التذبذبات الصوتية الباريونية: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
أُنشئَت بترجمة الصفحة "Baryon acoustic oscillations"
أُنشئَت بترجمة الصفحة "Baryon acoustic oscillations"
سطر 134: سطر 134:
| DOI = 10.1086/466512
| DOI = 10.1086/466512
}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true">Eisenstein, D. J.; et&nbsp;al. (2005). "Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies". ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|The Astrophysical Journal]]''. '''633''' (2): 560–574. [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0501171 astro-ph/0501171]</span>. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...633..560E 2005ApJ...633..560E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1086/466512|10.1086/466512]]. [[سيمانتك سكولر|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4834543 4834543].</cite></ref>
}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true">Eisenstein, D. J.; et&nbsp;al. (2005). "Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies". ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|The Astrophysical Journal]]''. '''633''' (2): 560–574. [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0501171 astro-ph/0501171]</span>. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...633..560E 2005ApJ...633..560E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1086/466512|10.1086/466512]]. [[سيمانتك سكولر|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4834543 4834543].</cite></ref>

تحتوي هذه المنطقة المفرطة الكثافة على [[مادة مظلمة|المادة المظلمة]] [[باريون|والباريونات]] [[فوتون|والفوتونات]] . ينتج عن الضغط موجات صوتية كروية لكل من الباريونات والفوتونات فتتحرك بسرعة تزيد قليلاً عن نصف [[سرعة الضوء]] <ref name="ref:SunyaevZeldovich">
{{استشهاد بدورية محكمة
| last = Sunyaev
| first = R.
| last2 = Zeldovich
| first2 = Ya. B.
| year = 1970
| title = Small-Scale Fluctuations of Relic Radiation
| journal = [[Astrophysics and Space Science]]
| volume = 7
| issue = 1
| page = 3
| bibcode = 1970Ap&SS...7....3S
| DOI = 10.1007/BF00653471
| url = https://link.springer.com/article/10.1007/BF00653471
}}</ref> <ref name="ref:PeeblesYu">
{{استشهاد بدورية محكمة
| last = Peebles
| first = P. J. E.
| last2 = Yu
| first2 = J. T.
| year = 1970
| title = Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe
| journal = [[The Astrophysical Journal]]
| volume = 162
| page = 815
| bibcode = 1970ApJ...162..815P
| DOI = 10.1086/150713
}}</ref> إلى الخارج مبتعدة عن الكثافة الزائدة. وتتفاعل المادة المظلمة بالجاذبية فقط ، ولذا فهي تبقى في مركز الموجة الصوتية ، وهو أصل الكثافة الزائدة. قبل الانفصال ، تحركت الفوتونات والباريونات معًا وانتشرت للخارج. وبعد الانفصال لم تعد الفوتونات تتفاعل مع المادة الباريونية وانتشرت بعيدًا. أدى ذلك إلى تخفيف الضغط على النظام ، تاركًا وراءه طبقات فوق طبقات من المادة الباريونية. من بين تلك الطبقات ، التي تمثل أطوال موجات مختلفة للموجات الصوتية ، تتوافق طبقة الرنين مع الطبقة الأولى حيث أن تلك الطبقة (المتكورة) تقطع نفس المسافة لجميع الكثافات الزائدة قبل الانفصال. غالبًا ما يشار إلى هذا النصف قطر باسم "أفق الصوت". <ref name="ref:EisensteinAPJ">
{{استشهاد بدورية محكمة
| last = Eisenstein
| first = D. J.
| displayauthors = etal
| year = 2005
| title = Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies
| journal = [[The Astrophysical Journal]]
| volume = 633
| issue = 2
| pages = 560–574
| arxiv = astro-ph/0501171
| bibcode = 2005ApJ...633..560E
| DOI = 10.1086/466512
}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true">Eisenstein, D. J.; et&nbsp;al. (2005). "Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies". ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|The Astrophysical Journal]]''. '''633''' (2): 560–574. [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0501171 astro-ph/0501171]</span>. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...633..560E 2005ApJ...633..560E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1086/466512|10.1086/466512]]. [[سيمانتك سكولر|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4834543 4834543].</cite></ref> بدون ضغط الباريونات الضوئية الذي يدفع النظام للخارج ، كانت القوة الوحيدة المتبقية على الباريونات هي الجاذبية. لذلك شكلت الباريونات والمادة المظلمة (التي تُركت في مركز الاضطراب) تكوينًا يتضمن كثافات زائدة للمادة في كل من الموقع الأصلي للتباين anisotropy وفي (طبقة) الغلاف في أفق الصوت لذلك التباين. <ref name="ref:EisensteinAPJ" />
[[تصنيف:باريونات]]
[[تصنيف:باريونات]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]

نسخة 11:27، 2 فبراير 2023


في علم الكونيات ، تذبذبات صوتية للباريونات ( baryon acoustic oscillations ) BAO هي تقلبات في كثافة المادة الباريونية المرئية (المادة الطبيعية) للكون (الباريونات هي الجسيمات الأثقل من البروتون والنيوترون) ، بسبب موجات الكثافة الصوتية في البلازما البدائية للكون المبكر. بنفس الطريقة التي توفر بها المستعرات العظمى " شمعات قياسية " للمشاهدات الفلكية ، [1] يوفر تجميع المادة الباريونية " مسطرة قياسية " لمقياس الطول في علم الكونيات. [2] يتم تحديد طول هذا المسطرة القياسية من خلال أقصى مسافة يمكن أن تنتقل بها الموجات الصوتية في البلازما البدائية قبل أن تبرد البلازما إلى النقطة التي أصبحت فيها ذرات محايدة ( حقبة إعادة التركيب ) ، مما أوقف توسع موجات كثافة البلازما ، "تجميدها" في مكانها. يمكن قياس طول هذه المسطرة القياسية (490 مليون سنة ضوئية في عالم اليوم [3] ) من خلال النظر إلى بنية المادة في نطاق واسع باستخدام إجراء مشاهدات المسوحات الفلكية . [3] فهذه تبحث في توزيع المادة في الكون على النطاق ، أي مساحات يكون طولها وعرضها أكثر من نحو 450 سنة ضوئية. تساعد قياسات التذبذبات BAO علماء الكونيات على فهم المزيد عن طبيعة الطاقة المظلمة (التي تسبب التوسع المتسارع للكون ) . [2]

الكون المبكر

تألف الكون المبكر من بلازما ساخنة وكثيفة من الإلكترونات والباريونات (والتي تشمل البروتونات والنيوترونات وغيرها من جسيمات أثقل منها). كانت الفوتونات (الجسيمات الضوئية ، أو الموجات الكهرومغناطيسية ومن ضمنها الضوء ) التي تنتقل في هذا الكون محاصرة بشكل أساسي ، وغير قادرة على السفر لأي مسافة كبيرة قبل التفاعل مع البلازما عبر تشتت طومسون . [4] يُعرف متوسط المسافة التي يمكن أن يقطعها الفوتون قبل التفاعل مع البلازما بمتوسط المسار الحر للفوتون. مع توسع الكون ، بردت البلازما إلى أقل من 3000 كلفن - طاقة منخفضة بما يكفي بحيث يمكن للإلكترونات والبروتونات في البلازما أن تتحد لتشكل ذرات هيدروجين متعادلة وكذلك نسبة قليلة من الهيليوم. حدث إعادة التركيب (أي أكتساب البروتون إلكترونا ليكوّن ذرة الهيدروجين ، واكتساب جسيم ألفا إلكترونين لتكوين ذرة هيليوم) هذا عندما كان عمر الكون حوالي 379000 سنة ، أو عند انزياح أحمر لـ z = 1089 . [4] تتفاعل الفوتونات بدرجة أقل بكثير مع المادة المحايدة ، وبالتالي عند إعادة التركيب أصبح الكون شفافًا للفوتونات ، مما يسمح لها بالانفصال عن المادة والتدفق الحر عبر الكون. [4] فإشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (CMB) هو ضوء انبعث بعد إعادة التركيب ، والآن نراه بواسطة تلسكوباتنا كموجات راديوية في جميع أنحاء السماء نظرًا لأنه يبدي إزاحته إلى اللون الأحمر. لذلك ، بالنظر إلى بيانات مسبار ويلكينسون لتباين الميكروويف (WMAP) ، ينظر المرء بشكل أساسي إلى الوراء في الوقت عندما كان عمر الكون 379000 عام فقط . [4]

الشكل 1: تباين درجة حرارة CMB بناءً على بيانات WMAP لمدة تسع سنوات (2012). [5] [6] [7]

تشير قياسات WMAP (الشكل 1) إلى كون سلس ومتجانس مع تباين كثافة يبلغ 10 أجزاء في المليون (أي أن تباين الألوان في الصورة مبالغ فيه بشدة، وهذا مقصود) . [4] ومع ذلك هناك هياكل كبيرة وتقلبات في الكثافة في الكون الحالي. المجرات ، على سبيل المثال ، أكثر كثافة بمليون مرة من متوسط كثافة الكون (كثافة المادة بين المجرات) . [2] الاعتقاد السائد هو أن الكون قد بُني بطريقة تصاعدية ، مما يعني أن تباين الخواص الصغيرة في بدايات الكون كان بمثابة بذور جاذبية للبنية التي نشأت بعد ذلك بتأثير الجاذبية ونشاهدها اليوم. تجذب المناطق الكثيفة المزيد من المادة ، في حين أن المناطق الأقل كثافة تجتذب أقل ، وبالتالي فإن هذه التباينات الصغيرة ، التي تُرى في إشعاع الخلفية الكونية الميكروية CMB ، أصبحت الهياكل واسعة النطاق في الكون اليوم.

صوت كوني

تخيل منطقة مفرطة الكثافة من البلازما البدائية . بينما تجذب هذه المنطقة ذات الكثافة الزائدة الجاذبية المادة نحوها ، فإن حرارة تفاعلات الفوتون مع المادة تخلق قدرًا كبيرًا من الضغط إلى الخارج. كوّنت قوى الجاذبية والضغط المعاكس ذبذبات مماثلة للموجات الصوتية الناتجة عن اختلافات الضغط. [3]

تحتوي هذه المنطقة المفرطة الكثافة على المادة المظلمة والباريونات والفوتونات . ينتج عن الضغط موجات صوتية كروية لكل من الباريونات والفوتونات فتتحرك بسرعة تزيد قليلاً عن نصف سرعة الضوء [8] [9] إلى الخارج مبتعدة عن الكثافة الزائدة. وتتفاعل المادة المظلمة بالجاذبية فقط ، ولذا فهي تبقى في مركز الموجة الصوتية ، وهو أصل الكثافة الزائدة. قبل الانفصال ، تحركت الفوتونات والباريونات معًا وانتشرت للخارج. وبعد الانفصال لم تعد الفوتونات تتفاعل مع المادة الباريونية وانتشرت بعيدًا. أدى ذلك إلى تخفيف الضغط على النظام ، تاركًا وراءه طبقات فوق طبقات من المادة الباريونية. من بين تلك الطبقات ، التي تمثل أطوال موجات مختلفة للموجات الصوتية ، تتوافق طبقة الرنين مع الطبقة الأولى حيث أن تلك الطبقة (المتكورة) تقطع نفس المسافة لجميع الكثافات الزائدة قبل الانفصال. غالبًا ما يشار إلى هذا النصف قطر باسم "أفق الصوت". [3] بدون ضغط الباريونات الضوئية الذي يدفع النظام للخارج ، كانت القوة الوحيدة المتبقية على الباريونات هي الجاذبية. لذلك شكلت الباريونات والمادة المظلمة (التي تُركت في مركز الاضطراب) تكوينًا يتضمن كثافات زائدة للمادة في كل من الموقع الأصلي للتباين anisotropy وفي (طبقة) الغلاف في أفق الصوت لذلك التباين. [3]

  1. ^ Perlmutter، S. (1999). "Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 517 ع. 2: 565–586. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. DOI:10.1086/307221. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  2. ^ أ ب ت Eisenstein، D. J. (2005). "Dark energy and cosmic sound". New Astronomy Reviews. ج. 49 ع. 7–9: 360. Bibcode:2005NewAR..49..360E. DOI:10.1016/j.newar.2005.08.005. OSTI:987204. وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "ref:EisensteinNAR" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  3. ^ أ ب ت ث ج Eisenstein، D. J. (2005). "Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies". The Astrophysical Journal. ج. 633 ع. 2: 560–574. arXiv:astro-ph/0501171. Bibcode:2005ApJ...633..560E. DOI:10.1086/466512. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة) وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "ref:EisensteinAPJ" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  4. ^ أ ب ت ث ج Dodelson، S. (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN:978-0122191411. وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "ref:Dodelson" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  5. ^ Gannon، M. (21 ديسمبر 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 2012-12-21.
  6. ^ Bennett، C. L. (2012). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 208 ع. 2: 20. arXiv:1212.5225. Bibcode:2013ApJS..208...20B. DOI:10.1088/0067-0049/208/2/20. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  7. ^ Hinshaw، G. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: Data processing, sky maps, and basic results" (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 180 ع. 2: 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. DOI:10.1088/0067-0049/180/2/225. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  8. ^ Sunyaev، R.؛ Zeldovich، Ya. B. (1970). "Small-Scale Fluctuations of Relic Radiation". Astrophysics and Space Science. ج. 7 ع. 1: 3. Bibcode:1970Ap&SS...7....3S. DOI:10.1007/BF00653471.
  9. ^ Peebles، P. J. E.؛ Yu، J. T. (1970). "Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe". The Astrophysical Journal. ج. 162: 815. Bibcode:1970ApJ...162..815P. DOI:10.1086/150713.
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=التذبذبات_الصوتية_الباريونية&oldid=61019077»