Spredningsdemping - Diffusion damping

I moderne kosmologisk teori er diffusjonsdemping , også kalt fotondiffusjonsdemping , en fysisk prosess som reduserte tetthetsforskjeller ( anisotropier ) i det tidlige universet , noe som gjør selve universet og den kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen (CMB) mer jevn. Rundt 300 000 år etter Big Bang , under rekombinasjonens epoke , reiste diffuserende fotoner fra varme områder i rommet til kalde, og utlignet temperaturen i disse områdene. Denne effekten er ansvarlig, sammen med baryon akustiske svingninger , Doppler -effekten og tyngdekraftens effekter på elektromagnetisk stråling , for den endelige dannelsen av galakser og galaksehoper , disse er de dominerende storskala strukturene som observeres i universet. Det er en demping ved diffusjon, ikke av diffusjon.

Styrken til diffusjonsdemping beregnes av et matematisk uttrykk for dempningsfaktoren , som figurerer inn i Boltzmann -ligningen , en ligning som beskriver amplituden til forstyrrelser i CMB. Styrken til diffusjonsdemping styres hovedsakelig av avstanden fotoner beveger seg før de blir spredt (diffusjonslengde). De primære effektene på diffusjonslengden er fra egenskapene til det aktuelle plasmaet: forskjellige typer plasma kan oppleve forskjellige typer diffusjonsdemping. Utviklingen av et plasma kan også påvirke dempingsprosessen. Skalaen som diffusjonsdemping virker på kalles silkeskalaen og verdien tilsvarer størrelsen på galakser i dag. Massen i silkeskalaen kalles silkemassen og den tilsvarer massen av galaksen.

Introduksjon

Effektspekteret til den kosmiske mikrobølgeovnstrålingstemperaturanisotropien når det gjelder vinkelskalaen (eller multipolmomentet ). Diffusjonsdemping kan lett sees i undertrykkelsen av krafttopper når l ≳ 1000.

Diffusjonsdemping fant sted for omtrent 13,8 milliarder år siden, i fasen av det tidlige universet kalt rekombinasjon eller frakobling av materiestråling . Denne perioden skjedde omtrent 320 000 år etter Big Bang . Dette tilsvarer en rødforskyvning på rundt z = 1090. Rekombinasjon var scenen der enkle atomer , f.eks. Hydrogen og helium , begynte å danne seg i den avkjølende, men fortsatt veldig varme, suppen av protoner , elektroner og fotoner som komponerte universet. Før rekombinasjonsepoken var denne suppa , et plasma , stort sett ugjennomsiktig for den elektromagnetiske strålingen av fotoner. Dette betydde at de permanent eksiterte fotonene ble spredt av protonene og elektronene for ofte for å reise veldig langt i rette linjer. Under rekombinasjonsepoken avkjølte universet raskt ettersom frie elektroner ble fanget opp av atomkjerner; atomer dannet fra deres bestanddeler og universet ble gjennomsiktig: mengden fotonerspredning reduserte dramatisk. Spreder mindre, kan fotoner diffundere (reise) mye større avstander. Det var ingen signifikant diffusjonsdemping for elektroner, som ikke kunne diffundere så langt som fotoner kunne i lignende omstendigheter. Dermed er all demping ved elektrondiffusjon ubetydelig i forhold til fotondiffusjonsdemping.

Akustiske forstyrrelser av svingninger i begynnelsestettheten i universet gjorde noen områder av rommet varmere og tettere enn andre. Disse forskjellene i temperatur og tetthet kalles anisotropier . Fotoner spredte seg fra de varme, overdrevne plasmaområdene til de kalde, underdette områdene: de dro langs protonene og elektronene: fotonene dyttet elektroner sammen, og disse trakk på sin side protoner av Coulomb -kraften . Dette gjorde at temperaturene og tettheten i de varme og kalde områdene ble gjennomsnittlig og universet ble mindre anisotropisk (karakteristisk forskjellig) og mer isotropisk (karakteristisk ensartet). Denne reduksjonen i anisotropi er demping av diffusjonsdemping. Spredningsdemping demper dermed temperatur- og tetthetsanisotropier i det tidlige universet. Med baryonisk materie (protoner og elektroner) som unnslipper de tette områdene sammen med fotonene; ulikhetene i temperatur og tetthet ble dempet adiabatisk . Det vil si at forholdet mellom fotoner og baryoner forble konstant under dempingsprosessen.

