Prázdnota (astronomie) - Void (astronomy)
| Část série na |
| Fyzikální kosmologie |
|---|
 |
Kosmické dutiny jsou obrovské prostory mezi vlákny (největšími strukturami ve vesmíru ), které obsahují velmi málo nebo žádné galaxie . Kosmologický vývoj prázdných oblastí se drasticky liší od vývoje vesmíru jako celku: existuje dlouhá fáze, kdy dominuje termín zakřivení , který brání vzniku kup galaxií a masivních galaxií. I když tedy i ty nejprázdnější oblasti dutin obsahují více než ~ 15% průměrné hustoty hmoty ve vesmíru, vypadají tyto dutiny pro pozorovatele téměř prázdné. Dutiny mají obvykle průměr 10 až 100 megaparseků (30 až 300 milionů světelných let ); zvláště velké dutiny, které jsou definovány na základě nepřítomnosti bohatých nadkup , jsou někdy nazývány supervoids . Poprvé byly objeveny v roce 1978 v průkopnické studii Stephena Gregoryho a Lairda A. Thompsona na národní observatoři Kitt Peak .
Předpokládá se, že dutiny byly vytvořeny baryonovými akustickými oscilacemi ve Velkém třesku , kolapsem hmoty a následnými implozemi stlačené baryonické hmoty . Počínaje zpočátku malými anizotropiemi z kvantových fluktuací v raném vesmíru se anizotropie postupem času zvětšovaly. Oblasti s vyšší hustotou se gravitací zhroutily rychleji, což nakonec vedlo k rozsáhlé, pěnovité struktuře nebo „kosmické síti“ dutin a galaxických vláken, které jsou dnes vidět. Dutiny umístěné v prostředích s vysokou hustotou jsou menší než dutiny umístěné v prostorech s nízkou hustotou vesmíru.
Zdá se, že prázdnoty korelují s pozorovanou teplotou kosmického mikrovlnného pozadí (CMB) kvůli efektu Sachs -Wolfe . Chladnější oblasti korelují s dutinami a teplejší oblasti s vlákny kvůli gravitačnímu rudému posunu . Vzhledem k tomu, že Sachs -Wolfeův efekt je významný pouze tehdy, pokud vesmíru dominuje záření nebo temná energie , je existence dutin významná při poskytování fyzických důkazů o temné energii.
Rozsáhlá struktura
Strukturu Vesmíru lze rozložit na složky, které mohou pomoci popsat vlastnosti jednotlivých oblastí vesmíru. Toto jsou hlavní strukturální součásti kosmického webu:
- Prázdné prostory - rozsáhlé, převážně sférické oblasti s velmi nízkými kosmickými středními hustotami, až 100 megaparseků (Mpc) v průměru.
- Zdi - oblasti, které obsahují typickou kosmickou střední hustotu hojnosti hmoty. Stěny lze dále rozdělit na dva menší strukturální prvky:
Prázdné prostory mají průměrnou hustotu menší než desetinu průměrné hustoty vesmíru. Slouží to jako funkční definice, přestože neexistuje jediná dohodnutá definice toho, co představuje prázdnotu. Hodnota hustoty hmoty použitá pro popis průměrné kosmické hustoty je obvykle založena spíše na poměru počtu galaxií na jednotku objemu než na celkové hmotnosti hmoty obsažené v jednotkovém objemu.
Objev
Studium kosmických dutin v rámci disciplíny astrofyziky začalo v polovině 70. let 20. století, kdy průzkumy rudého posunu vedly v roce 1978 dva samostatné týmy astrofyziků k identifikaci superklastrů a dutin v distribuci galaxií a Abellových kup . Nové průzkumy rudého posunu přinesly revoluci v oblasti astronomie přidáním hloubky k dvourozměrným mapám kosmologické struktury, které byly často hustě zabaleny a překrývají se, což umožnilo první trojrozměrné mapování vesmíru. Prostřednictvím průzkumů červeného posuvu byla jejich hloubka vypočítána z jednotlivých rudých posunů galaxií v důsledku rozpínání vesmíru podle Hubblova zákona .
Časová osa
Shrnutá časová osa důležitých událostí v oblasti vesmírných prázdnot od jeho počátku do nedávné doby je následující:
- 1961 - Do pozornosti astronomické komunity byly uvedeny rozsáhlé strukturální prvky, jako jsou „klastry druhého řádu“, specifický typ nadkupy .
