Helilained primaarplasmas, mis jätsid iseloomuliku kaugusskaala ja mida kasutatakse kui „standardset mõõtühikut“.
Primaarsete helilainete roll
Varajases Universumis (enne rekombinatsiooni, mis toimus umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku) täitis kosmost kuum footoni, elektroni ja prootoni plasma – nn „footon-baarioni vedelik". Sellel perioodil põhjustas gravitatsiooni (aine tõmbamine ülejäägi suunas) ja footoni rõhu (tsentrifugaaljõuga surumine) vastastikune toime akustilisi võnkeid – põhimõtteliselt helilaineid plasmas. Kui Universum jahtus piisavalt, et prootonid ja elektronid said ühineda neutraalseks vesinikuks, eraldusid footonid (kujunes välja CSF). Nende akustiliste lainete levik jättis selge kauguse mõõtme – umbes 150 Mpc tänapäevases koordinaatsüsteemis, mis liigub koos üldise liikumisega (co-moving) – ja see mõõtme on fikseeritud nii CSF nurkmõõtkavas kui hilisemas suuremastaabilise aine jaotuses. Need baarionilised akustilised võnkumised (BAO) on kosmoloogilistes mõõtmistes väga oluline võrdluspunkt, toimides kui standardne mõõtühik, mis aitab jälgida universumi laienemist aja jooksul.
Jälgides BAO-d galaktikate ülevaadetes ja võrreldes seda mõõtkava varajase Universumi füüsika prognoositud väärtusega, saavad astronoomid mõõta Hubble parameetrit ning ka pimedat energiat mõjutust. Seega on BAO-st saanud oluline tööriist standardse kosmoloogilise mudeli (ΛCDM) täpsustamisel. Allpool vaatleme nende teoreetilist päritolu, vaatlust ja rakendust täppiskosmoloogias.
2. Füüsikalised eeldused: footoni-bariooni vedelik
2.1 Erekombinatsiooniline dünaamika
Kuumas, tihedas algplasmas (kuni ~z = 1100) footonid suhtlesid sageli vabade elektronidega, sidudes barioone (prootoneid + elektrone) tihedalt kiirgusega. Gravitatsioon tõmbas ainet tihedamate piirkondade suunas, samal ajal kui footoni rõhk takistas kokkusurumist, põhjustades akustilisi võnkumisi. Neid saab kirjeldada tiheduse häirete võrrandimudelitega, kus vedeliku helikiirus on ligikaudu c / √3, kuna footonid domineerivad.
2.2 Heli horisont
Maksimaalne kaugus, mille heli lained võisid läbida Suure Paugu ja rekombinatsiooni vahel, määrab iseloomuliku heli horisondi skaalat. Kui Universum muutub neutraalseks (footonid eralduvad), peatub lainete levik, "fikseerides" tiheduse ülekande piirkonna umbes 150 Mpc kaugusel (koosliikumisel) algpunktist. Seda "heli horisondi" kaugust (seotud hõõrdumise perioodi lõppemisega) täheldatakse nii KFS-s kui ka galaktikate korrelatsioonides. KFS-is ilmneb see kui akustiliste tippude skaala (~1° taevas), galaktikate uuringutes aga BAO skaala ilmneb kahepunkti korrelatsioonifunktsioonides või võimsusspektres ~100–150 Mpc vahemikus.
2.3 Muutused pärast rekombinatsiooni
Kui footonid eralduvad, ei järgi barioonid enam kiirguse voogu, mistõttu akustilised võnkumised lõppevad efektiivselt. Aja jooksul kollapsivad tumeaine ja barioonid gravitatsiooniliselt halo sisse, moodustades kosmilisi struktuure. Kuid algne "lainemuster" jääb alles – on väike, kuid mõõdetav tõenäosus, et galaktikad on üksteisest eraldatud ~150 Mpc kaugusel sagedamini kui juhuslikus kogumis. Nii ilmnevad "barioonilised akustilised võnkumised" suuremahulistes galaktikate korrelatsioonifunktsioonides.
3. BAO vaatluslik avastamine
3.1 Varased ennustused ja avastused
BAO tähtsus sai selgeks 1990. aastatel–2000. aastatel tumeda energia mõõtmiseks. SDSS (Sloani digitaaluuring) ja 2dF (Two Degree Field Survey) umbes 2005. aastal fikseerisid BAO "tõusu" galaktikate korrelatsioonifunktsioonis [1,2]. See oli esimene tugev signaal suuremahulises struktuuris, mis pakkus sõltumatut "standardskaalat" supernoovade kauguse mõõtmiste täienduseks.
3.2 Galaktikate korrelatsioonifunktsioonid ja võimsusspekter
Vaatluste seisukohalt saab BAO-d mõõta:
- Galaktikate kahepunkti korrelatsioonifunktsioon ξ(r). BAO ilmneb nõrga tipuna r ∼ 100–110 h-1 Mpc juures.
- Võimsusspekter P(k) Fourier ruumis. BAO avaldub P(k) kõvera pehmetes kõikumistes.
