Барионные акустические колебания

Эта статья может быть слишком технической для понимания большинством читателей . Пожалуйста, помогите улучшить его, чтобы он был понятен неспециалистам , не удаляя технические детали. ( Сентябрь 2011 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Состав Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В космологии , Барионная акустические колебания ( BAO ) являются флуктуации плотности видимого барионного вещества (нормальная материя) Вселенной, вызванные акустическими волнами плотности в первичной плазмы ранней Вселенной. Точно так же, как сверхновые представляют собой « стандартную свечу » для астрономических наблюдений, ^[1] кластеризация материи BAO обеспечивает « стандартную линейку » для шкалы длины в космологии. ^[2] Длина этой стандартной линейки определяется максимальным расстоянием, на которое акустические волны могли пройти в первичной плазме, прежде чем плазма остыла до точки, где она стала нейтральными атомами ( эпоха рекомбинации ), что остановило расширение волн плотности плазмы, "замораживание" их на месте. Длину этой стандартной линейки (≈490 миллионов световых лет в современной Вселенной ^[3] ) можно измерить, посмотрев на крупномасштабную структуру материи с помощью астрономических обзоров . ^[3] Измерения BAO помогают космологам лучше понять природу темной энергии (которая вызывает ускоренное расширение Вселенной ) путем ограничениякосмологические параметры . ^[2]

Ранняя вселенная [ править ]

Ранняя Вселенная состояла из горячей, плотной плазмы из электронов и барионов (которые включают в себя протоны и нейтроны). Фотоны (легкие частицы), путешествующие во Вселенной, были по существу пойманы в ловушку и не могли пройти какое-либо значительное расстояние до взаимодействия с плазмой посредством томсоновского рассеяния . ^[4] Среднее расстояние, которое фотон мог пройти до взаимодействия с плазмой, известно как длина свободного пробега фотона. По мере расширения Вселенной плазма остывала до температуры ниже 3000 К - достаточно низкой энергии, чтобы электроны и протоны в плазме могли объединяться с образованием нейтральных атомов водорода . Этотрекомбинация происходит , когда Вселенной было около 379000 лет, или при красном смещении от г = 1089 . ^[4] Фотоны в гораздо меньшей степени взаимодействуют с нейтральным веществом, и поэтому при рекомбинации Вселенная стала прозрачной для фотонов, что позволило им отделиться от материи и свободно течь через Вселенную. ^[4] Технически говоря, длина свободного пробега фотонов стала порядка размеров Вселенной. Реликтовый (CMB) излучения свет , который излучается после рекомбинации , что только сейчас достигают наши телескопы. Поэтому, глядя, например, наДанные зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP), по сути, можно оглянуться назад во времени, чтобы увидеть изображение Вселенной, когда ей было всего 379 000 лет. ^[4]

WMAP указывает (рис. 1) на гладкую однородную Вселенную с анизотропией плотности 10 частей на миллион. ^[4] Однако в нынешней Вселенной есть большие структуры и флуктуации плотности. Галактики, например, в миллион раз плотнее, чем средняя плотность Вселенной. ^[2] В настоящее время считается, что Вселенная была построена по принципу «снизу вверх», а это означает, что небольшие анизотропии ранней Вселенной действовали как гравитационные семена для структуры, наблюдаемой сегодня. Сверхплотные области притягивают больше материи, а разреженные - меньше, и, таким образом, эти небольшие анизотропии, наблюдаемые в реликтовом излучении, стали сегодня крупномасштабными структурами во Вселенной.

Космический звук [ править ]

Представьте себе сверхплотную область первичной плазмы . В то время как эта область сверхплотности гравитационно притягивает к себе материю, тепло взаимодействия фотона с веществом создает большое внешнее давление . Эти противодействующие силы тяжести и давления создавали колебания , аналогичные звуковым волнам, создаваемым в воздухе разницей давления. ^[3]

Эта сверхплотная область содержит темную материю , барионы и фотоны . Давление приводит к сферическим звуковым волнам как барионов, так и фотонов, движущихся со скоростью, немного превышающей половину скорости света ^{[8] [9],} из сверхплотности. Темная материя взаимодействует только гравитационно и поэтому остается в центре звуковой волны, источнике сверхплотности. Перед развязкой, фотоны и барионы вместе двинулись наружу. После разъединения фотоны больше не взаимодействовали с барионной материей и рассеялись. Это уменьшило давление на систему, оставив после себя оболочки из барионной материи. Из всех этих оболочек, представляющих разные длины волн звуковых волн, резонансная оболочка соответствует первой, поскольку это та оболочка, которая проходит одинаковое расстояние для всех избыточных плотностей до разъединения. Этот радиус часто называют звуковым горизонтом. ^[3] Без давления фотобарионов, выталкивающего систему наружу, единственная оставшаяся сила на барионы была гравитационной. Следовательно, барионы и темная материя (оставленные в центре возмущения) сформировали конфигурацию, которая включала сверхплотность материи как в исходном месте анизотропии, так и в оболочке на звуковом горизонте для этой анизотропии. ^[3]

