В современной космологической теории диффузионное демпфирование , также называемое диффузионным демпфированием фотонов , представляет собой физический процесс, который уменьшал неравенства плотности ( анизотропии ) в ранней Вселенной , делая саму Вселенную и космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) более однородным. Примерно через 300 000 лет после Большого взрыва , в эпоху рекомбинации , диффузионные фотоны перемещались из горячих областей космоса в холодные, выравнивая температуры этих областей. Этот эффект ответственен, наряду с барионными акустическими колебаниями , за эффект Доплера ивлияние гравитации на электромагнитное излучение для возможного образования галактик и скоплений галактик , которые являются доминирующими крупномасштабными структурами, наблюдаемыми во Вселенной. Это демпфирующее путем диффузии, а не от диффузии. [1]
Сила диффузионного демпфирования рассчитывается с помощью математического выражения для коэффициента демпфирования , которое фигурирует в уравнении Больцмана, уравнении , которое описывает амплитуду возмущений в реликтовом излучении. [2] Сила демпфирования диффузии в основном определяется расстоянием, которое проходят фотоны до рассеяния (длина диффузии). Первичные эффекты на длину диффузии обусловлены свойствами рассматриваемой плазмы: разные виды плазмы могут испытывать различные виды диффузионного затухания. Выделение плазмы также может влиять на процесс затухания. [3] Шкала, по которой работает диффузионное демпфирование, называется Шелковой шкалой, и ее значение соответствует размеру галактик в наши дни. Масса, содержащаяся в Шелковой шкале, называется Шелковой массой и соответствует массе галактик. [4]
Вступление
Затухание диффузии имело место около 13,8 миллиарда лет назад [6] на стадии ранней Вселенной, называемой рекомбинацией или разделением материи и излучения . Этот период произошел примерно 320000 лет после Большого взрыва . [7] Это эквивалентно красному смещению примерно z = 1090. [8] Рекомбинация была стадией, во время которой простые атомы , например, водород и гелий , начали образовываться при охлаждении, но все еще очень горячем, супе из протонов , электронов и фотоны , из которых состоит Вселенная. До эпохи рекомбинации этот суп , плазма , был в значительной степени непрозрачен для электромагнитного излучения фотонов. Это означало, что постоянно возбужденные фотоны слишком часто рассеивались протонами и электронами, чтобы путешествовать очень далеко по прямым линиям. [9] В эпоху рекомбинации Вселенная быстро остывала, поскольку свободные электроны захватывались атомными ядрами; атомы образовались из составных частей, и Вселенная стала прозрачной: количество рассеянных фотонов резко уменьшилось. Меньше рассеиваясь, фотоны могут рассеиваться (путешествовать) на гораздо большие расстояния. [1] [10] Не было значительного диффузионного демпфирования для электронов, которые не могли диффундировать так далеко, как фотоны в аналогичных обстоятельствах. Таким образом, все затухание за счет диффузии электронов незначительно по сравнению с затуханием диффузии фотонов. [11]
Акустические возмущения начальных флуктуаций плотности во Вселенной сделали одни области пространства более горячими и плотными, чем другие. [12] Эти различия в температуре и плотности называются анизотропией . Фотоны распространялись из горячих, сверхплотных областей плазмы в холодные, менее плотные: они увлекали за собой протоны и электроны: фотоны толкали электроны, а они, в свою очередь, притягивали протоны под действием кулоновской силы . Это привело к усреднению температуры и плотности горячих и холодных регионов, и Вселенная стала менее анизотропной (характерно различной) и более изотропной (характерной однородной). Это уменьшение анизотропии является затухание диффузии затухания. Таким образом, диффузионное затухание ослабляет анизотропию температуры и плотности в ранней Вселенной. Барионная материя (протоны и электроны) покидает плотные области вместе с фотонами; неравенства температуры и плотности адиабатически затухали. То есть отношение фотонов к барионам оставалось постоянным во время процесса затухания. [3] [13] [14] [15] [16]
Диффузия фотонов была впервые описана в статье Джозефа Силка 1968 года под названием «Космическое излучение черного тела и образование галактик» [17], которая была опубликована в The Astrophysical Journal . Таким образом , диффузия затухание иногда также называют шелковым затуханием , [5] , хотя этот термин может применяться только к одной из возможных демпфирующую сценария. [11] [18] [19] Демпфирование шелка было названо в честь его первооткрывателя. [4] [19] [20]
Величина
Величина диффузионного демпфирования рассчитывается как коэффициент демпфирования или коэффициент подавления , представленный символом, которое входит в уравнение Больцмана, уравнение , описывающее амплитуду возмущений в реликтовом излучении. [2] Сила демпфирования диффузии в основном определяется расстоянием, которое проходят фотоны до рассеяния (длина диффузии). На длину диффузии влияют в первую очередь свойства рассматриваемой плазмы: разные виды плазмы могут испытывать различные виды диффузионного затухания. Выделение плазмы также может влиять на процесс затухания. [3]
- [2]
Где:
- - конформное время .
