Vytváření struktur

Tvorba struktur je prvotní proces vzniku struktur pozorovatelných v současné obloze od husté, horké a především téměř jednotného stavu. Pochopení tohoto přechodu od homogenní a uniformní k velké rozmanitosti struktur je základní otázkou v kosmologii .

Všeobecné

Podle současných modelů byla struktura pozorovatelného vesmíru formována v následujících fázích:

Novorozený vesmír : V tomto bodě je příčinou počátečních podmínek vesmíru mechanismus, jako je kosmická inflace : homogenita, izotropie a nedostatek zakřivení
Prvotní plazma : Vesmíru dominuje po většinu této fáze záření a vzhledem k volnému pohybu se struktury nemohou zesilovat gravitací. Dochází však k důležité evoluci, prvotní nukleosyntéze , která vytváří prvotní prvky a emisi záření kosmického difúzního pozadí . Během této fáze se také vytváří podrobná struktura anizotropie kosmického rozptýleného pozadí.
Lineární růst struktur : jakmile dominuje hmota, zejména studená temná hmota , může začít gravitační kolaps vesmíru a zesílit slabé vady homogenity, které zůstaly po epizodě kosmické inflace , což způsobí kolaps. Z hmoty do hustých oblastí a zvýraznění nedostatek hmoty v regionech, kde to bylo původně vzácné. V tomto bodě jsou nehomogenity hustoty popsány jednoduchou lineární diferenciální rovnicí .
Nelineární růst struktur : jak se zvyšuje hustota již hustých oblastí, lineární aproximace, která popisuje nehomogenity hustoty, přestává být platná (sousední částice se mohou nakonec začít protínat podle žíraviny ) a podrobnější zpracování, plně využívající newtonovské teorie gravitace se stává nezbytným. Spolu s expanzí pozadí vesmíru způsobenou obecnou relativitou je evoluce v těchto poměrně malých měřítcích newtonovskou teorií obvykle dobře aproximována. V této fázi se začínají formovat struktury, jako jsou kupy galaxií nebo galaktické halo . Při této rychlosti jsou však významné pouze gravitační síly, protože temná hmota , o které se předpokládá, že interaguje jen slabě, hraje dominantní roli.
Astrofyzikální evoluce : Konečná fáze evoluce nastává, když elektromagnetické síly získávají na důležitosti ve vývoji struktury, kde se baryonická hmota hustě aglomeruje, jako v galaxiích a hvězdách . V některých případech, jako jsou aktivní jádra galaxií a kvasarů , newtonovské teorie již nefungují dobře a obecná relativita se stává významnou. Nazývá se to gastrofyzika vzhledem ke své složitosti: je třeba vzít v úvahu mnoho různých komplexních efektů, včetně gravitace, magnetohydrodynamiky a jaderných reakcí .

Tyto poslední tři fáze probíhají v různých časech, které závisí na měřítku. Největší stupnice vesmíru jsou stále dobře aproximovány lineární teorií, zatímco shluky a nadkupy galaxií a mnoho jevů umístěných v galaxiích musí být modelovány během nuančního přístupu, s přihlédnutím ke všem silám. Tomu se říká hierarchická formace struktur: nejdříve nejmenší gravitačně související struktury, tj. Kvasary a galaxie, poté skupiny a shluky, poté superklastry galaxií . Předpokládá se, že kvůli přítomnosti temné energie ve vesmíru se tam nemůže vytvořit vyšší strukturální měřítko.

Novorozený vesmír

Z pohledu základní fyziky jsou první okamžiky vesmíru stále špatně pochopenou epochou. Převládající teorie, kosmická inflace , docela dobře vysvětluje ploché zakřivení, homogenitu a izotropii vesmíru, stejně jako absenci mimozemských částic, které by byly pozůstatky té doby (jako jsou magnetické monopoly ). Kromě toho to umožnilo učinit zásadní předpověď potvrzenou pozorováním: prvotní vesmír nesl slabé poruchy, které generovaly tvorbu struktur v pozdějším vesmíru. Tyto výkyvy, i když jsou základem všech struktur ve vesmíru, se zdají být pouze malými výkyvy teploty v jedné části na sto tisíc. Pro ilustraci je tento aspekt srovnatelný s topografickou mapou kontinentu, kde rozdíly v úrovních nepřesahují jeden centimetr. Tyto fluktuace jsou kritické, protože jsou to prvky, ze kterých se budou formovat a růst a nakonec zhroutí největší struktury ve vesmíru a vytvoří hvězdy a galaxie. V 90. letech poskytl satelit COBE (Cosmic Background Explorer) první detekci fluktuací specifických pro kosmické rozptýlené záření pozadí .

