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重子声学振荡

一月 04, 2023

重子聲學振盪（BAO，baryon acoustic oscillations）是宇宙學在宇宙可見的重子物質（正常物質）密度的波動，是由早期宇宙原初電漿中的聲學密度波引起的。正如超新星為天文觀測提供標準燭光 一樣[1]，BAO物質團簇為宇宙學中的長度尺度提供了一個標準尺[2]。 這把標準尺的長度是由聲波在原初電漿中傳播的最大距離來確定的。在電漿冷卻到中性原子（復合時代），這鎖住了電漿密度波的擴展，凍結在適當的位置。這把標準尺的長度（在現在的宇宙〜4.9億光年[3]）可以通過天文量測觀察物質的大尺度結構來測量[3]。BAO量測有助於宇宙學家約制宇宙學參數，對導致宇宙加速膨脹的暗能量能有更多瞭解[2]。

早期宇宙

早期宇宙是由炙熱、緻密的電子和重子（質子和中子）組成的電漿。在這個宇宙中旅行的光子（光粒子）基上是被困住的，在通過湯姆森散射與電漿作用之前，它們無法傳播任何足夠長的距離[4]。當宇宙膨脹時，電漿冷卻到3,000K以下，這是一個足夠低的能量，以至於電漿中的電子和質子可以結合形成電中性的氫原子。這種重組發生在宇宙大約37.9萬年時，或者在z = 1089的紅移時[4]。光子與中性物質的相互作用要小得多，因此從重組開始後，宇宙對光子變得透明，允許光子與物質分離，並在宇宙中自由流動[4]。從技術上來說，光子的平均自由程成了宇宙大小的尺度。宇宙微波背景（CMB）輻射是復合（重組）後發出的光，現在才到達我們的望遠鏡。因此，以威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）的數據為例，人們基本上是看見的是回顧宇宙只有37.9萬年歷史時的影像[4]。

 
圖1：基於WMAP9年的數據，呈現CMB溫度的各向異性（2012年）[5][6][7]。

WMAP表示（圖1）宇宙密度是平滑、各向同性，只有百萬分之10的各向異性[4]。然而，現在的宇宙中存在著巨大的大尺度結構和密度波動。例如，星系的密度是宇宙平均密度的100萬倍[2]。現時的看法是，宇宙是由下而上的管道建造的，這意味著早期宇宙微小的各向異性充當了今天觀測到結構的種子。密度較大的區域吸引更多的物質，而低密度區域吸引的物質較少。因此這些微小的各向異性，如CMB所示，成為今天宇宙中的大尺度結構。

宇宙聲音

想像一下超密度的原初電漿區域。當這個超密度區域的引力吸引物質向它靠近時，光子-物質交互作用釋放的熱量產生大量向外的壓力。這些引力和壓力的反作用力產生了振盪，類似於氣壓差在空氣中產生的聲波 [3]。

這個超密度區域包含暗物質、重子和光子。這種壓力導致重子和光子以略高於光速一半速度移動的球形聲波[8][9]從超密度區向外傳播。暗物質只與引力相互作用，所以它留在聲波的中心，也就是超密度的起源處。在退耦之前，光子和重子一起向外移動。退耦後，光子不再與重子物質相互作用，它們擴散開來，釋放了重子系統的壓力。在所有這些代表不同聲波波長的殼層中，共振殼層對應於第一層。因為在退耦之前，對於所有的超密度區，共振殼層的傳播距離（半徑）都是相同的。這個半徑通常稱為聲視界[3]。在沒有光子-重子壓力驅動超密度區的情況下，只有引力驅動剩餘的重子向外。因此，重子和暗物質（留在擾動中心）形成了一個結構，各向異性初始位置的超密度物質和在聲視界殼層中的物質都包含在其中[3]。