- представляет собой «дифференциальную оптическую толщину томсоновского рассеяния». Томсоновское рассеяние - это рассеяние электромагнитного излучения (света) заряженными частицами, такими как электроны. [2]
- - волновое число подавляемой волны. [21]
- - функция видимости . [2]
Фактор демпфирования при включении в уравнение Больцмана для космического микроволнового фонового излучения (CMB) уменьшает амплитуду возмущений:
- [2]
Где: [2] [22]
- - конформное время при развязке.
- представляет собой «монополь [возмущение] функции распределения фотонов» [2]
- представляет собой «гравитационный потенциал [возмущение] в ньютоновской калибровке». Ньютоновской калибр является величиной с важностью в общей теории относительности . [2]
- - эффективная температура.
Математические расчеты коэффициента демпфирования зависят от , или эффективный масштаб диффузии , который, в свою очередь, зависит от решающего значения, длины диффузии ,. [23] Длина диффузии определяет, как далеко фотоны перемещаются во время диффузии, и состоит из конечного числа коротких шагов в случайных направлениях. Среднее значение этих шагов представляет собой комптоновскую длину свободного пробега и обозначается как. Поскольку направление этих шагов выбирается случайным образом, примерно равно , где - количество шагов, которые фотон делает до конформного времени при развязке (). [3]
Длина диффузии увеличивается при рекомбинации, поскольку увеличивается длина свободного пробега с меньшим рассеянием фотонов; это увеличивает степень диффузии и демпфирования. Длина свободного пробега увеличивается из-за доли ионизации электронов ,, уменьшается по мере связывания ионизированного водорода и гелия со свободными заряженными электронами. При этом пропорционально увеличивается длина свободного пробега:. То есть длина свободного пробега фотонов обратно пропорциональна доле ионизации электронов и плотности барионного числа (). Это означает, что чем больше было барионов и чем больше они были ионизированы, тем короче средний фотон мог пройти, прежде чем встретился с ним и рассеялся. [3] Небольшие изменения этих значений до или во время рекомбинации могут значительно усилить демпфирующий эффект. [3] Эта зависимость от плотности барионов за счет диффузии фотонов позволяет ученым использовать анализ последнего для исследования первого в дополнение к истории ионизации. [23]
Эффект диффузионного затухания значительно усиливается конечной шириной поверхности последнего рассеяния (SLS). [24] Конечная ширина SLS означает, что не все фотоны реликтового излучения, которые мы видим, испускались одновременно, и наблюдаемые нами флуктуации не совпадают по фазе. [25] Это также означает, что во время рекомбинации длина диффузии резко изменилась, так как доля ионизации сдвинулась. [26]
Модель зависимости
В общем, диффузионное затухание производит свои эффекты независимо от изучаемой космологической модели, тем самым маскируя эффекты других, зависящих от модели явлений. Это означает, что без точной модели диффузионного затухания ученые не могут судить об относительных достоинствах космологических моделей, теоретические предсказания которых нельзя сравнивать с данными наблюдений, поскольку эти данные скрыты эффектами затухания. Например, пики в спектре мощности, вызванные акустическими колебаниями, уменьшаются по амплитуде за счет диффузионного затухания. Это уменьшение спектра мощности скрывает особенности кривой, которые в противном случае были бы более заметными. [27] [28]
Хотя общая диффузия затухания может демпфировать возмущения в бесстолкновительном темной материи просто из - за дисперсии фотонов, термин шелкового затухания применяется только к затуханию адиабатических моделей барионной материи, который соединен с диффундирующих фотонов, а не темной материи , [11] и диффундирует с их. [18] [19] Затухание шелка не так важно в моделях космологического развития, которые постулируют ранние флуктуации изокривизны (т. Е. Флуктуации, которые не требуют постоянного соотношения барионов и фотонов). В этом случае увеличение плотности барионов не требует соответствующего увеличения плотности фотонов, и чем ниже плотность фотонов, тем меньше будет диффузия: чем меньше диффузия, тем меньше затухание. [16] Диффузия фотона не зависит от причин первоначальных колебаний плотности Вселенной. [23]
