عرض مصدر التذبذبات الصوتية الباريونية

{{لا صندوق معلومات}}
{{يتيمة|تاريخ=فبراير 2023}}
في [[علم الكون|علم الكونيات]] ، '''تذبذبات صوتية للباريونات''' ( '''baryon acoustic oscillations )''' '''BAO''' هي تقلبات في كثافة المادة [[باريون|الباريونية]] المرئية (المادة الطبيعية) للكون (الباريونات هي الجسيمات الأثقل من البروتون والنيوترون) ، بسبب موجات الكثافة [[علم الصوت|الصوتية]] في البلازما البدائية للكون المبكر. بنفس الطريقة التي توفر بها [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] " [[سلم المسافات الكونية|شمعات قياسية]] " للمشاهدات الفلكية ، <ref name="ref:Perlmutter">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Perlmutter
| الأول = S.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 1999
| عنوان = Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 517
| العدد = 2
| صفحات = 565–586
| arxiv = astro-ph/9812133
| bibcode = 1999ApJ...517..565P
| DOI = 10.1086/307221
}}</ref> يوفر تجميع المادة الباريونية " مسطرة قياسية " لمقياس الطول في علم الكونيات.<ref name="ref:EisensteinNAR">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Eisenstein
| الأول = D. J.
| سنة = 2005
| عنوان = Dark energy and cosmic sound
| صحيفة = [[New Astronomy Reviews]]
| المجلد = 49
| العدد = 7–9
| صفحة = 360
| bibcode = 2005NewAR..49..360E
| DOI = 10.1016/j.newar.2005.08.005
| osti = 987204
| مسار = https://www.osti.gov/biblio/987204
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202105043/https://www.osti.gov/biblio/987204|تاريخ أرشيف=2023-02-02}}</ref> يتم تحديد طول هذا المسطرة القياسية من خلال أقصى مسافة يمكن أن تنتقل بها الموجات الصوتية في البلازما البدائية قبل أن تبرد البلازما إلى النقطة التي أصبحت فيها ذرات محايدة ( [[إعادة الاندماج (علم الكون)|حقبة إعادة التركيب]] ) ، مما أوقف توسع موجات كثافة البلازما ، "تجميدها" في مكانها. يمكن قياس طول هذه المسطرة القياسية (490 مليون سنة ضوئية في عالم اليوم <ref name="ref:EisensteinAPJ">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Eisenstein
| الأول = D. J.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2005
| عنوان = Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 633
| العدد = 2
| صفحات = 560–574
| arxiv = astro-ph/0501171
| bibcode = 2005ApJ...633..560E
| DOI = 10.1086/466512
}}</ref> ) من خلال النظر إلى [[الكون المرصود|بنية المادة في نطاق واسع]] باستخدام إجراء مشاهدات [[مسح فلكي|المسوحات الفلكية]] .<ref name="ref:EisensteinAPJ" /> فهذه تبحث في توزيع المادة في الكون على النطاق ، أي مساحات يكون طولها وعرضها أكثر من نحو 450 سنة ضوئية. تساعد قياسات التذبذبات BAO علماء الكونيات على فهم المزيد عن طبيعة [[طاقة مظلمة|الطاقة المظلمة]] (التي تسبب [[تسارع توسع الكون|التوسع المتسارع للكون]] ) .<ref name="ref:EisensteinNAR" />