Fotondiffusjon ble først beskrevet i Joseph Silks papir fra 1968 med tittelen "Cosmic Black-Body Radiation and Galaxy Formation", som ble publisert i The Astrophysical Journal . Som sådan kalles diffusjonsdemping noen ganger også Silkedemping , selv om dette begrepet bare kan gjelde for ett mulig dempingsscenario. Silke demping ble dermed oppkalt etter oppdageren.

Omfanget

Størrelsen på diffusjonsdemping beregnes som en dempningsfaktor eller undertrykkelsesfaktor , representert ved symbolet , som figurerer inn i Boltzmann -ligningen , en ligning som beskriver amplituden til forstyrrelser i CMB. Styrken til diffusjonsdemping styres hovedsakelig av avstanden fotoner beveger seg før de blir spredt (diffusjonslengde). Det som påvirker diffusjonslengden er først og fremst egenskapene til det aktuelle plasmaet: forskjellige typer plasma kan oppleve forskjellige typer diffusjonsdemping. Utviklingen av et plasma kan også påvirke dempingsprosessen. ${\ displaystyle {\ mathcal {D}}}$

{\ displaystyle {\ mathcal {D}} ({\ mathit {k}}) = \ int _ {0}^{\ eta _ {0}} {\ dot {\ tau}} e^{-[{\ mathit {k}}/{{\ mathit {k}} _ {\ mathit {D}} (\ eta)}]^{2}} \; d \ eta.}

Hvor:

${\ displaystyle \ eta}$ er den konforme tiden .
${\ displaystyle {\ dot {\ tau}}}$ er den "differensielle optiske dybden for Thomson -spredning". Thomson -spredning er spredning av elektromagnetisk stråling (lys) av ladede partikler som elektroner.
${\ displaystyle {\ mathit {k}}}$ er bølgetallet til bølgen som undertrykkes.
${\ displaystyle ({\ dot {\ tau}} e^{-[{\ mathit {k}}/{{\ mathit {k}} _ {\ mathit {D}} (\ eta)}]^{2 }}))}$ er synlighetsfunksjonen .
${\ displaystyle {{\ mathit {k}} _ {\ mathit {D}}} (\ eta) = {2 \ pi}/\ lambda _ {\ mathit {D}}}$

Dempningsfaktoren reduseres amplituden til forstyrrelser når den inngår i Boltzmann -ligningen for kosmisk mikrobølge bakgrunnsstråling (CMB): ${\ displaystyle {\ mathcal {D}}}$

{\ displaystyle [\ Theta _ {0}+\ Psi] (\ eta _ {\ ast}) = [{\ hat {\ Theta}} _ {0}+\ Psi] (\ eta _ {\ ast}) {\ mathcal {D}} ({\ mathit {k}}).}

Hvor:

${\ displaystyle {\ mathit {\ eta}} _ {\ ast}}$ er den samme tiden ved frakobling.
${\ displaystyle \ Theta _ {0}}$ er "monopolen [forstyrrelse] av fotonfordelingsfunksjonen"
${\ displaystyle \ Psi}$ er et "gravitasjonspotensial [forstyrrelse] i Newton-måleren". Den newtonsk Måleren er en mengde med betydning i generelle relativitetsteori .
${\ displaystyle [\ Theta _ {0}+\ Psi] (\ eta)}$ er den effektive temperaturen.

Tre tilfeldige turer i tre dimensjoner. Ved diffusjonsdemping diffunderer fotoner fra varme områder til kalde områder ved tilfeldig gange, så etter trinn har fotonene reist et stykke .

{\ displaystyle {\ mathit {N}}}

{\ displaystyle \ lambda _ {D} = {\ sqrt {\ mathit {N}}} \ lambda _ {C}}

Matematiske beregninger av dempningsfaktoren er avhengig av , eller den effektive diffusjon skala , som i sin tur er avhengig av en viktig verdi, den diffusjonslengden , . Diffusjonslengden angår hvor langt fotoner beveger seg under diffusjon, og omfatter et begrenset antall korte trinn i tilfeldige retninger. Gjennomsnittet av disse trinnene er Compton gjennomsnittlig fri bane , og er betegnet med . Siden retningen til disse trinnene er tilfeldig tatt, er omtrent lik , hvor er antallet trinn fotonen tar før den konformale tiden ved frakobling ( ). ${\ displaystyle {\ mathit {k}} _ {\ mathit {D}}}$ ${\ displaystyle \ lambda _ {\ mathit {D}}}$ ${\ displaystyle \ lambda _ {\ mathit {C}}}$ ${\ displaystyle \ lambda _ {\ mathit {D}}}$ ${\ displaystyle {\ sqrt {\ mathit {N}}} \ lambda _ {\ mathit {C}}}$ ${\ displaystyle {\ mathit {N}}}$ ${\ displaystyle {\ mathit {\ eta}} _ {\ ast}}$