Эффекты
Скорость
Демпфирование происходит в двух разных масштабах, причем процесс происходит быстрее на коротких дистанциях, чем на больших. Здесь короткая длина - это длина, которая меньше длины свободного пробега фотонов. Большое расстояние - это такое расстояние, которое больше, чем длина свободного пробега, если все еще меньше, чем длина диффузии. В меньшем масштабе возмущения затухают практически мгновенно. В более крупном масштабе анизотропия уменьшается медленнее, при этом значительная деградация происходит в пределах одной единицы времени Хаббла . [11]
Шелковая чешуя и Шелковая масса
Затухание диффузии экспоненциально снижает анизотропию реликтового излучения в масштабе (шкала Шелка ) [4], намного меньшем, чем градус , или примерно менее 3 мегапарсеков . [5] Этот угловой масштаб соответствует мультипольному моменту . [15] [29] Масса, содержащаяся в шелковой шкале, является шелковой массой . Численные оценки результатов выхода шелковой массы порядкамассы Солнца при рекомбинации [30] и порядка массы современной галактики или скопления галактик в текущую эпоху. [4] [11]
Ученые говорят, что диффузионное затухание влияет на малые углы и соответствующую анизотропию. Другие эффекты действуют в масштабе, называемом промежуточным. или большой . Поиски анизотропии в мелком масштабе не так сложны, как поиски в более крупных масштабах, отчасти потому, что они могут использовать наземные телескопы, а их результаты легче предсказать с помощью текущих теоретических моделей. [31]
Формирование галактики
Ученые изучают затухание диффузии фотонов (и анизотропию реликтового излучения в целом) из-за того, что субъект дает понимание вопроса: «Как возникла Вселенная?». В частности, предполагается, что изначальные анизотропии температуры и плотности Вселенной являются причинами более позднего формирования крупномасштабных структур. Таким образом, это было усиление малых возмущений в дорекомбинационной Вселенной, которая превратилась в галактики и скопления галактик нынешней эпохи. Затухание диффузии сделало Вселенную изотропной на расстояниях порядка Шелковой шкалы. То, что этот масштаб соответствует размеру наблюдаемых галактик (если учесть ход времени), означает, что диффузионное затухание отвечает за ограничение размера этих галактик. Теория состоит в том, что сгустки вещества в ранней Вселенной превратились в галактики, которые мы видим сегодня, и размер этих галактик связан с температурой и плотностью сгустков. [32] [33]
Диффузия, возможно, также оказала значительное влияние на эволюцию изначальных космических магнитных полей , полей, которые, возможно, со временем усилились и стали галактическими магнитными полями. Однако эти космические магнитные поля могли быть ослаблены радиационной диффузией: точно так же, как акустические колебания в плазме подавлялись диффузией фотонов, так и магнитозвуковые волны (волны ионов, проходящие через намагниченную плазму). Этот процесс начался до эры нейтринной развязки и закончился во время рекомбинации. [30] [34]
Смотрите также
- Хронология Вселенной
- Джозеф Силк
- Диффузия фотонов
- Хронология космологических теорий
Заметки
Рекомендации
- ^ а б Ху, Sugiyama & Silk (1996-04-28), стр. 2
- ^ a b c d e f g h i Jungman, Kamionkowski, Kosowsky & Spergel (1995-12-20), стр. 2–4
- ^ Б с д е е Ху (1995-08-26), стр. 12–13
- ^ a b c d Мэдсен (1996-05-15), стр. 99–101
- ^ a b c Bonometto, Gorini & Moschella (2001-12-15), стр. 227–8
- ^ "Космические детективы" . Европейское космическое агентство (ЕКА). 2013-04-02 . Проверено 1 мая 2013 .