== الكون المبكر ==
تألف الكون المبكر من [[بلازما (فيزياء)|بلازما]] ساخنة وكثيفة من [[إلكترون|الإلكترونات]] [[باريون|والباريونات]] (والتي تشمل البروتونات والنيوترونات وغيرها من جسيمات أثقل منها). كانت [[فوتون|الفوتونات]] (الجسيمات الضوئية ، أو الموجات الكهرومغناطيسية ومن ضمنها الضوء ) التي تنتقل في هذا الكون محاصرة بشكل أساسي ، وغير قادرة على السفر لأي مسافة كبيرة قبل التفاعل مع البلازما عبر [[تبعثر تومسون|تشتت طومسون]] .<ref name="ref:Dodelson">
{{استشهاد بكتاب
| عنوان = Modern Cosmology
| مسار = https://archive.org/details/moderncosmology0000dode
| مؤلف = Dodelson
| مؤلف1-الأول = S.
| ناشر = [[Academic Press]]
| سنة = 2003
| isbn = 978-0122191411
}}</ref> يُعرف متوسط المسافة التي يمكن أن يقطعها الفوتون قبل التفاعل مع البلازما [[مسار حر وسطي|بمتوسط المسار الحر]] للفوتون. مع توسع الكون ، بردت البلازما إلى أقل من 3000 كلفن - طاقة منخفضة بما يكفي بحيث يمكن للإلكترونات والبروتونات في البلازما أن تتحد لتشكل [[ذرة الهيدروجين|ذرات هيدروجين]] متعادلة وكذلك نسبة قليلة من الهيليوم. حدث [[إعادة الاندماج (علم الكون)|إعادة التركيب]] (أي أكتساب البروتون إلكترونا ليكوّن ذرة الهيدروجين ، واكتساب جسيم ألفا إلكترونين لتكوين ذرة هيليوم) هذا عندما كان عمر الكون حوالي 379000 سنة ، أو عند [[انزياح أحمر]] لـ {{بدون لف|1=''z'' = 1089}} .<ref name="ref:Dodelson" /> تتفاعل الفوتونات بدرجة أقل بكثير مع المادة المحايدة ، وبالتالي عند إعادة التركيب أصبح الكون شفافًا للفوتونات ، مما يسمح لها بالانفصال عن المادة والتدفق الحر عبر الكون.<ref name="ref:Dodelson" /> [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|فإشعاع الخلفية الكونية الميكروويف]] (CMB) هو ضوء انبعث بعد إعادة التركيب ، والآن نراه بواسطة تلسكوباتنا كموجات راديوية في جميع أنحاء السماء نظرًا لأنه يبدي إزاحته إلى اللون الأحمر. لذلك ، بالنظر إلى بيانات [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|مسبار ويلكينسون لتباين الميكروويف]] (WMAP) ، ينظر المرء بشكل أساسي إلى الوراء في الوقت عندما كان عمر الكون 379000 عام فقط .<ref name="ref:Dodelson" />
[[ملف:Ilc_9yr_moll4096.png|مركز|تصغير|350x350بك| الشكل 1: تباين درجة حرارة [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|CMB]] بناءً على بيانات [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|WMAP]] لمدة تسع سنوات (2012).<ref name="Space-20121221">
{{استشهاد بويب
| تاريخ = December 21, 2012
| ناشر = [[Space.com]]
| الأخير = Gannon
| الأول = M.
| عنوان = New 'Baby Picture' of Universe Unveiled
| تاريخ الوصول= December 21, 2012
| تاريخ أرشيف= 20 فبراير 2023
| مسار  = http://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html
| مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230220022830/https://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html
}}</ref><ref name="arXiv-20121220">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Bennett
| الأول = C. L.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2012
| عنوان = Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results
| arxiv = 1212.5225
| DOI = 10.1088/0067-0049/208/2/20
| المجلد = 208
| العدد = 2
| صحيفة = The Astrophysical Journal Supplement Series
| صفحة = 20
| bibcode = 2013ApJS..208...20B
}}</ref><ref name="ref:WMAP">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Hinshaw
| الأول = G.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2009
| عنوان = Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: Data processing, sky maps, and basic results
| مسار = http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic_reprint.pdf
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 180
| العدد = 2
| صفحات = 225–245
| arxiv = 0803.0732
| bibcode = 2009ApJS..180..225H
| DOI = 10.1088/0067-0049/180/2/225
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202110906/https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic_reprint.pdf|تاريخ أرشيف=2023-02-02}}</ref>]]
تشير [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|قياسات WMAP]] (الشكل 1) إلى كون سلس ومتجانس مع [[تباين الخواص|تباين]] كثافة يبلغ 10 أجزاء في المليون (أي أن تباين الألوان في الصورة مبالغ فيه بشدة، وهذا مقصود) .<ref name="مولد تلقائيا1">
{{استشهاد بكتاب
| عنوان = Modern Cosmology
| مسار = https://archive.org/details/moderncosmology0000dode
| مؤلف = Dodelson
| مؤلف1-الأول = S.
| ناشر = [[Academic Press]]
| سنة = 2003
| isbn = 978-0122191411
}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFDodelson2003">Dodelson, S. (2003). ''Modern Cosmology''. [[الصحافة الأكاديمية|Academic Press]]. [[النظام القياسي الدولي لترقيم الكتب|ISBN]]&nbsp;[[خاص: BookSources / 978-0122191411|<bdi>978-0122191411</bdi>]].</cite></ref> ومع ذلك هناك هياكل كبيرة وتقلبات في الكثافة في الكون الحالي. المجرات ، على سبيل المثال ، أكثر كثافة بمليون مرة من متوسط كثافة الكون (كثافة المادة بين المجرات) .<ref name="مولد تلقائيا2">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Eisenstein
| الأول = D. J.
| سنة = 2005
| عنوان = Dark energy and cosmic sound
| صحيفة = [[New Astronomy Reviews]]
| المجلد = 49
| العدد = 7–9
| صفحة = 360
| bibcode = 2005NewAR..49..360E
| DOI = 10.1016/j.newar.2005.08.005
| osti = 987204
| مسار = https://www.osti.gov/biblio/987204
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202105043/https://www.osti.gov/biblio/987204|تاريخ أرشيف=2023-02-02}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFEisenstein2005">Eisenstein, D. J. (2005). [https://www.osti.gov/biblio/987204 "Dark energy and cosmic sound"]. ''[[New Astronomy Reviews]]''. '''49''' (7–9): 360. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005NewAR..49..360E 2005NewAR..49..360E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1016/j.newar.2005.08.005|10.1016/j.newar.2005.08.005]]. [[OSTI (المعرّف)|OSTI]]&nbsp;[//www.osti.gov/biblio/987204 987204].</cite></ref> الاعتقاد السائد هو أن الكون قد بُني بطريقة تصاعدية ، مما يعني أن تباين الخواص الصغيرة في بدايات الكون كان بمثابة بذور جاذبية للبنية التي نشأت بعد ذلك بتأثير الجاذبية ونشاهدها اليوم. تجذب المناطق الكثيفة المزيد من المادة ، في حين أن المناطق الأقل كثافة تجتذب أقل ، وبالتالي فإن هذه التباينات الصغيرة ، التي تُرى في إشعاع الخلفية الكونية الميكروية CMB ، أصبحت الهياكل واسعة النطاق في الكون اليوم.

