Это лучшее измерение темной энергии, даже лучше, чем сверхновые звезды!
«Если вы думаете, что эта Вселенная плохая, вам стоит посмотреть некоторые другие».
- Филип К. Дик
Представьте, что вы смотрите на Вселенную, на все точки света, которые там находятся - планеты, звезды, галактики, скопления галактик и многое другое - и вы хотите использовать то, что вы видеть, как расширяется Вселенная. Не только то, как он расширяется сегодня, но и то, как он расширялся в каждый момент в прошлом, от самого далекого времени, которое мы можем измерить, до настоящего времени.
Как бы вы это сделали?
Каждый существующий объект имеет ряд присущих ему свойств: физические черты самого объекта. К ним относятся:
- его масса,
- его размер,
- и его светимость (или собственная яркость).
Если наши инструменты достаточно хороши, мы можем напрямую измерить видимый размер объекта или его видимую яркость: насколько большим или ярким он кажется с нашей точки зрения на Земле.
Дело в том, что у объектов есть и другие свойства, которые могут быть известны о них внутренне. Может быть, у вас есть звезда или галактика со свойством, которое вы можете легко измерить - например, ширина эмиссионной линии, период изменчивости или форма ее кривой блеска - которое говорит вам что-то внутреннее об объекте, на который вы смотрите.
Ну, вот в чем дело: если вы можете сделать следующие три вещи:
- знать внутреннее свойство объекта,
- измерить одно и то же кажущееся свойство этого объекта,
- и измерьте либо его расстояние, либо скорость его удаления/красное смещение,
вы можете узнать, как расширялась Вселенная за свою историю! Астрономы научились делать это двумя способами.
Один из них заключается в использовании яркости в качестве этого свойства: вы знаете, насколько что-то по своей природе яркое, вы измеряете его кажущуюся яркость, и, поскольку вы знаете, как яркость зависит от расстояния (и красного смещения) в расширяющейся Вселенной, вы таким образом можно вывести историю расширения Вселенной. Когда вы используете яркость для выполнения этого измерения, объект, который вы используете, называется стандартной свечой, потому что, если вы знаете внутреннюю яркость свечи, все, что вам нужно нужно измерить, насколько ярким он кажется, и вы можете сразу узнать, как далеко он находится.
Другой способ - использовать размер в этом свойстве: если вы знаете, насколько большим по своей сути является что-то, то вы можете измерить, насколько большим оно кажется (его угловой размер), и, поскольку вы знаете, как размер масштабы с расстоянием (и красным смещением) в расширяющейся Вселенной, вы можете узнать, как Вселенная развивалась таким образом. Использование физического размера чего-то подобного называется стандартной линейкой, но до относительно недавнего времени единственными объектами, размеры которых были «стандартизированы», были такие вещи, как отдельные звезды: слишком мал, чтобы разрешить его за пределами нашей галактики. В то время как галактики - которые можно было разрешить - просто не имели стандартного размера.
Но все изменилось, когда мы пришли к пониманию того, из чего состоит наша Вселенная, особенно когда мы узнали о существовании темной материи и периоде инфляции, который предшествовал ей. наш горячий Большой Взрыв. Видите ли, мы знаем, что Вселенная изначально была почти однородной, с крошечными флуктуациями во всех масштабах или местах, где плотность материи была немного больше (или меньше) средней.
По мере старения Вселенной сила гравитации (которая движется со скоростью света) может распространяться все дальше и дальше, вызывая сжатие и коллапс все более крупных масштабов. Но если вы сожмете что-то слишком сильно, когда Вселенная молода, давление радиации снова вытолкнет это наружу. Вот почему вы получаете эти волнистые, колеблющиеся узоры в остатках свечения Большого взрыва.
Ну, со временем этот первый большой пик трансформируется в масштаб, при котором вы, скорее всего, увидите две галактики на определенном расстоянии друг от друга. Сегодня это расстояние соответствует примерно 500 миллионам световых лет, а это означает, что если вы выберете галактику во Вселенной, вы с большей вероятностью найдете вторую галактику на расстоянии 500 миллионов световых лет, чем вторую галактику на расстоянии 500 миллионов световых лет. либо 400, либо 600 миллионов световых лет.
Эта шкала расстояний - масштабы, на которых коррелируются галактики - известна как акустическая шкала, потому что это барионы (вещи вроде протоны), которые колеблются туда-сюда из этих сверхплотных областей. Явление, вызывающее такую корреляцию расстояний, называется барионными акустическими колебаниями(БАО), и мы можем использовать его при любом красном смещении, чтобы измерить, как скорость расширения Вселенной менялась с течением времени. время.
Всего 20 лет назад этот метод едва ли можно было измерить во Вселенной. Но с появлением таких обзоров, как обзор красного смещения галактик с полем в два градуса (2dFGRS) и, в настоящее время, Sloan Digital Sky Survey (SDSS), мы измерили положение и красное смещение достаточного количества галактик, чтобы увидеть этот эффект в беспрецедентных деталях.
Из этого мы узнали не только то, что темная энергия составляет около двух третей всей энергии во Вселенной - , что согласуется как с данными реликтового излучения, так и с данными о сверхновых - , но и с тем, что темная энергия согласуется с космологической постоянной, неизменной во времени, с величайшей точностью!
Десять лет назад мы знали, что во Вселенной преобладает темная энергия, но неопределенность w, параметра уравнения состояния темной энергии, была огромной. (Для космологической постоянной w=-1, точно.) Мы могли бы сказать, что w было между примерно -0,5 и -3,0, что является огромным диапазоном. Сегодня? Благодаря барионным акустическим колебаниям мы можем сказать, что w находится между примерно -0,87 и -1,15, что является невероятным улучшением! Будущие опросы, такие как тот, который будет выполнять LSST, снизят эту неопределенность до нескольких процентов: мы должны быть в состоянии сказать, что w находится где-то между -0,98 и -1,03, если все пойдет хорошо.
Так что же такое барионные акустические колебания? Тот факт, что Вселенная началась с флуктуаций, что гравитация притягивает как нормальную материю, так и темную материю, но только нормальная материя выталкивается за счет электромагнитного взаимодействия, порождает этот «особый масштаб» во Вселенной. Сегодня мы можем увидеть этот особый масштаб, заметив, что несколько более вероятно, что галактики будут разделены определенным расстоянием, и это расстояние менялось с течением времени по мере расширения Вселенной..
Измерьте этот предпочтительный масштаб не только сегодня, но и во всех масштабах расстояний, которые вы можете измерить как можно раньше, и вы узнаете всю историю расширения Вселенной.
Это способ узнать, из чего состоит наша Вселенная - включая лучшее окно в темную энергию - , даже не зная яркости чего-либо.
Оставляйте свои комментарии на форуме Starts With A Bang в блогах Scienceblogs!