Tvorba struktury - Structure formation

V kosmologii , tvorba struktury je tvorba galaxií, galaktických kup a větších struktur z malých kolísání počátku hustotou. Vesmír , jako je nyní známý z pozorování kosmického mikrovlnného pozadí radiace, začalo v horkém, hustá, téměř homogenní stát zhruba před 13,8 miliardy rok . Při pohledu na dnešní noční oblohu však lze vidět struktury ve všech měřítcích, od hvězd a planet až po galaxie. Na ještě větších měřítcích jsou shluky galaxií a listové struktury galaxií odděleny obrovskými dutinami obsahujícími několik galaxií. Vytváření struktur se pokouší modelovat, jak tyto struktury vznikly gravitační nestabilitou malých časných vln v časoprostorové hustotě.

Moderní model Lambda-CDM úspěšně předpovídá pozorovanou rozsáhlou distribuci galaxií, kup a dutin; ale na stupnici jednotlivých galaxií existuje mnoho komplikací způsobených vysoce nelineárními procesy zahrnujícími baryonickou fyziku, ohřev a chlazení plynu, vznik hvězd a zpětnou vazbu. Pochopení procesů formování galaxií je hlavním tématem moderního kosmologického výzkumu, a to jak prostřednictvím pozorování, jako je Hubbleovo ultra-hluboké pole, tak prostřednictvím velkých počítačových simulací.

Přehled

Podle současných modelů byla struktura viditelného vesmíru formována v následujících fázích:

Velmi raný vesmír

V této fázi byl za vytvoření počátečních podmínek vesmíru zodpovědný nějaký mechanismus, například kosmická inflace : homogenita, izotropie a plochost. Kosmická inflace by také zesílila nepatrné kvantové výkyvy (předinflaci) do mírných vln hustoty nadměrné a podhustoty (po inflaci).

Růst struktury

V raném vesmíru dominovalo záření; v tomto případě fluktuace hustoty větší než kosmický horizont rostou úměrně s faktorem měřítka, protože fluktuace gravitačního potenciálu zůstávají konstantní. Struktury menší než horizont zůstaly v podstatě zmrazené kvůli radiaci dominující bránící růstu. Jak se vesmír rozpínal, hustota záření klesala rychleji než hmota (kvůli redshiftingu energie fotonu); to vedlo k přechodu nazvanému rovnost záření a hmoty přibližně ~ 50 000 let po Velkém třesku. Poté mohly všechny vlnky temné hmoty volně růst a tvořit semena, do kterých mohly později baryony spadnout. Velikost vesmíru v této epochě tvoří obrat v energetickém spektru hmoty, který lze měřit ve velkých průzkumech rudého posuvu .

Rekombinace

Vesmír ovládal po většinu této fáze radiace a díky intenzivnímu teplu a radiaci byly prvotní vodík a helium plně ionizovány na jádra a volné elektrony. V této horké a husté situaci nemohlo záření (fotony) cestovat daleko dříve, než Thomson rozptýlil elektron. Vesmír byl velmi horký a hustý, ale rychle se rozpínal a proto ochlazoval. Nakonec, za necelých 400 000 let po „třesku“, se dostatečně ochladilo (kolem 3000 K), aby protony zachytily negativně nabité elektrony a vytvořily neutrální atomy vodíku. (Atomy helia se vytvořily o něco dříve kvůli jejich větší vazebné energii). Jakmile byly téměř všechny nabité částice vázány v neutrálních atomech, fotony s nimi již neinteragovaly a mohly se šířit dalších 13,8 miliardy let; v současné době detekujeme ty fotony, které byly posunuty o faktor 1090 až na 2,725 K jako kosmické mikrovlnné záření na pozadí ( CMB ) vyplňující dnešní vesmír. Několik pozoruhodných vesmírných misí ( COBE , WMAP , Planck ) zjistilo velmi malé odchylky v hustotě a teplotě CMB. Tyto variace byly jemné a CMB se zdá téměř stejnoměrně stejná v každém směru. Mírné teplotní výkyvy řádu několika částí ze 100 000 jsou však nesmírně důležité, protože v podstatě šlo o časná „semínka“, ze kterých se nakonec vyvinuly všechny následující složité struktury ve vesmíru.

Teorie toho, co se stalo po prvních 400 000 letech vesmíru, je jednou z hierarchických strukturních struktur: menší gravitačně vázané struktury, jako jsou vrcholy hmoty, obsahující první hvězdy a hvězdné hvězdokupy, se vytvořily jako první a tyto se následně spojily s plynem a temnou hmotou a vytvořily galaxie, následovaly skupiny, shluky a nadkupy galaxií.

