Барионные акустические колебания

Колебания плотности обычной материи Вселенной

В космологии барионные акустические колебания ( BAO ) представляют собой колебания плотности видимой барионной материи (нормальной материи) Вселенной, вызванные акустическими волнами плотности в первичной плазме ранней Вселенной. Точно так же, как сверхновые обеспечивают « стандартную свечу » для астрономических наблюдений, ^[1] кластеризация материи BAO обеспечивает « стандартную линейку » для шкалы длин в космологии. ^[2] Длина этой стандартной линейки определяется максимальным расстоянием, которое акустические волны могли пройти в первичной плазме до того, как плазма остынет до точки, где она станет нейтральными атомами ( эпоха рекомбинации ), что остановит расширение волн плотности плазмы, «заморозив» их на месте. Длину этой стандартной линейки (≈490 миллионов световых лет в сегодняшней Вселенной ^[3] ) можно измерить, посмотрев на крупномасштабную структуру материи с помощью астрономических исследований . ^[3] Измерения BAO помогают космологам лучше понять природу темной энергии (которая вызывает ускоренное расширение Вселенной ) путем ограничения космологических параметров . ^[2]

Ранняя вселенная

Ранняя вселенная состояла из горячей, плотной плазмы электронов и барионов (включая протоны и нейтроны). Фотоны (частицы света ), путешествующие в этой вселенной, были по сути захвачены, неспособные преодолеть значительное расстояние до взаимодействия с плазмой посредством томсоновского рассеяния . ^[4] Среднее расстояние, которое фотон мог пройти до взаимодействия с плазмой, известно как средняя длина свободного пробега фотона. По мере расширения вселенной плазма остыла до температуры ниже 3000 К — достаточно низкой энергии, чтобы электроны и протоны в плазме могли объединиться, образовав нейтральные атомы водорода . Эта рекомбинация произошла, когда вселенной было около 379 000 лет или при красном смещении z = 1089. ^{[4] В этом возрасте размер пузырьков BAO составлял 450 000 световых лет (0,14} Мпк ) в радиусе ( 490 миллионов световых лет сегодня, деленных на z = 1089). Фотоны в гораздо меньшей степени взаимодействуют с нейтральной материей, и поэтому при рекомбинации Вселенная стала прозрачной для фотонов, что позволило им отделиться от материи и свободно течь через Вселенную. ^[4] Космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) — это свет, который был рассеян непосредственно перед рекомбинацией и испущен в результате рекомбинации, теперь видимый нашими телескопами как радиоволны по всему небу, поскольку он смещен в красную область. Поэтому, глядя, например, на данные зонда анизотропии микроволн Уилкинсона (WMAP), мы по сути оглядываемся назад во времени, чтобы увидеть изображение Вселенной, когда ей было всего 379 000 лет. ^[4]

Рисунок 1: Температурная анизотропия РКФ на основе девятилетних данных WMAP (2012). ^{[5] [6] [7]}

WMAP указывает (рисунок 1) на гладкую, однородную вселенную с анизотропией плотности 10 частей на миллион. ^[4] Однако в современной вселенной существуют крупные структуры и флуктуации плотности. Например, галактики в миллион раз плотнее средней плотности вселенной. ^[2] В настоящее время считается, что вселенная была построена снизу вверх, что означает, что небольшие анизотропии ранней вселенной действовали как гравитационные семена для структуры, наблюдаемой сегодня. Сверхплотные области притягивают больше материи, тогда как разреженные области притягивают меньше, и, таким образом, эти небольшие анизотропии, наблюдаемые в реликтовом излучении, стали крупномасштабными структурами во вселенной сегодня.

