바이론 음향 진동

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우주론에서 바이론 음향 진동(BAO)은 초기 우주의 원시적 플라즈마에서 발생하는 음향 밀도 파동에 의해 우주의 가시적 바이론 물질(정상 물질) 밀도의 변동이다.초신성이 천문학적인 관측을 위한 "표준초"를 제공하는 것과 마찬가지로, BAO 물질 군집화는 우주론에서 길이 스케일에 대한 "표준자"를 제공한다.^[1][2]이 표준 눈금자의 길이는 플라즈마가 중성 원자가 될 때까지 냉각되기 전 원시 혈장에서 음파가 이동할 수 있는 최대 거리로 주어진다(재조합의 신기원). 이는 플라즈마 밀도 파장의 팽창을 정지시켜 제자리에 "동결"시킨다.이 표준 자(오늘날의 우주에서^[3] 4억 9천만 광년)의 길이는 천문학적 조사를 이용하여 물질의 대규모 구조를 보고 측정할 수 있다.^[3]BAO 측정은 우주론적 매개변수를 구속함으로써 우주론자들이 암흑 에너지의 본질에 대해 더 잘 이해할 수 있도록 돕는다.^[2]

초기 우주

초기 우주는 전자와 바이론(양자와 중성자를 포함한다)의 뜨겁고 밀도가 높은 플라즈마로 구성되었다.이 우주를 여행하는 광자(빛 입자)는 톰슨 산란을 통해 플라즈마와 상호 작용하기 전에 어떤 상당한 거리를 이동할 수 없는, 본질적으로 갇혀 있었다.^[4]플라즈마와 상호작용하기 전에 광자가 이동할 수 있는 평균 거리를 광자의 평균 자유 경로라고 한다.우주가 팽창하면서 플라즈마는 3000K 이하로 냉각되었는데, 이는 플라즈마의 전자와 양자가 결합하여 중성 수소 원자를 형성할 수 있을 정도로 낮은 에너지였다.이 재조합은 우주가 약 37만 9천년 정도 되었을 때, 또는 z = 1089의 적색변환에서 일어났다.^[4]광자는 중립 물질과 훨씬 덜 상호작용하며, 따라서 재조합할 때 우주는 광자에 투명해져 물질과 분리되어 우주를 통해 자유 스트림할 수 있게 되었다.^[4]우주 마이크로파 배경(CMB) 방사선은 재조합 후 방출된 빛으로, 이제 우리는 망원경으로 적색 변형이 되었기 때문에 하늘을 온통 전파로 본다.따라서, 예를 들어, 윌킨슨 마이크로파 아니소트로피 탐사선(WMAP) 데이터를 보면, 37만 9천년 전 우주의 이미지를 보는 것이 기본이다.^[4]

WMAP는 (그림 1) 밀도 비등분율이 백만분의 10인 부드럽고 균일한 우주를 나타낸다.^[4]그러나 현재 우주에는 큰 구조와 밀도 변동이 있다.예를 들어, 은하는 우주의 평균 밀도보다 백만 배 더 밀도가 높다.^[2]현재의 믿음은 우주가 상향식 방식으로 건설되었다는 것인데, 이는 초기의 우주의 작은 음이소트로피가 오늘날 관측된 구조의 중력 씨앗으로 작용했다는 것을 의미한다.과대평가된 지역은 더 많은 물질을 끌어당기는 반면, 과소평가된 지역은 덜 끌어당기고, 따라서 CMB에서 볼 수 있는 이 작은 음이소트로피들은 오늘날 우주의 큰 규모의 구조가 되었다.

