of galaxies ( $n_{\rm GAL}$ ),
the average mass per galaxy ( $\lt M_{\rm GAL} \gt$ )
$\lt\rho\gt = n_{\rm GAL} \lt M_{\rm GAL} \gt$
$\Omega_0 = \lt\rho\gt / \rho_{\rm C}$

$\Omega_0$ に関する知見

１．光っている物質は臨界密度のごく一部しか寄与してない
２．ダークマターが光っている物質の少なくとも１０倍は寄与がある
３．10-30Mpcのスケールの銀河と繋がった物質の量は臨界密度の0.2+-0.1しかない
４．dynamical measurementは、残りに寄与するクラスターしてないコンポーネントを排除しない

1.8 The Large-Scale Structure of the Universe

多くのhigh-zのQSOは、それ自身のレッドシフトより小さなレッドシフトの吸収線しかもっていない。
これは、途中で吸収されるような何かがあるのだと思われる。
Lyman-alpha, damped Lyman-alpha, Lyman-limit, metal system

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最終更新：2016年04月02日 21:54

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