Космический звук

Представьте себе сверхплотную область первичной плазмы . В то время как эта область сверхплотности гравитационно притягивает к себе материю, тепло взаимодействия фотона с материей создает большое количество внешнего давления . Эти противодействующие силы гравитации и давления создали колебания , сравнимые со звуковыми волнами, создаваемыми в воздухе разницей давления. ^[3]

Эта сверхплотная область содержит темную материю , барионы и фотоны . Давление приводит к тому, что сферические звуковые волны как барионов, так и фотонов движутся со скоростью, немного превышающей половину скорости света ^{[8] [9]} наружу от сверхплотности. Темная материя взаимодействует только гравитационно, и поэтому она остается в центре звуковой волны, источнике сверхплотности. До разделения фотоны и барионы двигались наружу вместе. После разделения фотоны больше не взаимодействовали с барионной материей и рассеивались. Это сняло давление на систему, оставив после себя оболочки барионной материи. Из всех этих оболочек, представляющих различные длины звуковых волн, резонансная оболочка соответствует первой, поскольку это та оболочка, которая проходит одинаковое расстояние для всех сверхплотностей до разделения. Этот радиус часто называют звуковым горизонтом. ^[3]

Без давления фотобарионов, выталкивающего систему наружу, единственной оставшейся силой, действующей на барионы, была гравитационная. Поэтому барионы и темная материя (оставшаяся в центре возмущения) образовали конфигурацию, которая включала повышенную плотность материи как в исходном месте анизотропии, так и в оболочке на звуковом горизонте для этой анизотропии. ^[3] Такие анизотропии в конечном итоге стали рябью в плотности материи, которая образовала галактики .

Поэтому можно было бы ожидать увидеть большее количество пар галактик, разделенных шкалой расстояний звукового горизонта, чем другими шкалами длины. ^[3] Эта конкретная конфигурация материи имела место при каждой анизотропии в ранней Вселенной, и поэтому Вселенная состоит не из одной звуковой ряби, ^[10] а из множества перекрывающихся рябей. ^[11] В качестве аналогии представьте, что вы бросаете много камешков в пруд и наблюдаете за получающимися волновыми узорами 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

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 этого масштаба с высокой точностью. ^[3] Однако в период между рекомбинацией и настоящим моментом Вселенная расширялась . Это расширение хорошо подтверждается наблюдениями и является одной из основ Модели Большого взрыва . В конце 1990-х годов наблюдения за сверхновыми ^[1] определили, что Вселенная не только расширяется, но и расширяется с возрастающей скоростью. Лучшее понимание ускорения Вселенной , или темной энергии , стало одним из важнейших вопросов в космологии сегодня. Чтобы понять природу темной энергии, важно иметь различные способы измерения ускорения. BAO может пополнить объем знаний об этом ускорении, сравнивая наблюдения звукового горизонта сегодня (используя кластеризацию галактик) с наблюдениями звукового горизонта во время рекомбинации (используя реликтовое излучение). ^[3] Таким образом, BAO предоставляет измерительную линейку, с помощью которой можно лучше понять природу ускорения, совершенно независимо от метода сверхновых .

Сигнал BAO в Sloan Digital Sky Survey

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) — это крупное многоспектральное исследование изображений и спектроскопического красного смещения с использованием специализированного 2,5-метрового широкоугольного оптического телескопа SDSS в обсерватории Apache Point в Нью-Мексико . Целью этого пятилетнего исследования было получение изображений и спектров миллионов небесных объектов. Результатом компиляции данных SDSS является трехмерная карта объектов в близлежащей Вселенной: каталог SDSS. Каталог SDSS дает картину распределения материи в достаточно большой части Вселенной, чтобы можно было искать сигнал BAO, отмечая, есть ли статистически значимый избыток галактик, разделенных прогнозируемым расстоянием звукового горизонта.

