Vazio (astronomia) - Void (astronomy)
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| Cosmologia física |
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Os vazios cósmicos são vastos espaços entre os filamentos (as estruturas de maior escala do universo ), que contêm muito poucas ou nenhuma galáxia . A evolução cosmológica das regiões vazias difere drasticamente da evolução do Universo como um todo: há um longo estágio em que o termo curvatura domina, o que impede a formação de aglomerados de galáxias e galáxias massivas. Portanto, embora mesmo as regiões mais vazias de vazios contenham mais de ~ 15% da densidade média de matéria do Universo, os vazios parecem quase vazios para um observador. Os vazios normalmente têm um diâmetro de 10 a 100 megaparsecs (30 a 300 milhões de anos-luz ); vazios particularmente grandes, definidos pela ausência de superaglomerados ricos , às vezes são chamados de supervoides . Eles foram descobertos pela primeira vez em 1978 em um estudo pioneiro de Stephen Gregory e Laird A. Thompson no Observatório Nacional Kitt Peak .
Acredita-se que os vazios foram formados por oscilações acústicas bariônicas no Big Bang , colapsos de massa seguidos por implosões da matéria bariônica comprimida . Começando com anisotropias inicialmente pequenas de flutuações quânticas no universo primordial, as anisotropias aumentaram em escala ao longo do tempo. Regiões de densidade mais alta colapsaram mais rapidamente sob a gravidade, resultando em uma estrutura semelhante a uma espuma em grande escala ou "teia cósmica" de vazios e filamentos de galáxias vista hoje. Os vazios localizados em ambientes de alta densidade são menores do que os vazios situados em espaços de baixa densidade do universo.
Os vazios parecem se correlacionar com a temperatura observada da radiação cósmica de fundo (CMB) por causa do efeito Sachs-Wolfe . As regiões mais frias se correlacionam com os vazios e as regiões mais quentes se correlacionam com os filamentos devido ao deslocamento para o vermelho gravitacional . Como o efeito Sachs-Wolfe só é significativo se o universo for dominado por radiação ou energia escura , a existência de vazios é significativa no fornecimento de evidências físicas de energia escura.
Estrutura em grande escala
A estrutura do Universo pode ser dividida em componentes que podem ajudar a descrever as características de regiões individuais do cosmos. Estes são os principais componentes estruturais da teia cósmica:
- Vazios - regiões vastas, amplamente esféricas, com densidades cósmicas médias muito baixas, até 100 megaparsecs (Mpc) de diâmetro.
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Paredes - as regiões que contêm a densidade média cósmica típica de abundância de matéria. As paredes podem ser subdivididas em duas características estruturais menores:
- Aglomerados - zonas altamente concentradas onde as paredes se encontram e se cruzam, aumentando o tamanho efetivo da parede local.
- Filamentos - os braços ramificados das paredes que podem se estender por dezenas de megaparsecs.
Os vazios têm uma densidade média inferior a um décimo da densidade média do universo. Isso serve como uma definição de trabalho, embora não haja uma definição única acordada do que constitui um vazio. O valor da densidade da matéria usado para descrever a densidade média cósmica é geralmente baseado em uma proporção do número de galáxias por unidade de volume, em vez da massa total da matéria contida em uma unidade de volume.
Descoberta
O estudo dos vazios cósmicos dentro da disciplina de astrofísica começou em meados da década de 1970, quando pesquisas de redshift levaram duas equipes separadas de astrofísicos em 1978 a identificar superaglomerados e vazios na distribuição de galáxias e aglomerados de Abell . As novas pesquisas de redshift revolucionaram o campo da astronomia ao adicionar profundidade aos mapas bidimensionais da estrutura cosmológica, que muitas vezes eram densamente compactados e sobrepostos, permitindo o primeiro mapeamento tridimensional do universo. Por meio de pesquisas de redshift, sua profundidade foi calculada a partir dos redshifts individuais das galáxias devido à expansão do universo de acordo com a lei de Hubble .
Linha do tempo
Uma linha do tempo resumida de eventos importantes no campo dos vazios cósmicos desde o seu início até os tempos recentes é a seguinte:
- 1961 - Características estruturais de grande escala , como "clusters de segunda ordem", um tipo específico de superaglomerado , foram trazidas à atenção da comunidade astronômica.