== صوت كوني ==
تخيل منطقة مفرطة الكثافة من [[تشكل البنية|البلازما البدائية]] . بينما تجذب هذه المنطقة ذات الكثافة الزائدة [[جاذبية|الجاذبية]] المادة نحوها ، فإن حرارة تفاعلات الفوتون مع المادة تخلق قدرًا كبيرًا من [[ضغط|الضغط]] إلى الخارج. كوّنت قوى الجاذبية والضغط المعاكس [[تذبذب (فيزياء)|ذبذبات]] مماثلة [[صوت|للموجات الصوتية]] الناتجة عن اختلافات الضغط.<ref name="مولد تلقائيا3">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Eisenstein
| الأول = D. J.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2005
| عنوان = Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 633
| العدد = 2
| صفحات = 560–574
| arxiv = astro-ph/0501171
| bibcode = 2005ApJ...633..560E
| DOI = 10.1086/466512
}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true">Eisenstein, D. J.; et&nbsp;al. (2005). "Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies". ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|The Astrophysical Journal]]''. '''633''' (2): 560–574. [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0501171 astro-ph/0501171]</span>. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...633..560E 2005ApJ...633..560E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1086/466512|10.1086/466512]]. [[سيمانتك سكولر|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4834543 4834543].</cite></ref>

