超新星色变参数β的演化对宇宙学模型限制的影响
发布时间：2019-10-16 21:46
【摘要】：发现于上世纪末的宇宙加速膨胀一直以来都是宇宙学中最大的谜团之一。然而时至今日,我们仍旧对这一极其反直觉现象的本质一无所知。对于宇宙加速膨胀的理解,宇宙学观测至关重要,其中Ia型超新星(SNe Ia)是最有力的探测手段之一。近年来,越来越多的SNe Ia被发现,而其系统误差也引起了越来越多的关注。有许多因素可以导致SNe Ia的系统误差,如SNe Ia光度测量、标定、辨识误差,SNe Ia物理性质的选择偏差、内禀变差,寄主星系的消光,引力透镜,等等。其中最重要的一个因素是潜在的超新星演化,即其形变参数α和色变参数β可能的红移演化。当前的研究表明,α仍旧为一个常数,而β则随红移演化。本文中,我们通过考虑两类宇宙学模型,即相互作用暗能量(IDE)模型和修改引力(MG)模型,来探索β的演化及其对参数估计的影响。除了 SNLS3数据,我们还使用了最新的Planck distance prior数据、提取自斯隆数字巡天(SDSS)数据发布7(DR7)和数据发布9(DR9)的星系结团(GC)数据,以及来自哈勃空间望远镜(HST)观测的Hubble常数直接测量数据。我们发现,对于所有IDE模型和MG模型,添加一个β参数可以使χ2减小约36,表明常数β在6σ的置信水平上被排除。此外,变化的β可以显著改变各模型参数的拟合结果。对于所有IDE模型,变化的β产生一个更大的冷暗物质(CDM)分数密度Ωc0和一个更大的状态方程ω;另一方面,对于ωCDM模型,变化的β产生一个更小的约化Hubble常数h,而对于三个IDE模型,对h没有影响—一这暗示了h与耦合参数γ之间存在简并。而对于所有MG模型,一个随时间演化的β总是产生一个更大的分数物质密度Ωm0和一个更小的约化Hubble常数h,并显著改变各MG模型1σ和2σ置信区域的形状,从而为参数估计修正系统偏差。我们的工作表明了β的演化完全独立于背景宇宙学模型,从而凸显了在宇宙学拟合中考虑β演化的重要性。
【图文】：
此即所谓的＂Ｐｈｉｍｐｓ关系＂。之后，Ｐｈｉｌｌｉｐｓ关系被应用于校正ＳＮｅ邋ｌａ光度曲逡逑线使其转变为标准烛光。２００４年，利用＂ｓｔｒｅ化ｈ＂延展－星等关系，，防ｍ等人将ＳＮｅ邋ｌａ逡逑峰值星等的发散减小到了只有化１０－０．巧ｍａｇ。图４．１显示了应用＂ｓｔｒｅｔ出＂延展－星等逡逑关系之前和之后的ＳＮｅ邋ｌａ光度曲线的对比。逡逑确定ＳＮｅ邋ｌａ的绝对星等之后，就可Ｗ得到观测距离模数逡逑Ｈｏｈｓ邋＝邋ｍ￣邋Ｍ，逦（４．１０）逡逑式中ｍ为视星等，Ｍ为绝对星等。另一方面，理论距离模数可由下式计算逡逑帕１（之邋ｉ）邋＝邋５１0邋邑邋１０邋如（之！）＋邋２５，逦（４．１１）逡逑且光度距离如（２）为逡逑也（和瓦如}瑁擅缑纾危ǎ矗保玻╁义纤屠镥义希驽义希螅椋睿ǎ稳绻澹希妫悖镥澹煎澹板澹ǎ妫沐宥澹保诲义希粒ǎ┒澹煎澹海颍稳绻桑板宥澹板澹ǎ粒憾澹埃诲危ǎ矗慑义希螅椋睿瑁ǎ
本文编号：2550191
【图文】：
此即所谓的＂Ｐｈｉｍｐｓ关系＂。之后，Ｐｈｉｌｌｉｐｓ关系被应用于校正ＳＮｅ邋ｌａ光度曲逡逑线使其转变为标准烛光。２００４年，利用＂ｓｔｒｅ化ｈ＂延展－星等关系，，防ｍ等人将ＳＮｅ邋ｌａ逡逑峰值星等的发散减小到了只有化１０－０．巧ｍａｇ。图４．１显示了应用＂ｓｔｒｅｔ出＂延展－星等逡逑关系之前和之后的ＳＮｅ邋ｌａ光度曲线的对比。逡逑确定ＳＮｅ邋ｌａ的绝对星等之后，就可Ｗ得到观测距离模数逡逑Ｈｏｈｓ邋＝邋ｍ￣邋Ｍ，逦（４．１０）逡逑式中ｍ为视星等，Ｍ为绝对星等。另一方面，理论距离模数可由下式计算逡逑帕１（之邋ｉ）邋＝邋５１0邋邑邋１０邋如（之！）＋邋２５，逦（４．１１）逡逑且光度距离如（２）为逡逑也（和瓦如}瑁擅缑纾危ǎ矗保玻╁义纤屠镥义希驽义希螅椋睿ǎ稳绻澹希妫悖镥澹煎澹板澹ǎ妫沐宥澹保诲义希粒ǎ┒澹煎澹海颍稳绻桑板宥澹板澹ǎ粒憾澹埃诲危ǎ矗慑义希螅椋睿瑁ǎ
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