Команда SDSS рассмотрела выборку из 46 748 ярких красных галактик (LRG) на площади более 3816 квадратных градусов неба (приблизительно пять миллиардов световых лет в диаметре) и до красного смещения z = 0,47 . ^[3] Они проанализировали кластеризацию этих галактик, вычислив двухточечную корреляционную функцию на основе данных. ^[12] Корреляционная функция (ξ) является функцией сопутствующего расстояния разделения галактик ( s ) и описывает вероятность того, что одна галактика будет обнаружена в пределах заданного расстояния от другой. ^[13] Можно было бы ожидать высокой корреляции галактик на малых расстояниях разделения (из-за комковатой природы формирования галактик) и низкой корреляции на больших расстояниях разделения. Сигнал BAO будет проявляться как всплеск в корреляционной функции при сопутствующем разделении, равном звуковому горизонту. Этот сигнал был обнаружен командой SDSS в 2005 году. ^{[3] [14]} SDSS подтвердил результаты WMAP о том, что звуковой горизонт находится ~150  Мпк в сегодняшней Вселенной. ^{[2] [3]}

В 2023 году астрономы, использующие каталог SDSS, а также каталог cosmicflow-4 ^[15], заявили, что нашли доказательства существования отдельного пузыря BAO с радиусом, содержащим некоторые из крупнейших известных структур — сверхскопление Волопаса, Великую стену Слоуна , Великую стену CfA2 и Великую стену Геркулеса–Северной Короны , — которые они назвали Ho'oleilana. ^{[16] [17]} ${\displaystyle 155\ h_{75}^{-1}Mpc}$

Обнаружение в других обзорах галактик

Сотрудничество 2dFGRS и сотрудничество SDSS сообщили об обнаружении сигнала BAO в спектре мощности примерно в одно и то же время в 2005 году. ^[18] Обе команды заслужили признание и признание за открытие сообществом, о чем свидетельствует премия Шоу по астрономии 2014 года ^[19], которая была присуждена обеим группам. С тех пор были зарегистрированы дальнейшие обнаружения в 6dF Galaxy Survey (6dFGS) в 2011 году, ^[20] WiggleZ в 2011 году ^[21] и BOSS в 2012 году. ^[22]

Формализм темной энергии

Ограничения BAO на параметры темной энергии

BAO в радиальном и поперечном направлениях обеспечивает измерения параметра Хаббла и расстояния углового диаметра соответственно. Расстояние углового диаметра и параметр Хаббла могут включать различные функции, которые объясняют поведение темной энергии. ^{[23] [24]} Эти функции имеют два параметра w ₀ и w ₁ и их можно ограничить с помощью техники хи-квадрат . ^[25]

Общая теория относительности и темная энергия

В общей теории относительности расширение Вселенной параметризуется масштабным коэффициентом , который связан с красным смещением : ^[4] ${\displaystyle a(t)}$

${\displaystyle a(t)\equiv (1+z(t))^{-1}\!}$

Параметр Хаббла , , в терминах масштабного коэффициента равен: ${\displaystyle H(z)}$

${\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}\!}$

где — производная по времени от масштабного фактора. Уравнения Фридмана выражают расширение Вселенной через гравитационную постоянную Ньютона , , среднее калибровочное давление , , плотность Вселенной , кривизну , , и космологическую постоянную , : ^[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 данные об ускорении Вселенной подразумевают, что (в настоящее время) . Поэтому возможны следующие объяснения: ^[26] ${\displaystyle {\ddot {a}}>0}$

• Во Вселенной доминирует некое поле или частица, имеющая отрицательное давление, 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, сделанные с целью упростить вычисления уравнений общего релятивистского поля.

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

Измеренные наблюдаемые величины темной энергии

Параметр плотности , , различных компонентов, , Вселенной можно выразить как отношение плотности к критической плотности , : ^[26] ${\displaystyle \Omega \!}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle \rho _{c}\!}$

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

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

Уравнение Фридмана можно переписать в терминах параметра плотности. Для текущей преобладающей модели Вселенной, ΛCDM , это уравнение выглядит следующим образом: ^[26]

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

где m — материя, r — излучение, k — кривизна, Λ — темная энергия, а w — уравнение состояния . Измерения CMB с помощью WMAP накладывают 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 , с помощью которой можно измерить длину звукового горизонта как функцию космического времени . ^[3] Он измеряет два космологических расстояния: параметр Хаббла, , и угловое расстояние диаметра , , как функцию красного смещения . ^[27] Измеряя противолежащий угол , , линейки длины , эти параметры определяются следующим образом: ^[27] ${\displaystyle H(z)}$ ${\displaystyle d_{A}(z)}$ ${\displaystyle (z)}$ ${\displaystyle \Delta \theta }$ ${\displaystyle \Delta \chi }$

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

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

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 обеспечивает более глубокое понимание природы темной энергии.