- 1978-Byly publikovány první dva články na téma prázdnoty v rozsáhlé struktuře odkazující na dutiny nalezené v popředí klastrů Coma/A1367.
- 1981 - Objev velké prázdnoty v oblasti Boötes na obloze, která měla průměr téměř 50 h -1 MPc (což bylo později přepočítáno na 34 h -1 MPc). Zde h je bezrozměrný parametr HST , přibližně 0,7.
- 1983-Počítačové simulace dostatečně sofistikované na to, aby poskytovaly relativně spolehlivé výsledky růstu a evoluce rozsáhlé struktury, se objevily a poskytly pohled na klíčové vlastnosti rozsáhlé distribuce galaxií.
- 1985 - Byly prozkoumány detaily nadkupy a prázdné struktury oblasti Perseus-Pisces .
- 1989-Centrum pro astrofyziku Redshift Survey odhalilo, že rozsáhlé struktuře vesmíru dominují velké dutiny, ostrá vlákna a stěny, které je obklopují.
- 1991-Průzkum červeného posuvu Las Campanas potvrdil hojnost dutin ve velké struktuře vesmíru (Kirshner et al. 1991).
- 1995 - Srovnání opticky vybraných průzkumů galaxií naznačují, že jsou nalezena stejná prázdná místa bez ohledu na výběr vzorku.
- 2001-Dokončený dvoustupňový průzkum Field Galaxy Redshift Survey přidává do databáze všech známých vesmírných dutin výrazně velké množství dutin.
- 2009-Data Sloan Digital Sky Survey (SDSS) kombinovaná s předchozími rozsáhlými průzkumy nyní poskytují nejkompletnější pohled na detailní strukturu kosmických dutin.
Metody hledání
Existuje řada způsobů, jak najít prázdnoty s výsledky rozsáhlých průzkumů vesmíru. Z mnoha různých algoritmů spadají prakticky všechny do jedné ze tří obecných kategorií. První třída se skládá z prázdných nálezců, kteří se pokoušejí najít prázdné oblasti vesmíru na základě místní hustoty galaxií. Druhou třídou jsou ty, které se pokoušejí najít dutiny prostřednictvím geometrických struktur v distribuci temné hmoty, jak navrhují galaxie. Třetí třídu tvoří nálezci, kteří dynamicky identifikují struktury pomocí gravitačně nestabilních bodů v distribuci temné hmoty. Níže jsou uvedeny tři nejpopulárnější metody studia kosmických dutin:
Algoritmus VoidFinder
Tato prvotřídní metoda používá jako cíl každou galaxii v katalogu a poté pomocí aproximace nejbližšího souseda vypočítá kosmickou hustotu v oblasti obsažené v sférickém poloměru určeném vzdáleností od třetí nejbližší galaxie. Společnost El Ad & Piran představila tuto metodu v roce 1997, aby umožnila rychlou a efektivní metodu pro standardizaci katalogizace dutin. Jakmile jsou sférické buňky vytěženy ze všech strukturních dat, každá buňka se expanduje, dokud se podhustota nevrátí k průměrným očekávaným hodnotám hustoty stěny. Jednou z užitečných vlastností prázdných oblastí je, že jejich hranice jsou velmi odlišné a definované, s kosmickou střední hustotou, která začíná na 10% v těle a rychle stoupá na 20% na okraji a poté na 100% ve stěnách přímo venku hrany. Zbývající stěny a překrývající se prázdné oblasti jsou poté mřížkovány do jednotlivých respektive propletených zón vláken, shluků a téměř prázdných dutin. Jakékoli překrývání více než 10% s již známými prázdnými prostory je považováno za podoblasti v rámci těchto známých prázdných míst. Všechny dutiny přijaté do katalogu měly minimální poloměr 10 Mpc, aby se zajistilo, že všechny identifikované dutiny nebudou náhodně katalogizovány kvůli chybám vzorkování.
