Rakenteen muodostuminen - Structure formation

Osa sarjasta
Fyysinen kosmologia
Big Bang   · Maailmankaikkeus Maailmankaikkeuden ikä Maailmankaikkeuden aikajärjestys
Varhainen maailmankaikkeus Planckin aikakausi Suuri yhdistymisen aikakausi Electroweak-aikakausi Quark-aikakausi Hadronin aikakausi Lepton-aikakausi Photon-aikakausi Big Bang -nukleosynteesi Inflaatio Synkät ajat Stelliferous aikakausi Taustat Kosminen taustasäteily (CBR) Gravitaatioaallon tausta (GWB) Kosminen mikroaaltotausta (CMB)   · Kosminen neutriinotausta (CNB) Kosminen infrapunatausta (INB)
Laajentuminen  · Tulevaisuus Hubble-laki   · Punainen siirtymä Universumin laajeneminen Nopeuttaa maailmankaikkeuden laajenemista Liikkuvat ja sopivat etäisyydet FLRW-metriikka   · Friedmann-yhtälöt Epähomogeeninen kosmologia Kaukaisen tulevaisuuden aikajana Laajentuvan maailmankaikkeuden tulevaisuus Maailmankaikkeuden lopullinen kohtalo Maailmankaikkeuden lämpökuolema Iso repeämä Iso murskaus Iso pomppu Väärä tyhjiövaurio Pikku Rip Protonien hajoaminen Virtuaalinen musta aukko
Komponentit  · Rakenne Komponentit Lambda-CDM-malli Baryoninen aine Eksoottinen aine Rappeutunut aine Neutronium QCD: llä on merkitystä Outo asia Negatiivinen asia Energia Negatiivinen energia Nollapisteen energia Tyhjiöenergia Säteily Taustasäteily Tumma energia Pohjimmiltaan Phantom-energia Pimeä aine Kylmä pimeä aine Lämmin pimeä aine Sekoitettu pimeä aine Kuuma pimeä aine Vaalea pimeä aine Itse vuorovaikutuksessa oleva pimeä aine Skalaarikentän pimeä aine Tumma säteily Tumma neste Tumma virtaus Peili asia Rakenne Maailmankaikkeuden muoto Reionisaatio   · Rakenteen muodostuminen Galaksin muodostuminen Multiverse Maailmankaikkeus Havaittavissa oleva maailmankaikkeus Hubble-äänenvoimakkuus Laajamittainen rakenne Suuri kvasaariryhmä Galaxy-filamentti Superklusteri Galaxy-klusteri Galaxy-ryhmä Paikallinen ryhmä Galaxy Tumma aine halo Tähtijoukko Aurinkokunta Planeetan järjestelmä Tarpeeton
Kokeet Bumerangi Kosminen taustanhallinta (COBE) Pimeän energian tutkimus Euklidit Illustris-projekti Vera C.Rubinin observatorio Planckin avaruuden observatorio Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -tutkimus 2dF Galaxy Redshift -tutkimus ("2dF") MaailmankaikkeusKone Wilkinsonin mikroaaltouunin anototropia- anturi (WMAP)
Tutkijat Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Kopernikus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Rubin Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Aihehistoria Löytö kosmista taustasäteilyä Big Bang -teorian historia Uskonnolliset tulkinnat Big Bang -teoriasta Kosmologisten teorioiden aikajana
Kategoria   Tähtitiedeportaali
v t e

On fyysinen Kosmologiassa , rakenne muodostuminen on muodostumista galaksit, galaksijoukot ja suurempia rakenteita pieni alussa tiheys vaihtelut. Maailmankaikkeus , kuten nyt tunnetaan havaintoihin kosmisen taustasäteilyn säteilyä, alkoi kuuma, tiheä, lähes yhtenäinen valtio noin 13800000000vuosi sitten . Kuitenkin tarkastellaan yötaivasta tänään, rakenteita kaikissa mittakaavoissa voidaan nähdä, mistä tähdet ja planeetat ja galaksit. Vielä suuremmissa mittakaavoissa galaksiryhmät ja galaksien arkinmuotoiset rakenteet erotetaan valtavilla, vain vähän galakseja sisältävillä onteloilla. Rakenteen muodostumisella yritetään mallintaa, kuinka nämä rakenteet muodostuvat pienten varhaisten aaltoilujen gravitaation epävakaudesta aika-ajan tiheydessä.