Předpokládá se, že tyto poruchy mají velmi specifické vlastnosti: tvoří náhodné gaussovské pole (in), jehož kovarianční funkce je úhlopříčná a téměř neměnná. Ukázalo se, že pozorované fluktuace mají přesně tento tvar a navíc spektrální index (který měří odchylku neměnného spektrálního spektra - neboli Harrisson-Zel'Dovitch - měřený satelitem WMAP) je velmi blízký hodnotám předpovězeným nejjednodušší a nejrobustnější model inflace. Další důležitou vlastnost prvotních poruch, skutečnost, že jsou adiabatická (nebo izentropická mezi různými odrůdami hmoty, které tvoří Vesmír), předpovídá l kosmická inflace a obdržela potvrzení pozorování.

Byly navrženy další teorie novorozeného vesmíru, které tvrdí, že mají velmi podobná tvrzení, jako je kosmologie plynových bran , cyklický model , model před velkým třeskem a holografický vesmír . Ale zůstávají v prostorách a nejsou příliš široce přijímány. Některé teorie jako kosmické řetězce byly výrazně zkresleny stále přesnějšími daty.

Problém obzoru

Velmi důležitým konceptem v teorii formování struktur je pojem Hubbleův paprsek , který se často nazývá jednodušeji horizont , protože je v úzkém vztahu k horizontu částic . Poloměr HST souvisí s parametrem HST, protože kde je rychlost světla . Zjednodušeně definuje objem blízkého vesmíru, který byl nedávno (v posledním období expanze) v kauzálním kontaktu s pozorovatelem. Jak se vesmír neustále rozšiřuje, jeho hustota energie se neustále snižuje (při absenci skutečné exotické hmoty, jako je fantomová energie ). Tyto Friedmann rovnice stanovit vztah mezi hustotou energie vesmíru a parametr HST a ukazuje, že poloměr HST neustále roste. $H$ ${\ displaystyle R = c / H}$ $vs.$

V kosmologii velkého třesku problém obzoru poznamenává, že bez inflace by poruchy nikdy nebyly v příčinném kontaktu před vstupem na obzor, a proto nelze vysvětlit homogenitu a izotropii například rozsáhlého rozložení galaxií. Důvodem je, že v běžné Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerově kosmologii roste Hubbleův poloměr rychleji než expanze vesmíru, takže poruchy do Hubbleova poloměru absolutně nikdy nevstupují a během expanze vesmíru nejsou vyloučeny. Tento paradox je vyřešen Kosmickou inflací, která naznačuje, že v novorozeném vesmíru došlo k velmi rychlé expanzní fázi expanze, ve které byl poloměr HST téměř konstantní. Také dnes viděná rozsáhlá izotropie je způsobena kvantovými fluktuacemi, které se během kosmické inflace sjely z horizontu.

Prvotní plazma

Konec inflace se nazývá oteplování , když se částice inflace rozpadají na horkou tepelnou plazmu jiných částic. V této době přichází energetický obsah vesmíru zcela ve formě záření, částicím standardního modelu jsou přiřazeny relativistické rychlosti (blízké rychlosti světla). Předpokládá se, že při ochlazování plazmy dochází k baryogenezi a leptogenezi , současně s ochlazováním kvark-gluonové plazmy , dochází k rozpadu elektroslabé symetrie a vesmír se poté skládá hlavně z protonů , neutronů a běžných elektronů . Jak se vesmír stále ochladit se Big Bang nucleosynthesis dochází i malé množství z deuteria , helia a lithia jádra jsou vytvořeny . Jak se vesmír během růstu zmenšuje, energie fotonu se začíná posouvat červeně, částice se stávají nerelativistické a ve vesmíru se stává dominantní obyčejná hmota. Atomy se nakonec vytvoří, když se volné elektrony vážou na jádra. To potlačuje Thomsonův rozptyl fotonů. V kombinaci se zředěním hmoty (a následně se zvýšením průměrných volných drah fotonů) se vesmír stane transparentním a mikrovlnné záření z difuzního fondu je emitováno v okamžiku rekombinace ( povrch poslední disperze ).