تحتوي هذه المنطقة المفرطة الكثافة على [[مادة مظلمة|المادة المظلمة]] [[باريون|والباريونات]] [[فوتون|والفوتونات]] . ينتج عن الضغط موجات صوتية كروية لكل من الباريونات والفوتونات فتتحرك بسرعة تزيد قليلاً عن نصف [[سرعة الضوء]] <ref name="ref:SunyaevZeldovich">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Sunyaev
| الأول = R.
| الأخير2 = Zeldovich
| الأول2 = Ya. B.
| سنة = 1970
| عنوان = Small-Scale Fluctuations of Relic Radiation
| صحيفة = [[Astrophysics and Space Science]]
| المجلد = 7
| العدد = 1
| صفحة = 3
| bibcode = 1970Ap&SS...7....3S
| DOI = 10.1007/BF00653471
| مسار = https://link.springer.com/article/10.1007/BF00653471
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20231115021224/http://link.springer.com/article/10.1007/BF00653471|تاريخ أرشيف=2023-11-15}}</ref><ref name="ref:PeeblesYu">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Peebles
| الأول = P. J. E.
| الأخير2 = Yu
| الأول2 = J. T.
| سنة = 1970
| عنوان = Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 162
| صفحة = 815
| bibcode = 1970ApJ...162..815P
| DOI = 10.1086/150713
}}</ref> إلى الخارج مبتعدة عن الكثافة الزائدة. وتتفاعل المادة المظلمة بالجاذبية فقط ، ولذا فهي تبقى في مركز الموجة الصوتية ، وهو أصل الكثافة الزائدة. قبل الانفصال ، تحركت الفوتونات والباريونات معًا وانتشرت للخارج. وبعد الانفصال لم تعد الفوتونات تتفاعل مع المادة الباريونية وانتشرت بعيدًا. أدى ذلك إلى تخفيف الضغط على النظام ، تاركًا وراءه طبقات فوق طبقات من المادة الباريونية. من بين تلك الطبقات ، التي تمثل أطوال موجات مختلفة للموجات الصوتية ، تتوافق طبقة الرنين مع الطبقة الأولى حيث أن تلك الطبقة (المتكورة) تقطع نفس المسافة لجميع الكثافات الزائدة قبل الانفصال. غالبًا ما يشار إلى هذا النصف قطر باسم "أفق الصوت".<ref name="مولد تلقائيا3" /> بدون ضغط الباريونات الضوئية الذي يدفع النظام للخارج ، كانت القوة الوحيدة المتبقية على الباريونات هي الجاذبية. لذلك شكلت الباريونات والمادة المظلمة (التي تُركت في مركز الاضطراب) تكوينًا يتضمن كثافات زائدة للمادة في كل من الموقع الأصلي للتباين anisotropy وفي (طبقة) الغلاف في أفق الصوت لذلك التباين.<ref name="ref:EisensteinAPJ" />

أصبحت مثل هذه التباينات في النهاية تموجات في كثافة المادة التي من شأنها أن تشكل [[مجرة|المجرات]] . لذلك يتوقع المرء أن يرى عددًا أكبر من أزواج المجرات مفصولة بمقياس مسافة أفق الصوت مقارنة بمقاييس الطول الأخرى.<ref name="مولد تلقائيا3" /> حدث هذا التكوين الخاص للمادة في كل تباين في الكون المبكر ، وبالتالي فإن الكون لا يتكون من تموج صوتي واحد ، <ref>See http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20181105221013/https://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif|date=2018-11-05 }}</ref> ولكن العديد من التموجات المتداخلة.<ref>See http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20201117132526/https://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif|date=2020-11-17 }}</ref> فعلى سبيل المثال ، تخيل إلقاء العديد من الحصى في بركة ومشاهدة أنماط الموجات الناتجة في الماء.<ref name="مولد تلقائيا4">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Eisenstein
| الأول = D. J.
| سنة = 2005
| عنوان = Dark energy and cosmic sound
| صحيفة = [[New Astronomy Reviews]]
| المجلد = 49
| العدد = 7–9
| صفحة = 360
| bibcode = 2005NewAR..49..360E
| DOI = 10.1016/j.newar.2005.08.005
| osti = 987204
| مسار = https://www.osti.gov/biblio/987204
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202105043/https://www.osti.gov/biblio/987204|تاريخ أرشيف=2023-02-02}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFEisenstein2005">Eisenstein, D. J. (2005). [https://www.osti.gov/biblio/987204 "Dark energy and cosmic sound"]. ''[[New Astronomy Reviews]]''. '''49''' (7–9): 360. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005NewAR..49..360E 2005NewAR..49..360E]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1016/j.newar.2005.08.005|10.1016/j.newar.2005.08.005]]. [[OSTI (المعرف)|OSTI]]&nbsp;[//www.osti.gov/biblio/987204 987204].</cite></ref> لا يمكن مشاهدة هذا الفصل المفضل للمجرات على مقياس أفق الصوت بالعين ، ولكن يمكن قياس هذا النظام [[إحصاء|إحصائيًا]] من خلال النظر إلى تباعد أعداد كبيرة من المجرات.

