Baryon akustiske svingninger - Baryon acoustic oscillations

I kosmologi er baryon akustiske svingninger ( BAO ) svingninger i tettheten til det synlige baryoniske stoffet (normal materie) i universet, forårsaket av akustiske tetthetsbølger i det opprinnelige plasmaet i det tidlige universet. På samme måte som supernovaer gir et " standardlys " for astronomiske observasjoner, gir BAO materieklynging en " standard linjal " for lengdeskala i kosmologi. Lengden på denne standard linjalen er gitt av den maksimale avstanden de akustiske bølgene kunne bevege seg i urplasmaet før plasmaet ble avkjølt til det punktet hvor det ble nøytrale atomer ( rekombinasjonstiden ), som stoppet utvidelsen av plasmadensitetsbølgene, "fryser" dem på plass. Lengden på denne standard linjalen (~ 490 millioner lysår i dagens univers) kan måles ved å se på materiens store skala ved hjelp av astronomiske undersøkelser . BAO-målinger hjelper kosmologer å forstå mer om naturen til mørk energi (som forårsaker den akselererende utvidelsen av universet ) ved å begrense kosmologiske parametere .

Det tidlige universet

Det tidlige universet besto av et varmt, tett plasma av elektroner og baryoner (som inkluderer protoner og nøytroner). Fotoner (lyspartikler) som ferdes i dette universet var i det vesentlige fanget, og klarte ikke å reise noen betydelig avstand før de samhandlet med plasmaet via Thomson-spredning . Den gjennomsnittlige avstanden som et foton kan bevege seg før det samhandler med plasmaet, er kjent som den gjennomsnittlige frie banen til fotonet. Da universet utvidet seg, avkjølte plasmaet til under 3000 K - en lav nok energi slik at elektronene og protonene i plasmaet kunne kombineres for å danne nøytrale hydrogenatomer . Denne rekombinasjonen skjedde da universet var rundt 379 000 år gammelt, eller ved en rød forskyvningz = 1089 . Fotoner samhandler i mye mindre grad med nøytral materie, og derfor ble universet gjennomsiktig for fotoner ved rekombinasjon, slik at de kunne kobles fra materien og strømme gjennom universet. Den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen (CMB) er lys som ble sendt ut etter rekombinasjon, nå ser vi det med teleskopene våre som radiobølger over hele himmelen siden det er rødskiftet. Når man ser på for eksempel data fra Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), ser man i utgangspunktet tilbake i tid for å se et bilde av universet da det bare var 379.000 år gammelt.

Figur 1: Temperaturanisotropier av CMB basert på de ni år lange WMAP- dataene (2012).

WMAP indikerer (figur 1) en jevn, homogen univers med tetthet anisotropier på 10 deler per million. Imidlertid er det store strukturer og tetthetssvingninger i det nåværende universet. Galakser er for eksempel en million ganger tettere enn universets gjennomsnittlige tetthet. Den nåværende troen er at universet ble bygget på en bunn-opp-måte, noe som betyr at de små anisotropiene i det tidlige universet fungerte som gravitasjonsfrø for strukturen som observeres i dag. Tette områder tiltrekker seg mer materie, mens tette regioner tiltrekker seg mindre, og dermed ble disse små anisotropiene, sett i CMB, de store strukturene i universet i dag.

Kosmisk lyd

Forestille seg en overdense region av den opprinnelige plasma . Mens denne regionen med overdensitet gravitasjonelt tiltrekker seg materie mot den, skaper varmen fra foton-materie-interaksjoner en stor mengde utadgående trykk . Disse motvirkende tyngdekraftene og trykket skapte svingninger , analoge med lydbølger skapt i luft av trykkforskjeller.