Akustické oscilace

Amplituda struktur se v tomto období podstatně nezvyšuje. U temné hmoty je expanze prostoru (způsobená velkou složkou záření) tak rychlá, že u nerelativistických částic temné hmoty je růst zcela potlačen. Navíc temná hmota není pod tlakem, volný tok (ne) brání růstu malých struktur. Na druhé straně v relativistické tekutině velmi velký tlak brání růstu struktur větších než je délka Jeans (in) , která je velmi blízká radiačnímu poloměru HST . Proto útlum rušení.

Tyto poruchy jsou však stále velmi důležité, protože jsou zodpovědné za jemnou fyziku vedoucí k mikrovlnné anizotropii kosmologického pozadí. V tomto okamžiku amplituda poruch vstupujících na horizont osciluje podle sinusoidy, přičemž husté oblasti jsou ještě vzácnější, a proto se stávají ještě hustšími, s frekvencí ve vztahu k velikosti poruch. Pokud rušení mezi vstupem na horizont a rekombinací osciluje celé nebo poloviční celé číslo, objeví se jako akustický pík na mikrovlnné anizotropii kosmologického pozadí. Poloviční oscilace, ve které se z husté oblasti stává oblast s omezeným příjmem, nebo naopak, se jeví jako vrchol, protože anizotropie se prezentuje jako silové spektrum , takže subhustoty přispívají k síle stejně jako subhustoty nadměrné hustoty. Fyzika, která určuje podrobnou strukturu vrcholů mikrovlnného pozadí, je komplikovaná, ale tyto oscilace poskytují svou podstatu.

Lineární struktura

Jedním z rozhodujících úspěchů dosažených kosmology v 70. a 80. letech bylo zjištění, že většina hmoty ve vesmíru nebyla složena z atomů , ale spíše z tajemné formy hmoty, kterou vesmír obsahuje. temná hmota . Temná hmota interaguje prostřednictvím gravitační síly, ale není složena z baryonů a s velkou přesností víme, že nevyzařuje ani neabsorbuje žádné záření . Může se skládat z částic, které interagují prostřednictvím slabé interakce , jako jsou neutrina , ale může být složena výhradně ze všech tří známých druhů neutrin (i když někteří navrhli, že se jedná o sterilní neutrino ). Nedávné důkazy naznačují, že temné hmoty je zhruba pětkrát více než baryonické hmoty, a dynamice tohoto období tedy dominuje temná hmota.

Tmavá hmota hraje klíčovou roli při formování struktur, protože je citlivá pouze na gravitační sílu: gravitační nestabilita Jeans, která umožňuje formování kompaktních struktur, nesplňuje žádnou sílu, která by jí odporovala, například radiační tlak . Výsledkem je, že temná hmota se začíná hroutit do složité sítě halo temné hmoty , dlouho před obyčejnou hmotou, která je brzdena silami tlaku. Bez temné hmoty by epocha formování galaxií nastala podstatně později než to, co je pozorováno ve vesmíru.

Fyzika formování struktur tohoto období je obzvláště jednoduchá, protože odchylky temné hmoty při různých vlnových délkách se vyvíjejí nezávisle. Jak se Hubbleův poloměr zvětšuje v rozpínajícím se vesmíru, integruje stále větší a větší poruchy. Během nadvlády hmoty narůstají všechny příčinné poruchy temné hmoty prostřednictvím gravitačních seskupení. Avšak narušení kratších vlnových délek, které jsou integrovány během dominance záření, vidí jejich růst zpožděný až do nadvlády hmoty. V tomto okamžiku se očekává, že baryonická, světelná hmota jednoduše odráží vývoj temné hmoty a jejich vývoj by měl následovat přesně stejnými cestami.

Výpočet tohoto lineárního výkonového spektra je jednoduchý problém a jako nástroj pro kosmologii má srovnatelný význam s mikrovlnným zářením z kosmického pozadí. Výkonové spektrum bylo měřeno průzkumy galaxií, jako je průzkum Sloan Digital Sky Survey , a průzkumy lesů Lyman-α . Tato čtení, pozorující záření vyzařované galaxiemi a kvasary, přímo neměřují temnou hmotu, ale předpokládá se, že distribuce galaxií ve velkém měřítku (a absorpční linie lesů Lyman-α) úzce odráží distribuci temné hmoty. Vše záleží na tom, zda jsou galaxie v hustších oblastech vesmíru větší a početnější, zatímco v pouštních oblastech jsou ve srovnání vzácnější.