Moderni Lambda-CDM- malli on onnistunut ennustamaan havaittujen galaksien, ryhmien ja tyhjien tilojen laajamittaisen jakautumisen; mutta yksittäisten galaksien mittakaavassa on monia komplikaatioita johtuen erittäin epälineaarisista prosesseista, joihin liittyy barioni-fysiikka, kaasun lämmitys ja jäähdytys, tähtien muodostuminen ja palaute. Galaksin muodostumisprosessien ymmärtäminen on tärkeä aihe nykyaikaisessa kosmologian tutkimuksessa, sekä havainnoiden, kuten Hubble Ultra-Deep Field, että suurten tietokonesimulaatioiden avulla.

Yleiskatsaus

Nykyisissä malleissa näkyvän maailmankaikkeuden rakenne muodostettiin seuraavissa vaiheissa:

Hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa

Tässä vaiheessa jotkut mekanismit, kuten kosminen inflaatio , olivat vastuussa maailmankaikkeuden alkuolosuhteiden: homogeenisuuden, isotropian ja tasaisuuden määrittämisestä. Kosminen inflaatio olisi myös voimistanut pienet kvanttivaihtelut (ennen inflaatiota) lieviksi tiheysrasioiksi ylikuormitukseksi ja alipaineeksi (inflaation jälkeen).

Rakenteen kasvu

Varhaisessa maailmankaikkeudessa hallitsi säteily; tällöin kosmista horisonttia suuremmat tiheysvaihtelut kasvavat suhteessa mittakaavakertoimeen, koska gravitaatiopotentiaalin vaihtelut pysyvät vakioina. Horisonttia pienemmät rakenteet pysyivät olennaisesti jäätyneinä kasvua estävän säteilyn dominoinnin vuoksi. Kun maailmankaikkeus laajeni, säteilyn tiheys laskee nopeammin kuin aine (fotonienergian punasiirtymän vuoksi); tämä johti aineen ja säteilyn tasa-arvoon kutsuttuun crossoveriin ~ 50000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tämän jälkeen kaikki pimeän aineen aaltoilut voisivat kasvaa vapaasti muodostaen siemeniä, joihin baryonit voisivat myöhemmin pudota. Maailmankaikkeuden koko tällä aikakaudella muodostaa aineen tehospektrissä tapahtuvan liikevaihdon, joka voidaan mitata suurissa punasiirtymätutkimuksissa .

Rekombinaatio

Säteily hallitsi maailmankaikkeutta suurimman osan tästä vaiheesta, ja voimakkaan lämmön ja säteilyn vuoksi alkuvety ja helium ionisoitiin täysin ytimiksi ja vapaiksi elektroneiksi. Tässä kuumassa ja tiheässä tilanteessa säteily (fotonit) ei voinut kulkea kauas ennen kuin Thomson sironnut elektronista. Maailmankaikkeus oli erittäin kuuma ja tiheä, mutta laajeni nopeasti ja siksi jäähtyi. Lopuksi, vähän alle 400 000 vuoden kuluttua räjähdyksestä, siitä tuli tarpeeksi viileä (noin 3000 K), jotta protonit saisivat negatiivisesti varautuneita elektroneja muodostaen neutraaleja vetyatomeja. (Heliumatomit muodostuivat jonkin verran aikaisemmin suuremman sitoutumisenergiansa vuoksi). Kun melkein kaikki varatut hiukkaset olivat sitoutuneet neutraaleihin atomeihin, fotonit eivät enää olleet vuorovaikutuksessa niiden kanssa ja voivat levitä vapaasti seuraavien 13,8 miljardin vuoden ajan; havaitsemme tällä hetkellä ne fotonit, jotka ovat siirtyneet kertoimella 1090 alaspäin 2,725 K: een, kun kosminen mikroaaltouunin taustasäteily ( CMB ) täyttää nykypäivän universumin. Useat merkittävät avaruuspohjaiset tehtävät ( COBE , WMAP , Planck ) ovat havainneet hyvin pieniä vaihteluja CMB: n tiheydessä ja lämpötilassa. Nämä vaihtelut olivat hienovaraisia, ja CMB näyttää melkein tasaisesti samanlaiselta joka suuntaan. Pienillä lämpötilan vaihteluilla, jotka ovat muutamia osia 100 000: sta, on kuitenkin valtava merkitys, sillä ne olivat lähinnä varhaisia ​​"siemeniä", joista kaikki myöhemmät monimutkaiset rakenteet universumissa lopulta kehittyivät.