Velmi raný vesmír

Velmi raný vesmír je z pohledu základní fyziky stále špatně pochopenou epochou. Převládající teorie, kosmická inflace , dělá dobrou práci vysvětlující pozorovanou plochost , homogenitu a izotropii vesmíru, stejně jako nepřítomnost exotických reliktních částic (jako jsou magnetické monopoly ). Další předpověď vyplývající z pozorování spočívá v tom, že drobné odchylky v pravěkém vesmíru zasazují pozdější formování struktury. Tyto výkyvy, i když tvoří základ celé struktury, se nejjasněji projevují jako malé výkyvy teploty v jedné části ze 100 000. (Abychom to uvedli na pravou míru, stejná úroveň fluktuací na topografické mapě Spojených států by neukazovala žádný prvek vyšší než několik centimetrů.) Tyto fluktuace jsou kritické, protože poskytují semena, ze kterých mohou růst největší struktury a případně zhroutí se a vytvoří galaxie a hvězdy. COBE (Cosmic Background Explorer) poskytl první detekci vnitřních výkyvů v kosmickém mikrovlnném záření v 90. letech.

Předpokládá se, že tyto poruchy mají velmi specifický charakter: tvoří Gaussovo náhodné pole, jehož kovarianční funkce je diagonální a téměř neměnná. Zdá se, že pozorované fluktuace mají přesně tuto formu a navíc spektrální index měřený pomocí WMAP - spektrální index měří odchylku od spektra invariantního (nebo Harrison-Zel'dovichova) spektra - je téměř hodnotou předpovídanou nejjednodušším a nejsilnější modely inflace. Další důležitá vlastnost prvotních poruch, že jsou adiabatická (nebo isentropická mezi různými druhy hmoty, které tvoří vesmír), je předpovídána kosmickou inflací a byla potvrzena pozorováním.

Byly navrženy další teorie velmi raného vesmíru, o nichž se tvrdí, že vytvářejí podobné předpovědi, jako je kosmologie plynných otrub, cyklický model , model před velkým třeskem a holografický vesmír , ale zůstávají rodící se a nejsou široce přijímány. Některé teorie, například kosmické řetězce , byly do značné míry vyvráceny stále přesnějšími daty.

Problém obzoru

Fyzická velikost poloměru HST (plná čára) jako funkce faktoru měřítka vesmíru. Je zobrazena také fyzická vlnová délka poruchového režimu (přerušovaná čára). Děj ilustruje, jak perturbační režim opouští horizont během kosmické inflace, aby se znovu dostal během radiační nadvlády. Pokud by kosmická inflace nikdy nenastala a nadvláda záření pokračovala zpět až do gravitační singularity , pak by režim nikdy neopustil horizont ve velmi raném vesmíru.

Důležitým konceptem při formování struktury je pojem poloměru HST , který se často nazývá jednoduše horizont, protože úzce souvisí s horizontem částic . Poloměr HST, který se vztahuje k parametru Hubble jako , kde je rychlost světla , definuje, zhruba řečeno, objem blízkého vesmíru, který má v poslední době (v posledním expanzním času) byl v příčinné kontaktu s pozorovatel. Vzhledem k tomu, že se vesmír neustále rozšiřuje, jeho hustota energie se neustále snižuje (při absenci skutečně exotické hmoty, jako je fantomová energie ). Friedmann rovnice se týká hustoty energie vesmíru, aby parametr a ukazuje Hubble, že poloměr HST neustále roste.

Problém horizontu kosmologie velkého třesku říká, že bez inflace nebyly poruchy nikdy v kauzálním kontaktu před tím, než vstoupily na horizont, a proto nelze vysvětlit homogenitu a izotropii například distribucí galaxií ve velkém měřítku. Je to proto, že v běžné Friedmann – Lemaître – Robertson – Walkerově kosmologii se poloměr Hubbla zvětšuje rychleji, než se prostor rozšiřuje, takže poruchy vstupují pouze do poloměru Hubbla a expanze není vytlačuje. Tento paradox je vyřešen kosmickou inflací, což naznačuje, že během fáze rychlé expanze v raném vesmíru byl poloměr HST téměř konstantní. Velká izotropie je tedy způsobena kvantovými fluktuacemi produkovanými během kosmické inflace, které jsou vytlačovány za horizont.