- 1978 - Os dois primeiros artigos sobre o tema dos vazios na estrutura de grande escala foram publicados referenciando os vazios encontrados no primeiro plano dos aglomerados Coma / A1367.
- 1981 - Descoberta de um grande vazio na região de Boötes do céu que tinha quase 50 h -1 Mpc de diâmetro (que mais tarde foi recalculado para cerca de 34 h -1 Mpc). Aqui h é o parâmetro adimensional do Hubble , aproximadamente 0,7.
- 1983 - Simulações de computador sofisticadas o suficiente para fornecer resultados relativamente confiáveis de crescimento e evolução da estrutura em grande escala surgiram e forneceram informações sobre as principais características da distribuição de galáxias em grande escala.
- 1985 - Detalhes do superaglomerado e estrutura vazia da região de Perseus-Pisces foram pesquisados.
- 1989 - O Center for Astrophysics Redshift Survey revelou que grandes vazios, filamentos afiados e as paredes que os cercam dominam a estrutura em grande escala do universo.
- 1991 - A pesquisa Las Campanas Redshift confirmou a abundância de vazios na estrutura de grande escala do universo (Kirshner et al. 1991).
- 1995 - Comparações de levantamentos de galáxias opticamente selecionados indicam que os mesmos vazios são encontrados independentemente da seleção da amostra.
- 2001 - A Pesquisa Field Galaxy Redshift de dois graus completa adiciona uma quantidade significativamente grande de vazios ao banco de dados de todos os vazios cósmicos conhecidos.
- 2009 - Os dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) combinados com os levantamentos anteriores em grande escala agora fornecem a visão mais completa da estrutura detalhada dos vazios cósmicos.
Métodos para encontrar
Existem várias maneiras de encontrar vazios com os resultados de pesquisas em grande escala do universo. Dos muitos algoritmos diferentes, praticamente todos se enquadram em uma das três categorias gerais. A primeira classe consiste em localizadores de vazio que tentam encontrar regiões vazias do espaço com base na densidade local da galáxia. A segunda classe é aquela que tenta encontrar vazios através das estruturas geométricas na distribuição de matéria escura sugerida pelas galáxias. A terceira classe é composta por localizadores que identificam estruturas dinamicamente usando pontos gravitacionalmente instáveis na distribuição da matéria escura. Os três métodos mais populares através do estudo dos vazios cósmicos estão listados abaixo:
Algoritmo VoidFinder
Este método de primeira classe usa cada galáxia em um catálogo como seu alvo e então usa a aproximação do vizinho mais próximo para calcular a densidade cósmica na região contida em um raio esférico determinado pela distância até a terceira galáxia mais próxima. El Ad & Piran introduziu este método em 1997 para permitir um método rápido e eficaz para padronizar a catalogação de vazios. Uma vez que as células esféricas são extraídas de todos os dados da estrutura, cada célula é expandida até que a sub-densidade retorne aos valores médios de densidade de parede esperados. Uma das características úteis das regiões vazias é que seus limites são muito distintos e definidos, com uma densidade média cósmica que começa em 10% no corpo e aumenta rapidamente para 20% na borda e depois para 100% nas paredes diretamente externas as bordas. As paredes restantes e as regiões de vazio sobrepostas são então reticuladas em, respectivamente, zonas distintas e entrelaçadas de filamentos, aglomerados e vazios quase vazios. Qualquer sobreposição de mais de 10% com os vazios já conhecidos são considerados sub-regiões dentro desses vazios conhecidos. Todos os vazios admitidos no catálogo tinham um raio mínimo de 10 Mpc, a fim de garantir que todos os vazios identificados não fossem catalogados acidentalmente devido a erros de amostragem.