Diffusjonslengden øker ved rekombinasjon fordi den gjennomsnittlige frie banen gjør det, med mindre fotonespredning; dette øker mengden diffusjon og demping. Den midlere frie veilengde øker fordi elektron ionisering fraksjon , avtar som ionisert hydrogen og helium binder seg med sine frie ladede elektroner. Når dette skjer, øker midlere fri bane proporsjonalt: . Det vil si at fotons gjennomsnittlige frie bane er omvendt proporsjonal med elektronioniseringsfraksjonen og baryontalltettheten ( ). Det betyr at jo flere baryoner det var, og jo mer de ble ionisert, jo kortere kunne gjennomsnittlig foton reise før det møter en og blir spredt. Små endringer i disse verdiene før eller under rekombinasjon kan øke dempningseffekten betraktelig. Denne avhengigheten av baryontettheten ved fotondiffusjon lar forskere bruke analyse av sistnevnte for å undersøke førstnevnte, i tillegg til ionisasjonshistorien. ${\ displaystyle {\ mathit {x}} _ {\ mathit {e}}}$ ${\ displaystyle \ lambda _ {\ mathit {C}} \ varpropto {({\ mathit {x}} _ {\ mathit {e}} {\ mathit {n}} _ {\ mathit {b}})}^ {-1}}$ ${\ displaystyle {\ mathit {n}} _ {\ mathit {b}}}$

Effekten av diffusjonsdemping forsterkes sterkt av den endelige bredden på overflaten til siste spredning (SLS). Den endelige bredden på SLS betyr at CMB -fotonene vi ser ikke alle ble sendt ut samtidig, og svingningene vi ser er ikke alle i fase. Det betyr også at under rekombinasjon endret diffusjonslengden seg dramatisk etter hvert som ioniseringsfraksjonen endret seg.

Modellavhengighet

Generelt diffusjon demping frembringer sin virkning uavhengig av den cosmological modell som skal undersøkes, for derved å maskere virkningene av andre, modell- avhengige fenomener. Dette betyr at uten en nøyaktig modell for diffusjonsdemping, kan forskere ikke bedømme de relative fordelene ved kosmologiske modeller, hvis teoretiske spådommer ikke kan sammenlignes med observasjonsdata, idet disse dataene er skjult av dempende effekter. For eksempel reduseres toppene i effektspekteret på grunn av akustiske svingninger i amplitude ved diffusjonsdemping. Denne deamplifiseringen av effektspekteret skjuler funksjoner i kurven, funksjoner som ellers ville vært mer synlige.

Selv om generell diffusjonsdemping kan dempe forstyrrelser i kollisjonløs mørk materie rett og slett på grunn av foton -spredning, gjelder begrepet silkedemping bare for demping av adiabatiske modeller av baryonisk materiale, som er koblet til de diffunderende fotonene, ikke mørkt materiale , og diffunderer med dem. Silke demping er ikke like signifikant i modeller for kosmologisk utvikling som gir tidlige svingninger i iskurvaturen (dvs. svingninger som ikke krever et konstant forhold mellom baryoner og fotoner). I dette tilfellet krever ikke økning i baryontetthet tilsvarende økning i fotonetthet, og jo lavere fotonetthet, desto mindre diffusjon vil det være: jo mindre diffusjon, desto mindre demping. Fotondiffusjon er ikke avhengig av årsakene til de første svingningene i universets tetthet.

Effekter

Hastighet

Demping skjer i to forskjellige skalaer, der prosessen fungerer raskere over korte avstander enn over lengre avstander. Her er en kort lengde en som er lavere enn fotons gjennomsnittlige frie bane. En lang avstand er en som er større enn den gjennomsnittlige frie banen, om enn mindre enn diffusjonslengden. På den mindre skalaen dempes forstyrrelser nesten øyeblikkelig. I større skala reduseres anisotropier saktere, med betydelig nedbrytning som skjer innen en enhet med Hubble -tid .