Algoritmus zóny ohraničující prázdnotu (ZOBOV)
Tento konkrétní algoritmus druhé třídy využívá Voronoiovu teselační techniku a falešné hraniční částice za účelem kategorizace oblastí na základě kontrastní hranice s vysokou hustotou s velmi nízkým zkreslením. Neyrinck představil tento algoritmus v roce 2008 za účelem zavedení metody, která neobsahovala volné parametry ani předpokládané mozkové teselace. Tato technika proto může vytvořit přesněji tvarované a velké prázdné oblasti. Ačkoli tento algoritmus má určité výhody ve tvaru a velikosti, byl často kritizován za to, že někdy poskytuje volně definované výsledky. Protože nemá žádné volné parametry, většinou najde malé a triviální prázdnoty, přestože algoritmus na každé prázdné místo najde statistickou významnost. Parametr fyzikální významnosti lze použít za účelem snížení počtu triviálních dutin zahrnutím poměru minimální hustoty k průměrné hustotě alespoň 1: 5. Pomocí tohoto procesu se také identifikují subvoidy, což vyvolává filozofičtější otázky o tom, co se kvalifikuje jako prázdnota. Hledače prázdnot, jako je VIDEO, jsou založeny na ZOBOV.
Algoritmus dynamické analýzy neplatnosti (DIVA)
Tato metoda třetí třídy se výrazně liší od předchozích dvou uvedených algoritmů. Nejmarkantnějším aspektem je, že vyžaduje jinou definici toho, co to znamená být prázdnotou. Namísto obecné představy, že prázdnota je oblast vesmíru s nízkou kosmickou střední hustotou; díra v distribuci galaxií, definuje dutiny jako oblasti, ze kterých uniká hmota; což odpovídá stavové rovnici temné energie , w . Středy dutin jsou pak považovány za maximální zdroj posunovacího pole označeného jako S ψ . Účel této změny definic představili Lavaux a Wandelt v roce 2009 jako způsob, jak získat kosmické dutiny tak, aby bylo možné provádět přesné analytické výpočty jejich dynamických a geometrických vlastností. To umožňuje DIVA důkladně prozkoumat elipticitu dutin a jejich vývoj v rozsáhlé struktuře, což následně vede ke klasifikaci tří odlišných typů dutin. Tyto tři morfologické třídy jsou Pravá prázdnota, Palačinková prázdnota a Filamentová dutina. Další pozoruhodnou vlastností je, že i když DIVA také obsahuje zkreslení funkce výběru, stejně jako to dělají prvotřídní metody, DIVA je navržen tak, aby bylo možné toto zkreslení přesně kalibrovat, což vede k mnohem spolehlivějším výsledkům. Existuje několik nedostatků tohoto Lagrangeova-Eulerianova hybridního přístupu. Jedním příkladem je, že výsledné mezery z této metody jsou podstatně odlišné od těch, které byly nalezeny jinými metodami, což velmi ztěžuje všechny datové body zahrnující srovnání výsledků různých algoritmů.
Význam
Prázdnoty významně přispěly k modernímu chápání vesmíru, přičemž aplikace sahají od vrhání světla na současné chápání temné energie až po zjemňování a omezování kosmologických evolučních modelů. Některé populární aplikace jsou podrobně zmíněny níže.
Temná energie
Současná existence největších známých dutin a kup galaxií vyžaduje v dnešním vesmíru asi 70% temné energie, což je v souladu s nejnovějšími údaji z kosmického mikrovlnného pozadí. Prázdnoty působí jako bubliny ve vesmíru, které jsou citlivé na kosmologické změny pozadí. To znamená, že vývoj tvaru prázdnoty je částečně výsledkem expanze vesmíru. Protože se předpokládá, že toto zrychlení je způsobeno temnou energií, lze studium změn tvaru prázdnoty v určitém časovém období použít k omezení standardního modelu Λ CDM nebo k dalšímu upřesnění modelu Quintessence + Cold Dark Matter ( QCDM ) a poskytnout přesnější stavová rovnice temné energie . Navíc množství dutin je slibným způsobem, jak omezit stavovou rovnici temné energie.
Neutrina
Neutrina díky své velmi malé hmotnosti a extrémně slabé interakci s jinou hmotou budou volně proudit dovnitř a ven z dutin, které jsou menší než průměrná volná dráha neutrin. To má vliv na rozložení velikostí a hloubek dutin a očekává se, že to díky budoucím astronomickým průzkumům (např. Satelit Euclid) umožní měřit součet hmotností všech druhů neutrin porovnáním statistických vlastností vzorků dutin s teoretické předpovědi.