Algoritmo de zona na fronteira com a vacuidade (ZOBOV)
Este algoritmo de segunda classe particular usa uma técnica de mosaico de Voronoi e partículas de borda simulada para categorizar regiões com base em uma borda contrastante de alta densidade com uma quantidade muito baixa de polarização. Neyrinck introduziu este algoritmo em 2008 com o propósito de introduzir um método que não contivesse parâmetros livres ou tesselações de forma presumidas. Portanto, esta técnica pode criar regiões vazias com formato e tamanho mais precisos. Embora esse algoritmo tenha algumas vantagens em forma e tamanho, ele tem sido criticado frequentemente por fornecer resultados vagamente definidos. Uma vez que não tem parâmetros livres, ele geralmente encontra vazios pequenos e triviais, embora o algoritmo coloque uma significância estatística em cada vazio que encontra. Um parâmetro de significância física pode ser aplicado a fim de reduzir o número de vazios triviais, incluindo uma densidade mínima para razão de densidade média de pelo menos 1: 5. Os sub-vazios também são identificados usando este processo, o que levanta questões mais filosóficas sobre o que se qualifica como um vazio. Localizadores de vazio, como VIDE, são baseados no ZOBOV.
Algoritmo de análise dinâmica de vazios (DIVA)
Este método de terceira classe é drasticamente diferente dos dois algoritmos anteriores listados. O aspecto mais surpreendente é que requer uma definição diferente do que significa ser um vazio. Em vez da noção geral de que um vazio é uma região do espaço com uma densidade média cósmica baixa; um buraco na distribuição de galáxias, define os vazios como regiões nas quais a matéria está escapando; que corresponde à equação de estado da energia escura , w . Os centros de vazio são então considerados a fonte máxima do campo de deslocamento denotado como S ψ . O propósito dessa mudança nas definições foi apresentado por Lavaux e Wandelt em 2009 como uma forma de produzir vazios cósmicos de forma que cálculos analíticos exatos possam ser feitos em suas propriedades dinâmicas e geométricas. Isso permite que o DIVA explore fortemente a elipticidade dos vazios e como eles evoluem na estrutura de grande escala, subsequentemente levando à classificação de três tipos distintos de vazios. Essas três classes morfológicas são vazios verdadeiros, vazios de panqueca e vazios de filamento. Outra qualidade notável é que, embora o DIVA também contenha viés de função de seleção, assim como os métodos de primeira classe, o DIVA é concebido de forma que esse viés possa ser calibrado com precisão, levando a resultados muito mais confiáveis. Existem várias deficiências desta abordagem híbrida Lagrangiana-Euleriana. Um exemplo é que os vazios resultantes desse método são intrinsecamente diferentes daqueles encontrados por outros métodos, o que torna muito difícil uma comparação inclusiva de todos os pontos de dados entre os resultados de algoritmos diferentes.
Significado
Os vazios têm contribuído significativamente para a compreensão moderna do cosmos, com aplicações que vão desde o esclarecimento da compreensão atual da energia escura até o refinamento e restrição de modelos de evolução cosmológica . Alguns aplicativos populares são mencionados em detalhes abaixo.
Energia escura
A existência simultânea dos maiores vazios e aglomerados de galáxias conhecidos requer cerca de 70% de energia escura no universo hoje, consistente com os dados mais recentes da radiação cósmica de fundo. Os vazios agem como bolhas no universo que são sensíveis às mudanças cosmológicas de fundo. Isso significa que a evolução da forma de um vazio é em parte o resultado da expansão do universo. Uma vez que se acredita que essa aceleração seja causada pela energia escura, estudar as mudanças na forma de um vazio ao longo de um período de tempo pode ser usado para restringir o modelo Λ CDM padrão ou refinar ainda mais o modelo de Quintessência + Matéria Escura Fria ( QCDM ) e fornecer uma equação de estado de energia escura mais precisa . Além disso, a abundância de vazios é uma forma promissora de restringir a equação de estado da energia escura.
Neutrinos
Os neutrinos, devido à sua massa muito pequena e interação extremamente fraca com outras matérias, irão fluir livremente para dentro e para fora de espaços vazios que são menores do que o caminho livre médio dos neutrinos. Isso tem um efeito no tamanho e na distribuição de profundidade dos vazios, e espera-se que seja possível com pesquisas astronômicas futuras (por exemplo, o satélite Euclid) medir a soma das massas de todas as espécies de neutrinos, comparando as propriedades estatísticas das amostras de vazios com previsões teóricas.
