Vật lý thiên văn trong bóng đá: một kiểm tra GRT trên quy mô thiên hà và chất baryonic mất tích • Alexey Levin • Tin tức khoa học về "Yếu tố" • Vật lý thiên văn, Vũ trụ học

Vật lý thiên văn trong bóng đá: kiểm tra GRT trên quy mô thiên hà và chất baryon thiếu

Hình 1. Thiên hà hình elip ESO 325-G004. Một thiên hà xa xôi được thấu kính trên nó, dẫn đến sự hình thành của một vòng Einstein (trên thanh bên). Nó trở nên đáng chú ý sau khi trừ đi sự phát xạ của thiên hà ESO 325-G004 từ ảnh gốc (không xử lý như vậy, vòng Einstein bị lu mờ bởi ánh sáng từ vùng trung tâm của thiên hà). Hình ảnh từ bài viết trong thảo luậnKhoa học

Trong khi thế giới đang xem các trận đấu của vòng bảng World Cup, khoa học vẫn không đứng yên. Vào cuối tháng 6, hai bài báo đã được xuất bản với các kết quả vật lý thiên văn không tầm thường. Trong bài báo đầu tiên, các nhà khoa học, lợi dụng thực tế là thiên hà ESO 325-G004 có một thiên hà xa hơn, có thể tính khối lượng của ESO 325-G004 theo hai cách và do đó ước tính giá trị của tham số γ, tương đương với 1 trong lý thuyết tương đối tổng quát phù hợp với yêu cầu GTR. Trong công việc thứ hai, chúng tôi đã cố gắng sửa chữa những dấu vết để lại trong quang phổ của một đám mây xa xôi hai đám mây khí cực kỳ nóng. Trước đây, những đám mây như vậy không "biểu hiện" theo bất kỳ cách nào, do đó các nhà khoa học cuối cùng đã có thể phát hiện ít nhất một số vật chất baryonic còn thiếu trong vũ trụ.

Vào cuối tháng 6 trên tạp chí Khoa họcThiên nhiên Hai bài báo đã được xuất bản với những kết quả quan trọng xác nhận rằng ý tưởng của chúng tôi về cấu trúc của vũ trụ khá phản ánh thực tế.

Bài báo này là một nhóm các nhà khoa học từ các trường đại học ở Anh, Đức và Hoa Kỳ do Thomas E. Collett, xuất bản ngày 22 tháng 6 tại Khoa học Khả năng ứng dụng của lý thuyết tương đối tổng quát (GTR) được kiểm tra trên cơ sở các phép đo vượt ra ngoài ranh giới của Galaxy của chúng ta. Đây là xác minh chính xác nhất của lý thuyết này cho đến nay trên một quy mô vài nghìn năm ánh sáng. Cần lưu ý rằng đây là những chiều kích đặc trưng của các thiên hà lùn nhỏ nhất.

Việc kiểm tra thuyết tương đối rộng trên các không gian khác nhau đã được thực hiện nhiều lần và chắc chắn sẽ được lặp lại. Đến một mức độ lớn, điều này là do sự gia tốc của việc mở rộng Vũ trụ, được thách thức công khai vào cuối thế kỷ trước, hiện đang bị tranh chấp (có những kẻ dị giáo, nhưng không nhiều). Trong khuôn khổ của Mô hình vũ trụ chuẩn, sự tăng tốc này, được biết đến, do tác động của năng lượng tối, bản chất của nó vẫn không giải thích được. Tuy nhiên, nó có thể được giải thích mà không cần gọi giả thuyết này, nếu cách này hay cách khác để thay đổi phương trình trường hấp dẫn – nói cách khác, để từ bỏ GR.Có đủ lý thuyết cạnh tranh ở đây, nhưng thuyết phục của họ bị phá hoại mạnh mẽ bởi thực tế là các nhà thiên văn học không có quan sát nào theo cách xử lý rõ ràng sẽ mâu thuẫn với lý thuyết của Einstein.

Cơ sở lý thuyết cho nghiên cứu mới này là phương trình cho số liệu của một trường hấp dẫn yếu trong vũ trụ loại Friedmann mở rộng với một không gian có độ cong không đổi. Trong các tọa độ liên quan, nó trông giống như sau:

