Картографиране на милиони галактики с цел разбиране на мащабната структура, космическите потоци и разширението
Защо са важни обзорите на червеното отместване
В продължение на векове астрономията основно фиксираше небесните обекти като точки върху двумерна сфера. Третото – разстояние – измерение остана трудно достъпно до съвременната епоха. Хъбъл показа, че скоростта на отдалечаване на галактиките (v) е приблизително пропорционална на тяхното разстояние (d) (особено при малки отмествания), поради което червеното отместване на галактиките (изместване на спектралните линии) се превърна в практичен метод за оценка на космическите разстояния. Систематично събирайки големи набори от отмествания на галактики, се създават триизмерни карти на структурата на Вселената – с нишки, купове, празноти и свръхкупове.
Тези мащабни обзорни изследвания сега са един от основните стълбове на наблюдателната космология. Те разкриват космическата мрежа, управлявана от тъмната материя и първичните флуктуации на плътността, и помагат за измерване на космическите потоци, историята на разширението, геометрията и състава на Вселената. По-долу обсъждаме как работят обзорите на червеното отместване, какво са разкрили и как помагат за определяне на основните космологични параметри (дял на тъмната енергия, тъмната материя, константата на Хъбъл и др.).
2. Основи на червеното изместване и космическите разстояния
2.1 Дефиниция на червеното изместване
Червеното изместване на галактиките (z) се дефинира така:
z = (λobserved - λemitted) / λemitted,
показва колко силно спектралните ѝ линии са се изместили към по-дълга дължина на вълната. За близки галактики важи z ≈ v/c (v – скорост на движение, c – скорост на светлината). В по-отдалечени области космическото разширение усложнява директното тълкуване на скоростта (v), но z остава мярка, показваща колко се е разширила Вселената от момента на излъчване на фотона.
2.2 Законът на Хъбъл и по-големи мащаби
При малки червени измествания (z ≪ 1) законът на Хъбъл гласи: v ≈ H0 d. Следователно, познавайки червеното изместване, може приблизително да се определи разстоянието d ≈ (c/H0) z. При големи z е необходим по-подробен космологичен модел (напр. ΛCDM), свързващ z с комовото разстояние (comoving distance). Така същността на проучванията на червеното изместване е да се получи червеното изместване от спектрални измервания (разпознаване на спектрални линии, напр. водородни Балмерови линии, [O II] и др.), а от него – разстоянието, за да се създават 3D карти на галактиките.
3. Преглед на развитието на проучванията на червеното изместване
3.1 CfA Проучване на червеното изместване
Едно от ранните големи проучвания – Center for Astrophysics (CfA) Survey (8–9 десетилетие), събра хиляди червени измествания на галактики. 2D „срезове“ (wedge plot) разкриха „стени“ и празноти, сред които „Голямата стена“ (Great Wall). Това показа, че разпределението на галактиките далеч не е хомогенно, а структурата в голям мащаб се простира на ~100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) и ранните 2000-те
В началото на 2000-те 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), работещ на Англо-Австралийския телескоп с 2dF многодупков спектрограф, измери ~220 000 червени измествания на галактики до z ∼ 0,3. Това проучване потвърди следите от барионни акустични осцилации (BAO) в корелационната функция на галактиките, уточни оценките за плътността на материята и създаде карти на огромни празноти, филаменти и структури в голям мащаб с безпрецедентна детайлност.
3.3 SDSS: Революционна база данни
Започнала през 2000 г., Sloan Digital Sky Survey (SDSS) използва специално предназначен 2,5 м телескоп с широкоъгълно CCD изображение и многодупкова спектроскопия. През няколко фази (SDSS-I, II, III, IV) са събрани милиони спектри на галактики, обхващащи голяма част от северното небе. Подпроектите включват:
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 млн. червени светли галактики, позволяващи изключително точно откриване на BAO.
- eBOSS: Разшири изследванията на BAO към по-големи z, използвайки емисионни линейни галактики, квазари, Lyα гора.