Смотрите также

• Спектроскопическое исследование барионных колебаний
• БИНГО (телескоп)
• Евклид (космический корабль)

Ссылки

1. Perlmutter, S.; et al. (1999). "Измерения Ω и Λ по 42 сверхновым с большим красным смещением". The Astrophysical Journal . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph/9812133 . Bibcode : 1999ApJ...517..565P. doi : 10.1086/307221. S2CID  118910636.
2. Эйзенштейн, DJ (2005). "Темная энергия и космический звук". New Astronomy Reviews . 49 (7–9): 360. Bibcode : 2005NewAR..49..360E. doi : 10.1016/j.newar.2005.08.005. OSTI  987204.
3. Эйзенштейн, DJ; и др. (2005). «Обнаружение пика барионного акустического сигнала в крупномасштабной корреляционной функции ярких красных галактик SDSS». The Astrophysical Journal . 633 (2): 560–574. arXiv : astro-ph/0501171 . Bibcode :2005ApJ...633..560E. doi :10.1086/466512. S2CID  4834543.
4. Додельсон, С. (2003). Современная космология . Academic Press . ISBN 978-0122191411.
5. Гэннон, М. (21 декабря 2012 г.). «Обнародована новая «детская фотография» Вселенной». Space.com . Получено 21 декабря 2012 г. .
6. Беннетт, CL; и др. (2012). "Девятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона (WMAP): окончательные карты и результаты". Серия приложений к астрофизическому журналу . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B. doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID  119271232.
7. Hinshaw, G.; et al. (2009). "Пятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона: обработка данных, карты неба и основные результаты" (PDF) . Серия приложений к Astrophysical Journal . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode :2009ApJS..180..225H. doi :10.1088/0067-0049/180/2/225. hdl :2152/43109. S2CID  3629998.
8. Сюняев, Р.; Зельдович, Я. Б. (1970). "Мелкомасштабные флуктуации реликтового излучения" . Астрофизика и космические науки . 7 (1): 3. Bibcode :1970Ap&SS...7....3S. doi :10.1007/BF00653471. S2CID  117050217.
9. Пиблз, П. Дж. Э.; Ю, Дж. Т. (1970). «Первичное адиабатическое возмущение в расширяющейся Вселенной». Астрофизический журнал . 162 : 815. Bibcode : 1970ApJ...162..815P. doi : 10.1086/150713.
10. См. http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif
11. См. http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif
12. Landy, SD; Szalay, AS (1993). "Смещение и дисперсия функций угловой корреляции". The Astrophysical Journal . 412 : 64. Bibcode : 1993ApJ...412...64L. doi : 10.1086/172900 .
13. Пиблз, П. Дж. Э. (1980). Крупномасштабная структура Вселенной . Princeton University Press . Bibcode :1980lssu.book.....P. ISBN 978-0-691-08240-0.
14. «Научный блог SDSS | Новости из Sloan Digital Sky Surveys».
15. Тулли, Р. Брент; Куркчи, Эхсан; Куртуа, Элен М.; Ананд, Гагандип С.; Блейксли, Джон П.; Браут, Диллон; Йегер, Томас де; Дюпюи, Александра; Гине, Дэниел; Хоулетт, Каллан; Дженсен, Джозеф Б.; Помаред, Дэниел; Рицци, Лука; Рубин, Дэвид; Саид, Халед (2023-02-01). "Cosmicflows-4". The Astrophysical Journal . 944 (1): 94. arXiv : 2209.11238 . Bibcode : 2023ApJ...944...94T. doi : 10.3847/1538-4357/ac94d8 . ISSN  0004-637X.
16. Тулли, Р. Брент; Хоулетт, Каллан; Помаред, Дэниел (01.09.2023). «Ho'oleilana: индивидуальная барионная акустическая осцилляция?». The Astrophysical Journal . 954 (2): 169. arXiv : 2309.00677 . Bibcode : 2023ApJ...954..169T. doi : 10.3847/1538-4357/aceaf3 . ISSN  0004-637X.