\ [\ mathrm % s ^ 2 = a ^ 2 (\ tau) \ left [- (1 + 2 \ mathrm {\ Phi}) \ mathrm % \ tau ^ 2 + (1 -2 \ mathrm { \ Psi}) g_ % \ mathrm % x ^ i \ mathrm % x ^ j \ phải], \]

trong đó τ là một trong các dạng phối hợp thời gian (đây là thời gian phù hợp (xem đường chân trời hạt), cho phép xác định một cách tự nhiên các khoảng thời gian trong Vũ trụ mở rộng), xtôixj – tọa độ không gian, gij – tensor metric ba chiều, một(τ) – yếu tố quy mô của vũ trụ. Φ và Ψ là hai điện thế hấp dẫn, hơn nữa, Φ là tiềm năng của trường xâm lược Newton, và Ψ là tiềm năng liên quan đến độ cong của không gian ba chiều. Trong lý thuyết của Einstein, cả hai tiềm năng chính xác trùng nhau, và do đó tỷ số của chúng γ = Ψ / Φ luôn bằng sự thống nhất. Đồng thời, nhiều lý thuyết thay thế cho rằng giải thích sự giãn nở tăng tốc của Vũ trụ mà không thu hút năng lượng tối xem xét γ như một tham số biến phụ thuộc vào quy mô.Do đó, các phép đo giá trị này ở các thang đo khác nhau được coi là một trong những cách hứa hẹn nhất để xác minh GR.

Các phép đo như vậy đã được thực hiện nhiều lần, tuy nhiên, các kết quả thu được vẫn còn mơ hồ. Trong hệ mặt trời, γ trùng với đơn vị lên đến một phần nghìn của một phần trăm. Tuy nhiên, kết quả này là khá mong đợi, vì độ cong của không gian bằng trọng lượng mặt trời rất nhỏ. Và các quan sát về quy mô hàng chục và hàng trăm triệu năm ánh sáng đã giúp xác định giá trị của γ với sai số 20-30%. Kết quả là, câu hỏi về sự tồn tại hoặc biến đổi của nó vẫn mở.

Collette và các cộng sự đã làm việc với dữ liệu quan sát từ thiên hà hình elip khổng lồ ESO 325-G004, nằm trong chòm sao Centaurus ở khoảng cách 465 triệu năm ánh sáng từ Mặt Trời. Họ sử dụng lời khai của hai dụng cụ: phổ MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) được cài đặt trên kính viễn vọng Yepun (một trong bốn kính thiên văn dài tám mét của tổ hợp VLT của Đài thiên văn Nam Âu nằm trên núi Cerro Paranal ở Chile) và ACS Khảo sát về Kính viễn vọng Không gian Hubble. Máy quang phổ MUSE cho phép chúng tôi thu thập dữ liệu về vận tốc của các ngôi sao có trong ESO 325-G004,và trên cơ sở này đánh giá khối lượng động của nó (xem khối lượng virion). Máy ảnh ACS có thể đo bán kính của vòng Einstein (xem vòng Einstein), phát sinh do thấu kính hấp dẫn bởi thiên hà ESO 325-G004 của ánh sáng từ một cụm sao khác cách chúng ta khoảng 10 tỷ năm ánh sáng. Bán kính này phụ thuộc vào khối lượng của thiên hà thấu kính, do đó định nghĩa của nó làm cho nó có thể ước tính khối lượng này theo một cách thứ hai và hoàn toàn độc lập. Tỷ lệ giữa hai ước tính khối lượng được cho bởi công thức Mdin = (1 + γ) / 2 · Mthấu kính. Dễ dàng thấy rằng đối với γ = 1 cả hai ước tính trùng khớp, và ngược lại chúng khác nhau. Cần lưu ý rằng cả hai tập hợp các phép đo đều cho kết quả khá chính xác do sự so sánh tương đối của ESO 325-G004 với Galaxy của chúng ta.

Một phân tích lý thuyết về số liệu thu thập cho thấy rằng ở trung tâm của ESO 325-G004 nằm một lỗ đen, kéo trên 3,8 tỷ khối lượng mặt trời. Nhưng nó đã được, để nói chuyện, một tiền thưởng thêm. Điều quan trọng hơn là giá trị số đo được của tham số γ nằm trong khoảng 0,97 ± 0,09. Kết quả này có giá trị trên phạm vi bán kính của vòng Einstein, mà trong trường hợp này là khoảng 2 kiloparsec (khoảng 6 nghìn năm ánh sáng, bán kính góc là khoảng ba giây của vòng cung).Vì vậy, lần đầu tiên, GR đã đứng kiểm tra việc xác minh khả năng ứng dụng của nó ở khoảng cách vũ trụ của lệnh này. Kết quả này cho phép loại bỏ một số mô hình thay thế của động lực của vũ trụ.