Teoria siitä, mitä tapahtui maailmankaikkeuden ensimmäisten 400 000 vuoden jälkeen, on yksi hierarkkisen rakenteen muodostumisesta: ensin muodostuivat pienemmät gravitaatioon sitoutuneet rakenteet, kuten ainepiikit, jotka sisälsivät ensimmäiset tähdet, ja tähtijoukot, jotka myöhemmin sulautuivat kaasuun ja pimeään aineeseen muodostaen galakseja, jonka jälkeen ryhmät, klustereita ja superjoukot galaksit.

Hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa

Hyvin varhainen maailmankaikkeus on edelleen fysiikan kannalta huonosti ymmärretty aikakausi. Vallitseva teoria, kosminen inflaatio , tekee hyvää työtä selittäen maailmankaikkeuden havaitun tasaisuuden , homogeenisuuden ja isotropian sekä eksoottisten pyhäinhiukkasten (kuten magneettisten monopolien ) puuttumisen . Toinen havainnolla tuettu ennuste on, että pienet häiriöt alkuniversumissa siementävät rakenteen myöhempää muodostumista. Vaikka nämä vaihtelut muodostavat perustan kaikelle rakenteelle, ne näkyvät selkeimmin pieninä lämpötilan vaihteluina yhdessä osassa 100 000: sta. (Tämän näkökulmasta voidaan todeta, että Yhdysvaltojen topografisella kartalla sama vaihtelu ei näytä muutaman senttimetrin pituista.) Nämä vaihtelut ovat kriittisiä, koska ne tarjoavat siemeniä, joista suurimmat rakenteet voivat kasvaa ja lopulta romahtaa muodostaen galakseja ja tähtiä. COBE (Cosmic Background Explorer) havaitsi ensimmäisen kerran kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn sisäiset vaihtelut 1990-luvulla.

Näiden häiriöiden uskotaan olevan hyvin spesifisiä: ne muodostavat Gaussin satunnaisen kentän, jonka kovarianssitoiminto on lävistäjä ja melkein mittakaavan invariantti. Havaittu vaihtelut näyttävät olevan tarkalleen tässä muodossa, ja lisäksi spektrin indeksi mitataan WMAP -the spektrin mittaa poikkeamaa mittakaavasta riippumaton (tai Harrison-Zel'dovich) spektri-on hyvin lähellä ennustetun arvon mukaan yksinkertaisin ja vankimmat inflaatiomallit. Toinen tärkeä alkuhäiriöiden ominaisuus, että ne ovat adiabaattisia (tai isentrooppisia universumin muodostavien erityyppisten aineiden välillä), ennustaa kosminen inflaatio ja se on vahvistettu havainnoilla.

Muita hyvin varhaisen maailmankaikkeuden teorioita on ehdotettu, joiden väitetään tekevän samanlaisia ​​ennusteita, kuten brane-kaasukosmologia, syklinen malli , ennen suurta räjähdystä -malli ja holografinen universumi , mutta ne ovat edelleen syntymässä eikä niitä ole laajalti hyväksytty. Jotkut teoriat, kuten kosmiset merkkijonot , on suurelta osin kumottu yhä tarkemmilla tiedoilla.