17. Манн, Адам (27 сентября 2023 г.). «Хо'олеилана, пузырь галактик шириной в миллиард световых лет, поражает астрономов» . Scientific American . Получено 28 сентября 2023 г.
18. Коул, С.; и др. (2005). «Обзор красного смещения галактики 2dF: спектральный анализ окончательного набора данных и космологические последствия». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 362 (2): 505–534. arXiv : astro-ph/0501174 . Bibcode : 2005MNRAS.362..505C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID  6906627.
19. "Shaw Prize 2014". Архивировано из оригинала 2018-09-11 . Получено 2016-11-22 .
20. Beutler, F.; et al. (2011). "The 6dF Galaxy Survey: Baryon acoustic rings and the local Hubble constant". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 3017B. arXiv : 1106.3366 . Bibcode : 2011MNRAS.416.3017B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19250.x . S2CID  55926132.
21. Блейк, К.; и др. (2011). «Обзор темной энергии WiggleZ: картирование связи расстояния и красного смещения с помощью барионных акустических колебаний». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 418 (3): 1707. arXiv : 1108.2635 . Bibcode : 2011MNRAS.418.1707B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19592.x . S2CID  37336671.
22. Андерсон, Л.; и др. (2012). «Кластеризация галактик в спектроскопическом обзоре барионных колебаний SDSS-III: барионные акустические колебания в спектроскопической выборке галактик выпуска 9». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (4): 3435. arXiv : 1203.6594 . Bibcode : 2012MNRAS.427.3435A. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.22066.x . S2CID  1569760.
23. Шевалье, М.; Полярски, Д. (2001). «Ускорение вселенных с масштабированием темной материи». International Journal of Modern Physics D. 10 ( 2): 213–224. arXiv : gr-qc/0009008 . Bibcode :2001IJMPD..10..213C. doi :10.1142/S0218271801000822. S2CID  16489484.
24. Barbosa Jr., EM; Alcaniz, JS (2008). «Параметрическая модель темной энергии». Physics Letters B. 666 ( 5): 415–419. arXiv : 0805.1713 . Bibcode : 2008PhLB..666..415B. doi : 10.1016/j.physletb.2008.08.012. S2CID  118306372.
25. Ши, К.; Йонг, Х.; Лу, Т. (2011). «Эффекты параметризации уравнения состояния темной энергии». Исследования в области астрономии и астрофизики . 11 (12): 1403–1412. Bibcode :2011RAA....11.1403S. doi : 10.1088/1674-4527/11/12/003 . S2CID  122794243.
26. Альбрехт, А.; и др. (2006). «Отчет целевой группы по темной энергии». arXiv : astro-ph/0609591 .
27. White, M. (2007). "Эхо величайшей ошибки Эйнштейна" (PDF) . Космологический семинар в Санта-Фе . Архивировано (PDF) из оригинала 20 февраля 2023 г.

Внешние ссылки

• "Барионные акустические колебания и темная энергия". Мартин Уайт . Архивировано из оригинала 8 июня 2023 г.
• «Обнаружение пика барионного акустического сигнала в крупномасштабной корреляционной функции ярких красных галактик SDSS». 5 марта 2012 г.
• Бассетт, Брюс А.; Хлозек, Рене (2009). «Акустические колебания бариона». arXiv : 0910.5224 [astro-ph.CO].
• «Космический критерий — астрономы Sloan Digital Sky Survey измеряют роль темной материи, темной энергии и гравитации в распределении галактик». Sloan Digital Sky Survey . 11 января 2005 г. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г.