Такая анизотропия в конечном итоге превратилась в рябь в плотности материи, из которой сформировались галактики . Следовательно, можно было бы ожидать увидеть большее количество пар галактик, разделенных шкалой расстояний до горизонта звука, чем другими шкалами длин. ^[3] Эта конкретная конфигурация материи возникала при каждой анизотропии в ранней Вселенной, и поэтому Вселенная состоит не из одной звуковой ряби ^[10], а из множества перекрывающихся ряби. ^[11] В качестве аналогии представьте, что вы бросаете много гальки в пруд и наблюдаете за волнами в воде. ^[2] Невозможно наблюдать это предпочтительное разделение галактик на шкале звукового горизонта на глаз, но можно измерить этот артефакт статистически. глядя на разделение большого количества галактик.

Стандартная линейка [ править ]

Физика распространения барионных волн в ранней Вселенной довольно проста; в результате космологи могут предсказать размер звукового горизонта во время рекомбинации . Кроме того, CMB обеспечивает измерение этой шкалы с высокой точностью. ^[3] Однако за время между рекомбинацией и сегодняшним днем ​​Вселенная расширялась . Это расширение хорошо подтверждается наблюдениями и является одной из основ модели Большого взрыва . В конце 1990-х годов наблюдения сверхновых ^[1]определили, что не только Вселенная расширяется, но и расширяется с возрастающей скоростью. Лучшее понимание ускорения Вселенной или темной энергии стало сегодня одним из самых важных вопросов в космологии. Чтобы понять природу темной энергии, важно иметь множество способов измерения ускорения. BAO может дополнить совокупность знаний об этом ускорении, сравнивая сегодняшние наблюдения звукового горизонта (с использованием кластеризации галактик) с наблюдениями звукового горизонта во время рекомбинации (с использованием CMB). ^[3] Таким образом, BAO предоставляет измерительную линейку, с помощью которой можно лучше понять природу ускорения, полностью независимую от техники сверхновых .

Сигнал BAO в обзоре Sloan Digital Sky Survey [ править ]

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) представляет собой 2,5-метровый широкоугольный оптический телескоп в обсерватории Apache Пойнт в Нью - Мексико . Целью этого пятилетнего обзора было получение изображений и спектров миллионов небесных объектов. Результатом компиляции данных SDSS является трехмерная карта объектов в ближайшей вселенной: каталог SDSS. Каталог SDSS дает картину распределения материи в достаточно большой части Вселенной, чтобы можно было искать сигнал BAO, отмечая, имеется ли статистически значимое переизбыток галактик, разделенных предсказанным звуковым расстоянием до горизонта.

Команда НДПС смотрел на образец 46,748 светящихся красных галактик (LRGS), более чем 3,816 квадратных градусов неба (около пяти миллиардов световых лет в диаметре) и вне к красному смещению из г = 0,47 . ^[3] Они проанализировали кластеризацию этих галактик, вычислив двухточечную корреляционную функцию по данным. ^[12] Корреляционная функция (ξ) является функцией разделительного расстояния ( -ей ) сопутствующих галактик и описывает вероятность того, что одна галактика будет найдена на заданном расстоянии от другой. ^[13] Можно было бы ожидать высокой корреляции галактик на малых расстояниях разделения (из-за неуклюжего характера образования галактик) и низкой корреляции на больших расстояниях разделения. Сигнал BAO будет отображаться как выпуклость в корреляционной функции на сопутствующем расстоянии, равном звуковому горизонту. Этот сигнал был обнаружен командой SDSS в 2005 году. ^{[3] [14]} SDSS подтвердил результаты WMAP, что звуковой горизонт составляет ~150  Мпк в сегодняшней вселенной. ^{[2] [3]}

Обнаружение в других обзорах галактик [ править ]

Сотрудничество 2dFGRS и сотрудничество SDSS сообщили об обнаружении сигнала BAO в спектре мощности примерно в одно и то же время в 2005 году. ^[15] Обе команды признаны и признаны сообществом за открытие, о чем свидетельствует приз Шоу в области астрономии 2014 года. ^[16], который был присужден обеим группам. С тех пор о дальнейших обнаружениях сообщалось в Обзоре галактик 6dF (6dFGS) в 2011 г. ^[17], WiggleZ в 2011 г. ^[18] и BOSS в 2012 г. ^[19]

Формализм темной энергии [ править ]

Ограничения BAO на параметры темной энергии [ править ]

BAO в радиальном и поперечном направлениях обеспечивает измерения параметра Хаббла и расстояния по угловому диаметру соответственно. Расстояние углового диаметра и параметр Хаббла могут включать в себя различные функции, объясняющие поведение темной энергии. ^{[20] [21]} Эти функции имеют два параметра w ₀ и w _1, и их можно ограничить с помощью техники хи-квадрат . ^[22]