Horisontti-ongelma

Hubble-säteen (kiinteä viiva) fyysinen koko universumin mittakaavan tekijän funktiona. Näytetään myös häiriötilan (katkoviiva) fyysinen aallonpituus. Kaavio kuvaa kuinka häiriötila poistuu horisontista kosmisen inflaation aikana päästäkseen takaisin säteilyn dominoinnin aikana. Jos kosmista inflaatiota ei koskaan tapahtunut, ja säteilyn dominointi jatkuu takaisin gravitaatiomaiseen singulariteettiin asti , tila ei olisi koskaan poistunut horisontista aivan varhaisessa maailmankaikkeudessa.

Tärkeä käsite rakenteenmuodostuksessa on Hubble-säteen käsite , jota usein kutsutaan yksinkertaisesti horisontiksi, koska se liittyy läheisesti hiukkashorisonttiin . Hubble säde, joka liittyy Hubble parametri kuten , jossa on valon nopeus , määritellään, karkeasti ottaen, tilavuus lähellä maailmankaikkeus on äskettäin (viime laajennus aika) ollut syy kosketuksessa tarkkailija. Koska maailmankaikkeus laajenee jatkuvasti, sen energiatiheys pienenee jatkuvasti (ilman todella eksoottista ainetta , kuten fantomienergiaa ). Friedmann yhtälö koskee energiatiheys maailmankaikkeuden Hubble parametri ja osoittaa, että Hubble säde kasvaa jatkuvasti. ${\ displaystyle H}$${\ displaystyle R = c / H}$${\ displaystyle c}$

Horisonttiongelma Big Bang kosmologian mukaan, ilman inflaatiota, häiriöt koskaan olleet syy kosketuksessa ennen säätiön horisonttia ja näin tasalaatuisuuden ja isotrooppisuus, esimerkiksi suuren mittakaavan galaksi jakaumia ei voida selittää. Tämä johtuu siitä, että tavallisessa Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker-kosmologiassa Hubble-säde kasvaa nopeammin kuin avaruus laajenee, joten häiriöt pääsevät vain Hubble-säteelle eivätkä laajeneminen työnnä niitä ulos. Tämä paradoksi ratkaistaan ​​kosmisen inflaation avulla, mikä viittaa siihen, että varhaisen maailmankaikkeuden nopean laajenemisen aikana Hubble-säde oli lähes vakio. Laajamittainen isotropia johtuu siis kosmisen inflaation aikana tuotetuista kvanttivaihteluista, jotka työnnetään horisontin ulkopuolelle.

Alkuperäinen plasma

Inflaation loppua kutsutaan uudelleenlämmitykseksi , kun inflaatiopartikkelit hajoavat kuumaksi, muiden hiukkasten lämpöplasmaksi. Tässä aikakaudessa maailmankaikkeuden energiasisältö on kokonaan säteilyä, ja vakiomallipartikkeleilla on suhteelliset nopeudet. Kuten plasma jäähtyy, baryonigeneesi ja leptogenesis uskotaan tapahtuvan, koska kvarkki-gluoniplasma jäähtyy, sähköheikon symmetria rikkomatta tapahtuu ja maailmankaikkeuden tulee koostuu pääasiassa tavallisten protoneja , neutroneja ja elektroneja . Kuten maailmankaikkeus jäähtyy edelleen, Big Bang nukleosynteesi tapahtuu ja pieniä määriä deuterium , heliumin ja litium ytimien luodaan. Kun maailmankaikkeus jäähtyy ja laajenee, fotonien energia alkaa siirtyä uudelleen, hiukkasista tulee ei-relativistisia ja tavallinen aine alkaa hallita maailmankaikkeutta. Lopulta atomit alkavat muodostua, kun vapaat elektronit sitoutuvat ytimiin. Tämä estää Thomsonin fotonien sironnan . Yhdistettynä maailmankaikkeuden harvinaisuuteen (ja siitä johtuvaan fotonien keskimääräisen vapaan polun lisääntymiseen) tämä tekee maailmankaikkeudesta läpinäkyvän ja kosmisen mikroaaltotaustan syntyy rekombinaatiossa ( viimeisen sironnan pinta ).

