Dark Energy
e
Integrated Sachs-Wolfe
Cortona, 28 Maggio 2005
Alessandro Melchiorri, La Sapienza, Roma
Vi e’ ormai una evidenza praticamente certa per la presenza di una forma
di energia oscura nell’Universo...
Gli ultimi risultati
delle Supernovae
di tipo Ia
(Riess et al., 2004)
indicano
un universo in
accelerazione.
1 M
q0   
 
2
2
I dati delle anisotropie della
radiazione di fondo cosmico
da parte di WMAP invece ci
dicono che non solo il modello
cosmologico funziona
perfettamente ma che
l’universo e’ piatto.
 M    1
  0.73  0.04
Un modello senza costante cosmologica
e’ escluso a 18 sigma!
Scala energetica troppo piccola per essere l’energia
del vuoto:
   p  (10 eV )
3
4
“Why Now ?”, l’energia oscura domina solo adesso
ma non era rilevante nel passato.
  /  r  10
 / m  1
55
T  100GeV
Today
Modificare le equazioni di campo:
Braneworlds (Deffayet et al.2002, Sahni and
Shtavov 2002, Maeda et al 2003),
Cardassian Universes (Freese et al. 2003)
Scalar-Tensor theories (Boisseau et al. 2000,
Bertolami & Martins 2000)
Modificare il tensore energia impulso:
Scalar Fields Quintessence, K-essence,
Phantom models, Chaplygin Gas,
Coupled Dark Energy...
COSMOLOGICAL COSTANT vs “Something else”
   const
p    
  0
 X  f ( z)
p X  w( z )  X
X  0
CMB+LSS+SN-Ia sono in accordo con una costante cosmologica.
Le alternative cominciano ad essere escluse.
Spergel et al.
2003
Melchiorri et al
2003
SN-IA
k-essence
CMB
LSS
Age
BBN
Phantom
Quintessence
Topological defects
SN-Ia data alone:
w < -0.6 at 95%
w=-1 consistent
w<-1 preferred
Riess et al.
2004
Sahni et al. 2004
Huterer and Cooray 2004
L. Conversi et al. 2
Conversi et al. 2004
Discrepanze intriganti
Se si considerano CMB+LSS+HST+SN-Ia i modelli con w<-1 sono
leggermente favoriti.
Se si considerano SN-Ia da sole (Riess et al. 2004), w=-1 e’ escluso a circa
2 sigma. Modelli Phantom (w<-1) forniscono il best fit.
Se si lascia variare w con il redshift SN-Ia sembrano suggerire un
andamento di w da w<-1 oggi a w>-1 nel passato (Phantom Divide).
Il basso quadrupolo della CMB puo’ indicare presenza di perturbazioni
nella dark energy.
C’e’ ancora possibilita’ di falsificare la costante cosmologica
e imparare qualcosa sulla dark energy !
Integrated Sachs-Wolfe effect
mentre la maggior parte delle anisotropie della radiazione di fondo
cosmico nascono sulla superficie di ultimo scattering, alcune di esse
possono essere indotte dopo, mentre i fotoni passano attraverso una
buca di potenziale che varia nel tempo:
T
  2  d 



T
linear regime – integrated Sachs-Wolfe (ISW)
non-linear regime – Rees-Sciama effect
Il potenziale e’ governato dalla equazione di Poisson
  4 G a  
2
2
•costante durante l’epoca dominata dalla materia.
• Ma varia se non domina la materia.
Questo puo’ avvenire nell’epoca dominata dalla radiazione (early ISW) e, se c’e’
una costante cosmologica, recentemente (late ISW).
Conversi et al. 2004
Due mappe di anisotropia indipendenti
Late Integrated Sachs-Wolfe
Anisotropie primordiali (z =1000)
Come faccio a separare le mappe ?
Le anisotropie del late ISW sono correlate con la
distribuzione delle galassie !
osservatore
La buca di
potenziale cambia
mentre passa il
fotone
Potenziale gravitazionale
dipendente dal tempo
La densita’ di galassie
traccia la buca di
potenziale
Dato che la variazione e’ lenta e’ necessario osservare
galassie a grandi redshift (z~1).
Raggi X da galassie
attive.
HEAO-1 x-ray satellite
Radio galassie
NRAO VLA Sky
Survey (NVSS)
Piu’ di 5 detezioni per l’ ISW!
Mean
redshift
Signal mK
Bias
Catalog
Band
Reference
0.1
0.70 pm 0.32
1.1
2MASS,
infrared
Afshordi et
al. 2004
0.15
0.35 pm 0.17 1.0
APM, optical
Scranton et
al, 2004
0.3
0.26 pm 0.14
1.0
SDSS,
optical
Fosalba et al.
2004
0.5
0.216 pm 0.1
1.8
SDSS
high z,
optical
Padmanabhan
et al.
2004
0.9
0.04 pm 0.02
1-2
NVSS+
HEAO,
Radio, XRays
Boughn &
Crittenden
2004
Corasaniti
Giannantonio
AM, 2005
w( z )  w0  w1z
Corasaniti
Giannantonio
AM, 2005
Cooray
Corasaniti
Giannantonio
AM, 2005