Need signaalid on nõrgad (vaid mõne protsendi modulatsiooniga), seega on vaja vaadelda suuri Universumi ruume kõrge eraldusvõime ja rangete süsteemsete vigade kontrolliga.
3.3 Kaasaegsed Ülevaated
BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), mis kuulub SDSS-III-le, mõõtis ~1,5 miljonit punaste heledate galaktikate (LRG) ja täpsustas oluliselt BAO skaala hinnanguid. eBOSS ja DESI lähevad edasi, püüdes suuremaid punanihkeid (kasutades emissiooniliinide galaktikaid, kvasaare, Lyα metsa). Euclid ja Romani kosmoseteleskoop lähitulevikus laiendavad kaarte miljardite galaktikate ulatuses, mõõtes BAO skaalat protsendilise või veelgi täpsema täpsusega, võimaldades määrata laienemise ajalugu erinevates kosmilistes epohhides ja uurida tumeda energia mudeleid.
4. BAO kui Standardmõõtur
4.1 Põhimõte
Kuna füüsikaline helisuuruse horisondi pikkus rekombinatsiooni ajal on üsna täpselt arvutatav (põhinedes hästi tuntud füüsikal – KFS andmetel, tuumareaktsioonide näitajatel jne), annab selle vaadeldav nurk (ristsuunas) ja nihke erinevus (pikasuunas) BAO skaala suhtes kauguse–punanihke (distance–redshift) mõõtmisi. Lamedas ΛCDM universumis on see seotud nurkade läbimõõdu kaugusega DA(z) ja Hubble funktsiooniga H(z). Võrreldes teooriat andmetega, saame teha järeldusi tumeda energia oleku võrrandi või ruumi kõveruse kohta.
4.2 Täiendamine Supernoovadega
Kuigi I tüüpi supernoovad toimivad kui "standardküünlad", toimivad BAO kui "standardne mõõtur". Mõlemad meetodid uurivad kosmilist laienemist, kuid erinevate süsteemsete vigadega: supernoovadel on heleduse kalibreerimise ebakindlus, BAO-l aga galaktikate eelnev "väljatõrjumine" (bias) ja suurskaala struktuuri ebatäpsused. Nende kombineerimine võimaldab ristkontrolle ja rangemaid piiranguid tumeda energia, universumi geomeetria ja aine tiheduse kohta.
4.3 Viimased Tulemused
Praegused BAO andmed BOSS/eBOSS-ist, kombineerituna Plancki KFS mõõtmistega, annavad täpsed piirangud Ωm, ΩΛ ja Hubble konstandile. Eksisteerib teatav pinge kohalike H0 mõõtmistega, kuid see on väiksem kui otsene vs. KFS lahknevus. BAO mõõdetud kaugused kinnitavad kindlalt ΛCDM mudeli kehtivust kuni z ≈ 2, ilma selgete tumeda energia muutumise märkideta või olulise kõveruseta.
5. BAO Teoreetiline Modelleerimine
5.1 Lineaarne ja Mittelineaarne Areng
Joonteooria väidab, et BAO skaala jääb rekombinatsiooni ajast alates fikseerituks koosliikuva kaugusega. Kuid aja jooksul struktuuride kasv seda veidi moonutab. Mittelineaarsed efektid, liikumise eripärad (erilised kiirused) ja galaktikate eelnev eelarvamus võivad BAO tippu nihutada või "määrida". Teadlased modelleerivad seda hoolikalt (kasutades perturbatsiooniteooriat või N-keha simulatsioone), et vältida süsteemseid vigu. Rekonstrueerimise meetodid püüavad kõrvaldada suurskaala voo mõjud, "puhastades" BAO tippu täpsemate kauguse mõõtmiste jaoks.
5.2 Barionite ja footonite vastasmõju
BAO amplituud sõltub barionide osakaalust (fb) ja tumeda aine osakaalu suhtes. Kui barione oleks vähe, akustiline signatuur kaoks. Täheldatud BAO amplituud koos KFS akustiliste tippudega määrab ~5 % barionite osakaalu kogu kriitilisest tihedusest, võrreldes ~26 % tumeda ainega. See on üks viis tumeda aine tähtsuse kinnitamiseks.
5.3 Võimalikud Kõrvalekalded
Alternatiivsed teooriad (nt muudetud gravitatsioon, soe TM või varajane tume energia) võivad BAO omadusi nihutada või summutada. Seni sobib standardne ΛCDM koos külma tumeda ainega andmetega kõige paremini. Tulevased kõrgtäpsed vaatlustulemused võivad märgata väikseid kõrvalekaldeid, kui uus füüsika muudab kosmilist laienemist või struktuuride tekkimist varajastel aegadel.
6. BAO 21 cm Intensiivsuse Kaartidel
Lisaks optilistele/IR galaktikate ülevaadetele on leitud uus meetod – 21 cm intensiivsuse kaardid, mis mõõdavad suures mahus HI kiirguse eredustemperatuuri kõikumisi, ilma et oleks vaja eraldada üksikuid galaktikaid. Nii on võimalik avastada BAO signaale suurtes kosmilistes ruumides, võib-olla isegi kõrge punanihkega (z > 2). Tulevased massiivsed projektid nagu CHIME, HIRAX või SKA võivad tõhusalt mõõta varajaseid laienemisi, veelgi täpsustades või avades uusi kosmosefüüsika nähtusi.
7. Laiem Kontekst ja Tulevik
7.1 Tumeda Energia Piirangud
BAO skaala täpse mõõtmisega erinevates punanihkedes saavad kosmoloogid määrata DA(z) ja H(z). Need andmed täiendavad suurepäraselt supernoova heleduse mõõtmisi, KFS tulemusi ja gravitatsioonilist läätsestamist. Kõik need mõõtmised võimaldavad uurida tumeda energia oleku võrrandit, et kontrollida, kas w = -1 (kosmoloogiline konstant) või eksisteerib potentsiaalne w(z) muutus. Praegused andmed näitavad, et w ≈ -1 ei muutu rohkem kui lubavad veapiirid.
7.2 Ristkorrelatsioonid
BAO uuringute kombineerimine teiste andmetega – KFS gravitatsiooniläätsestamise, Lyα metsa voo korrelatsioonide, klastrite kataloogidega – suurendab mõõtmiste täpsust ja aitab kõrvaldada degeneratsioone. Selline ühismetoodika on eriti oluline süsteemsete vigade vähendamiseks alla protsenditaseme, võimaldades võib-olla selgitada Hubble'i pinge või avastada nõrka kõverust või muutuvat tumedat energiat.
7.3 Uue põlvkonna perspektiivid
Sellised uuringud nagu DESI, Vera Rubini observatoorium (võib-olla fotomeetrilised BAO?), Euclid, Roman koguvad kümneid miljoneid galaktikate punanihkeid, mõõtes BAO signaali erakordselt täpselt. See võimaldab määrata kaugusi ~1% või veelgi parema täpsusega kuni z ≈ 2. Edasised arengud (nt SKA 21 cm uuringud) võivad ulatuda veelgi kõrgema punanihkeni, täites „lõhe“ KFS (viimase hajumise) ja tänapäevase universumi vahel. BAO jääb jätkuvalt täppiskosmoloogia võtmetehnikaks.
8. Kokkuvõte
Baryoonilised akustilised oskillatsioonid – need primaarse helilaine fotoni-baryooni vedelikus – jätsid iseloomuliku skaala nii KFS kui ka galaktikate jaotusse. See skaala (~150 Mpc ko-moveeruv) toimib kui standardne mõõtühik universumi laienemise ajaloo uurimiseks, võimaldades väga täpseid kauguse mõõtmisi. Alguses prognoositud lihtsa Suure Paugu akustika füüsikaga, on BAO juba veenvalt täheldatud suurtes galaktikate uuringutes ja on saanud täppiskosmoloogia keskseks osaks.
Vaatlused on näidanud, et BAO täiendab supernoovaandmeid, täpsustades pimedat energiat, pimedat ainet tiheduse ja universumi geomeetria parameetreid. Skaala suhteline stabiilsus muudab BAO paljude süsteemsete vigade suhtes vastupidavaks ja üheks usaldusväärsemaks kosmiliseks mõõdikuks. Uute uuringute arenguga, mis hõlmavad suuremat punanihke ja täpsemat andmekvaliteeti, jääb BAO analüüs võtmetehnikaks kontrollimaks, kas pime energia on tõepoolest konstant või kas kosmiliste kauguste mõõtmisel ilmnevad uue füüsika tunnused. Jah, ühendades varajase universumi füüsika ja galaktikate jaotuse hilisematel aegadel, jääb BAO suurepäraseks näiteks, kuidas ühendatud kosmiline ajalugu seob primaarseid helilaineid suuremahulise kosmilise võrgustikuga, mida täheldatakse miljardite aastate möödudes.
Kirjandus ja lisalugemine
- Eisenstein, D. J., jt (2005). „Baryoonilise akustilise tipu avastamine SDSS säravate punaste galaktikate suuremahulises korrelatsioonifunktsioonis.“ The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., jt (2005). „2dF galaktikate punanihke uuring: lõpliku andmekogu võimsusspektri analüüs ja kosmoloogilised tagajärjed.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Weinberg, D. H., jt (2013). „Kosmilise kiirenduse vaatluslikud uurimismeetodid.“ Physics Reports, 530, 87–255.
- Alam, S., jt (2021). „Lõpetatud SDSS-IV laiendatud baryoonilise oskillaatori spektroskoopiline uuring: kosmoloogilised tagajärjed kahekümne aasta pikkusest spektroskoopilisest uuringust Apache Pointi observatooriumis.“ Physical Review D, 103, 083533.
- Addison, G. E., jt (2023). „BAO mõõtmised ja Hubble'i pinge.“ arXiv preprint arXiv:2301.06613.