Akustiset värähtelyt

Alkuperäisplasmassa olisi ollut hyvin vähäisiä aineen ylikuormituksia, joiden uskotaan johtuvan inflaation aikana tapahtuneista kvanttivaihteluiden laajenemisesta. Lähteestä riippumatta nämä ylikuormitukset houkuttelevat painovoimaisesti ainetta. Mutta tämän aikakauden lähellä olevien vakioisten fotoni-aine-vuorovaikutusten voimakas lämpö pyrkii melko voimakkaasti lämpötasapainoon, mikä luo suuren määrän ulospäin suuntautuvaa painetta. Nämä vastakkaiset painovoimat ja paine aiheuttavat värähtelyjä, jotka ovat analogisia paine-erojen aiheuttamien ääniaaltojen kanssa.

Nämä häiriöt ovat tärkeitä, koska ne ovat vastuussa hienovaraisesta fysiikasta, joka johtaa kosmiseen mikroaaltotaustan anototropiaan. Tässä aikakaudessa horisonttiin tulevien häiriöiden amplitudi värähtelee sinimuotoisesti, jolloin tiheät alueet harvenevat ja muuttuvat sitten taas tiheiksi taajuudella, joka liittyy häiriön kokoon. Jos häiriö värähtelee yhtenäisen tai puoliintegraalisen määrän kertoja horisonttiin tulemisen ja rekombinaation välillä, se näkyy kosmisen mikroaaltotaustanisotropian akustisena huippuna. (Puolivärähtely, jossa tiheästä alueesta tulee harvinainen alue tai päinvastoin, näkyy huipuna, koska anisotropia näytetään tehospektrinä , joten alivajeet vaikuttavat voimaan yhtä paljon kuin ylikuormitukset.) Fysiikka, joka määrää mikroaaltotaustan yksityiskohtainen piikkirakenne on monimutkainen, mutta nämä värähtelyt tarjoavat ydin.

Lineaarinen rakenne

Kahden häiriön kehitys ΛCDM- homogeenisessa big bang -mallissa. Horisonttiin pääsyn ja irrotuksen välillä pimeän aineen häiriö (katkoviiva) kasvaa logaritmisesti, ennen kuin kasvu kiihtyy aineen hallitsemisessa. Toisaalta horisonttiin pääsyn ja irrotuksen välillä bariaoni-fotoni-nesteen (kiinteä viiva) häiriö värähtelee nopeasti. Irrotuksen jälkeen se kasvaa nopeasti vastaamaan hallitsevan aineen häiriötä, pimeän aineen tilaa.

Yksi tärkeimmistä oivallusta tekemät cosmologists vuonna 1970 ja 1980 oli, että suurin osa asian sisältöä maailmankaikkeus koostui ole atomeja , vaan salaperäinen muodossa aineen kutsutaan pimeäksi aineeksi. Pimeä aine on vuorovaikutuksessa painovoiman kautta , mutta se ei koostu baryoneista , ja tiedetään hyvin suurella tarkkuudella, että se ei lähetä eikä absorboi säteilyä . Se voi koostua hiukkasista, jotka ovat vuorovaikutuksessa heikon vuorovaikutuksen kautta , kuten neutriinot , mutta se ei voi koostua kokonaan kolmesta tunnetusta neutriinotyypistä (vaikka jotkut ovat ehdottaneet sen olevan steriili neutriino ). Viimeaikaiset todisteet osoittavat, että pimeää ainetta on noin viisi kertaa enemmän kuin baryonista ainetta, ja siten universumin dynamiikkaa hallitsee tällä aikakaudella pimeä aine.