- MaNGA: Подробна интегрална полева спектроскопия на хиляди галактики.
Влиянието на SDSS е огромно: триизмерни карти на космическата мрежа, точен спектър на мощността на галактичните купове и потвърждение на параметрите на ΛCDM с ясни доказателства за тъмната енергия [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman и бъдещето
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), започнал работа през 2020 г., цели ~35 млн. измествания на галактики/квазари до z ∼ 3,5, разширявайки още повече космическата карта. Бъдещи проекти:
- Euclid (ESA) – широкоъгълно изображение и спектроскопия до z ∼ 2.
- Космическият телескоп Nancy Grace Roman (NASA) – ще обхване наблюдения близо до IR диапазона, ще измерва BAO и слабо гравитационно лещиране.
Заедно с методите за карти на интензитета (напр. SKA за 21 cm линия) тези програми ще позволят изследване на структурата в голям мащаб в още по-големи червени измествания, допълнително уточнявайки параметрите на тъмната енергия и историята на разширението.
4. Структура в голям мащаб: Космическата мрежа
4.1 Влакна и възли
Обзорите на изместванията показват влакна: издължени структури, обхващащи десетки или стотици Mpc и свързващи плътни „възли“ или купове. На пресечките на влакната се намират купове, най-плътните галактични среди, а суперкупове свързват по-големи, по-слабо свързани системи. Галактиките в зоните на влакната могат да се движат по специфични потоци, допълвайки потока на материя към центровете на куповете.
4.2 Празнини
Между влакната се намират празноти – големи, слабо населени с материя региони, в които почти няма ярки галактики. Те могат да бъдат с диаметър 10–50 Mpc или повече, заемащи голяма част от космическото пространство, но съдържащи много малко галактики. Изследванията на празнотите помагат за тестване на тъмната енергия, тъй като разширяването в тези по-редки среди е по-бързо, предоставяйки допълнителни данни за космическите потоци и гравитацията.
4.3 Обобщение
Влакна, купове, суперкупове и празноти заедно формират мрежа – структура с форма на „пяна“, предсказана от N-телни симулации на тъмната материя. Наблюденията потвърждават, че тъмната материя е основният гравитационен скелет, а барионната материя (звезди, газове) само отразява тази структура. Именно обзорите на изместванията позволиха да се види космическата мрежа както визуално, така и количествено.
5. Космология от обзорите на изместванията
5.1 Корелационна функция и спектър на мощността
Един от основните инструменти е двойната корелационна функция ξ(r), описваща вероятностното излишък на разстоянието r между двойка галактики спрямо случайното разпределение. Анализира се и спектърът на мощността P(k) във Фурие пространството. Формата на P(k) разкрива плътността на материята, фракцията на барионите, масата на неутриното, началния спектър на флуктуациите. Комбинирането с данните на KFS значително подобрява точността на параметрите, пригодени към ΛCDM.
5.2 Барионни акустични осцилации (BAO)
Основната характеристика на галактичните купчини е BAO сигналът, слаба върха в корелационната функция на мащаб ~100–150 Mpc. Този мащаб е добре познат от ранната физика на Вселената и служи като „стандартен метър“ за измерване на космически разстояния по червеното изместване. Сравнявайки измерения BAO мащаб с теоретичния физичен размер, получаваме Хъбловия параметър H(z). Това помага да се ограничат уравненията на състоянието на тъмната енергия, космическата геометрия и разширяването на Вселената.
5.3 Пространствени изкривявания на изместването (RSD)
Собствените скорости на галактиките по зрителната линия предизвикват „пространствени изкривявания на червеното изместване“ (RSD), нарушавайки изотропията на корелационната функция. От RSD може да се съди за скоростта на растеж на структурите, което позволява да се провери дали гравитацията съответства на ОР (общата теория на относителността) или има отклонения. До момента данните съвпадат с прогнозите на ОР, но новите и бъдещи обзори повишават точността, може би позволявайки откриването на малки отклонения, ако съществува нова физика.