Silkeskalaen og Silkemassen

Diffusjonsdemping reduserer eksponensielt anisotropier i CMB på en skala ( Silkeskalaen ) mye mindre enn en grad , eller mindre enn omtrent 3 megaparsek . Denne vinkelskalaen tilsvarer et flerpolsmoment . Massen i silkeskalaen er silkemassen . Numeriske evalueringer av silkemassen gir resultater på rekkefølgen av solmasser ved rekombinasjon og på rekkefølgen på massen til en nåværende galakse eller galaksehoper i den nåværende æra. ${\ displaystyle {\ mathit {l}} \ gtrsim 800}$ ${\ displaystyle 10^{13}}$

{\ displaystyle {\ mathit {M}} _ {\ mathit {s}} \ approx {\ frac {{\ mathit {m}} _ {\ mathit {p}} {{\ mathit {t}} _ {\ mathit {rec}}} ^{3/2}} {\ sqrt {{\ mathit {n}} _ {\ mathit {rec}} \ sigma ^{3}}}}}

Forskere sier at diffusjonsdemping påvirker små vinkler og tilsvarende anisotropier. Andre effekter opererer på en skala som kalles middels eller stor . Søk etter anisotropier i liten skala er ikke så vanskelig som de på større skalaer, delvis fordi de kan benytte bakkebaserte teleskoper, og resultatene deres lettere kan forutses av nåværende teoretiske modeller. ${\ displaystyle 10 \ lesssim {\ mathit {l}} \ lesssim 100}$ ${\ displaystyle {\ mathit {l}} \ lessapprox 10$

Galaxy formasjon

Forskere studerer fotondiffusjonsdemping (og CMB -anisotropier generelt) på grunn av innsikten emnet gir i spørsmålet, "Hvordan ble universet til?". Spesielt skal primordiale anisotropier i temperaturen og tettheten i universet være årsakene til senere storskala strukturdannelse. Dermed var det forsterkningen av små forstyrrelser i universet før rekombinasjon som vokste inn i galakser og galaksehoper i nåtiden. Diffusjonsdemping gjorde universet isotropisk innenfor avstander i størrelsesorden Silkeskalaen. At denne skalaen tilsvarer størrelsen på observerte galakser (når tid er tatt i betraktning) innebærer at diffusjonsdemping er ansvarlig for å begrense størrelsen på disse galakser. Teorien er at klumper av materie i det tidlige universet ble galakser som vi ser i dag, og størrelsen på disse galakser er relatert til temperaturen og tettheten til klumpene.

Spredning kan også ha hatt en betydelig effekt på utviklingen av primære kosmiske magnetfelt , felt som kan ha blitt forsterket over tid for å bli galaktiske magnetfelt. Imidlertid kan disse kosmiske magnetfeltene ha blitt dempet av strålingsdiffusjon: akkurat som akustiske svingninger i plasmaet ble dempet av diffusjon av fotoner, så var magnetosoniske bølger (bølger av ioner som beveger seg gjennom et magnetisert plasma). Denne prosessen begynte før epoken med nøytrinofrakobling og endte på tidspunktet for rekombinasjon.