Pimeällä aineella on ratkaiseva rooli rakenteen muodostumisessa, koska se tuntee vain painovoiman: Gravitaatiofarkkujen epävakaus, joka sallii kompaktien rakenteiden muodostumisen, ei ole minkään voiman, kuten säteilypaineen, vastainen . Tämän seurauksena pimeä aine alkaa romahtaa monimutkaiseksi pimeän aineen halojen verkostoksi hyvissä ajoin ennen tavanomaista ainetta, jota painovoimat estävät. Ilman pimeää ainetta galaksin muodostumisen aikakausi tapahtuisi huomattavasti myöhemmin universumissa kuin havaitaan.

Rakenteen muodostumisen fysiikka on tässä aikakaudessa erityisen yksinkertaista, koska pimeän aineen häiriöt, joilla on eri aallonpituudet, kehittyvät itsenäisesti. Kun Hubble-säde kasvaa laajenevassa maailmankaikkeudessa, se käsittää yhä suurempia häiriöitä. Aineen hallinnan aikana kaikki kausaaliset pimeän aineen häiriöt kasvavat gravitaatioklusteroitumisen kautta. Säteilyn dominoinnin aikana mukana olevien lyhyempien aallonpituuksien häiriöiden kasvu on kuitenkin hidastunut, kunnes aine dominoi. Tässä vaiheessa valaisevan, bararyonisen aineen odotetaan heijastavan pimeän aineen evoluutiota yksinkertaisesti, ja niiden jakautumisten tulisi seurata tarkasti toisiaan.

Tämän "lineaarisen tehospektrin" laskeminen on suoraviivaista, ja kosmologian työkaluna sillä on vastaava merkitys kosmisen mikroaaltotaustan kanssa. Galaxy-tutkimuksissa on mitattu tehospektri, kuten Sloan Digital Sky Survey , ja tutkimuksilla Lyman-α-metsästä . Koska nämä tutkimukset havainnoivat galakseista ja kvasaareista tulevaa säteilyä, ne eivät mittaa suoraan pimeää ainetta, mutta galaksien (ja Lyman-α-metsän absorptioviivojen) laajamittaisen jakautumisen odotetaan heijastavan pimeän aineen leviämistä . Tämä riippuu siitä, että galaksit ovat suurempia ja lukuisampia maailmankaikkeuden tiheämmissä osissa, kun taas niitä on suhteellisen vähän harvinaisilla alueilla.

Epälineaarinen rakenne

Kun häiriöt ovat kasvaneet riittävästi, pienestä alueesta voi tulla huomattavasti tiheämpi kuin maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys. Tässä vaiheessa fysiikka muuttuu huomattavasti monimutkaisemmaksi. Kun poikkeamat homogeenisuudesta ovat pieniä, pimeää ainetta voidaan käsitellä paineettomana nesteenä ja se kehittyy hyvin yksinkertaisilla yhtälöillä. Alueilla, jotka ovat huomattavasti tiheämpiä kuin tausta, on sisällytettävä täysi Newtonin painovoiman teoria. (Newtonin teoria on sopiva, koska mukana olevat massat ovat paljon pienempiä kuin mustan aukon muodostamiseen vaaditut massat , ja painovoiman nopeus voidaan jättää huomiotta, koska rakenteen valon ylitysaika on edelleen pienempi kuin tyypillinen dynaaminen aika.) Yksi merkki siitä, että lineaariset ja nestemäiset likiarvot tulevat pätemättömiksi, on se, että pimeä aine alkaa muodostaa kaustisia , joissa vierekkäisten hiukkasten liikeradat risteävät tai hiukkaset alkavat kiertää. Nämä dynamiikat ymmärretään parhaiten käyttämällä N- kehon simulaatioita (vaikka joissakin tapauksissa voidaan käyttää erilaisia puolianalyyttisiä kaavioita, kuten Press – Schechter-formalismi ). Vaikka nämä simulaatiot ovat periaatteessa melko yksinkertaisia, käytännössä niitä on vaikea toteuttaa, koska ne edellyttävät miljoonien tai jopa miljardien hiukkasten simulointia. Lisäksi, vaikka suuri määrä hiukkasia, jokainen hiukkanen painaa tyypillisesti 10 ⁹ Auringon massaa ja diskreetillä vaikutukset voivat tulla merkittävä. Suurin tällainen simulaatio vuodesta 2005 on Millennium-simulaatio .