6. Карти на космическите потоци
6.1 Собствени скорости и движение на местната група
Освен Хъбловото разширение, галактиките имат собствени скорости, произтичащи от локални масови натрупвания, напр. купът Вирджиния, Големият атрактор (Great Attractor). Комбинирайки изместванията с независими индикатори за разстояние (методът на Тъли–Фишър, свръхнови, методи на вариация на яркостта по повърхността) може да се измерят тези скоростни полета. Картите на „космическите потоци“ разкриват потоци със скорости от стотици км/с на мащаб ~100 Mpc.
6.2 Дискусии за общия поток
Някои изследвания твърдят, че са открили потоци в голям мащаб, надвишаващи очакванията на ΛCDM, но тук все още има ярки систематични неопределености. Откриването на такива космически потоци предоставя допълнителни знания за разпределението на тъмната материя или може би за модифицираната гравитация. Комбинирането на обзорите на изместването с надеждни измервания на разстоянията продължава да изглажда наличните карти на скоростните полета на Вселената.
7. Предизвикателства и систематични грешки
7.1 Функция на селекцията и пълнота
Често галактиките в обзорите на изместването попадат според яркостта (magnitude-limited) или цветовете. Различните условия за селекция или неравномерната пълнота на небесните области могат да изкривят измерванията на купчините. Изследователските групи много внимателно моделират пълнотата в различни небесни области и коригират радикалната селекция (с разстоянието яркостта намалява, затова се фиксират по-малко далечни галактики). Това гарантира, че крайната корелационна функция или спектър на мощността няма да бъдат изкуствено изкривени.
7.2 Грешки в изместването и фотометрични методи
Спектроскопичното изместване може да бъде точно до Δz ≈ 10-4. Въпреки това големите фотометрични прегледи (напр. Dark Energy Survey, LSST) използват широколентови филтри, така че Δz достига 0,01–0,1. Макар фотометричните прегледи да позволяват обработка на огромен брой обекти, неточностите в посока на червеното изместване са по-големи. Тези неточности се смекчават чрез методи като калибриране на струпвания на измествания или кръстосана корелация със спектроскопични проби.
7.3 Нелинейно развитие и предварително пристрастие на галактиките
На малки мащаби струпванията на галактики стават силно нелинейни поради ефектите „пръстовидна форма“ (finger-of-god) в пространството на червеното изместване и усложнения, причинени от сливане (mergers). Също така галактиките не маркират идеално тъмната материя – съществува фактор „пристрастие на галактиките“, зависещ от средата или типа галактики. Често изследователите използват модели или се фокусират върху по-големи мащаби (където предпоставките на линейната теория важат), за да извлекат надеждна космологична информация.
8. Най-нови и бъдещи направления в прегледите на измествания
8.1 DESI
Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), монтиран на 4 м телескоп Mayall (Kitt Peak), започна работа през 2020 г. и цели да измери спектрите на 35 млн. галактики и квазари. 5000 роботизирани поставки за оптични влакна позволяват да се получат хиляди измествания (z ∼ 0,05–3,5) само с една експозиция. Този огромен масив ще уточни измерванията на разстоянията BAO през няколко космически епохи, ще определи характеристиките на разширяването и растежа на структури, както и ще бъде безценен за изследвания на еволюцията на галактиките.
8.2 Euclid и Космическият телескоп Nancy Grace Roman
Euclid (ESA) и Roman (NASA) телескопи, планирани за късните 20-те години на XXI век, ще комбинират изображения в близкия IR диапазон и спектроскопия, картата ще обхване милиарди галактики до z ∼ 2. Те ще измерват слабото лещиране и BAO, предоставяйки солидни ограничения за тъмната енергия, възможната космическа кривина и масата на неутриното. Сътрудничеството със земни спектрографи и бъдещи системи за карти на интензивността (напр. SKA 21 cm) ще разшири още повече мащаба на изследванията.
