Baryon akustiske svingninger

I kosmologi, Baryon akustiske svingninger refererer til regelmæssige, periodiske udsving i tætheden af ​​den synlige baryonisk stof i universet. På samme måde, som supernova eksperimenter giver en "standard lys" for astronomiske observationer, BAO sagen klyngedannelse giver en "standard lineal" for længdeskala i kosmologi. Længden af ​​denne standard lineal kan måles ved at se på stor skala struktur af stof ved hjælp af astronomiske undersøgelser. BAO målinger hjælper kosmologerne forstå mere om karakteren af ​​mørk energi ved at begrænse kosmologiske parametre.

Det tidlige univers

Det tidlige univers bestod af en varm, tæt plasma af elektroner og baryoner. Fotoner rejser i dette univers, blev hovedsageligt fanget, ude af stand til at rejse for enhver betydelig afstand før interagere med plasma via Thomson spredning. Efterhånden som universet udvidede, plasma afkølet til under 3000 K en lav nok energi, således at elektronerne og protonerne i plasmaet kunne kombineres til dannelse af neutrale hydrogenatomer. Denne rekombination skete, da universet var omkring 379 tusind år gammel, eller ved en rødforskydning på z = 1089. Fotoner interagerer i langt mindre grad med neutral sag, derfor ved rekombination universet pludselig blev gennemsigtigt for fotoner, der giver dem mulighed for at afkoble fra sagen og gratis-stream gennem universet. Teknisk set, den gennemsnitlige frie vej fotonerne blev på rækkefølgen af ​​størrelsen af ​​universet. Den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling er lys, der udsendes efter rekombination, som først nu at nå vores teleskoper. Derfor, når vi ser på Wilkinson Microwave Anisotropy Probe data, ser vi tilbage i tiden for at se et billede af universet, da det kun var 379 tusind år gammel.

WMAP angiver en glat, homogen univers med densitet anisotropier af 10 dele per million. Men når vi observere universet i dag finder vi store struktur og tæthed udsving. Galakser, for eksempel, er en million gange mere tæt end universets middeltætheden. Den nuværende overbevisning er, at universet blev bygget i en bottom-up mode, hvilket betyder, at de små anisotropier i det tidlige univers fungeret som gravitationelle frø til strukturen, vi ser i dag. Overdense regioner tiltrække flere spørgsmål, mens underdense regioner tiltrækker mindre, og dermed disse små anisotropier vi ser i CMB blive den store konstruktioner skala vi observerer i universet i dag.

Kosmisk lyd

Forestil dig en overdense region i den oprindelige plasma. Mens dette overdensity gravitationelt tiltrækker stof hen imod det, varmen i foton-stof vekselvirkninger skaber en stor mængde passiv pres. Disse modvirkende kræfter tyngdekraften og pres skaber svingninger, analogt med lydbølger skabt i luften ved trykforskelle.

Overvej en enkelt bølge, der stammer fra denne region overdense i midten af ​​plasmaet. Denne region indeholder mørkt stof, baryoner og fotoner. De tryk resulterer i en sfærisk lydbølge af både baryoner og fotoner, der flytter med en hastighed lidt over halvdelen af ​​lysets hastighed udad fra overdensity. Det mørke stof kun interagerer tyngdekraften og så den forbliver i midten af ​​lydbølgen, oprindelsen af ​​overdensity. Før afkobling, fotonerne og baryoner flytte udad sammen. Efter afkobling fotonerne er ikke længere interagerer med baryonisk stof, så de diffundere væk. Dette får bolden sendt ud på systemet, hvilket efterlader en skal af baryonisk stof til en fast radius. Denne radius er ofte omtalt som lyden horisonten. Uden foto-baryon pres køre systemet udad, den eneste tilbageværende kraft på baryoner er gravitationel. Derfor baryoner og mørkt stof danner en konfiguration, som omfatter overdensities af stof både på det oprindelige websted af anisotropi og i en skal ved lyden horisonten.

Krusninger i tætheden af ​​rummet fortsætte med at tiltrække stof og til sidst galakser dannet i et lignende mønster, derfor man ville forvente at se et større antal galakser adskilt af lyden horisont, end af nærliggende længdeskalaer. Denne særlige konfiguration af stof fandt sted på hver anisotropi i det tidlige univers, og derfor universet ikke består af en lyd, krusning, men mange overlappende krusninger. Som en analogi, forestille droppe mange småsten i en dam og se de resulterende bølge mønstre i vandet. Det er ikke muligt at observere denne foretrukne adskillelse af galakser på lyden horisont skalaen ved øjet, men man kan måle denne signal statistisk ved at se på separationer af et stort antal galakser.