우주음

원시 혈장의 과다한 부위를 상상해 보십시오.이 과잉 광대한 지역이 중력으로 물질을 끌어당기는 반면, 광자 물질 상호작용의 열은 많은 양의 외부 압력을 생성한다.이러한 중력과 압력의 반작용력은 진동을 생성했는데, 이는 압력차에 의해 공기 중에 생성되는 음파와 유사하다.^[3]

이 과다한 지역은 암흑 물질, 중력, 광자를 포함하고 있다.그 압력으로 인해 중압과 광자의 구형 음파가 광도^[8][9] 이상으로 빛의 속도의 반을 약간 넘는 속도로 이동하게 된다.암흑 물질은 중력적으로만 상호작용을 하기 때문에 과대광성의 기원인 음파의 중심에 머무른다.디커플링을 하기 전에 광자와 바이런이 함께 바깥쪽으로 움직였다.광자를 분리한 후 광자는 더 이상 쌍성 물질과 상호 작용하지 않고 분산되었다.그렇게 함으로써 계통에 가해지는 압력을 완화시켜 주었고, 양변물질의 껍데기를 남겨두었다.다른 음파 파장을 나타내는 그 모든 껍질 중에서 공명 껍질은 디커플링 전에 모든 과도에 대해 같은 거리를 이동하는 껍질이기 때문에 첫 번째 껍질에 해당한다.이 반경을 흔히 소리 지평선이라고 한다.^[3]광-바리온 압력이 시스템을 밖으로 몰고 나가지 않고, 바리온에 남아 있는 유일한 힘은 중력이었다.따라서 바이론과 암흑 물질(좌측 섭동의 중심)은 음이소트로피의 원래 지점과 음지평선의 껍질 모두에서 물질의 과오를 포함하는 구성을 형성하였다.^[3]

그러한 등각류는 결국 은하를 형성할 물질 밀도의 파동이 되었다.따라서 다른 길이 척도보다 음지평선 거리 척도로 분리되는 은하 쌍이 더 많을 것으로 예상된다.^[3]이러한 물질의 특정한 구성은 초기 우주의 각 음이소트로피에서 발생했고, 따라서 우주는 하나의 소리 파급이 아니라 많은 ^[10]겹치는 파동으로 구성되어 있다.^[11]비유하자면, 많은 조약돌을 연못에 떨어뜨리고 그 결과로 생기는 물속의 파동 패턴을 관찰하는 것을 상상해보라.^[2]음지평선 눈금에서 이렇게 선호하는 은하의 분리를 눈으로 관찰할 수는 없지만, 많은 수의 은하의 분리를 살펴봄으로써 통계적으로 이 유물을 측정할 수 있다.

표준자

초기 우주에서 중력파의 전파에 대한 물리학은 상당히 간단하다. 그 결과 우주론자들은 재조합 당시 소리 지평선의 크기를 예측할 수 있다.또한, CMB는 높은 정확도로 이 스케일의 측정을 제공한다.^[3]그러나 재조합과 현재 사이의 시간 속에서 우주는 팽창해 왔다.이러한 확장은 관측에 의해 잘 뒷받침되고 있으며 빅뱅 모델의 근간 중 하나이다.1990년대 후반 초신성에^[1] 대한 관찰은 우주가 팽창하고 있을 뿐만 아니라 증가 속도로 팽창하고 있다고 판단했다.우주의 가속, 즉 암흑에너지에 대한 더 나은 이해는 오늘날 우주론에서 가장 중요한 질문 중 하나가 되었다.암흑 에너지의 성질을 이해하기 위해서는 가속도를 측정하는 다양한 방법이 중요하다.BAO는 (은하의 군집화를 이용한) 오늘날의 소리 지평선의 관측을 (CMB를 이용한) 재조합 당시의 소리 지평선의 관측과 비교함으로써 이 가속도에 관한 지식의 본체에 추가할 수 있다.^[3]따라서 BAO는 초신성 기법과는 완전히 독립된 가속도의 특성을 더 잘 이해할 수 있는 측정 스틱을 제공한다.