Modelos galácticos de formação e evolução
Os vazios cósmicos contêm uma mistura de galáxias e matéria que é ligeiramente diferente de outras regiões do universo. Esta mistura única suporta a imagem tendenciosa da formação de galáxias prevista em modelos Gaussianos de matéria escura fria adiabática. Este fenômeno oferece uma oportunidade para modificar a correlação morfologia-densidade que mantém discrepâncias com esses vazios. Essas observações, como a correlação morfologia-densidade, podem ajudar a descobrir novas facetas sobre como as galáxias se formam e evoluem em grande escala. Em uma escala mais local, as galáxias que residem em vazios têm propriedades morfológicas e espectrais diferentes das que estão localizadas nas paredes. Uma característica que foi encontrada é que foi demonstrado que os vazios contêm uma fração significativamente maior de galáxias estelares de estrelas jovens e quentes em comparação com amostras de galáxias em paredes.
Os vazios oferecem oportunidades para estudar a força dos campos magnéticos intergalácticos. Por exemplo, um estudo de 2015 conclui, com base na deflexão de Blazar emissões de raios gama que de viagens através de espaços vazios, que o espaço intergaláctico contém um campo magnético de intensidade pelo menos 10 -17 G . A estrutura magnética específica em grande escala do universo sugere "magnetogênese" primordial, que por sua vez poderia ter desempenhado um papel na formação de campos magnéticos dentro das galáxias, e também poderia alterar as estimativas da linha do tempo de recombinação no universo primitivo.
Anomalias em anisotropias
Pontos frios no fundo de micro-ondas cósmico , como o ponto frio WMAP encontrado pela Wilkinson Microwave Anisotropy Probe , podem ser explicados por um vazio cósmico extremamente grande que tem um raio de ~ 120 Mpc, contanto que o efeito Sachs-Wolfe integrado tardio foi contabilizado na solução possível. As anomalias nas análises de CMB estão agora sendo potencialmente explicadas pela existência de grandes vazios localizados abaixo da linha de visão em que os pontos frios se encontram.
Expansão
Embora a energia escura seja atualmente a explicação mais popular para a aceleração na expansão do universo , outra teoria elabora a possibilidade de nossa galáxia ser parte de um vazio cósmico muito grande e não tão denso. Segundo essa teoria, tal ambiente poderia ingenuamente levar à demanda de energia escura para resolver o problema com a aceleração observada. À medida que mais dados foi lançado sobre este tema as chances de ele ser uma solução realista no lugar do atual Λ CDM interpretação foi largamente reduzido, mas não todos juntos abandonado.
Teorias gravitacionais
A abundância de vazios, particularmente quando combinada com a abundância de aglomerados de galáxias, é um método promissor para testes de precisão de desvios da relatividade geral em grandes escalas e em regiões de baixa densidade.
O interior dos vazios freqüentemente parece aderir a parâmetros cosmológicos que diferem daqueles do universo conhecido. É por causa dessa característica única que os vazios cósmicos fazem grandes laboratórios para estudar os efeitos que o agrupamento gravitacional e as taxas de crescimento têm nas galáxias locais e na estrutura quando os parâmetros cosmológicos têm valores diferentes do universo externo. Devido à observação de que os vazios maiores permanecem predominantemente em um regime linear, com a maioria das estruturas exibindo simetria esférica no ambiente sub-denso; ou seja, a densidade insuficiente leva a interações gravitacionais partícula-partícula quase desprezíveis que, de outra forma, ocorreriam em uma região de densidade galáctica normal. Os modelos de teste para vazios podem ser executados com uma precisão muito alta. Os parâmetros cosmológicos que diferem nesses vazios são Ω m , Ω Λ e H 0 .
Veja também
Referências
links externos
- Cosmicvoids.net
- Vistas animadas de vazios e sua distribuição de Hume Feldman com Sergei Shandarin, Departamento de Física e Astronomia, Universidade de Kansas, Lawrence, KS, EUA.
- Visualização de estruturas próximas de grande escala Fairall, AP, Paverd, WR, & Ashley, RP