Tulos N -body simulaatioita viittaa siihen, että maailmankaikkeus koostuu pääosin huokosten , joiden tiheydet voivat olla niinkin alhainen kuin yksi kymmenesosa kosmologisen keskiarvon. Aine tiivistyy suurina filamentteina ja haloina, joilla on monimutkainen rainamainen rakenne. Nämä muodostavat galaxy- ryhmiä, klustereita ja superjoukkoja . Vaikka simulaatiot näyttävät sopivan laajasti havaintojen kanssa, niiden tulkinta on monimutkaista ymmärtämällä, kuinka pimeän aineen tiheät kertymät kannustavat galaksin muodostumista. Erityisesti muodostuu paljon enemmän pieniä haloja kuin tähtitieteellisissä havainnoissa näemme kääpiögalakseina ja pallomaisina klustereina . Tätä kutsutaan kääpiögalaksin ongelmaongelmaksi , ja on ehdotettu erilaisia ​​selityksiä. Suurin osa ottaa sen huomioon vaikutuksena galaksin muodostumisen monimutkaiseen fysiikkaan, mutta jotkut ovat ehdottaneet, että se on ongelma pimeän aineen mallissamme ja että jotkut vaikutukset, kuten lämmin pimeä aine , estävät pienimpien halojen muodostumisen.

Kaasun kehitys

Evoluution viimeinen vaihe tapahtuu, kun baryonit tiivistyvät galaksihalojen keskuksiin muodostaen galakseja, tähtiä ja kvasaareja . Tumma aine kiihdyttää huomattavasti tiheiden halojen muodostumista. Koska pimeällä aineella ei ole säteilypainetta, pienempien rakenteiden muodostuminen pimeästä aineesta on mahdotonta. Tämä johtuu siitä, että pimeä aine ei voi hajottaa kulmamomenttia, kun taas tavallinen baryoninen aine voi romahtaa muodostaakseen tiheitä esineitä hajottamalla kulmamomentin säteilevän jäähdytyksen avulla . Näiden prosessien ymmärtäminen on erittäin vaikea laskennallinen ongelma, koska niihin voi sisältyä painovoiman fysiikka, magnetohydrodynamiikka , atomifysiikka , ydinreaktiot , turbulenssi ja jopa yleinen suhteellisuusteoria . Useimmissa tapauksissa ei ole vielä mahdollista suorittaa simulaatioita, joita voidaan kvantitatiivisesti verrata havaintoihin, ja parhaita, jotka voidaan saavuttaa, ovat likimääräiset simulaatiot, jotka kuvaavat prosessin tärkeimpiä laadullisia piirteitä, kuten tähtien muodostumista.

Rakenteen muodostumisen mallintaminen

Tilannekuva Lambda-CDM- universumin laajamittaisen rakennemuodostuksen tietokonesimulaatiosta .