- ^ «Просто, но сложно: Вселенная по Планку» . Европейское космическое агентство (ЕКА). 2013-03-21 . Проверено 1 мая 2013 .
- ^ Ade, PAR; Aghanim, N .; Armitage-Caplan, C .; и другие. (Сотрудничество Planck) (22 марта 2013 г.). «Итоги Planck 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 571 : A16. arXiv : 1303,5076 . Бибкод : 2014A & A ... 571A..16P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321591 . S2CID 118349591 .
- ^ Ху (1995-08-26), стр. 6
- ^ Liddle & Lyth (2000-04-13), стр. 63, 120
- ^ a b c d e Padmanabhan (1993-06-25), стр. 171–2
- ^ Харрисон (1970-05-15)
- ^ Madsen (1996-05-15), стр. 99–100
- ^ Longair (2008-01-08), стр. 355
- ^ a b Jetzer & Pretzl (31.07.2002), стр. 6
- ^ a b Rich (15.06.2001), стр. 256
- ^ Шелк (1968-02-01)
- ^ a b Куропатка (1995-09-29), стр. 302
- ^ a b c Bonometto, Gorini & Moschella (2001-12-15), стр. 55
- ^ Ху (1994-06-28), стр. 15
- ^ Longair (2008-01-08), стр. 450
- ^ Ху (1995-08-26), стр. 146
- ^ a b c Ху, Sugiyama & Silk (1996-04-28), стр. 5
- ^ (1995-08-26), стр. 137
- ^ Durrer (2001-09-17), стр. 5
- ^ Ху (1995-08-26), стр. 156-7
- ^ Ху (1995-08-26), стр. 136–8
- ^ Hu & White (1997-04-20), стр. 568–9
- ^ Папантонопулос (2005-03-24), стр. 63
- ^ a b Jedamzik, Katalinić & Olinto (1996-06-13), стр. 1-2
- ^ Kaiser & Silk (1986-12-11), стр. 533
- ^ Ху & Сугияма (1994-07-28), стр. 2
- ^ Сюняев и Зельдович (сентябрь 1980), стр. 1
- ^ Бранденбург, Энквист и Олсен (январь 1997), стр. 2
Библиография
- Бранденбург, Аксель; Кари Энквист; Пол Олесен (январь 1997 г.). «Влияние демпфирования шелка на изначальные магнитные поля». Физика Письма Б . 392 (3–4): 395–402. arXiv : hep-ph / 9608422 . Bibcode : 1997PhLB..392..395B . DOI : 10.1016 / S0370-2693 (96) 01566-3 . S2CID 14213997 .
- Bonometto, S .; В. Горини; У. Москелла (2001-12-15). Современная космология (1-е изд.). Тейлор и Фрэнсис. п. 416. ISBN 978-0-7503-0810-6.
- Дуррер, Рут (17 сентября 2001 г.). «Физика анизотропии и первичных флуктуаций космического микроволнового фона». Обзоры космической науки . 100 : 3–14. arXiv : astro-ph / 0109274 . Bibcode : 2002SSRv..100 .... 3D . DOI : 10,1023 / A: 1015822607090 . S2CID 4694878 .
- Харрисон, ER (1970-05-15). «Колебания на пороге классической космологии». Physical Review D . 1 (10): 2726–2730. Bibcode : 1970PhRvD ... 1.2726H . DOI : 10.1103 / PhysRevD.1.2726 .
- Ху, Уэйн (1994-06-28). «Природа против воспитания анизотропий». Анизотропия реликтового излучения через два года после Коба: наблюдения . Анизотропия реликтового излучения через два года после Коба: наблюдения . п. 188. arXiv : astro-ph / 9406071 . Bibcode : 1994caty.conf..188H .
- Ху, Уэйн (1995-08-26). «Блуждание на заднем плане: исследователь CMB». arXiv : astro-ph / 9508126 .