Denne overdrevne regionen inneholder mørk materie , baryoner og fotoner . Trykket resulterer i sfæriske lydbølger fra både baryoner og fotoner som beveger seg med en hastighet litt over halvparten av lysets hastighet utover fra overdensiteten. Den mørke materien samhandler bare gravitasjonelt, og så forblir den i sentrum av lydbølgen, opprinnelsen til overdensiteten. Før frakoblingen beveget seg fotoner og baryoner utover sammen. Etter frakobling interagerte ikke fotonene lenger med baryonmaterialet, og de diffunderte bort. Det avlaste trykket på systemet og etterlot skall av baryonisk materie. Ut av alle disse skjellene, som representerer forskjellige lydbølger bølgelengder, tilsvarer det resonante skallet det første, da det er det skallet som beveger seg like langt for alle overdensiteter før det kobles fra. Denne radien blir ofte referert til som lydhorisonten. Uten at foto-baryontrykket kjørte systemet utover, var den eneste gjenværende kraften på baryonene gravitasjon. Derfor dannet baryoner og mørk materie (etterlatt i sentrum av forstyrrelsen) en konfigurasjon som inkluderte overdensiteter av materie både på det opprinnelige stedet for anisotropien og i skallet ved lydhorisonten for den anisotropien.

Slike anisotropier ble til slutt krusninger i materietetthet som ville danne galakser . Derfor ville man forvente å se et større antall galakspar atskilt av avstandsskalaen for lydhorisonten enn av andre lengdeskalaer. Denne spesielle konfigurasjonen av materie skjedde ved hver anisotropi i det tidlige universet, og derfor er universet ikke sammensatt av en lydkrusning, men mange overlappende krusninger. Tenk deg som en analogi å slippe mange småstein i en dam og se på de resulterende bølgemønstrene i vannet. Det er ikke mulig å observere denne foretrukne separasjonen av galakser på lydhorisontskalaen med øye, men man kan måle denne gjenstanden statistisk ved å se på separasjonene av et stort antall galakser.

Standard linjal

Fysikken til utbredelsen av baryonbølgene i det tidlige universet er ganske enkel; som et resultat kan kosmologer forutsi størrelsen på lydhorisonten på rekombinasjonstidspunktet . I tillegg gir CMB en måling av denne skalaen til høy nøyaktighet. Imidlertid har universet utvidet seg i tiden mellom rekombinasjon og i dag . Denne utvidelsen støttes godt av observasjoner og er en av grunnlagene til Big Bang Model . På slutten av 1990-tallet bestemte observasjoner av supernovaer at ikke bare universet utvider seg, det utvides i økende hastighet. En bedre forståelse av akselerasjonen i universet , eller mørk energi , har blitt et av de viktigste spørsmålene i kosmologi i dag. For å forstå naturen til den mørke energien, er det viktig å ha en rekke måter å måle akselerasjonen på. BAO kan øke kunnskapen om denne akselerasjonen ved å sammenligne observasjoner av lydhorisonten i dag (ved hjelp av klynger av galakser) med lydhorisonten på rekombinasjonstidspunktet (ved bruk av CMB). Dermed gir BAO en målepinne for bedre å forstå akselerasjonens natur, helt uavhengig av supernovateknikken .

BAO-signal i Sloan Digital Sky Survey

Den Sloan Digital Sky Survey (SDSS) er en stor multispektrale avbildning og spektroskopi-undersøkelse redshift bruker den spesielle 2,5-meter vidvinkel SDSS optisk teleskopApache Point Observatory i New Mexico . Målet med denne femårige undersøkelsen var å ta bilder og spektra av millioner av himmelobjekter. Resultatet av å samle SDSS-data er et tredimensjonalt kart over objekter i det nærliggende universet: SDSS-katalogen. SDSS-katalogen gir et bilde av fordelingen av materie i en stor nok del av universet til at man kan søke etter et BAO-signal ved å merke seg om det er en statistisk signifikant overflod av galakser atskilt med den forventede lydhorisontavstanden.

