Формирование структуры

В физической космологии формирование структуры описывает создание галактик, скоплений галактик и более крупных структур, начиная с небольших флуктуаций плотности массы, возникающих в результате процессов, которые создали материю. Вселенная 13,8 , как теперь известно из наблюдений космического микроволнового фонового излучения, возникла в горячем, плотном, почти однородном состоянии примерно миллиардов лет назад . ^[1] Однако сегодня, глядя на ночное небо, можно увидеть структуры всех масштабов: от звезд и планет до галактик. В еще более крупных масштабах скопления галактик и пластинчатые структуры галактик разделены огромными пустотами, содержащими мало галактик. ^[2] Формирование структуры моделирует гравитационную нестабильность небольших пульсаций плотности массы, чтобы предсказать эти формы, подтверждая непротиворечивость физической модели. ^[3]^[4]^[5]^[6]

Современная модель Lambda-CDM успешно предсказывает наблюдаемое крупномасштабное распределение галактик, скоплений и пустот; но в масштабе отдельных галактик существует множество сложностей из-за сильно нелинейных процессов, включающих барионную физику, нагрев и охлаждение газа, звездообразование и обратную связь. Понимание процессов формирования галактик является основной темой современных космологических исследований, как с помощью наблюдений, таких как сверхглубокое поле Хаббла , так и с помощью большого компьютерного моделирования.

До первых построек [ править ]

Формирование структуры началось через некоторое время после рекомбинации , когда ранняя Вселенная достаточно остыла от расширения, чтобы обеспечить образование стабильных атомов водорода и гелия. ^[7]^: 6В этот момент космический микроволновый фон излучается (CMB); Многие тщательные измерения реликтового излучения дают ключевую информацию о начальном состоянии Вселенной до формирования структуры. Измерения подтверждают модель небольших колебаний плотности, критически важных зародышей для будущих структур.

Очень ранняя вселенная [ править ]

На этом этапе некоторый механизм, такой как космическая инфляция , отвечал за установление начальных условий Вселенной: однородности, изотропии и плоскостности. ^[4]^[8] Космическая инфляция также усилила бы мельчайшие квантовые флуктуации (до инфляции) до небольших пульсаций плотности повышенной и пониженной плотности (постинфляция).

Рост структуры [ править ]

В ранней Вселенной доминировало излучение; в этом случае флуктуации плотности, превышающие космический горизонт, растут пропорционально масштабному фактору, поскольку флуктуации гравитационного потенциала остаются постоянными. Структуры размером меньше горизонта оставались практически замороженными из-за преобладания радиации, препятствующего росту. По мере расширения Вселенной плотность излучения падает быстрее, чем материи (из-за красного смещения энергии фотонов); это привело к пересечению, названному равенством материи и излучения, примерно через 50 000 лет после Большого взрыва. После этого вся рябь темной материи могла свободно расти, образуя зародыши, в которые впоследствии могли упасть барионы. Горизонт частиц в эту эпоху вызывает переворот в спектре мощности материи , который можно измерить в больших исследованиях красного смещения .

Рекомбинация [ править ]

Большую часть этого этапа во Вселенной доминировало излучение, и из-за интенсивного тепла и радиации первичный водород и гелий были полностью ионизированы с образованием ядер и свободных электронов. В такой горячей и плотной ситуации излучение (фотоны) не могло распространяться далеко до того, как Томсон рассеялся на электроне. Вселенная была очень горячей и плотной, но быстро расширялась и поэтому охлаждалась. Наконец, чуть менее чем через 400 000 лет после «взрыва» стало достаточно холодно (около 3000 К), чтобы протоны могли захватывать отрицательно заряженные электроны, образуя нейтральные атомы водорода. (Атомы гелия образовались несколько раньше из-за их большей энергии связи). Как только почти все заряженные частицы оказались связаны в нейтральных атомах, фотоны больше не взаимодействовали с ними и могли свободно распространяться в течение следующих 13,8 миллиардов лет; в настоящее время мы обнаруживаем эти фотоны, смещенные в красную сторону в 1090 раз до 2,725 К, как космическое микроволновое фоновое излучение ( CMB ), заполняющее современную Вселенную. Несколько замечательных космических миссий ( COBE , WMAP , Planck ), обнаружили очень незначительные изменения плотности и температуры реликтового излучения. Эти изменения были незначительными, и реликтовое излучение выглядит почти одинаково одинаковым во всех направлениях. Однако небольшие изменения температуры, порядка нескольких долей на 100 000, имеют огромное значение, поскольку, по сути, они были ранними «семенами», из которых в конечном итоге развились все последующие сложные структуры во Вселенной.

Структура темной материи [ править ]

После того, как первая материя сконденсировалась, излучение ушло, оставив слегка неоднородную темную материю, подверженную гравитационному взаимодействию. В результате взаимодействия темная материя в конечном итоге сжимается в «ореолы», которые затем притягивают нормальную или барионную материю , в первую очередь водород. Поскольку плотность водорода увеличивается из-за гравитационного притяжения, звезды воспламеняются, излучая ультрафиолетовый свет , который повторно ионизирует любые окружающие атомы. ^[7]^: 6 Гравитационное взаимодействие продолжается в формировании иерархических структур: формируются более мелкие гравитационно связанные структуры, такие как первые звезды и звездные скопления, затем галактики, за которыми следуют группы, скопления и сверхскопления галактик.

Линейная структура [ править ]

Темная материя играет решающую роль в формировании структур, поскольку она ощущает только силу гравитации: гравитационной нестабильности Джинса , которая позволяет формироваться компактным структурам, не противостоит никакая сила, такая как радиационное давление . В результате темная материя начинает коллапсировать в сложную сеть ореолов темной материи задолго до того, как обычная материя, чему препятствуют силы давления. Без темной материи эпоха формирования галактик произошла бы во Вселенной существенно позже, чем наблюдается.

Физика формирования структур в эту эпоху особенно проста, поскольку возмущения темной материи с разными длинами волн развиваются независимо. По мере того, как радиус Хаббла растет в расширяющейся Вселенной, он охватывает все большие и большие возмущения. Во время доминирования материи все причинные возмущения темной материи растут за счет гравитационной кластеризации. Однако более коротковолновые возмущения, включающиеся при доминировании излучения, подавляют свой рост до доминирования материи. Ожидается, что на этом этапе светящаяся барионная материя будет просто отражать эволюцию темной материи, и их распределения должны точно следовать друг за другом.

Этот «линейный спектр мощности» рассчитать несложно, и как инструмент космологии он имеет сопоставимое значение с космическим микроволновым фоном. Исследования галактик измеряли спектр мощности, такие как Sloan Digital Sky Survey и исследования леса Лайман-α . Поскольку в этих исследованиях наблюдается излучение, испускаемое галактиками и квазарами, они не измеряют непосредственно темную материю, но ожидается, что крупномасштабное распределение галактик (и линий поглощения в лесу Лайман-α) будет точно отражать распределение темной материи. . Это зависит от того, что галактики будут крупнее и многочисленнее в более плотных частях Вселенной, тогда как в разреженных областях их будет сравнительно мало.

Нелинейная структура [ править ]

Когда возмущения достаточно вырастут, небольшая область может стать существенно более плотной, чем средняя плотность Вселенной. На этом этапе физика существенно усложняется. Когда отклонения от однородности малы, темную материю можно рассматривать как жидкость без давления, и она развивается по очень простым уравнениям. В областях, которые значительно плотнее фона, должна быть включена полная ньютоновская теория гравитации. (Теория Ньютона подходит, поскольку задействованные массы намного меньше, чем те, которые необходимы для образования черной дыры , а скорость гравитации можно игнорировать, поскольку время прохождения света для структуры все еще меньше характерного динамического времени.) Один Признаком того, что линейное и жидкостное приближения становятся недействительными, является то, что темная материя начинает образовывать каустики , в которых траектории соседних частиц пересекаются, или частицы начинают формировать орбиты. Эту динамику лучше всего понять с помощью N моделирования тел (хотя и различные полуаналитические схемы, такие как формализм Пресса–Шехтера В некоторых случаях можно использовать ). Хотя в принципе эти симуляции довольно просты, на практике их сложно реализовать, поскольку они требуют моделирования миллионов или даже миллиардов частиц. При этом, несмотря на большое количество частиц, каждая частица обычно весит 10 ⁹ Солнечные массы и эффекты дискретизации могут стать значительными. Крупнейшим подобным моделированием по состоянию на 2005 год является моделирование «Миллениум» . ^[9]

Результат моделирования N -тел предполагает, что Вселенная состоит в основном из пустот , плотность которых может составлять всего лишь одну десятую от среднего космологического значения. Материя конденсируется в крупные нити и ореолы , имеющие сложную паутинную структуру. Они образуют группы галактик , скопления и сверхскопления . Хотя моделирование, по-видимому, в целом согласуется с наблюдениями, их интерпретация осложняется пониманием того, как плотные скопления темной материи способствуют образованию галактик. В частности, образуется гораздо больше маленьких гало, чем мы видим в астрономических наблюдениях в виде карликовых галактик и шаровых скоплений . Это известно как проблема карликовой галактики , и было предложено множество объяснений. Большинство объясняет это эффектом сложной физики формирования галактик, но некоторые полагают, что это проблема нашей модели темной материи и что какой-то эффект, например теплая темная материя , предотвращает образование мельчайших гало.

Выделение газа [ править ]

Заключительный этап эволюции наступает, когда барионы конденсируются в центрах гало галактик, образуя галактики, звезды и квазары . Темная материя значительно ускоряет образование плотных гало. Поскольку темная материя не обладает радиационным давлением, образование более мелких структур из темной материи невозможно. Это связано с тем, что темная материя не может рассеивать угловой момент, тогда как обычная барионная материя может коллапсировать, образуя плотные объекты, рассеивая угловой момент посредством радиационного охлаждения . Понимание этих процессов является чрезвычайно сложной вычислительной проблемой, поскольку они могут включать в себя физику гравитации, магнитогидродинамику , атомную физику , ядерные реакции , турбулентность и даже общую теорию относительности . В большинстве случаев пока невозможно выполнить моделирование, которое можно количественно сравнить с наблюдениями, и лучшее, чего можно достичь, — это приближенное моделирование, иллюстрирующее основные качественные особенности такого процесса, как звездообразование.

Моделирование формирования структуры [ править ]

Снимок компьютерного моделирования формирования крупномасштабных структур во вселенной Lambda-CDM .

Космологические возмущения [ править ]

Большая часть трудностей и многие споры в понимании крупномасштабной структуры Вселенной могут быть решены путем лучшего понимания выбора калибровки в общей теории относительности . В результате разложения скаляр-вектор-тензор метрика включает в себя четыре скалярных возмущения, два векторных возмущения и одно тензорное возмущение. Существенны только скалярные возмущения: в ранней Вселенной векторы экспоненциально подавлены, а тензорная мода вносит лишь небольшой (но важный) вклад в виде первичного гравитационного излучения и B-мод реликтовой поляризации космического микроволнового излучения. Две из четырех скалярных мод можно удалить физически бессмысленным преобразованием координат. Какие моды устраняются, определяют бесконечное число возможных фиксаций манометров . Наиболее популярной калибровкой является ньютоновская калибровка (и тесно связанная с ней конформная ньютоновская калибровка), в которой сохраненными скалярами являются ньютоновские потенциалы Φ и Ψ, которые точно соответствуют ньютоновской потенциальной энергии ньютоновской гравитации. Используются многие другие датчики, в том числе синхронный датчик , который может быть эффективным датчиком для численных вычислений (он используется CMBFAST ). Каждый датчик по-прежнему включает в себя некоторые нефизические степени свободы. Существует так называемый калибровочно-инвариантный формализм, в котором рассматриваются только калибровочно-инвариантные комбинации переменных.

Инфляция условия начальные и

Считается, что начальные условия Вселенной возникают из масштабно-инвариантных квантово-механических флуктуаций космической инфляции . Возмущение плотности фоновой энергии в данной точке $\rho (\mathbf {x} ,t)$ тогда в пространстве задается изотропным однородным . гауссовским случайным полем с средним значением нулевым Это означает, что пространственное преобразование Фурье $\rho$ – ${\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t)$ имеет следующие корреляционные функции

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

,

где $\delta ^{(3)}$ - трехмерная дельта-функция Дирака и $k=|\mathbf {k} |$ длина $\mathbf {k}$ . Более того, спектр, предсказанный инфляцией, почти масштабно-инвариантен , что означает

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

,

где $n_{s}-1$ это небольшое число. Наконец, начальные условия адиабатические или изэнтропические, что означает, что дробное возмущение энтропии каждого вида частиц одинаково.Полученные прогнозы очень хорошо согласуются с наблюдениями.

См. также [ править ]

Большой взрыв – Физическая теория
Хронология Вселенной – История и будущее Вселенной
Формирование и эволюция галактик
Проект Illustris – Вселенные, смоделированные компьютером.
Звездная эволюция - изменения звезд на протяжении их жизни.
Хронология Большого взрыва – история и будущее Вселенной.

Ссылки [ править ]

^ «Космические детективы» . Европейское космическое агентство (ЕКА). 2 апреля 2013 г. Проверено 15 апреля 2013 г.
^ Эйнасто, Дж.; Лонгэйр, Миссисипи (1978). «Крупномасштабная структура Вселенной. Симпозиум» . Крупномасштабные структуры во Вселенной . 79 . Рейдель: 247. Бибкод : 1978IAUS...79..241J .
^ Додельсон, Скотт (2003). Современная космология . Академическая пресса . ISBN 978-0-12-219141-1 .
↑ Перейти обратно: Перейти обратно: ^а ^б Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0 .
^ Падманабхан, Т. (1993). Структурообразование во Вселенной . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-42486-8 .
^ Пиблз, PJE (1980). Крупномасштабная структура Вселенной . Издательство Принстонского университета . ISBN 978-0-691-08240-0 .
↑ Перейти обратно: Перейти обратно: ^а ^б Даял, Пратика; Феррара, Андреа (2018). «Раннее формирование галактик и его крупномасштабные последствия» . Отчеты по физике . 780–782: 1–64. arXiv : 1809.09136 . дои : 10.1016/j.physrep.2018.10.002 .
^ Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная . Аддисон-Уэсли . ISBN 978-0-201-11604-5 .
^ Спрингель, В.; и др. (2005). «Моделирование образования, эволюции и кластеризации галактик и квазаров». Природа . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph/0504097 . Бибкод : 2005Natur.435..629S . дои : 10.1038/nature03597 . ПМИД 15931216 . S2CID 4383030 .

[1] «Космические детективы» . Европейское космическое агентство (ЕКА). 2 апреля 2013 г. Проверено 15 апреля 2013 г.

[2] Эйнасто, Дж.; Лонгэйр, Миссисипи (1978). «Крупномасштабная структура Вселенной. Симпозиум» . Крупномасштабные структуры во Вселенной . 79 . Рейдель: 247. Бибкод : 1978IAUS...79..241J .

[dodelson-3] Додельсон, Скотт (2003). Современная космология . Академическая пресса . ISBN 978-0-12-219141-1 .

[liddle-4] Перейти обратно: Перейти обратно: ^а ^б Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0 .

[padmanabhan-5] Падманабхан, Т. (1993). Структурообразование во Вселенной . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-42486-8 .

[peebles-6] Пиблз, PJE (1980). Крупномасштабная структура Вселенной . Издательство Принстонского университета . ISBN 978-0-691-08240-0 .

[DayalFerrara2018-7] Перейти обратно: Перейти обратно: ^а ^б Даял, Пратика; Феррара, Андреа (2018). «Раннее формирование галактик и его крупномасштабные последствия» . Отчеты по физике . 780–782: 1–64. arXiv : 1809.09136 . дои : 10.1016/j.physrep.2018.10.002 .

[kolb-8] Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная . Аддисон-Уэсли . ISBN 978-0-201-11604-5 .

[9] Спрингель, В.; и др. (2005). «Моделирование образования, эволюции и кластеризации галактик и квазаров». Природа . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph/0504097 . Бибкод : 2005Natur.435..629S . дои : 10.1038/nature03597 . ПМИД 15931216 . S2CID 4383030 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]