Nelineární struktura

Když narušení dostatečně narostla, může malá oblast dosáhnout hustoty, která je podstatně vyšší než průměr pro vesmír. V tomto okamžiku se zapojená fyzika stává mnohem složitější. Když jsou odchylky homogenity malé, lze temnou hmotu považovat za beztlakovou tekutinu a její vývoj lze řešit pomocí velmi jednoduchých rovnic. V oblastech, které jsou výrazně hustší než ostatní, musíme integrovat celou Newtonovu teorii gravitace. Newtonova teorie je vhodná, protože hmotnosti jsou považovány za mnohem nižší, než jsou ty, které jsou potřebné pro vytvoření černé díry, a že lze ignorovat rychlost gravitace (ne), protože struktura světla křížení je stále menší než charakteristický dynamický čas. Temná hmota začíná tvořit žíraviny, ve kterých se protínají dráhy sousedních částic, nebo částice začínají vytvářet oběžné dráhy. To je známka toho, že lineární a plynulé aproximace se stávají neplatnými. Tato dynamika bude obecně zahrnovat lepší využití simulací N body (in) , i když v některých případech může být použita široká škála semi-analytických schémat, jako je Press-Schechter formalismus (in) . I když jsou simulace v zásadě poměrně jednoduché, v praxi je velmi obtížné je implementovat, protože vyžadují simulaci milionů nebo miliard částic. Kromě toho, bez ohledu na velké množství částic, přičemž každá částice typicky váží 10 9 hmotností Slunce a diskretizace účinky může být významné. Největší simulací tohoto typu je simulace tisíciletí (in) .

Výsledky simulací N- těla naznačují, že vesmír je z velké části složen z dutin , jejichž hustota může klesnout na jednu desetinu průměru vesmíru. Hmota kondenzuje do velkých vláken a halo galaxií, jejichž struktura připomíná prokládání mnoha pavučin. Vznikají tak galaxie , shluky a shluky galaxií a superklastry galaxií . I když se zdá, že simulace do značné míry souhlasí s pozorováním, jejich interpretace je komplikována pochopením hustoty akumulace temné hmoty, která může vyvolat vznik galaxií. Zejména se tvoří mnohem více malých halo než těch, které lze pozorovat pozorováním, trpasličími galaxiemi a kulovými hvězdokupami . Tento rozdíl je znám jako problém s galaktickým předpětím a byla předložena celá řada vysvětlení. Většina to považuje za účinek komplikované fyziky formování galaxií, ale někteří naznačili, že je to problém s naším modelem temné hmoty a že několik efektů, jako je teplá temná hmota, brání vzniku nejmenších halo.

Astrofyzikální vývoj

Poslední fáze evoluce nastává, když baryony kondenzují směrem ke středu halo galaxie a vytvářejí galaxie, hvězdy a kvasary . I když temná hmota nepodléhá radiačnímu tlaku, značně urychluje tvorbu hustých halo, tvorba menších struktur je z temné hmoty nemožná, protože nemůže rozptýlit moment hybnosti, zatímco temná hmota nemůže rozptýlit moment hybnosti. Obyčejná baryonická hmota se může zhroutit a vytvořit hustou objekty rozptylováním momentu hybnosti prostřednictvím radiačního chlazení (in) . Pochopení těchto procesů je výpočetním problémem s obrovskými obtížemi, protože zahrnuje integraci gravitační fyziky, magnetohydrodynamiky , atomové fyziky , jaderných reakcí , turbulence a dokonce i obecné relativity . Ve většině případů ještě není možné implementovat simulace, které lze kvantitativně porovnat s pozorováním, a to nejlepší, co umíme, jsou stále hrubé simulace, které ilustrují hlavní kvalitativní charakteristiku procesu, jako je tvorba hvězd.

Modelování formování struktur

Kosmologické poruchy

Hodně z obtížnosti a diskuse o porozumění rozsáhlým strukturám vesmíru lze vyřešit lepším porozuměním výběru měřidla v obecné relativitě . Podle rozkladu vektor-tenzor-skalární (in) zahrnuje metrika čtyři skalární poruchy , dvě vektorové poruchy a jednu tenzorovou poruchu . Významné jsou pouze skalární poruchy: vektory jsou exponenciálně potlačeny v počátečním vesmíru a tenzorový režim přispívá jen malým (ale důležitým) příspěvkem v podobě prvotního gravitačního záření a B-režimů polarizace. mikrovlnné kosmologické difúzní pozadí. Dva ze čtyř skalárních režimů lze eliminovat nefyzicky významnou transformací souřadnic. Režimy jsou vyloučeny a určují nekonečný počet možných nastavení (ne) měřidel . Nejpopulárnějším měřidlem je měřidlo Newton (in) (a konformní měřidlo Newton, které je s ním úzce spojeno), ve kterém jsou vybranými skalárními potenciály Newton Φ a Ψ, které přesně odpovídají newtonovskému energetickému potenciálu newtonovské gravitace. Používá se mnoho dalších měřidel, včetně synchronního měřidla (en) , což může být efektivní měřidlo pro numerické výpočty (používá se pro CMBFAST (en) ). Každé měřidlo udržuje několik nefyzických stupňů volnosti. Existuje formalismus zvaný měřicí invariance, ve kterém jsou uvažovány pouze kombinace proměnných měřicí invariance.