8.3 21 cm Карти на интензивността
Нов метод – 21 cm карти на интензивността, при които яркостта на излъчването на HI газ се измерва в голям мащаб, без да се разграничават отделни галактики. Такива масиви като CHIME, HIRAX или SKA могат да засичат BAO знаци в неутралния водород при още по-големи червени измествания, достигайки дори епохите на реонизация. Това е допълнителен начин за ограничаване на разширяването на Вселената, заобикаляйки оптичните/IR методи за преглед на измествания, въпреки останалите предизвикателства при калибрирането.
9. Влияние на плащането: Тъмна енергия, напрежение на Хъбъл и още
9.1 Уравнение на състоянието на тъмната енергия
Комбинирайки мащаба на BAO при различни червени отмествания с данни от CMB (z = 1100) и супернови (малко z), извеждаме H(z) – историята на разширението. Това позволява проверка дали тъмната енергия е просто космологична константа (w = -1) или се променя във времето. До момента няма ясна разлика от w = -1, но по-точните BAO данни могат да разкрият малки отклонения.
9.2 Напрежение на Хъбъл
Някои измервания на H0, получени с локални стълби методи, надвишават ~67–68 km/s/Mpc, определени от комбинацията Planck + BAO, с разлика от 4–5σ. Това „напрежение на Хъбъл“ може да е признак за систематична грешка или да предсказва нова физика (напр. ранна тъмна енергия). По-точните бъдещи измервания на BAO (DESI, Euclid и др.) ще позволят по-добро изследване на междинните червени отмествания, което може да реши или увеличи напрежението.
9.3 Еволюция на галактиките
Прегледите на отместването подпомагат и изследванията на еволюцията на галактиките: история на формиране на звезди, морфологични трансформации, влияние на околната среда. Сравнявайки свойствата на галактиките в различни космически времена, разбираме как „угасващите“ (quenched) галактики, сливането и притокът на газ формират общата картина на популацията. Контекстът на космическата мрежа (влакно или празнота) влияе на тези процеси, свързвайки малкомащабната еволюция на галактиките с голямомащабната структура.
10. Заключение
Прегледи на отместването (redshift) – основен инструмент на наблюдателната космология, генериращ пространствени карти на милиони галактики. Тази 3D перспектива разкрива космическата мрежа – влакна, клъстери, празноти – и позволява прецизни измервания на структурата в голям мащаб. Основни постижения:
- Барионни акустични осцилации (BAO): Стандартен измервател за космически разстояния, ограничаващ тъмната енергия.
- Пространствени изкривявания на отместването: Изследване на растежа на структурите и гравитацията.
- Потокове на галактиките и околна среда: Еволюция на космическите скоростни полета и влиянието на околната среда.
Основните прегледи – от CfA до 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – утвърдиха модела ΛCDM, подробно картографирайки космическата мрежа. Проектите от следващо поколение – DESI, Euclid, Roman, 21 cm интензитетни карти – ще разширят границите на червения отместване, допълнително прецизирайки стойностите на разстоянията BAO и може би решавайки напрежението на Хъбъл или отваряйки нова физика. Така прегледите на отместването остават в авангарда на прецизната космология, показвайки как структурата на Вселената в голям мащаб расте и как нейното развитие се управлява от тъмна материя и тъмна енергия.
Литература и допълнително четиво
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). „Един срез от Вселената.“ The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). „Откриване на барионния акустичен пик в голямомащабната корелационна функция на SDSS светли червени галактики.“ The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). „2dF Galaxy Redshift Survey: Анализ на спектъра на мощността на крайния набор от данни и космологични последици.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). „Завършено разширено спектроскопско изследване на барионните осцилации SDSS-IV: Космологични последици от две десетилетия спектроскопски изследвания.“ Physical Review D, 103, 083533.
- DESI Collaboration: desi.lbl.gov (прегледано 2023).