- Ху, Уэйн; Наоши Сугияма (1995). «Анизотропия космического микроволнового фона: аналитический подход» . Астрофизический журнал (Представленная рукопись). 444 : 489–506. arXiv : astro-ph / 9407093 . Bibcode : 1995ApJ ... 444..489H . DOI : 10.1086 / 175624 . S2CID 14452520 .
- Ху, Уэйн; Наоши Сугияма; Джозеф Силк (1997). «Физика анизотропии микроволнового фона». Природа . 386 (6620): 37–43. arXiv : astro-ph / 9604166 . Bibcode : 1997Natur.386 ... 37H . DOI : 10.1038 / 386037a0 . S2CID 4243435 .
- Ху, Уэйн; Мартин Уайт (1997). "Затухающий хвост анизотропии космического микроволнового фона". Астрофизический журнал . 479 (2): 568–579. arXiv : astro-ph / 9609079 . Bibcode : 1997ApJ ... 479..568H . DOI : 10.1086 / 303928 .
- Джедамзик, К .; В. Каталинич; А. Олинто (13.06.1996). «Затухание космических магнитных полей». Physical Review D . 57 (6): 3264–3284. arXiv : astro-ph / 9606080 . Bibcode : 1998PhRvD..57.3264J . DOI : 10.1103 / PhysRevD.57.3264 . S2CID 44245671 .
- Jetzer, Ph .; К. Претцль (31.07.2002). Рудольф фон Штайгер (ред.). Материя во Вселенной . Серия космических наук ISSI. Springer. С. 328 . ISBN 978-1-4020-0666-1.
- Юнгман, Джерард; Марк Камионковски; Артур Косовски; Дэвид Н. Спергель (1995-12-20). «Определение космологических параметров с помощью карт микроволнового фона». Physical Review D . 54 (2): 1332–1344. arXiv : astro-ph / 9512139 . Bibcode : 1996PhRvD..54.1332J . DOI : 10.1103 / PhysRevD.54.1332 . PMID 10020810 . S2CID 31586019 .
- Кайзер, Ник; Джозеф Силк (1986-12-11). «Анизотропия космического микроволнового фона». Природа . 324 (6097): 529–537. Bibcode : 1986Natur.324..529K . DOI : 10.1038 / 324529a0 . PMID 29517722 . S2CID 3819136 .
- Liddle, Andrew R .; Дэвид Хилари Лит (2000-04-13). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Издательство Кембриджского университета. С. 400 . ISBN 978-0-521-57598-0.
- Лонгэр, Малкольм С. (2008-01-08). Формирование галактики (2-е изд.). Springer. С. 738 . ISBN 978-3-540-73477-2.
- Мэдсен, Марк С. (1996-05-15). Динамический космос (1-е изд.). Чепмен и Холл / CRC. п. 144. ISBN 978-0-412-62300-4.
- Куропатка, РБ (29 сентября 1995 г.). 3K: Космическое микроволновое фоновое излучение . Издательство Кембриджского университета. п. 393. ISBN. 978-0-521-35254-3.
- Падманабхан, Т. (25 июня 1993 г.). Формирование структуры во Вселенной . Издательство Кембриджского университета. п. 499. ISBN 978-0-521-42486-8.
- Рич, Джеймс (2001-06-15). Основы космологии (1-е изд.). Springer. С. 302 . ISBN 978-3-540-41350-9.
- Райден, Барбара (2002-11-12). Введение в космологию . Эддисон Уэсли. п. 300. ISBN 978-0-8053-8912-8.
- Шелк, Джозеф (1968-02-01). «Космическое излучение черного тела и образование галактик». Астрофизический журнал . 151 : 459. Bibcode : 1968ApJ ... 151..459S . DOI : 10.1086 / 149449 .
- Папантонопулос, Э. (24 марта 2005 г.). Физика ранней Вселенной (1-е изд.). Springer. С. 300 . ISBN 978-3-540-22712-0.
- Сюняев Р.А.; Ю.Б. Зельдович (сентябрь 1980 г.). «Фоновое микроволновое излучение как зонд современного строения и истории Вселенной». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 18 (1): 537–560. Bibcode : 1980ARA & A..18..537S . DOI : 10.1146 / annurev.aa.18.090180.002541 .
Внешние ссылки
- Затухание диффузии объяснено в "Путеводителе по физике реликтового излучения 1997 года" Уэйна Ху.