Standard lineal

Fysik udbredelsen af ​​baryon bølger i det tidlige univers er forholdsvis enkel, så kosmologerne kan forudsige størrelsen af ​​lyden horisont ved rekombination. Desuden CMB giver en måling af denne skala til stor nøjagtighed. Men i tiden mellem rekombination og i dag, har universet været voksende. Denne udvidelse er godt understøttet af observationer og er en af ​​grundpillerne i Big Bang model. I slutningen af ​​90'erne, observationer af supernova fastslået, at ikke blot er universet udvider, det er ved at udvide med en stigende rente. Bedre forståelse af accelerationen af ​​universet, eller mørk energi, er blevet en af ​​de vigtigste spørgsmål i kosmologi i dag. For at forstå naturen af ​​den mørke energi, er det vigtigt at have en række forskellige metoder til at måle denne acceleration. BAO kan føje til den viden om denne acceleration ved at sammenligne observationer af lyden horisont dag til lyden horisont på tidspunktet for rekombination. Således BAO giver en målepind med til bedre at forstå karakteren af ​​den acceleration, fuldstændig uafhængig af supernova teknik.

BAO signal i Sloan Digital Sky Survey

Den Sloan Digital Sky Survey er en 2,5 meter vidvinkel optisk teleskop på Apache punkt Observatory i New Mexico. Målet med denne femårige undersøgelse var at tage billeder og spektre af millioner af himmellegemer. Resultatet af indsamlingen af ​​de Sloan data er en tre-dimensionel kort over objekterne i den nærliggende univers. SDSS katalog giver et billede af fordelingen af ​​stof sådan, at man kan søge efter et BAO-signal ved at se, om der er et større antal galakser adskilt ved lyden horisonten.

Sloan Team kiggede på en stikprøve på 46,748 lysende røde galakser over 3816 kvadrat-grader af himlen og ud til en rødforskydning på z = 0,47. De analyserede gruppering af disse galakser ved at beregne en to-punkts korrelationsfunktionen på dataene. Korrelationsfunktionen er en funktion af comoving Galaxy afstandskrav, og beskriver sandsynligheden for, at en Galaxy vil blive fundet inden for en given afstand bin anden. Man ville forvente en høj korrelation af galakser ved små afstandskrav og en lav korrelation ved store forskelle. BAO signal ville vise sig som en bule i korrelationen funktion ad comoving adskillelse svarende til lyden horisont. Dette signal blev registreret af SDSS teamet i 2005. SDSS bekræftede de WMAP resultater at lyden horisont er ~ 150 Mpc i dagens univers.

Detektion i andre galakse undersøgelser

Den 2dFGRS samarbejde rapporterede en detektering af BAO signal i kraftspektret på samme tid som samarbejdet SDSS. Siden da har yderligere fund blevet rapporteret i 6DF Galaxy Survey, WiggleZ og BOSS.

BAO og mørk energi formalisme

Almen relativitet og mørk energi

I almen relativitet, er universets udvidelse parametriseret med en skala faktor, som er relateret til rødforskydning:

Hubble parameteren ,, i form af skalaen faktor er:

hvor er den tid-derivat af skalaen faktor. De Friedmann ligningerne udtrykker universets udvidelse i form af Newtons gravitationskonstant ,, den gennemsnitlige overtryk ,, universets tæthed, krumning ,, og den kosmologiske konstant,:

Observationelle beviser på accelerationen af ​​universet indebærer, at. Derfor er følgende mulige forklaringer:

  • Universet er domineret af nogle felt eller partikel, der har negativt tryk, således at ligningen for staten:
  • Der er en ikke-nul kosmologiske konstant ,.
  • De Friedmann ligninger er ukorrekt, da de indeholder mere end forenklinger for at gøre de generelle relativistiske feltligninger nemmere at beregne.

For at skelne mellem disse scenarier er der behov for præcise målinger af Hubble parameteren som en funktion af rødforskydning.

Målte observable af mørk energi

Parameteren densitet ,, af forskellige komponenter ,, af universet kan udtrykkes som forhold mellem densiteten af ​​den kritiske tæthed,:

Friedman ligning kan omskrives med hensyn til tæthedsparameteren. For den nuværende fremherskende model af universet, ΛCDM, denne ligning er som følger:

hvor m er sagen, r er stråling, k er krumning, Λ er mørk energi, og w er tilstandsligningen. Målinger af CMB fra WMAP løber stramme på mange af disse parametre, men det er vigtigt at bekræfte og yderligere begrænse dem ved hjælp af en uafhængig metoden med forskellige systematik.

BAO signalet er en standard lineal, så der kan måles længden af ​​lyden horisonten som en funktion af kosmisk tid. Dette måler to kosmologiske afstande: Hubble parameteren ,, og vinkeldiameter afstand ,, som en funktion af rødforskydning. Ved at måle, hvorunder vinkel ,, af herskeren af ​​længden ,, er disse parametre bestemmes som følger:

rødforskydningen intervallet kan måles ,, fra data og dermed bestemme Hubble parameteren som en funktion af rødforskydning:

Derfor BAO teknik hjælper begrænse kosmologiske parametre, og give yderligere indsigt i karakteren af ​​mørk energi.


  0   0
Forrige artikel André Andersen
Næste artikel Darleen Ortega

Relaterede Artikler

Kommentarer - 0

Ingen kommentar

Tilføj en kommentar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Tegn tilbage: 3000
captcha