== مسطرة قياسية ==
كانت فيزياء انتشار موجات الباريون في [[تاريخ الكون|بدايات الكون]] بسيطة إلى حد ما. نتيجة لذلك ، يمكن لعلماء الكون التنبؤ بحجم أفق الصوت في وقت [[إعادة الاندماج (علم الكون)|إعادة التركيب]] . بالإضافة إلى ذلك يوفر أشعاع الخلفية الكونية الميكروي [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|CMB]] قياسًا لهذا المقياس بدقة عالية.<ref name="مولد تلقائيا3" /> ومع ذلك ففي الفترة بين إعادة التركيب واليوم الحاضر ، كان الكون [[تمدد الكون|يتوسع]] . هذا التوسع مدعوم الأن جيدًا [[قانون هابل|بالمشاهدات]] وهو أحد أسس [[الانفجار العظيم|نموذج الانفجار العظيم]] . في أواخر التسعينيات ، حددت أرصاد [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] <ref name="مولد تلقائيا5">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Perlmutter
| الأول = S.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 1999
| عنوان = Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 517
| العدد = 2
| صفحات = 565–586
| arxiv = astro-ph/9812133
| bibcode = 1999ApJ...517..565P
| DOI = 10.1086/307221
}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFPerlmutter1999">Perlmutter, S.; et&nbsp;al. (1999). "Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae". ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|The Astrophysical Journal]]''. '''517''' (2): 565–586. [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/9812133 astro-ph/9812133]</span>. [[بيب كود|Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...517..565P 1999ApJ...517..565P]. [[معرف الغرض الرقمي|doi]]:[[doi:10.1086/307221|10.1086/307221]]. [[سيمانتك سكولر|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:118910636 118910636].</cite></ref> أن الكون لا يتوسع فحسب ، بل إنه يتوسع بمعدل متزايد. وأصبح الفهم الأفضل [[تسارع توسع الكون|لتسارع الكون]] ، أو [[طاقة مظلمة|الطاقة المظلمة]] ، أحد أهم التساؤلات في علم الكون اليوم. لفهم طبيعة الطاقة المظلمة ، من المهم أن يكون لديك مجموعة متنوعة من الطرق لقياس التسارع. يمكن أن تضيف الذبذبات الصوتية للباريونات BAO إلى مجموعة المعرفة حول هذا التسارع من خلال مقارنة مشاهدات أفق الصوت اليوم (باستخدام تجمع المجرات) بأفق الصوت في وقت إعادة التركيب (باستخدام CMB).<ref name="ref:EisensteinAPJ" /> وبالتالي توفر BAO مسطرة قياس يمكن من خلالها فهم طبيعة التسارع بشكل أفضل ، وهذه الطريقة تعتبر مستقلة تمامًا عن [[طاقة مظلمة|طريقة القياس بالمستعرات العظمى]] .

== إشارة من التذبذبات الصوتية للباريونان في مسح سلووان الرقمي للسماء ==
[[مسح سلووان الرقمي للسماء]] (SDSS) هو تصوير رئيسي متعدد الأطياف ومسح طيفي للانزياح الأحمر باستخدام [[تلسكوب بصري|تلسكوب SDSS البصري]] بزاوية واسعة 2.5 متر SDSS [[مرصد أباتشي بوينت|لتلسكوب Apache Point]] في [[نيومكسيكو|نيو مكسيكو]] . كان الهدف من هذا الاستطلاع الذي استغرق خمس سنوات هو التقاط صور [[مطيافية فلكية|وأطياف]] لملايين الأجرام السماوية. ونتيجة تجميع بيانات المسح SDSS هي خريطة ثلاثية الأبعاد للأجرام الفلكية في الكون القريب: كتالوج SDSS. يوفر كتالوج مسح سلووان الرقمي للسماء SDSS صورة لتوزيع المادة في جزء كبير بما يكفي من الكون بحيث يمكن للمرء البحث عن إشارة التذبذبات BAO من خلال مشاهدات ما إذا كانت هناك وفرة ذات دلالة إحصائية للمجرات مفصولة بمسافة أفق الصوت المتوقعة.