Den SDSS teamet sett på et utvalg av 46,748 lysende røde galakser (LRGs), over 3,816 kvadrat-grader av himmelen (cirka fem milliarder lysår i diameter) og ut til en rødforskyvningz = 0,47 . De analyserte grupperingen av disse galaksene ved å beregne en to-punkts korrelasjonsfunksjon på dataene. Korrelasjonsfunksjonen (ξ) er en funksjon av galvanisk separasjonsavstand ( er ) og beskriver sannsynligheten for at en galakse vil bli funnet innenfor en gitt avstand fra en annen. Man kan forvente en høy korrelasjon av galakser ved små separasjonsavstander (på grunn av galaksedannelsens klumpete natur) og en lav korrelasjon ved store separasjonsavstander. BAO-signalet vil dukke opp som en bump i korrelasjonsfunksjonen ved en komfortseparasjon lik lydhorisonten. Dette signalet ble oppdaget av SDSS-teamet i 2005. SDSS bekreftet WMAP-resultatene at lydhorisonten er ~150  Mpc i dagens univers.

Oppdagelse i andre galakseundersøkelser

2dFGRS-samarbeidet og SDSS-samarbeidet rapporterte om en påvisning av BAO-signalet i kraftspektret på omtrent samme tid i 2005. Begge lagene er kreditert og anerkjent for oppdagelsen av samfunnet, noe som fremgår av Shaw-prisen i astronomi 2014 som ble tildelt til begge gruppene. Siden da har ytterligere påvisninger blitt rapportert i 6dF Galaxy Survey (6dFGS) i 2011, WiggleZ i 2011 og BOSS i 2012.

Mørk energi formalisme

BAO begrensninger på parametere for mørk energi

BAO i radial og tverrretning gir målinger av henholdsvis Hubble-parameteren og vinkeldiameteravstanden. Vinkeldiameteravstanden og Hubble-parameteren kan omfatte forskjellige funksjoner som forklarer atferd med mørk energi. Disse funksjonene har to parametere w 0 og w 1, og man kan begrense dem med en chi-kvadrat teknikk .

Generell relativitet og mørk energi

I generell relativitets , blir utvidelsen av universet parametriseres med en skalafaktor som er relatert til redshift :

Den Hubble parameter , , i form av skalafaktoren er:

hvor er tidsderivatet av skaleringsfaktoren. De Friedmann ligninger uttrykker utvidelsen av universet i form av Newtons gravitasjonskonstanten , den midlere overtrykk , den universet tetthet , den krumning , og den cosmological konstant , :

Observasjonsbevis for universets akselerasjon innebærer at (for øyeblikket) . Derfor er følgende mulige forklaringer:

  • Universet er dominert av noe felt eller partikkel som har undertrykk slik at tilstandsligningen:
  • Det er et ikke-null cosmological konstant .
  • Friedmann-ligningene er feil siden de inneholder forenklinger for å gjøre de generelle relativistiske feltligningene lettere å beregne.

For å skille mellom disse scenariene er det nødvendig med nøyaktige målinger av Hubble-parameteren som en funksjon av rødskift .

Målte observasjoner av mørk energi

Den parameter tetthet , , av forskjellige komponenter , av universet kan bli uttrykt som forhold mellom tettheten av den kritiske tetthet , :

Den Friedman ligning kan omskrives med hensyn til parameteren tettheten. For den nåværende rådende modellen av universet, ΛCDM , er denne ligningen som følger:

hvor m er materie, r er stråling, k er krumning, Λ er mørk energi, og w er tilstandsligningen . Målinger av CMB fra WMAP setter stramme begrensninger for mange av disse parametrene ; Det er imidlertid viktig å bekrefte dem og begrense dem ytterligere ved hjelp av en uavhengig metode med forskjellig systematikk.

Den BAO signal er en standard linjal , slik at lengden av lyden horisont kan måles som en funksjon av kosmisk tid . Det måler to cosmological avstander: Hubble parameter, og den vinkeldiameter avstand , som en funksjon av rødforskyvning . Ved å måle den danner en vinkel , , av det hersker i lengde , er disse parametrene blir bestemt som følger:

rødskiftintervallet , kan måles fra dataene og dermed bestemme Hubble-parameteren som en funksjon av rødskift:

Derfor hjelper BAO-teknikken å begrense kosmologiske parametere og gi ytterligere innsikt i naturen til mørk energi.

Se også

Referanser

Eksterne linker