Prvotní plazma

Konec inflace se nazývá opětovný ohřev , kdy se inflační částice rozpadají na horké tepelné plazmy jiných částic. V této epochě je energetickým obsahem vesmíru zcela záření, přičemž standardní modelové částice mají relativistické rychlosti. Jak se plazma ochlazuje, předpokládá se, že dochází k baryogenezi a leptogenezi , jak se ochlazuje kvark-gluonová plazma , dochází k rozbití elektroslabé symetrie a vesmír se skládá hlavně z obyčejných protonů , neutronů a elektronů . Jak se vesmír dále ochlazuje, dochází k nukleosyntéze velkého třesku a vytváří se malé množství jader deuteria , helia a lithia . Jak se vesmír ochlazuje a rozpíná, energie ve fotonech se začíná rudě posouvat, částice se stávají nerelativistické a vesmír začíná ovládat obyčejná hmota. Nakonec se atomy začnou formovat, když se volné elektrony váží na jádra. To potlačuje Thomsonův rozptyl fotonů. V kombinaci se zředěním vesmíru (a následným zvýšením střední volné dráhy fotonů) to činí vesmír transparentním a kosmické mikrovlnné pozadí je emitováno při rekombinaci ( povrch posledního rozptylu ).

Akustické oscilace

Prvotní plazma by měla velmi mírné nadměrné hustoty hmoty, o nichž se předpokládá, že pocházely ze zvětšení kvantových fluktuací během inflace. Ať už je zdroj jakýkoli, tyto nadměrné hmotnosti gravitačně přitahují hmotu. Ale intenzivní teplo téměř konstantních interakcí foton-hmota této epochy spíše energicky hledá tepelnou rovnováhu, která vytváří velké množství vnějšího tlaku. Tyto protichůdné síly gravitace a tlaku vytvářejí oscilace, analogické se zvukovými vlnami vytvářenými ve vzduchu tlakovými rozdíly.

Tyto poruchy jsou důležité, protože jsou zodpovědné za jemnou fyziku, která vede k anizotropii kosmického mikrovlnného pozadí. V této epochě amplituda poruch, které vstupují na horizont, osciluje sinusově, husté oblasti se stávají vzácnějšími a poté opět hustými, s frekvencí, která souvisí s velikostí poruch. Pokud rušení osciluje integrální nebo polointegrální počet opakování mezi příchodem na horizont a rekombinací, jeví se to jako akustický vrchol anizotropie kosmického mikrovlnného pozadí. (Poloviční oscilace, ve které se z husté oblasti stává oblast s omezeným výskytem nebo naopak, se jeví jako vrchol, protože anizotropie se zobrazuje jako výkonové spektrum , takže podhustoty přispívají k síle stejně jako overdensity.) Fyzika, která určuje podrobná struktura píku mikrovlnného pozadí je komplikovaná, ale tyto oscilace poskytují podstatu.

Lineární struktura

Vývoj dvou poruch k ΛCDM homogennímu modelu velkého třesku. Mezi vstupem na horizont a oddělením se odchylka temné hmoty (přerušovaná čára) logaritmicky roste, než růst zrychlí v nadvládě hmoty. Na druhou stranu, mezi vstupem na horizont a oddělením, rušení v baryon-fotonové tekutině (plná čára) rychle osciluje. Po oddělení rychle roste, aby odpovídalo narušení dominantní hmoty, režimu temné hmoty.

Jedním z klíčových poznatků kosmologů v 70. a 80. letech bylo, že většina hmotného obsahu vesmíru nebyla složena z atomů , ale spíše z tajemné formy hmoty známé jako temná hmota. Temná hmota interaguje prostřednictvím gravitační síly , ale není složena z baryonů a je s velmi vysokou přesností známo, že nevyzařuje ani neabsorbuje záření . Může se skládat z částic, které interagují prostřednictvím slabé interakce , jako jsou neutrina , ale nemůže být složena úplně ze tří známých druhů neutrin (ačkoli někteří navrhli, že jde o sterilní neutrino ). Nedávné důkazy naznačují, že existuje asi pětkrát více temné hmoty než baryonické hmoty, a tak dynamice vesmíru v této epochě dominuje temná hmota.

Tmavá hmota hraje klíčovou roli při formování struktury, protože cítí pouze gravitační sílu: nestabilita gravitačních džínů, která umožňuje vytváření kompaktních struktur, není postavena proti žádné síle, jako je radiační tlak . Výsledkem je, že temná hmota se začíná hroutit do složité sítě halo temné hmoty daleko před obyčejnou hmotou, které brání tlakové síly. Bez temné hmoty by epocha formování galaxií nastala ve vesmíru podstatně později, než je pozorováno.