Sloan Digital Sky Survey의 BAO 신호

슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)는 뉴멕시코주 아파치포인트 천문대에서 전용 2.5m 광각 SDSS 광학망원경을 이용한 주요 다중 스펙트럼 영상 및 분광 적색시프트 조사다.이 5년 조사의 목표는 수백만 개의 천체의 영상과 스펙트럼을 찍는 것이었다.SDSS 데이터를 취합한 결과는 인근 우주에 있는 물체의 3차원 맵인 SDSS 카탈로그다.SDSS 카탈로그는 예측된 소리 지평선 거리로 분리된 은하의 통계적으로 유의미한 과잉이 있는지 여부를 파악함으로써 BAO 신호를 검색할 수 있는 충분한 우주의 물질 분포 그림을 제공한다.

SDSS 팀은 46,748개의 발광 적은하(LRGs)의 표본으로 3,816 평방미터의 하늘(지름 약 50억 광년)과 z = 0.47의 적색 변형을 조사했다.^[3]그들은 데이터에 대한 2점 상관 함수를 계산하여 이들 은하의 군집화를 분석했다.^[12]상관함수(ξ)는 은하 분리 거리(s)를 결합하는 함수로서 은하 하나가 다른 은하로부터 주어진 거리 내에서 발견될 확률을 기술한다.^[13]사람들은 작은 분리거리에서의 높은 상관관계(은하 형성의 뭉클한 성질 때문에)와 큰 분리거리에서의 낮은 상관관계를 예상할 수 있다.BAO 신호는 소리 지평선과 같은 분리의 상관 함수의 범프로 나타날 것이다.이 신호는 2005년 SDSS 팀에 의해 탐지되었다.^[3][14]SDSS는 WMAP 결과를 확인했는데, 현재 우주에서 음향 지평선은 150Mpc에 달한다.^[2][3]

다른 은하 조사에서의 검출

2dFGRS 협업과 SDSS 협업을 통해 2005년 거의 동시에 전력 스펙트럼에서 BAO 신호가 검출되었다고 보고하였다.^[15]두 팀 모두 2014년 두 그룹에게 수여된 천문학의^[16] 쇼 상에서 입증된 바와 같이, 지역 사회에 의해 이 발견에 대한 공로를 인정받고 인정받고 있다.이후 2011년 6dF 갤럭시 서베이(6dFGS),^[17] 2011년^[18] 위글즈, 2012년 BOSS 등에서 추가 탐지가 보고됐다.^[19]

암흑 에너지 형식주의

암흑 에너지 파라미터에 대한 BAO 제약 조건

방사 방향과 가로 방향의 BAO는 각각 허블 파라미터와 각 직경 거리를 측정한다.각 직경 거리와 허블 파라미터는 암흑 에너지 행동을 설명하는 다른 기능을 포함할 수 있다.^[20][21]이러한 함수는 w와₀ w₁ 두 개의 매개변수를 가지며 하나는 카이-제곱 기법으로 구속할 수 있다.^[22]

일반 상대성 및 암흑 에너지

일반상대성이론에서 우주의 팽창은 적색변환과 관련된 스케일 팩터 a( t) ${\displaystyle a(t)}$에 의해 파라메트릭된다.^[4]

$(\displaystyle a(t)\equiv(1+z(t)))^{-1}\!}$

척도계수 측면에서 허블 파라미터 H( $){\displaystyle H(z$는 다음과 같다.

${\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot{a}{a}\!}$

여기서 $˙{\$은(는) 스케일 계수의 시간 간격이다.프리드만 방정식은 뉴턴의 중력 상수 G ${\displaystyle$ G}, 평균 게이지 압력 p ${\displaystyle$ p}, 우주의 밀도 ρ ${\$ 곡률, k ${\displaystyle k$ 그리고 우주 상수 {{\$displaystystytystystystystystytytytyledata$.$\Lambda \!}$^[4]:

${\displaystyle H^{2}=\왼쪽({\frac {\dot{a}{a}}\오른쪽)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}}+{\frac{\\lambda c^{3}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}{{{{{{{$

${\displaystyle {\dot{H}}+H^{2}={\frac {\ddot{a}}}{a}}}-{{\frac {4\pi G}{3}}}}{3}}\좌측(\rho +{3p}{c^{2}}}\오른쪽)+{\frac{\lambda c^{2}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}$

우주의 가속도에 대한 관찰적 증거는 () > 0 ${\displaystyle {\ddot{a}}0}$을(를) 암시한다따라서 가능한 설명은 다음과 같다.^[23]

• 우주는 어떤 필드나 입자가 지배하고 있는데, 음압을 가지고 있는 입자는 다음과 같은 상태 방정식을 가지고 있다.

