Kosmisk varians - Cosmic variance
| En del av en serie på | |||
| Fysisk kosmologi | |||
|---|---|---|---|
 | |||
|
Tidlig univers
|
|||
|
Utvidelse · Fremtid
|
|||
|
Komponenter · Struktur
|
|||
Begrepet kosmisk varians er den statistiske usikkerheten som ligger i observasjoner av universet ved ekstreme avstander. Den har tre forskjellige, men nært beslektede betydninger:
- Det brukes noen ganger feil, for å bety utvalgsvarians - forskjellen mellom forskjellige endelige prøver av samme foreldrepopulasjon. Slike forskjeller følger en Poisson-fordeling , og i dette tilfellet skal begrepet prøvevarians brukes i stedet.
- Det brukes noen ganger, hovedsakelig av kosmologer, for å bety usikkerheten fordi vi bare kan observere en realisering av alle mulige observerbare universer. For eksempel kan vi bare observere en kosmisk mikrobølgebakgrunn , så de målte posisjonene til toppene i det kosmiske mikrobølgeovnens bakgrunnsspekter, integrert over den synlige himmelen, er begrenset av det faktum at bare ett spektrum kan observeres fra jorden. Det observerbare universet sett fra en annen galakse vil ha toppene litt forskjellige steder, samtidig som de forblir i samsvar med de samme fysiske lovene, inflasjonen osv. Denne andre betydningen kan betraktes som et spesielt tilfelle av den tredje betydningen.
- Den mest utbredte bruken, som resten av denne artikkelen refererer til, gjenspeiler det faktum at målinger påvirkes av kosmisk storskala struktur, så en måling av hvilken som helst himmelregion (sett fra jorden) kan avvike fra en måling av en annen region av himmelen (også sett fra jorden) med et beløp som kan være mye større enn variansen i prøven.
Denne mest utbredte bruken av begrepet er basert på ideen om at det bare er mulig å observere en del av universet på en bestemt tid, så det er vanskelig å komme med statistiske uttalelser om kosmologi på skalaen til hele universet, som antall observasjoner ( prøvestørrelse ) må ikke være for liten.
Bakgrunn
Standard Big Bang- modellen suppleres vanligvis med kosmisk inflasjon . I inflasjonsmodeller ser observatøren bare en liten brøkdel av hele universet, mye mindre enn en milliarddel (1/10 9 ) av volumet til universet som postuleres i inflasjon. Så det observerbare universet (den såkalte universets partikkelhorisont ) er resultatet av prosesser som følger noen generelle fysiske lover , inkludert kvantemekanikk og generell relativitet . Noen av disse prosessene er tilfeldige : For eksempel kan fordelingen av galakser i hele universet bare beskrives statistisk og kan ikke utledes fra de første prinsippene.
Filosofiske spørsmål
Dette reiser filosofiske problemer: antar at tilfeldige fysiske prosesser skjer på lengdeskalaer både mindre enn og større enn partikkelhorisonten . En fysisk prosess (som en amplitude av en urolig forstyrrelse i tetthet) som skjer i horisontskalaen, gir oss bare en observerbar erkjennelse. En fysisk prosess i større skala gir oss null observerbare erkjennelser. En fysisk prosess i litt mindre skala gir oss et lite antall realisasjoner.
Når det bare er en realisering, er det vanskelig å trekke statistiske konklusjoner om dens betydning. For eksempel, hvis den underliggende modellen for en fysisk prosess innebærer at den observerte egenskapen bare skal forekomme 1% av tiden, betyr det egentlig at modellen er ekskludert? Tenk på den fysiske modellen for statsborgerskap for mennesker i begynnelsen av det 21. århundre, hvor omtrent 30% er indiske og kinesiske statsborgere, omtrent 5% er amerikanske statsborgere, omtrent 1% er franske statsborgere, og så videre. For en observatør som bare har en observasjon (av hans / hennes eget statsborgerskap) og som tilfeldigvis er fransk og ikke kan gjøre noen eksterne observasjoner, kan modellen avvises på 99% signifikansnivå. Likevel vet de eksterne observatørene med mer informasjon som ikke er tilgjengelig for den første observatøren at modellen er riktig.
Med andre ord, selv om biten av det observerte universet er resultatet av en statistisk prosess, kan observatøren bare se en realisering av prosessen, så observasjonen vår er statistisk ubetydelig for å si mye om modellen, med mindre observatøren er nøye med å inkluderer variansen . Denne variansen kalles den kosmiske variansen og er atskilt fra andre kilder til eksperimentell feil: en veldig nøyaktig måling av bare en verdi trukket fra en fordeling etterlater fortsatt betydelig usikkerhet om den underliggende modellen. Avvik er normalt tegnet separat fra andre kilder til usikkerhet. Fordi det nødvendigvis er en stor brøkdel av signalet, må arbeiderne være veldig forsiktige med å tolke den statistiske signifikansen av målinger på skalaer nær partikkelhorisonten .
I fysisk kosmologi er den vanlige måten å håndtere dette på horisontskalaen og på litt underhorisontskalaer (hvor antall forekomster er større enn en, men fortsatt ganske liten), å eksplisitt inkludere variansen til veldig små statistiske prøver ( Poissonfordeling ) ved beregning av usikkerhet . Dette er viktig for å beskrive de lave multipolene av den kosmiske mikrobølgebakgrunnen og har vært kilden til mye kontrovers i kosmologisamfunnet siden COBE- og WMAP- målingene.
Lignende problemer
Et lignende problem møter evolusjonære biologer . Akkurat som kosmologer har en utvalgsstørrelse på ett univers, har biologer en utvalgsstørrelse på en fossil rekord. Problemet er nært knyttet til det antropiske prinsippet .
Et annet problem med begrensede prøvestørrelser i astronomi, her praktisk i stedet for viktig, er i Titius-Bode-loven om avstand mellom satellitter i et orbital system. Opprinnelig observert for solsystemet, har vanskeligheter med å observere andre solsystemer begrensede data for å teste dette.
Referanser
Kilder
- Stephen Hawking (2003). Kosmologi ovenfra og ned. Fremgangsmåten fra Davis-møtet om kosmisk inflasjon .