Hai ngày trước, vào ngày 20 tháng 6, trên một tạp chí Thiên nhiên Một bài báo của một nhóm các nhà thiên văn học và vật lý thiên văn quốc tế, đứng đầu là Fabrizio Nicastro thuộc Viện Vật lý thiên văn Quốc gia Ý, đã xuất hiện. Có lẽ, họ quản lý ít nhất một phần để giải quyết câu đố cũ, mà thường được gọi là vấn đề thiếu baryons. Theo mô hình vũ trụ chuẩn, cân bằng khối lượng năng lượng của vũ trụ là khoảng 70% do sự đóng góp của năng lượng tối và 25% vật chất tối khác. 5 phần trăm còn lại của vũ trụ gần như hoàn toàn bao gồm thành phần baryon – hạt nhân của hydrogen, heli và các nguyên tố nặng hơn (tất nhiên, vẫn có electron, neutrino và photon, nhưng sự đóng góp của chúng là không đáng kể). Ước tính này được thực hiện trên cơ sở phân tích các biến động của phổ của bức xạ nền, mang dấu ấn của các quá trình của quá trình tổng hợp nucleosynthesis trong vũ trụ mới được tạo ra.Hơn nữa, việc nghiên cứu quang phổ của các quasar rất xa cho thấy rằng tất cả các baryon "tính toán" đã tồn tại ở giai đoạn đầu của sự tiến hóa của vũ trụ, khi tuổi của nó không vượt quá 2-3 tỷ năm.

Tuy nhiên, đây là nơi mà vấn đề nảy sinh. Cho đến nay, tài khoản baryonic hoàn chỉnh nhất chứa chất sao, khí intragalactic lạnh, halos thiên hà và cái gọi là môi trường trung gian nóng và nóng (môi trường nóng trung gian nóng, WHIM) chỉ cung cấp 61% lượng baryon “tính toán” , sao chỉ chứa 7% tổng khối lượng của chúng). Đúng, chỉ có thể tính đến thành phần của nhiệt độ thấp nhất (được gọi là thành phần ấm) của WHIM, nơi nhiệt độ khí nằm trong khoảng từ một trăm nghìn đến nửa triệu độ. Nhờ hệ thống sưởi "khiêm tốn" như vậy, thành phần này chứa một lượng hydro trung tính không đáng kể. Vì các nguyên tử của nó giữ lại các electron của chúng, chúng có thể phát ra các photon năng lượng khác nhau, được ghi lại một cách đáng tin cậy bởi các thiết bị thiên văn. Các nghiên cứu về quang phổ này, được thực hiện trong những năm gần đây, đã chỉ ra rằng thành phần ấm của WHIM chứa khoảng 15% vật chất baryonic của vũ trụ – tức là khoảng quarter tổng khối lượng của nó, đã được phát hiện cho đến nay.Mức thâm hụt rất đáng kể 39% vẫn không bị phát hiện.

Vào năm 2012, hai trong số các tác giả của bài viết đang được thảo luận trong Thiên nhiên Charles Danforth và Michael Shull đã đề xuất một giải pháp cho vấn đề này. Họ gợi ý rằng các baryon còn thiếu chủ yếu được bao phủ trong các vòi phun khổng lồ của khí rất nóng (được làm nóng đến hàng triệu và hàng chục triệu độ) kết nối các cụm thiên hà và siêu liên kết. Sự hiện diện của các máy bay phản lực, các sợi gọi là, được thiết lập đáng tin cậy bởi nhiều quan sát. Các sợi được làm đầy với thành phần nóng nhất của WHIM, chứa hydro gần như hoàn toàn bị ion hóa.

Giải thích được đề xuất về sự thiếu hụt baryon quan sát được, cho tất cả sự thuyết phục của nó, không dễ xác minh. Một mặt, hydro siêu nóng bên trong sợi cực kỳ thưa thớt (từ một đến mười hạt trên một mét khối), và kích thước của sợi tương đối nhỏ (1-10 megaparsec). Mặt khác, các proton còn lại mà không có các electron không thể là một nguồn phổ của dòng đặc trưng, ​​khiến cho nó có thể thiết lập sự hiện diện của khí này. Tuy nhiên, các sợi có thể chứa một lượng nhỏ các nguyên tử ion hóa cao của các nguyên tố khác có chứa một phần nhỏ các electron ở trạng thái liên kết.Các ion này có thể tạo ra bức xạ với các đặc tính phổ khá dễ nhận biết, nằm trong vùng tia cực tím và / hoặc tia X. Đúng, cường độ dự kiến ​​của các tín hiệu như vậy là cực kỳ nhỏ, do đó phát hiện của chúng là một thách thức rất khó cho các nhà nghiên cứu.

