Oscylacje akustyczne barionowe

W kosmologii oscylacje akustyczne barionu ( BAO ) to fluktuacje gęstości widzialnej materii barionowej (normalnej materii) wszechświata, powodowane przez fale gęstości akustycznej w pierwotnej plazmie wczesnego wszechświata. W ten sam sposób, w jaki supernowe dostarczają „ standardowej świecy ” do obserwacji astronomicznych, gromadzenie materii BAO zapewnia „ standardową linijkę ” dla skali długości w kosmologii. Długość tej standardowej linijki jest określona przez maksymalną odległość, jaką fale akustyczne mogły pokonać w pierwotnej plazmie, zanim plazma ostygła do punktu, w którym stała się neutralnymi atomami (epoka rekombinacji ), co zatrzymało ekspansję fal gęstości plazmy, „zamrożenie” ich na miejscu. Długość tej standardowej linijki (≈490 milionów lat świetlnych we współczesnym wszechświecie) można zmierzyć, patrząc na wielkoskalową strukturę materii za pomocą badań astronomicznych . Pomiary BAO pomagają kosmologom lepiej zrozumieć naturę ciemnej energii (która powoduje przyspieszającą ekspansję Wszechświata ) poprzez ograniczenie parametrów kosmologicznych .

Wczesny wszechświat

Wczesny wszechświat składał się z gorącej, gęstej plazmy elektronów i barionów ( w tym protonów i neutronów). Fotony (cząsteczki światła) podróżujące w tym wszechświecie były zasadniczo uwięzione, niezdolne do przebycia znacznej odległości przed interakcją z plazmą poprzez rozpraszanie Thomsona . Średnia odległość, jaką foton może pokonać przed oddziaływaniem z plazmą, jest znana jako średnia droga swobodna fotonu. W miarę rozszerzania się wszechświata plazma ochładzała się do temperatury poniżej 3000 K — energii wystarczająco niskiej, aby elektrony i protony w plazmie mogły się łączyć, tworząc obojętne atomy wodoru . Ta rekombinacja miała miejsce, gdy Wszechświat miał około 379 000 lat, czyli przy przesunięciu ku czerwieni z = 1089 . Fotony oddziałują w znacznie mniejszym stopniu z materią neutralną, dlatego podczas rekombinacji wszechświat stał się przezroczysty dla fotonów, umożliwiając im odłączenie się od materii i swobodny przepływ przez wszechświat. Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (CMB) to światło, które zostało wyemitowane po rekombinacji, teraz widzimy je za pomocą naszych teleskopów jako fale radiowe na całym niebie, ponieważ jest przesunięte ku czerwieni. Dlatego patrząc na przykład na Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), można w zasadzie cofnąć się w czasie, aby zobaczyć obraz Wszechświata, który miał zaledwie 379 000 lat.

Ryc. 1: Anizotropie temperatury CMB na podstawie dziewięcioletnich danych WMAP (2012).

WMAP wskazuje (Rysunek 1) gładki, jednorodny Wszechświat z anizotropią gęstości 10 części na milion. Jednak w obecnym wszechświecie istnieją duże struktury i fluktuacje gęstości. Na przykład galaktyki są milion razy gęstsze niż średnia gęstość wszechświata. Obecne przekonanie jest takie, że Wszechświat został zbudowany w sposób oddolny, co oznacza, że małe anizotropie wczesnego Wszechświata działały jak ziarna grawitacyjne obserwowanej obecnie struktury. Obszary o większej gęstości przyciągają więcej materii, podczas gdy obszary o mniejszej gęstości przyciągają mniej, a zatem te małe anizotropie, widoczne w KMPT, stały się strukturami o dużej skali we współczesnym Wszechświecie.

Kosmiczny dźwięk

Wyobraź sobie nadmiernie gęsty obszar pierwotnej plazmy . Podczas gdy ten obszar nadmiernej gęstości grawitacyjnie przyciąga do siebie materię, ciepło interakcji foton-materia wytwarza duże ciśnienie zewnętrzne . Te przeciwstawne siły grawitacji i ciśnienia tworzyły oscylacje , porównywalne do fal dźwiękowych wytwarzanych w powietrzu przez różnicę ciśnień.

Ten gęsty obszar zawiera ciemną materię , bariony i fotony . Ciśnienie powoduje, że sferyczne fale dźwiękowe zarówno barionów, jak i fotonów poruszają się z prędkością nieco przekraczającą połowę prędkości światła na zewnątrz nadmiernej gęstości. Ciemna materia oddziałuje tylko grawitacyjnie, więc pozostaje w centrum fali dźwiękowej, skąd pochodzi nadmierne zagęszczenie. Przed rozłączeniem fotony i bariony poruszały się razem na zewnątrz. Po odłączeniu fotony nie oddziaływały już z materią barionową i rozproszyły się. To zmniejszyło ciśnienie w układzie, pozostawiając powłoki materii barionowej. Spośród wszystkich tych powłok, reprezentujących różne długości fal dźwiękowych, powłoka rezonansowa odpowiada pierwszej, ponieważ to ta powłoka pokonuje tę samą odległość dla wszystkich nadgęstości przed odsprzężeniem. Ten promień jest często określany jako horyzont dźwiękowy. Bez ciśnienia fotobarionowego wypychającego układ na zewnątrz, jedyną pozostałą siłą działającą na bariony była grawitacja. Dlatego bariony i ciemna materia (pozostawione w centrum perturbacji) utworzyły konfigurację, która obejmowała nadmierne zagęszczenie materii zarówno w pierwotnym miejscu anizotropii, jak iw powłoce na horyzoncie dźwiękowym dla tej anizotropii.