這種各向異性最終變成物質密度的波紋，形成了星系。因此，人們期望觀察到更多被聲視界分開，而不是其它長度尺度分開的成對星系[3]。這種特殊的物質結構發生在早期宇宙的每一個各向異性中，因此宇宙不是由一個聲波漣漪組成[10]，而是由許多重疊的漣漪[11]。想像一下子將一把鵝卵石扔進池塘，然後觀察水中產生漣漪的圖像做為模擬[2]。在聲視界尺度上，我們不可能用肉眼觀察到星系間呈現這種分離的狀態，但我們可以通過觀察大量星系的分離，藉由統計來量測這種偽影。

標準尺

相關條目

參考資料

  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  . doi:10.1086/307221. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 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. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 3.5 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  . doi:10.1086/466512. 
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  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  . 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  . doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. （原始内容 (PDF)于2021-03-18）. 
  8. ^ Sunyaev, R.; Zeldovich, Ya. B. Small-Scale Fluctuations of Relic Radiation . 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）

外部連結

一月 04, 2023
重子声学振荡, 重子聲學振盪, baryon, acoustic, oscillations, 是宇宙學在宇宙可見的重子物質, 正常物質, 密度的波動, 是由早期宇宙原初電漿中的聲學密度波引起的, 正如超新星為天文觀測提供標準燭光一樣, bao物質團簇為宇宙學中的長度尺度提供了一個標準尺, 這把標準尺的長度是由聲波在原初電漿中傳播的最大距離來確定的, 在電漿冷卻到中性原子, 復合時代, 這鎖住了電漿密度波的擴展, 凍結在適當的位置, 這把標準尺的長度, 在現在的宇宙, 9億光年, 可以通過天文量測觀察物質的大尺度結. 重子聲學振盪 BAO baryon acoustic oscillations 是宇宙學在宇宙可見的重子物質 正常物質 密度的波動 是由早期宇宙原初電漿中的聲學密度波引起的 正如超新星為天文觀測提供標準燭光一樣 1 BAO物質團簇為宇宙學中的長度尺度提供了一個標準尺 2 這把標準尺的長度是由聲波在原初電漿中傳播的最大距離來確定的 在電漿冷卻到中性原子 復合時代 這鎖住了電漿密度波的擴展 凍結在適當的位置 這把標準尺的長度 在現在的宇宙 4 9億光年 3 可以通過天文量測觀察物質的大尺度結構來測量 3 BAO量測有助於宇宙學家約制宇宙學參數 對導致宇宙加速膨脹的暗能量能有更多瞭解 2 目录 1 早期宇宙 2 宇宙聲音 3 標準尺 4 相關條目 5 參考資料 6 外部連結早期宇宙 编辑早期宇宙是由炙熱 緻密的電子和重子 質子和中子 組成的電漿 在這個宇宙中旅行的光子 光粒子 基上是被困住的 在通過湯姆森散射與電漿作用之前 它們無法傳播任何足夠長的距離 4 當宇宙膨脹時 電漿冷卻到3 000K以下 這是一個足夠低的能量 以至於電漿中的電子和質子可以結合形成電中性的氫原子 這種重組發生在宇宙大約37 9萬年時 或者在z 1089 的紅移時 4 光子與中性物質的相互作用要小得多 因此從重組開始後 宇宙對光子變得透明 允許光子與物質分離 並在宇宙中自由流動 4 從技術上來說 光子的平均自由程成了宇宙大小的尺度 宇宙微波背景 CMB 輻射是復合 重組 後發出的光 現在才到達我們的望遠鏡 因此 以威爾金森微波各向異性探測器 WMAP 的數據為例 人們基本上是看見的是回顧宇宙只有37 9萬年歷史時的影像 4 圖1 基於WMAP9年的數據 呈現CMB溫度的各向異性 2012年 5 6 7 WMAP表示 圖1 宇宙密度是平滑 各向同性 只有百萬分之10的各向異性 4 然而 現在的宇宙中存在著巨大的大尺度結構和密度波動 例如 星系的密度是宇宙平均密度的100萬倍 2 現時的看法是 宇宙是由下而上的管道建造的 這意味著早期宇宙微小的各向異性充當了今天觀測到結構的種子 密度較大的區域吸引更多的物質 而低密度區域吸引的物質較少 因此這些微小的各向異性 如CMB所示 成為今天宇宙中的大尺度結構 宇宙聲音 