Kosmologiset häiriöt

Suuri vaikeus, ja monet riita, ymmärtämään suuren mittakaavan maailmankaikkeuden rakenteesta voidaan ratkaista paremmin ymmärtää valinta mittari on yleinen suhteellisuusteoria . Jonka skalaari-vektoriin-tensor hajoaminen , metrinen sisältää neljä skalaari häiriöitä, kaksi vektori häiriöitä, ja yksi tensor häiriö. Ainoastaan ​​skalaariset häiriöt ovat merkittäviä: vektorit tukahdutetaan eksponentiaalisesti varhaisessa maailmankaikkeudessa, ja tensorimoodilla on vain pieni (mutta tärkeä) vaikutus primitiivisen painovoimasäteilyn ja kosmisen mikroaaltotaustan polarisaation B-moodien muodossa. Kaksi neljästä skalaarimoodista voidaan poistaa fyysisesti merkityksettömällä koordinaattimuunnoksella. Poistetut tilat määrittävät loputtoman määrän mahdollisia ulottuman kiinnityksiä . Suosituin mittari on Newtonin mittari (ja siihen läheisesti liittyvä konforminen Newtonin mittari), jossa säilytetyt skalaarit ovat Newtonin potentiaalit Φ ja Ψ, jotka vastaavat tarkalleen Newtonin potentiaalienergiaa Newtonin painovoimasta. Käytetään monia muita mittareita, mukaan lukien synkroninen mittari , joka voi olla tehokas mittari numeerisessa laskennassa ( CMBFAST käyttää sitä ). Jokainen mittari sisältää edelleen joitain epäfyysisiä vapausasteita. On olemassa ns. Mittari-invariantti formalismi, jossa otetaan huomioon vain mittarin invariantit muuttujien yhdistelmät.

Inflaatio ja alkuolosuhteet

Maailmankaikkeuden alkutilanteen uskotaan johtuvan kosmisen inflaation mittakaavan invarianttisista kvanttimekaanisista vaihteluista . Taustaenergiatiheyden häiriö tietyssä avaruuspisteessä saadaan sitten isotrooppisella , homogeenisella Gaussin satunnaiskentällä , jonka keskiarvo on nolla. Tämä tarkoittaa, että Fourierin spatiaalisella muunnoksella - on seuraavat korrelaatiofunktiot${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ ${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle {\ hattu {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {/ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = f (k) \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

missä on kolmiulotteinen Dirac-delta-funktio ja sen pituus . Lisäksi inflaation ennustama spektri on melkein mittakaavassa invariantti , mikä tarkoittaa ${\ displaystyle \ delta ^ {(3)}}$${\ displaystyle k = | \ mathbf {k} |}$${\ displaystyle \ mathbf {k}}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hattu {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = k ^ {n_ {s} -1} \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

missä on pieni määrä. Lopuksi alkuolosuhteet ovat adiabaattisia tai isentrooppisia, mikä tarkoittaa, että murtohäiriö kunkin hiukkaslajin entropiassa on sama. Tuloksena olevat ennusteet sopivat hyvin havaintoihin, mutta yllä esitetyllä fyysisellä kuvalla on käsitteellinen ongelma. Kvanttitila, josta kvanttivaihtelut uutetaan, on itse asiassa täysin homogeeninen ja isotrooppinen, joten ei voida väittää, että kvanttivaihtelut edustavat alkeellisia epähomogeenisuuksia ja anisotropioita. Kvanttiteorian vakiosääntöjen soveltamisesta ei seuraa inflaatiokentän arvossa olevien kvanttiepävarmuuksien tulkinta (mitä niin sanotut kvanttivaihtelut todella ovatkin) kuin jos ne olisivat tilastollisia vaihteluita Gaussin satunnaiskentässä. Aihe on toisinaan esitetty "kvantti klassiseen siirtymänä", mikä on hämmentävä tapa viitata käsillä olevaan ongelmaan, koska on hyvin vähän fyysikkoja, jos sellaisia ​​on, jotka väittäisivät, että on olemassa olemassaoloja, jotka ovat todella klassinen perustasolla. Itse asiassa näiden kysymysten tarkastelu vie meidät kasvotusten kvanttiteorian ns. Mittausongelman kanssa. Jos jotain, ongelma pahentuu kosmologisessa kontekstissa, koska varhaisessa maailmankaikkeudessa ei ole yksiköitä, joiden voidaan katsoa olevan "tarkkailijoiden" tai "mittauslaitteiden" rooleja, jotka molemmat ovat välttämättömiä kvanttimekaniikan tavanomaiselle käytölle. . Kosmologien suosituin asento on tältä osin vedota dekoherenssiin perustuviin argumentteihin ja jonkinlaiseen kvanttiteorian " Monien maailmojen tulkintaan ". Tämän asennon kohtuullisuudesta käydään kiivasta keskustelua. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Katso myös

Viitteet