Takie anizotropie ostatecznie przekształciły się w zmarszczki w gęstości materii, które utworzyłyby galaktyki . Dlatego można by się spodziewać większej liczby par galaktyk oddzielonych skalą odległości horyzontu dźwiękowego niż innymi skalami długości. Ta szczególna konfiguracja materii występowała przy każdej anizotropii we wczesnym Wszechświecie, dlatego wszechświat nie składa się z jednej fali dźwiękowej, ale z wielu zachodzących na siebie fal. Jako analogię wyobraź sobie, że wrzucasz wiele kamyków do stawu i obserwujesz powstające fale w wodzie. Nie jest możliwe obserwowanie tej preferowanej separacji galaktyk w skali horyzontu dźwiękowego gołym okiem, ale można zmierzyć ten artefakt statystycznie , patrząc na separacje dużej liczby galaktyk.

Władca standardowy

Fizyka propagacji fal barionowych we wczesnym Wszechświecie jest dość prosta; w rezultacie kosmolodzy mogą przewidzieć rozmiar horyzontu dźwiękowego w czasie rekombinacji . Ponadto CMB zapewnia pomiar tej skali z dużą dokładnością. Jednak w okresie między rekombinacją a dniem dzisiejszym wszechświat się rozszerza . To rozszerzenie jest dobrze poparte obserwacjami i jest jednym z fundamentów Modelu Wielkiego Wybuchu . Pod koniec lat 90. obserwacje supernowych wykazały, że Wszechświat nie tylko się rozszerza, ale rozszerza się w coraz szybszym tempie. Lepsze zrozumienie przyspieszenia wszechświata , czyli ciemnej energii , stało się dziś jednym z najważniejszych pytań w kosmologii. Aby zrozumieć naturę ciemnej energii, ważne jest posiadanie różnych sposobów pomiaru przyspieszenia. BAO może wzbogacić wiedzę na temat tego przyspieszenia, porównując dzisiejsze obserwacje horyzontu dźwiękowego (przy użyciu grupowania galaktyk) z obserwacjami horyzontu dźwiękowego w czasie rekombinacji (przy użyciu CMB). W ten sposób BAO zapewnia drążek pomiarowy, za pomocą którego można lepiej zrozumieć naturę przyspieszenia, całkowicie niezależny od techniki supernowej .

Sygnał BAO w Sloan Digital Sky Survey

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) to szeroko zakrojony obraz wielospektralny i spektroskopowy przegląd przesunięcia ku czerwieni przy użyciu dedykowanego 2,5-metrowego szerokokątnego teleskopu optycznego SDSS w Obserwatorium Apache Point w Nowym Meksyku . Celem tego pięcioletniego przeglądu było wykonanie zdjęć i widm milionów ciał niebieskich. Wynikiem kompilacji danych SDSS jest trójwymiarowa mapa obiektów w pobliskim wszechświecie: katalog SDSS. Katalog SDSS dostarcza obrazu rozkładu materii w wystarczająco dużej części Wszechświata, że można szukać sygnału BAO, zauważając, czy istnieje statystycznie znacząca nadmiar galaktyk oddzielonych przewidywaną odległością horyzontu dźwiękowego.

Zespół SDSS przyjrzał się próbce 46 748 świecących czerwonych galaktyk (LRG) na obszarze ponad 3816 stopni kwadratowych nieba (o średnicy około pięciu miliardów lat świetlnych ) i przesunięciu ku czerwieni z = 0,47 . Przeanalizowali gromadzenie się tych galaktyk, obliczając dwupunktową funkcję korelacji danych. Funkcja korelacji (ξ) jest funkcją s ) odległych galaktyk i opisuje prawdopodobieństwo, że jedna galaktyka zostanie znaleziona w określonej odległości od drugiej. Można by oczekiwać wysokiej korelacji galaktyk przy małych odległościach separacji (ze względu na zbrylony charakter formowania się galaktyk) i niskiej korelacji przy dużych odległościach separacji. Sygnał BAO pojawiłby się jako wypukłość w funkcji korelacji przy współprzemieszczającej się separacji równej horyzontowi dźwiękowemu. Sygnał ten został wykryty przez zespół SDSS w 2005 roku. SDSS potwierdził wyniki WMAP, że horyzont dźwiękowy wynosi ~ 150 Mpc w dzisiejszym wszechświecie.