Modely galaktické formace a evoluce
Kosmické dutiny obsahují směsici galaxií a hmoty, která se mírně liší od ostatních oblastí ve vesmíru. Tato jedinečná směs podporuje obraz zkreslené formace galaxií předpovídaný v modelech Gaussových adiabatických chladných temných hmot. Tento jev poskytuje příležitost upravit korelaci morfologické hustoty, která obsahuje nesrovnalosti s těmito dutinami. Taková pozorování, jako je korelace hustoty morfologie, mohou pomoci odhalit nové aspekty toho, jak se galaxie formují a vyvíjejí ve velkém měřítku. V lokálnějším měřítku mají galaxie, které se nacházejí v dutinách, odlišné morfologické a spektrální vlastnosti než galaxie, které se nacházejí ve zdech. Jedním rysem, který byl zjištěn, je, že se ukázalo, že dutiny obsahují podstatně vyšší podíl hvězdných výbuchů galaxií mladých horkých hvězd ve srovnání se vzorky galaxií ve zdech.
Prázdnoty nabízejí příležitosti ke studiu síly mezigalaktických magnetických polí. Například, 2015 studie dochází k závěru, na základě vychýlení blazar emisí gama záření, které cestování přes dutin, které mezigalaktického prostoru obsahuje magnetické pole síly alespoň 10 -17 G . Specifická rozsáhlá magnetická struktura vesmíru naznačuje prvotní „magnetogenezi“, která zase mohla hrát roli při vytváření magnetických polí v galaxiích a mohla by také změnit odhady časové osy rekombinace v raném vesmíru.
Anomálie v anizotropiích
Studená místa v kosmickém mikrovlnném pozadí , jako je studené místo WMAP nalezené Wilkinsonovou mikrovlnnou anizotropní sondou , by bylo možné vysvětlit extrémně velkou kosmickou prázdnotou, která má poloměr ~ 120 Mpc, pokud je pozdní integrovaný Sachs -Wolfeův efekt bylo zohledněno v možném řešení. Anomálie v projekcích CMB jsou nyní potenciálně vysvětlovány existencí velkých dutin umístěných v zorném poli, ve kterém leží chladná místa.
Rozšíření
Přestože je temná energie v současné době nejoblíbenějším vysvětlením zrychlení expanze vesmíru , jiná teorie se zabývá možností, že by naše galaxie byla součástí velmi velké, ne tak poddimenzované, vesmírné prázdnoty. Podle této teorie by takové prostředí mohlo naivně vést k poptávce po temné energii k vyřešení problému s pozorovaným zrychlením. Jako další data byla uvolněna na toto téma je šance na to, že je realistické řešení namísto současného Λ CDM výklad byl do značné míry zmenšila, ale ne všichni dohromady opuštěné.
Gravitační teorie
Množství dutin, zvláště když je kombinováno s množstvím kup galaxií, je slibnou metodou přesných testů odchylek od obecné relativity ve velkých měřítcích a v oblastech s nízkou hustotou.
Vnitřnosti dutin často vypadají, že dodržují kosmologické parametry, které se liší od těch známého vesmíru. Je to kvůli této jedinečné vlastnosti, kterou kosmické prázdnoty dělají pro velké laboratoře, aby studovaly účinky gravitačního shlukování a růstu na místní galaxie a strukturu, když mají kosmologické parametry jiné hodnoty než vnější vesmír. Vzhledem k pozorování, že větší dutiny převážně zůstávají v lineárním režimu, přičemž většina struktur vykazuje sférickou symetrii v podhuštěném prostředí; to znamená, že podhustota vede k téměř zanedbatelným gravitačním interakcím částice-částice, které by se jinak vyskytovaly v oblasti normální galaktické hustoty. Testování modelů na prázdnoty lze provádět s velmi vysokou přesností. Kosmologické parametry, které se v těchto dutinách liší, jsou Ω m , Ω Λ a H 0 .
Viz také
Reference
externí odkazy
- Cosmicvoids.net
- Animované pohledy na prázdnoty a jejich distribuci od Huma Feldmana se Sergejem Shandarinem, katedrou fyziky a astronomie, University of Kansas, Lawrence, KS, USA.
- Vizualizace blízkých velkoplošných struktur Fairall, AP, Paverd, WR, & Ashley, RP