نظر فريق المسح SDSS في عينة من 46748 مجرة حمراء مضيئة (LRGs) ، وأكثر من 3816 درجة مربعة من السماء (قطرها حوالي خمسة مليارات [[سنة ضوئية|سنة]] ضوئية) [[انزياح أحمر|وانزياح]] أحمر يصل إلى {{بدون لف|1=''z'' = 0.47}} .<ref name="مولد تلقائيا3" /> قاموا بتحليل تجميع هذه المجرات عن طريق حساب دالة ارتباط ثنائية النقاط على البيانات.<ref name="ref:LandySzalay">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Landy
| الأول = S. D.
| الأخير2 = Szalay
| الأول2 = A. S.
| سنة = 1993
| عنوان = Bias and variance of angular correlation functions
| صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد = 412
| صفحة = 64
| bibcode = 1993ApJ...412...64L
| DOI = 10.1086/172900
}}</ref> الدالة المتعلقة (ξ) هي دالة على مسافة/ مسافات الفصل بين المجرات [[مسافة مسايرة|وتصف]] احتمالية العثور على مجرة على مسافة معينة من مجرة أخرى.<ref name="ref:Peebles">
{{استشهاد بكتاب
| عنوان = The large-scale structure of the universe
| مؤلف = Peebles
| مؤلف1-الأول = P. J. E.
| ناشر = [[دار نشر جامعة برنستون]]
| سنة = 1980
| isbn = 978-0-691-08240-0
| bibcode = 1980lssu.book.....P
}}</ref> قد يتوقع المرء ارتباطًا عاليًا بين المجرات على مسافات فصل صغيرة (بسبب الطبيعة المتكتلة لتشكيل المجرات) وارتباط منخفض على مسافات فصل كبيرة. ستظهر إشارة BAO على شكل نتوء في دالة الارتباط عند فاصل مشترك يساوي أفق الصوت. تم اكتشاف هذه الإشارة بواسطة فريق مسح سلووان في عام 2005.<ref name="ref:EisensteinAPJ" /><ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://www.sdss.org/news/releases/20050111.yardstick.html
| عنوان = Science Blog from the SDSS &#124; News from the Sloan Digital Sky Surveys
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202115446/https://www.sdss.org/news/releases/20050111.yardstick.html|تاريخ أرشيف=2023-02-02}}</ref> أكد مسح سلووان نتائج WMAP وأن أفق الصوت هو ~ {{Val|150}} مليون فرسخ فلكي في عالم اليوم.<ref name="ref:EisensteinAPJ" /><ref name="مولد تلقائيا2" />

== الكشف في استطلاعات المجرات الأخرى ==
أبلغ التعاون 2dFGRS وتعاون مسح سلووان SDSS عن اكتشاف إشارة BAO في طيف الطاقة في نفس الوقت تقريبًا في 2005.<ref name="ref:ColesAPJ">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Cole
| الأول = S.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2005
| عنوان = The 2dF Galaxy Redshift Survey: Power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications
| صحيفة = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
| المجلد = 362
| العدد = 2
| صفحات = 505–534
| arxiv = astro-ph/0501174
| bibcode = 2005MNRAS.362..505C
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x
}}</ref> تم تكريم كلا الفريقين والاعتراف بهما لاكتشافهما من قبل المجتمع العلمي كما يتضح من [[قائمة الحاصلين على جائزة شو|جائزة Shaw]] 2014 في علم الفلك <ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://www.shawprize.org/en/shaw.php?tmp=3&twoid=96&threeid=232&fourid=402
| عنوان = Shaw Prize 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180911191203/http://www.shawprize.org/en/shaw.php?tmp=3&twoid=96&threeid=232&fourid=402
| تاريخ أرشيف = 2018-09-11
| تاريخ الوصول = 2016-11-22
| حالة المسار = dead
}}</ref> التي مُنحت لكلا المجموعتين. منذ ذلك الحين ، تم الإبلاغ عن المزيد من الاكتشافات في مسح المجرة 6dF (6dFGS) في عام 2011 ، <ref name="ref:BeutlerMNRAS">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Beutler
| الأول = F.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2011
| عنوان = The 6dF Galaxy Survey: Baryon acoustic oscillations and the local Hubble constant
| صحيفة = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
| المجلد = 416
| العدد = 4
| صفحة = 3017B
| arxiv = 1106.3366
| bibcode = 2011MNRAS.416.3017B
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2011.19250.x
}}</ref> و ويغليز في عام 2011 <ref name="ref:BlakeMNRAS">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Blake
| الأول = C.
| إظهار المؤلفين = etal
| سنة = 2011
| عنوان = The WiggleZ Dark Energy Survey: Mapping the distance-redshift relation with baryon acoustic oscillations
| صحيفة = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
| المجلد = 418
| العدد = 3
| صفحة = 1707
| arxiv = 1108.2635
| bibcode = 2011MNRAS.418.1707B
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2011.19592.x
}}</ref> ، [[مسح سلووان الرقمي للسماء|وبوس]] في عام 2012.<ref name="ref:AndersonMNRAS">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Anderson
| الأول = L.
| سنة = 2012
| إظهار المؤلفين = etal
| عنوان = The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Baryon acoustic oscillations in the Data Release 9 spectroscopic galaxy sample
| صحيفة = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
| المجلد = 427
| العدد = 4
| صفحة = 3435
| arxiv = 1203.6594
| bibcode = 2012MNRAS.427.3435A
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2012.22066.x
}}</ref>