Inflace a počáteční podmínky

Předpokládá se, že počáteční podmínky vesmíru vznikly z fluktuací kvantové mechaniky neměnného rozsahu kosmické inflace . Porucha energetické hustoty pozadí v daném bodě v prostoru je dána náhodným (en) izotropním Gaussovým polem , homogenním při nulové střední hodnotě . To znamená, že prostorová Fourierova transformace - musí mít na korelační funkce (v) následující: , ${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ $\ rho$ ${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$ ${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = f (k) \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$

kde je trojrozměrná delta funkce Dirac , ${\ displaystyle \ delta ^ {(3)}}$
a je délka . Spektrum předpovídané inflací je navíc téměř neměnné , což znamená , ${\ displaystyle k = | \ mathbf {k} |}$ ${\ mathbf {k}}$ ${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = k ^ {n_ {s} -1} \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$
kde je malé číslo. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Nakonec jsou počáteční podmínky adiabatické nebo isentropické, což znamená, že frakční narušení entropie každého druhu částic je stejné.

Související články

Problém vzniku struktur

Reference

(fr) Tento článek je částečně nebo zcela převzat z článku Wikipedie v angličtině s názvem „ Vytváření struktury “ ( viz seznam autorů ) .

DN Spergel et al., „ Pozorování tříleté Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): Důsledky pro kosmologii “, Astrophysical Journal Supplement Series , sv. 170, n O 22007, str. 377–408 ( DOI 10.1086 / 513700 , číst online )
(in) Scott Dodelson , Modern Cosmology , San Diego (Kalifornie), Academic Press, 2003, 440 s. ( ISBN 0-12-219141-2 , číst online )
Andrew Liddle , Cosmological Inflation and Large-Scale Structure , Cambridge, 2000( ISBN 0-521-57598-2 )
T. Padmanabhan , Formování struktury ve vesmíru , Cambridge University Press, 1993, 483 s. ( ISBN 0-521-42486-0 , číst online )
PJE Peebles , Velká struktura vesmíru , Princeton University Press, 1980( ISBN 0-691-08240-5 )
(in) Edward Kolb , The Early Universe reprints , Redwood City (Kalifornie) / Menlo Park (Kalifornie) / Reading (Massachusetts) atd., Addison-Wesley,1988, 719 s. ( ISBN 0-201-11604-9 )
Wayne Hu a Scott Dodelson, „ Anizotropie kosmického mikrovlnného pozadí, “ Ann. Rev. Astron. Astrophys. , sv. 40,2002, str. 171-216 ( DOI 10.1146 / annurev.astro.40.060401.093926 , shrnutí )
Edmund Bertschinger, „ Simulace formování struktury ve vesmíru “, Annual Review of Astronomy and Astrophysics , sv. 36,1998, str. 599-654 ( DOI 10.1146 / annurev.astro.36.1.599 , shrnutí )
ER Harrison, „Kolísání na prahu klasické kosmologie,“ Phys. Rev. D1 (1970), 2726.
PJE Peebles a JT Yu, „Pravěká adiabatická porucha v rozpínajícím se vesmíru“, Astrophysical Journal 162 (1970), 815.
Ya. B. Zel'dovich, „Hypotéza sjednocující strukturu a entropii vesmíru,“ Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti 160 (1972).
RA Sunyaev, „Fluktuace mikrovlnného záření na pozadí,“ ve velkoplošné struktuře vesmíru vyd. MS Longair a J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978.
U. Seljak a M. Zaldarriaga, „Přímočarý integrační přístup k anizotropiím kosmického mikrovlnného pozadí “, Astrophysics J. , sv. 469,1996, str. 437-444 ( DOI 10.1086 / 177793 , shrnutí )
Stimulace společného vývoje kvasaru, galaxií a jejich rozsáhlé distribuce