Wykrywanie w innych przeglądach galaktyk

Współpraca 2dFGRS i współpraca SDSS zgłosiły wykrycie sygnału BAO w widmie mocy mniej więcej w tym samym czasie w 2005 r. Oba zespoły są uznawane i uznawane za odkrycie przez społeczność, o czym świadczy przyznana w 2014 r. Nagroda Shawa w dziedzinie astronomii do obu grup. Od tego czasu kolejne detekcje zostały zgłoszone w 6dF Galaxy Survey (6dFGS) w 2011 r., WiggleZ w 2011 r. i BOSS w 2012 r.

Formalizm ciemnej energii

Ograniczenia BAO dotyczące parametrów ciemnej energii

₀ BAO w kierunku promieniowym i poprzecznym zapewnia pomiary odpowiednio parametru Hubble'a i odległości średnicy kątowej. Odległość średnicy kątowej i parametr Hubble'a mogą obejmować różne funkcje, które wyjaśniają zachowanie ciemnej energii. Funkcje te mają dwa parametry w i w ₁ i można je ograniczyć techniką chi-kwadrat .

Ogólna teoria względności i ciemna energia

W ogólnej teorii względności ekspansja wszechświata jest parametryzowana przez ${\ Displaystyle a (t)}$ skali , który jest związany z przesunięciem ku czerwieni :

{\ Displaystyle a (t) \ równoważnik (1 + z (t)) ^ {- 1} \!}

Parametr Hubble'a pod względem współczynnika skali wynosi: ${\ Displaystyle H (z)$ }

{\ Displaystyle H (t) \ równoważnik {\ Frac {\ kropka {a}} {a}} \!}

gdzie $jest$ współczynnika skali. Równania Friedmanna wyrażają ekspansję Wszechświata w kategoriach stałej grawitacji Newtona , średniego $Displaystyle$ manometrycznego , gęstości Wszechświata $G$ krzywizny sol { $}$ k ${\ Displaystyle k}$ i stała kosmologiczna , $Lambda \!}$ :

{\ Displaystyle H ^ {2} = \ lewo ({\ Frac {\ kropka {a}} {a }}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\ lambda do ^ {2}}{3}}}

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

Obserwacyjne dowody na przyspieszenie wszechświata sugerują, że (obecnie) ${\ displaystyle {\ ddot {a}}> 0}$ . Dlatego możliwe są następujące wyjaśnienia:

,

równanie

Istnieje niezerowa stała kosmologiczna ${\ Displaystyle \ Lambda \!}$ .
Równania Friedmanna są niepoprawne, ponieważ zawierają nadmierne uproszczenia, aby ułatwić obliczanie ogólnych relatywistycznych równań pola.

Aby rozróżnić te scenariusze, potrzebne są precyzyjne pomiary parametru Hubble'a jako funkcji przesunięcia ku czerwieni .

Zmierzone obserwable ciemnej energii

Parametr gęstości różnych składników $wszechświata można wyrazić$ $Displaystyle$ stosunki gęstości do ${\ Displaystyle \ rho _ {c} \!}$ krytycznej , $}$ x :

{\ Displaystyle \ rho _ {c} = {\ Frac {3H ^ {2}} {8 \ pi G}}}

{\ Displaystyle \ Omega _ {x} \ równoważnik {\ Frac {\ rho _ {x}} {\ rho _ {c}}} = {\ Frac {8 \ pi G \ rho _ {x}} {3H^{2}}}}

Równanie Friedmana można przepisać pod względem parametru gęstości. Dla obecnie dominującego modelu wszechświata, ΛCDM , równanie to wygląda następująco:

{\ 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)} \Prawidłowy]}

gdzie m to materia, r to promieniowanie, k to krzywizna, Λ to ciemna energia, aw to równanie stanu . Pomiary CMB z WMAP nałożyły ścisłe ograniczenia na wiele z tych parametrów ; jednak ważne jest, aby je potwierdzić i dodatkowo ograniczyć za pomocą niezależnej metody o różnej systematyce.

Sygnał BAO jest standardową linijką , dzięki której długość horyzontu dźwiękowego można zmierzyć w funkcji czasu kosmicznego . Mierzy $)}$ parametr Hubble'a i odległość średnicy kątowej jako funkcję $Displaystyle d_ {A$ z przesunięcie ku czerwieni ${\ Displaystyle (z)}$ . Mierząc podstawiony kąt linijki długości , parametry $}$ określa się w następujący sposób: $theta$

{\ Displaystyle \ Delta \ theta = {\ Frac {\ Delta \ chi} {d_ {A} (z)}} \!}

{\ Displaystyle d_ {A} (z) \ propto \ int _ {0} ^ {z} {\ Frac {dz'} {H (z')}} \!}

interwał przesunięcia ku czerwieni można zmierzyć na podstawie danych, a tym samym określić parametr Hubble'a jako funkcję przesunięcia ku czerwieni: ${\ displaystyle \ Delta z}$

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

Dlatego technika BAO pomaga ograniczyć parametry kosmologiczne i zapewnia dalszy wgląd w naturę ciemnej energii.

Zobacz też

Linki zewnętrzne