Общая теория относительности и темная энергия [ править ]

В общей теории относительности расширение Вселенной параметризуется масштабным фактором, который связан с красным смещением : ^[4]${\ Displaystyle а (т)}$

${\ Displaystyle а (т) \ эквив (1 + г (т)) ^ {- 1} \!}$

Параметр Хаббла , с точки зрения масштабного фактора:${\ displaystyle H (z)}$

${\ Displaystyle Н (т) \ экв {\ гидроразрыва {\ точка {а}} {а}} \!}$

где - производная по времени от масштабного коэффициента. В уравнениях Фридмана выражают расширение Вселенной с точки зрения Ньютона гравитационной постоянной , среднее избыточное давление , , в плотности Вселенной , то кривизна , и космологический , : ^[4]${\ displaystyle {\ dot {a}}}$${\ displaystyle G}$${\ displaystyle p}$ ${\ displaystyle \ rho \!}$${\ displaystyle k}$${\ displaystyle \ Lambda \!}$

${\ displaystyle H ^ {2} = \ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right) ^ {2} = {\ frac {8 \ pi G} {3}} \ rho - {\ frac {kc ^ {2}} {a ^ {2}}} + {\ frac {\ Lambda c ^ {2}} {3}}}$

${\ displaystyle {\ dot {H}} + H ^ {2} = {\ frac {\ ddot {a}} {a}} = - {\ frac {4 \ pi G} {3}} \ left (\ rho + {\ frac {3p} {c ^ {2}}} \ right) + {\ frac {\ Lambda c ^ {2}} {3}}}$

Наблюдательные свидетельства ускорения Вселенной подразумевают это (в настоящее время) . Поэтому возможны следующие объяснения: ^[23]${\ displaystyle {\ ddot {a}}> 0}$

• Во Вселенной преобладает какое-то поле или частица с отрицательным давлением, так что уравнение состояния:

${\ displaystyle w = {\ frac {p} {\ rho}} <- 1/3 \!}$

• Существует ненулевая космологическая постоянная .${\ displaystyle \ Lambda \!}$
• Уравнения Фридмана неверны, поскольку они содержат чрезмерные упрощения, чтобы упростить вычисление общих релятивистских уравнений поля.

Чтобы различать эти сценарии, необходимы точные измерения параметра Хаббла как функции красного смещения .

Измеренные наблюдаемые темной энергии [ править ]

Параметр плотности , , из различных компонентов, , Вселенной может быть выражен как отношение плотности к критической плотности , : ^[23]${\ displaystyle \ Omega \!}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle \ rho _ {c} \!}$

${\ displaystyle \ rho _ {c} = {\ frac {3H ^ {2}} {8 \ pi G}}}$

${\displaystyle \Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}}{\rho _{c}}}={\frac {8\pi G\rho _{x}}{3H^{2}}}}$

Уравнение Фридмана можно переписать в терминах параметра плотности. Для преобладающей в настоящее время модели Вселенной ΛCDM это уравнение выглядит следующим образом: ^[23]

${\displaystyle H^{2}(a)=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}=H_{0}^{2}\left[\Omega _{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}\right]}$

где m - материя, r - излучение, k - кривизна, Λ - темная энергия, а w - уравнение состояния . Измерения CMB от WMAP наложили жесткие ограничения на многие из этих параметров ; однако важно подтвердить и дополнительно ограничить их, используя независимый метод с другой систематикой.

Сигнал BAO представляет собой стандартную линейку , так что длину звукового горизонта можно измерить как функцию космического времени . ^[3] Это измеряет два космологические расстояния: параметр Хаббла, , и расстояние углового диаметра , в зависимости от красного смещения . ^[24] При измерении стягиваемого угла , , линеек длины , эти параметры определяются следующим образом : ^[24]${\displaystyle H(z)}$${\displaystyle d_{A}(z)}$ ${\displaystyle (z)}$${\displaystyle \Delta \theta }$${\displaystyle \Delta \chi }$

${\displaystyle \Delta \theta ={\frac {\Delta \chi }{d_{A}(z)}}\!}$

${\displaystyle d_{A}(z)\propto \int _{0}^{z}{\frac {dz'}{H(z')}}\!}$

интервал красного смещения `` можно измерить по данным и, таким образом, определить параметр Хаббла как функцию красного смещения:${\displaystyle \Delta z}$

${\displaystyle c\Delta z=H(z)\Delta \chi \!}$

Таким образом, метод BAO помогает ограничить космологические параметры и обеспечить более глубокое понимание природы темной энергии.

См. Также [ править ]

• Спектроскопическая съемка барионных колебаний
• БИНГО (телескоп)
• Евклид (космический корабль)

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Веб-страница Мартина Уайта о барионных акустических колебаниях и темной энергии
• [1]
• Обзор барионных акустических колебаний
• Пресс-релиз SDSS BAO