编辑想像一下超密度的原初電漿區域 當這個超密度區域的引力吸引物質向它靠近時 光子 物質交互作用釋放的熱量產生大量向外的壓力 這些引力和壓力的反作用力產生了振盪 類似於氣壓差在空氣中產生的聲波 3 這個超密度區域包含暗物質 重子和光子 這種壓力導致重子和光子以略高於光速一半速度移動的球形聲波 8 9 從超密度區向外傳播 暗物質只與引力相互作用 所以它留在聲波的中心 也就是超密度的起源處 在退耦之前 光子和重子一起向外移動 退耦後 光子不再與重子物質相互作用 它們擴散開來 釋放了重子系統的壓力 在所有這些代表不同聲波波長的殼層中 共振殼層對應於第一層 因為在退耦之前 對於所有的超密度區 共振殼層的傳播距離 半徑 都是相同的 這個半徑通常稱為聲視界 3 在沒有光子 重子壓力驅動超密度區的情況下 只有引力驅動剩餘的重子向外 因此 重子和暗物質 留在擾動中心 形成了一個結構 各向異性初始位置的超密度物質和在聲視界殼層中的物質都包含在其中 3 這種各向異性最終變成物質密度的波紋 形成了星系 因此 人們期望觀察到更多被聲視界分開 而不是其它長度尺度分開的成對星系 3 這種特殊的物質結構發生在早期宇宙的每一個各向異性中 因此宇宙不是由一個聲波漣漪組成 10 而是由許多重疊的漣漪 11 想像一下子將一把鵝卵石扔進池塘 然後觀察水中產生漣漪的圖像做為模擬 2 在聲視界尺度上 我們不可能用肉眼觀察到星系間呈現這種分離的狀態 但我們可以通過觀察大量星系的分離 藉由統計來量測這種偽影 標準尺 编辑相關條目 编辑重子振盪光譜量測 中性氣體重子聲學震盪望遠鏡 英语 BINGO telescope 歐幾里得衛星參考資料 编辑 Perlmutter S et al Measurements of W and L from 42 High Redshift Supernovae The Astrophysical Journal 1999 517 2 565 586 Bibcode 1999ApJ 517 565P S2CID 118910636 arXiv astro ph 9812133 doi 10 1086 307221 2 0 2 1 2 2 2 3 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 0 3 1 3 2 3 3 3 4 3 5 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 doi 10 1086 466512 4 0 4 1 4 2 4 3 4 4 Dodelson S Modern Cosmology Academic Press 2003 ISBN 978 0122191411 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 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 doi 10 1088 0067 0049 208 2 20 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 doi 10 1088 0067 0049 180 2 225 原始内容存档 PDF 于2021 03 18 Sunyaev R Zeldovich Ya B Small Scale Fluctuations of Relic Radiation Astrophysics and Space Science 1970 7 1 3 2020 11 02 Bibcode 1970Ap amp SS 7 3S doi 10 1007 BF00653471 不活跃 2020 08 23 原始内容存档于2021 03 18 含有連結內容需訂閱查看的頁面 link 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 See http www cfa harvard edu deisenst acousticpeak anim gif 页面存档备份 存于互联网档案馆 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 外部連結 编辑Martin White s Baryon Acoustic Oscillations and Dark Energy Web Page 页面存档备份 存于互联网档案馆 1 页面存档备份 存于互联网档案馆 Review of Baryon Acoustic Oscillations 页面存档备份 存于互联网档案馆 SDSS BAO Press Release 页面存档备份 存于互联网档案馆 取自 https zh wikipedia org w index php title 重子声学振荡 amp oldid 75346979, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

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