Se også

Merknader

Referanser

Bibliografi

Brandenburg, Axel; Kari Enqvist; Poul Olesen (januar 1997). "Effekten av silkedemping på urmagnetiske felt". Physics Letters B . 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 .; V. Gorini; U. Moschella (2001-12-15). Modern Cosmology (1. utg.). Taylor & Francis. s. 416. ISBN 978-0-7503-0810-6.
Durrer, Ruth (2001-09-17). "Physics of Cosmic Microwave Background anisotropies and primordial fluctuations". Space Science Anmeldelser . 100 : 3–14. arXiv : astro-ph/0109274 . Bibcode : 2002SSRv..100 .... 3D . doi : 10.1023/A: 1015822607090 . S2CID 4694878 .
Harrison, ER (1970-05-15). "Svingninger ved terskelen for klassisk kosmologi". Physical Review D . 1 (10): 2726–2730. Bibcode : 1970PhRvD ... 1.2726H . doi : 10.1103/PhysRevD.1.2726 .
Hu, Wayne (1994-06-28). "Nature versus Nurture of Anisotropies". CMB -anisotropier to år etter Cobe: Observasjoner . CMB -anisotropier to år etter Cobe: Observasjoner . s. 188. arXiv : astro-ph/9406071 . Bibcode : 1994caty.conf..188H .
Hu, Wayne (1995-08-26). "Vandring i bakgrunnen: En CMB Explorer". arXiv : astro-ph/9508126 .
Hu, Wayne; Naoshi Sugiyama (1995). "Anisotropier i den kosmiske mikrobølgeovnen: En analytisk tilnærming" . The Astrophysical Journal (Sendt manuskript). 444 : 489–506. arXiv : astro-ph/9407093 . Bibcode : 1995ApJ ... 444..489H . doi : 10.1086/175624 . S2CID 14452520 .
Hu, Wayne; Naoshi Sugiyama; Joseph Silk (1997). "Fysikken til anisotropier i mikrobølgeovn". Natur . 386 (6620): 37–43. arXiv : astro-ph/9604166 . Bibcode : 1997Natur.386 ... 37H . doi : 10.1038/386037a0 . S2CID 4243435 .
Hu, Wayne; Martin White (1997). "Den dempende halen av kosmiske mikrobølgeovn -anisotropier". The Astrophysical Journal . 479 (2): 568–579. arXiv : astro-ph/9609079 . Bibcode : 1997ApJ ... 479..568H . doi : 10.1086/303928 .
Jedamzik, K .; V. Katalinić; A. Olinto (1996-06-13). "Demping av kosmiske magnetiske felt". 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 .; K. Pretzl (2002-07-31). Rudolf von Steiger (red.). Saken i universet . Space Sciences Series of ISSI. Springer. s. 328 . ISBN 978-1-4020-0666-1.
Jungman, Gerard; Marc Kamionkowski; Arthur Kosowsky; David N Spergel (1995-12-20). "Kosmologisk parameterbestemmelse med mikrobølge bakgrunnskart". 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 .
Kaiser, Nick; Joseph Silk (1986-12-11). "Kosmisk mikrobølgeovn -anisotropi". Natur . 324 (6097): 529–537. Bibcode : 1986Natur.324..529K . doi : 10.1038/324529a0 . PMID 29517722 . S2CID 3819136 .
Liddle, Andrew R .; David Hilary Lyth (2000-04-13). Kosmologisk inflasjon og storskala struktur . Cambridge University Press. s. 400 . ISBN 978-0-521-57598-0.
Longair, Malcolm S. (2008-01-08). Galaxy Formation (2. utg.). Springer. s. 738 . ISBN 978-3-540-73477-2.
Madsen, Mark S. (1996-05-15). Dynamic Cosmos (1. utg.). Chapman & Hall/CRC. s. 144. ISBN 978-0-412-62300-4.
Partridge, RB (1995-09-29). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation . Cambridge University Press. s. 393. ISBN 978-0-521-35254-3.
Padmanabhan, T. (1993-06-25). Strukturdannelse i universet . Cambridge University Press. s. 499. ISBN 978-0-521-42486-8.
Rich, James (2001-06-15). Fundamentals of Cosmology (1. utg.). Springer. s. 302 . ISBN 978-3-540-41350-9.
Ryden, Barbara (2002-11-12). Introduksjon til kosmologi . Addison Wesley. s. 300. ISBN 978-0-8053-8912-8.
Silk, Joseph (1968-02-01). "Kosmisk svart kroppsstråling og galakseformasjon". Astrofysisk journal . 151 : 459. Bibcode : 1968ApJ ... 151..459S . doi : 10.1086/149449 .
Papantonopoulos, E. (2005-03-24). The Physics of the Early Universe (1. utg.). Springer. s. 300 . ISBN 978-3-540-22712-0.
Sunyaev, RA; YB Zel'dovich (sep 1980). "Bakgrunnsstråling i mikrobølgeovn som en sonde på universets samtidige struktur og historie". Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk . 18 (1): 537–560. Bibcode : 1980ARA & A..18..537S . doi : 10.1146/annurev.aa.18.090180.002541 .

Eksterne linker

Diffusjonsdemping forklart i en "Travelguide fra 1997 til CMB -fysikk" av Wayne Hu

Languages

In other projects