Fyzika formování struktury v této epochě je obzvláště jednoduchá, protože poruchy temné hmoty s různými vlnovými délkami se vyvíjejí nezávisle. Jak Hubbleův poloměr roste v rozpínajícím se vesmíru, zahrnuje stále větší a větší poruchy. Během nadvlády hmoty všechny kauzální poruchy temné hmoty rostou gravitačním shlukováním. Poruchy kratších vlnových délek, které jsou zahrnuty během radiační nadvlády, však mají zpomalený růst až do nadvlády hmoty. V této fázi se očekává, že světelná baryonická hmota jednoduše zrcadlí vývoj temné hmoty a jejich distribuce by se měla navzájem úzce sledovat.

Výpočet tohoto „lineárního výkonového spektra“ je přímý a jako nástroj pro kosmologii má srovnatelný význam s kosmickým mikrovlnným pozadím. Průzkumy Galaxy měřily výkonové spektrum, jako je průzkum Sloan Digital Sky Survey , a průzkumy lesa Lyman-α . Jelikož tyto studie pozorují záření vyzařované z galaxií a kvasarů, neměří přímo temnou hmotu, ale očekává se, že distribuce galaxií ve velkém měřítku (a absorpčních linií v lese Lyman-α) bude úzce odrážet distribuci temné hmoty . To závisí na skutečnosti, že galaxie budou větší a početnější v hustších částech vesmíru, zatímco ve vzácných oblastech budou relativně vzácné.

Nelineární struktura

Když poruchy dostatečně narostou, malá oblast může být podstatně hustší než střední hustota vesmíru. V tomto okamžiku se zúčastněná fyzika podstatně komplikuje. Když jsou odchylky od homogenity malé, lze s temnou hmotou zacházet jako s beztlakovou tekutinou a vyvíjí se pomocí velmi jednoduchých rovnic. V oblastech, které jsou výrazně hustší než pozadí, musí být zahrnuta úplná newtonovská teorie gravitace. (Newtonovská teorie je vhodná, protože zapojené hmoty jsou mnohem menší než ty, které jsou potřebné k vytvoření černé díry , a rychlost gravitace může být ignorována, protože doba průchodu světla pro konstrukci je stále menší než charakteristický dynamický čas.) Jeden znamením, že lineární a fluidní aproximace se stávají neplatnými, je to, že temná hmota začíná tvořit žíraviny, ve kterých se křižují trajektorie sousedních částic, nebo částice začínají vytvářet oběžné dráhy. Tyto dynamiky lze nejlépe pochopit pomocí simulací N- těla (i když v některých případech lze použít celou řadu semi-analytických schémat, jako je formalismus Press – Schechter ). I když jsou tyto simulace v zásadě poměrně jednoduché, v praxi je obtížné je implementovat, protože vyžadují simulaci milionů nebo dokonce miliard částic. Kromě toho, bez ohledu na velké množství částic, přičemž každá částice typicky váží 10 9 hmotností Slunce a diskretizace účinky může být významné. Největší taková simulace od roku 2005 je simulace tisíciletí .

Výsledek simulací N- těla naznačuje, že vesmír je složen převážně z dutin , jejichž hustoty mohou být tak nízké jako desetina kosmologického průměru. Látka kondenzuje ve velkých vláknech a haloch, které mají složitou strukturu podobnou pavučině. Ty tvoří skupiny galaxií , shluky a nadkupy . I když se zdá, že simulace do značné míry souhlasí s pozorováními, jejich interpretace je komplikována pochopením toho, jak husté akumulace temné hmoty podněcují tvorbu galaxií. Zejména se tvoří mnohem více malých halo, než vidíme v astronomických pozorováních jako trpasličí galaxie a kulové hvězdokupy . Toto se nazývá problém problému trpasličích galaxií a byla navržena celá řada vysvětlení. Většina z nich to vysvětluje jako účinek ve složité fyzice formování galaxií, ale někteří se domnívají, že jde o problém s naším modelem temné hmoty a že některý účinek, jako je teplá temná hmota , brání tvorbě nejmenších halo.