Bây giờ nhiệm vụ này ít nhất đã được giải quyết một phần nhờ vào thiết bị của đài quan sát X-Newton ở châu Âu. Nicastro và các đồng sự của ông với sự giúp đỡ của nó đã tích lũy dữ liệu về bức xạ của một tia X quang rất sáng 1ES 1553 + 113, từ xa dải Ngân Hà cho ít nhất 2,200 megaparsec (khoảng 7 tỷ năm ánh sáng). Trên đường đến Trái đất, bức xạ này truyền qua hai sợi khí nóng thiên hà nằm giữa các khoảng cách khác nhau từ thiên hà của chúng ta (các redshifts của chúng là 0,36 và 0,43, Hình 2). Vượt qua các sợi, nó chuyển vào trạng thái kích thích các nguyên tử oxy bị ion hóa cao chỉ chứa một cặp (thay vì tám electron được quy định). Những ion này, với các electron bị bỏ rơi ở các mức năng lượng cao, lần lượt tạo ra các tia X thứ cấp, mà đài quan sát đã ghi lại.Việc thu thập thông tin này, được thực hiện trong 2015–17, mất một thời gian rất dài (1,75 triệu giây – gần 490 giờ), cho phép vượt quá đáng kể tín hiệu nhiễu. Dữ liệu tích lũy cho phép chúng tôi xác định nồng độ của các ion oxy trong sợi và, trên cơ sở này, để tính toán thành phần baryon của nó, nhưng trong một phạm vi rất rộng các giá trị.

Hình 2 Sơ đồ điều tra phổ Blazar 1ES 1553 + 113. Dấu vết đã được tìm thấy trong vùng X quang của nó, mà các nhà khoa học tin rằng là do sự truyền ánh sáng từ blazar qua hai sợi khí nóng thiên hà. Hình ảnh từ một bản tóm tắt phổ biến cho bài viết đang được thảo luận trong Thiên nhiên

Các tác giả đi đến kết luận rằng việc chuyển thông tin về các ion hydro và các nguyên tố khác bên trong hai sợi này vào toàn bộ không gian cho phép chiếm tới 9 đến 40 phần trăm tổng số baryonic của vũ trụ. Có thể thấy rằng giới hạn trên của phân đoạn này hầu như tương ứng chính xác với sự thiếu hụt baryon quan sát được, nhưng giới hạn dưới thấp hơn rất nhiều. Vì vậy, các quan sát bổ sung tất nhiên là cần thiết,nhưng một khởi đầu tốt đã tồn tại.

Để công bằng, cần lưu ý rằng các giả định mà dựa trên đó ước tính mật độ baryon vẫn cần phải được tinh chế. Redshift của blazar 1ES 1553 + 113 được thiết lập chỉ xấp xỉ, nó chỉ được biết rằng nó không thể nhỏ hơn 0,41. Điều này không nghi ngờ về khả năng ánh sáng của nó đi qua gần nhất của hai sợi, nhưng câu hỏi "quét qua" một dây tóc xa hơn vẫn mở trong thời gian này. Nó cũng có thể là bức xạ của blazar ít nhất được hấp thụ một phần không phải bởi các sợi, mà là bởi khí intragalactic, nhưng Nicastro và các đồng tác giả của ông xem xét khả năng này không khả thi.

Nói chung, vẫn còn rất nhiều công việc, nhưng một sự khởi đầu đã được thực hiện. Nicastro và các thành viên trong nhóm của ông dự định sẽ tiếp tục nghiên cứu sử dụng các thiết bị từ cả đài quan sát XMM-Newton và kính viễn vọng tia X Chandra của Mỹ. Tuy nhiên, giải pháp cuối cùng cho vấn đề thiếu hụt baryon vũ trụ có thể phải đợi cho đến khi ra mắt Đài quan sát vũ trụ châu Âu Athena (Kính thiên văn tiên tiến cho Vật lý thiên văn năng lượng cao), được lên kế hoạch cho năm 2028.

Nguồn:
1) Thomas E. Collett, Lindsay J. Oldham, Russell J. Smith, Matthew W. Auger, Kyle B. Westfall, David Bacon, Robert C. Nichol, Karen L. Masters, Kazuya Koyama, Remco van den Bosch.Một thử nghiệm extragalactic chính xác của Thuyết tương đối rộng / Khoa học. 2018. DOI: 10.1126 / science.aao2469.
2) F. Nicastro, J. Kaastra, Y. Krongold, S. Borgani, E. Branchini, R. Cen, M. Dadina, CW Danforth, M. Elvis, F. Fiore, A. Gupta, S. Mathur, D Mayya, F. Paerels, L. Piro, D. Rosa-Gonzalez, J. Schaye, JM Shull, J. Torres-Zafra, N. Wijers & L. Zappacosta. Quan sát các baryon trong môi trường trung gian nóng ấm // Thiên nhiên. 2018. DOI: 10.1038 / s41586-018-0204-1.

Alexey Levin


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: