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重子声学振荡

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物理宇宙学
Full-sky image derived from nine years' WMAP data
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重子声学振荡（BAO，baryon acoustic oscillations）是宇宙学在宇宙可见的重子物质（正常物质）密度的波动，是由早期宇宙原初等离子中的声学密度波引起的。正如超新星为天文观测提供标准烛光 一样[1]，BAO物质团簇为宇宙学中的长度尺度提供了一个标准尺[2]。 这把标准尺的长度是由声波在原初等离子中传播的最大距离来确定的。在等离子冷却到中性原子（复合时代），这锁住了等离子密度波的扩展，冻结在适当的位置。这把标准尺的长度（在现在的宇宙〜4.9亿光年[3]）可以通过天文量测观察物质的大尺度结构来测量[3]。BAO量测有助于宇宙学家约制宇宙学参数，对导致宇宙加速膨胀的暗能量能有更多了解[2]。

早期宇宙

早期宇宙是由炙热、致密的电子和重子（质子和中子）组成的等离子。在这个宇宙中旅行的光子（光粒子）基上是被困住的，在通过汤姆森散射与等离子作用之前，它们无法传播任何足够长的距离[4]。当宇宙膨胀时，等离子冷却到3,000K以下，这是一个足够低的能量，以至于等离子中的电子和质子可以结合形成电中性的氢原子。这种重组发生在宇宙大约37.9万年时，或者在z = 1089的红移时[4]。光子与中性物质的相互作用要小得多，因此从重组开始后，宇宙对光子变得透明，允许光子与物质分离，并在宇宙中自由流动[4]。从技术上来说，光子的平均自由程成了宇宙大小的尺度。宇宙微波背景（CMB）辐射是复合（重组）后发出的光，现在才到达我们的望远镜。因此，以威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据为例，人们基本上是看见的是回顾宇宙只有37.9万年历史时的影像[4]。

图1：基于WMAP9年的数据，呈现CMB温度的各向异性（2012年）[5][6][7]。

WMAP表示（图1）宇宙密度是平滑、各向同性，只有百万分之10的各向异性[4]。然而，现在的宇宙中存在着巨大的大尺度结构和密度波动。例如，星系的密度是宇宙平均密度的100万倍[2]。现时的看法是，宇宙是由下而上的管道建造的，这意味着早期宇宙微小的各向异性充当了今天观测到结构的种子。密度较大的区域吸引更多的物质，而低密度区域吸引的物质较少。因此这些微小的各向异性，如CMB所示，成为今天宇宙中的大尺度结构。

宇宙声音

想像一下超密度的原初等离子区域。当这个超密度区域的引力吸引物质向它靠近时，光子-物质交互作用释放的热量产生大量向外的压力。这些引力和压力的反作用力产生了振荡，类似于气压差在空气中产生的声波 [3]。

这个超密度区域包含暗物质、重子和光子。这种压力导致重子和光子以略高于光速一半速度移动的球形声波[8][9]从超密度区向外传播。暗物质只与引力相互作用，所以它留在声波的中心，也就是超密度的起源处。在退耦之前，光子和重子一起向外移动。退耦后，光子不再与重子物质相互作用，它们扩散开来，释放了重子系统的压力。在所有这些代表不同声波波长的壳层中，共振壳层对应于第一层。因为在退耦之前，对于所有的超密度区，共振壳层的传播距离（半径）都是相同的。这个半径通常称为声视界[3]。在没有光子-重子压力驱动超密度区的情况下，只有引力驱动剩余的重子向外。因此，重子和暗物质（留在扰动中心）形成了一个结构，各向异性初始位置的超密度物质和在声视界壳层中的物质都包含在其中[3]。

这种各向异性最终变成物质密度的波纹，形成了星系。因此，人们期望观察到更多被声视界分开，而不是其它长度尺度分开的成对星系[3]。这种特殊的物质结构发生在早期宇宙的每一个各向异性中，因此宇宙不是由一个声波涟漪组成[10]，而是由许多重叠的涟漪[11]。想像一下子将一把鹅卵石扔进池塘，然后观察水中产生涟漪的图像做为模拟[2]。在声视界尺度上，我们不可能用肉眼观察到星系间呈现这种分离的状态，但我们可以通过观察大量星系的分离，借由统计来量测这种伪影。

标准尺

早期宇宙中重子波传播的物理原理相当简单。 因此，宇宙学家可以预测复合时声视界的大小。 此外，宇宙微波背景(CMB) 也提供了这种规模的高精度测量。[3] 然而，从复合到今天，宇宙一直在膨胀。 这种扩展得到了观测的充分支持，并且是大爆炸模型的基础之一。1990年代末，对超新星[1]的观测确定宇宙不仅在膨胀，而且膨胀速度还在加快。 更好地理解宇宙加速或暗能量已成为当今宇宙学中最重要的问题之一。 为了了解暗能量的本质，拥有多种测量加速度的方法非常重要。 重子声学振荡可以透过比较今天的声层观测（使用星系聚类）与复合时的声层观测（使用宇宙微波背景）来丰富有关这种加速的知识体系。[3] 因此，重子声学振荡提供了一个测量棒，可以更好地了解加速度的性质，完全独立于超新星技术。

史隆数位巡天中的重子声学振荡讯号

史隆数位巡天 (SDSS) 是一项重要的多光谱成像和光谱红移调查，使用新墨西哥州阿帕契点天文台(APO)的专用2.5米广角SDSS光学望远镜。 这项为期五年的调查的目标是拍摄数百万个天体的影像和光谱。 编译 SDSS 资料的结果是附近宇宙中物体的三维图：SDSS 目录。 SDSS 目录提供了宇宙足够大部分中物质分布的图片，人们可以透过注意是否存在统计上显著过量的由预测的声视界距离分隔的星系来搜寻重子声学振荡讯号。

史隆数位巡天团队观察了46,748 个发光红色星系 (LRG) 的样本，覆盖超过 3,816 平方度的天空（直径约 50 亿光年），红移为z = 0.47。[3] 他们透过计算数据的两点相关函数来分析这些星系的聚类。[12] 相关函数 (ξ) 是同动星系间隔距离 (s) 的函数，描述了一个星系在另一个星系给定距离内被发现的几率。[13] 人们预计，在小间隔距离处，星系的相关性较高（由于星系形成的块状性质），而在大间隔距离处，星系的相关性较低。 BAO 讯号将显示为相关函数中的一个凸起，其同动间隔等于声层。 此讯号由SDSS团队于2005年侦测到。[3][14] SDSS 证实了 WMAP 结果，即当今宇宙中的声视界约为 ~150 Mpc。[2][3]

相关条目

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 Perlmutter, S.; et al. Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae. The Astrophysical Journal. 1999, 517 (2): 565–586. Bibcode:1999ApJ...517..565P. S2CID 118910636. arXiv:astro-ph/9812133 可免费查阅. doi:10.1086/307221. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Eisenstein, D. J. Dark energy and cosmic sound. New Astronomy Reviews. 2005, 49 (7–9): 360. Bibcode:2005NewAR..49..360E. OSTI 987204. doi:10.1016/j.newar.2005.08.005. 
  3. ^ 3.00 3.01 3.02 3.03 3.04 3.05 3.06 3.07 3.08 3.09 3.10 Eisenstein, D. J.; et al. Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies. The Astrophysical Journal. 2005, 633 (2): 560–574. Bibcode:2005ApJ...633..560E. S2CID 4834543. arXiv:astro-ph/0501171 可免费查阅. doi:10.1086/466512. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Dodelson, S. Modern Cosmology. Academic Press. 2003. ISBN 978-0122191411. 
  5. ^ Gannon, M. New 'Baby Picture' of Universe Unveiled. Space.com. December 21, 2012 [December 21, 2012]. （原始内容存档于2019-05-23）. 
  6. ^ Bennett, C. L.; et al. Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2012, 208 (2): 20. Bibcode:2013ApJS..208...20B. S2CID 119271232. arXiv:1212.5225 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. 
  7. ^ Hinshaw, G.; et al. Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: Data processing, sky maps, and basic results (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series. 2009, 180 (2): 225–245 [2020-10-28]. Bibcode:2009ApJS..180..225H. S2CID 3629998. arXiv:0803.0732 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. （原始内容存档 (PDF)于2021-03-18）. 
  8. ^ Sunyaev, R.; Zeldovich, Ya. B. Small-Scale Fluctuations of Relic Radiation需要付费订阅. Astrophysics and Space Science. 1970, 7 (1): 3 [2020-11-02]. Bibcode:1970Ap&SS...7....3S. doi:10.1007/BF00653471 (不活跃 2020-08-23). （原始内容存档于2021-03-18）. 
  9. ^ Peebles, P. J. E.; Yu, J. T. Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe. The Astrophysical Journal. 1970, 162: 815. Bibcode:1970ApJ...162..815P. doi:10.1086/150713. 
  10. ^ See http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  11. ^ See http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  12. ^ Landy, S. D.; Szalay, A. S. Bias and variance of angular correlation functions. The Astrophysical Journal. 1993, 412: 64. Bibcode:1993ApJ...412...64L. doi:10.1086/172900 可免费查阅. 
  13. ^ Peebles, P. J. E. The large-scale structure of the universe. Princeton University Press. 1980. Bibcode:1980lssu.book.....P. ISBN 978-0-691-08240-0. 
  14. ^ Science Blog from the SDSS | News from the Sloan Digital Sky Surveys. 

外部链接

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