Vývoj plynu

Poslední fáze evoluce nastává, když baryony kondenzují v centrech halo galaxií a vytvářejí galaxie, hvězdy a kvasary . Tmavá hmota výrazně urychluje tvorbu hustých halo. Jelikož temná hmota nemá radiační tlak, je tvorba menších struktur z temné hmoty nemožná. Je to proto, že temná hmota nemůže rozptýlit moment hybnosti, zatímco běžná baryonická hmota se může zhroutit a vytvořit husté objekty rozptýlením momentu hybnosti prostřednictvím radiačního chlazení . Pochopení těchto procesů je nesmírně obtížným výpočetním problémem, protože mohou zahrnovat fyziku gravitace, magnetohydrodynamiku , atomovou fyziku , jaderné reakce , turbulence a dokonce i obecnou relativitu . Ve většině případů ještě není možné provádět simulace, které lze kvantitativně porovnat s pozorováním, a nejlepších, kterých lze dosáhnout, jsou přibližné simulace, které ilustrují hlavní kvalitativní rysy procesu, jako je tvorba hvězd.

Modelování struktury struktury

Snímek z počítačové simulace formování struktury ve velkém měřítku ve vesmíru Lambda-CDM .

Kosmologické poruchy

Značnou část obtížnosti a mnoho sporů při porozumění rozsáhlé struktuře vesmíru lze vyřešit lepším pochopením volby měřidla v obecné relativitě . V skalární-vektor-tenzor rozkladu , metrika zahrnuje čtyři skalární perturbace, dva vektorové perturbací a jeden tensor odchylku. Pouze skalární poruchy jsou významné: vektory jsou exponenciálně potlačeny v raném vesmíru a tenzorový režim přispívá jen malým (ale důležitým) příspěvkem v podobě prvotního gravitačního záření a B-režimů polarizace kosmického mikrovlnného pozadí. Dva ze čtyř skalárních režimů lze odstranit fyzicky bezvýznamnou transformací souřadnic. Které režimy jsou vyloučeny, určuje nekonečný počet možných upevnění měřidel . Nejpopulárnějším měřidlem je newtonovské měřidlo (a úzce související konformní newtonovské měřidlo), ve kterém jsou zadrženými skaláry newtonovské potenciály Φ a Ψ, které přesně odpovídají newtonovské potenciální energii z newtonovské gravitace. Používá se mnoho dalších měřidel, včetně synchronního měřidla , což může být efektivní měřidlo pro numerický výpočet (používá jej CMBFAST ). Každé měřidlo stále obsahuje některé nefyzické stupně volnosti. Existuje takzvaný formálně-invariantní formalizmus, ve kterém jsou uvažovány pouze invariantní kombinace měřidel.

Inflace a počáteční podmínky

Předpokládá se, že počáteční podmínky pro vesmír vyplývají z kvantově mechanických fluktuací kosmické inflace neměnných v měřítku . Perturbací hustoty pozadí energie v daném bodě v prostoru je pak dán jako izotropní , homogenní Gaussovy náhodné oblasti o střední nula. To znamená, že prostorová Fourierova transformace - má následující korelační funkce

,

kde je trojrozměrná delta funkce Dirac a je délka . Spektrum předpovídané inflací je navíc téměř neměnné , což znamená

,

kde je malé číslo. Nakonec jsou počáteční podmínky adiabatické nebo isentropické, což znamená, že frakční odchylka v entropii každého druhu částice je stejná. Výsledné předpovědi velmi dobře zapadají do pozorování, nicméně s výše uvedeným fyzickým obrazem existuje koncepční problém. Kvantový stav, ze kterého jsou kvantové fluktuace extrahovány, je ve skutečnosti zcela homogenní a izotropní, a proto nelze tvrdit, že kvantové fluktuace představují prvotní nehomogenity a anizotropie. Interpretace kvantových nejistot v hodnotě inflačního pole (což jsou vlastně tzv. Kvantové fluktuace), jako by šlo o statistické fluktuace v Gaussově náhodném poli, nevyplývá z aplikace standardních pravidel kvantové teorie. Tato otázka je někdy představována v pojmech „kvantového přechodu ke klasickému přechodu“, což je matoucí způsob, jak odkazovat na daný problém, protože existuje jen velmi málo fyziků, pokud vůbec existují, kteří by tvrdili, že existuje nějaká entita, která je skutečně klasický na základní úrovni. Zvažování těchto otázek nás ve skutečnosti přivádí tváří v tvář tzv. Problému měření v kvantové teorii. Pokud vůbec, problém se v kosmologickém kontextu zhoršuje, protože raný vesmír neobsahuje žádné entity, které by mohly být brány jako „pozorovatelé“ nebo „měřicí zařízení“, které jsou zásadní pro standardní použití kvantové mechaniky . Nejpopulárnějším postojem kosmologů je v tomto ohledu spoléhat se na argumenty založené na dekoherenci a nějaké formě „ interpretace mnoha světů “ kvantové teorie. O přiměřenosti tohoto postoje probíhá intenzivní debata.

Viz také

Reference