${\displaystyle w={\frac {p}{\rho }<-1/3\!}$

• 0이 아닌 우주 상수인 λ ${\$이(가) 있다.
• 프리드만 방정식은 일반적인 상대론적 필드 방정식을 계산하기 쉽게 하기 위해 과도한 단순화를 포함하기 때문에 부정확하다.

이러한 시나리오를 구별하기 위해서는 적색편향의 함수로서 허블 파라미터의 정확한 측정이 필요하다.

암흑 에너지의 측정된 관측 가능

$우주$의 다양한 구성 요소들의 밀도 매개 변수인$Ω$ {\$displaystyle$\Oomega\!}은(는) 임계 밀도에 대한 x $displaystyle$ $x$$}$의 밀도 비율로 표현될 수 있다.^[23]

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}H^{2}}:{8\pi G}}$

${\displaystyle \Oomega_{x}\equiv {\frac {\rho_{x}{x}}={\frac {8\pi G\rho_{x}}}{3}H^{2}}:}}$

프리드먼 방정식은 밀도 매개변수의 관점에서 다시 쓸 수 있다.우주의 현재 지배적인 모델인 λCDM의 경우 이 방정식은 다음과 같다.^[23]

${\displaystyle H^{2}(a)=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}=H_{0}^{2}\left[\Omega _{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}\right]}$

여기서 m은 물질이고, r은 방사선이고, k는 곡률이고, λ은 암흑 에너지, w는 상태의 방정식이다.WMAP에서 측정한 CMB는 이러한 파라미터 중 많은 부분에 엄격한 제약을 가하지만, 서로 다른 계통학을 가진 독립적 방법을 사용하여 이를 확인하고 추가로 구속하는 것이 중요하다.

BAO 신호는 소리 지평선의 길이를 우주 시간의 함수로 측정할 수 있는 표준 자이다.^[3]이별의{\displaystyle(z)}.[24](z)기능으로 lengt의 지배자의subtended 각도,Δ θ{\displaystyle \Delta \theta}, 측정함으로써 두 우주 거리:허블 매개 변수, H(z){H(z)\displaystyle}, 그리고 각 지름 거리, 진동계 측 A(z){\displaystyle d_{A}(z)}, 측정한다.hΔ χ ${\displaystyle \Delta \chi$ 이러한 파라미터는 다음과 같이 결정된다.^[24]

${\displaystyle \Delta \delta ={\frac {\Delta \chi }{d_{A}(z)}}\!}$

${\displaystyle d_{A}(z)\propto \int_{0}^{z}{\frac {dz'}{H(z')}}}\!}$

적색편차 간격인 Δ z ${\displaystyle \Delta z}$을(를) 데이터에서 측정할 수 있으므로 적색편차의 함수로 허블 매개변수를 결정할 수 있다.

$Delta z=H(z)\displaystyle c\delta z=H(z)\델타 \chi \!}$

따라서, BAO 기술은 우주론적 변수들을 구속하는 것을 돕고 암흑 에너지의 본질에 대한 더 많은 통찰력을 제공한다.

참고 항목

• 바리온 진동 분광 조사
• 빙고(전화 이스케이프)
• 유클리드(우주선)

참조

외부 링크

• 마틴 화이트의 바이런 음향 진동 및 다크 에너지 웹 페이지
• [1]
• 바이론 음향 진동 검토
• SDSS BAO 보도자료