== شكلية الطاقة المظلمة ==

=== قيود BAO على معلمات الطاقة المظلمة ===
توفر الذبذبات الصوتية للباريونات في الاتجاهين الشعاعي والعرضي قياسات [[قانون هابل|معامل هابل]] ومسافة القطر الزاوي ، على التوالي. يمكن أن تتضمن مسافة القطر الزاوي ومعامل هابل دالات مختلفة تشرح سلوك الطاقة المظلمة.<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Chevallier
| الأول = M
| الأخير2 = Polarski
| الأول2 = D.
| سنة = 2001
| عنوان = Accelerating Universes with Scaling Dark Matter
| صحيفة = [[International Journal of Modern Physics D]]
| المجلد = 10
| العدد = 2
| صفحات = 213–224
| arxiv = gr-qc/0009008
| bibcode = 2001IJMPD..10..213C
| DOI = 10.1142/S0218271801000822
}}</ref><ref>
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Barbosa Jr.
| الأول = E. M.
| الأخير2 = Alcaniz
| الأول2 = J. S.
| سنة = 2008
| عنوان = A parametric model for dark energy
| صحيفة = [[Physics Letters B]]
| المجلد = 666
| العدد = 5
| صفحات = 415–419
| arxiv = 0805.1713
| bibcode = 2008PhLB..666..415B
| DOI = 10.1016/j.physletb.2008.08.012
}}</ref> تحتوي هذه الدالات على معلمتين ''w''<sub>0</sub> و ''w''<sub>1</sub> ويمكن [[اختبار مربع كاي|تعيينهما باستخدام تقنية chi-square]] .<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Shi
| الأول = K.
| الأخير2 = Yong
| الأول2 = H.
| الأخير3 = Lu
| الأول3 = T.
| سنة = 2011
| عنوان = The effects of parametrization of the dark energy equation of state
| صحيفة = [[Research in Astronomy and Astrophysics]]
| المجلد = 11
| العدد = 12
| صفحات = 1403–1412
| bibcode = 2011RAA....11.1403S
| DOI = 10.1088/1674-4527/11/12/003
}}</ref>

=== النسبية العامة والطاقة المظلمة ===
في [[النسبية العامة]] ، يتم تحديد توسع الكون بواسطة [[عامل تحجيم|عامل مقياس]] <math>a(t)</math> وهو متعلق [[انزياح أحمر|بالانزياح الأحمر]] :<ref name="مولد تلقائيا1" />

: <math>a(t) \equiv (1+z(t))^{-1}\!</math>

[[قانون هابل|معامل هابل]] <math>H(z)</math> ، من حيث عامل المقياس هو:

: <math>H(t) \equiv \frac{\dot a}{a}\!</math>

أين <math>\dot a</math> هي المشتق الزمني لعامل القياس. تعبر [[معادلات فريدمان]] عن تمدد الكون من حيث [[ثابت الجاذبية]] لنيوتن <math>G</math> ومتوسط [[ضغط|الضغط المقياس]] <math>p</math> ،و [[معادلات فريدمان|كثافة الكون]] <math>\rho\!</math> ،و [[شكل الكون|الانحناء]] <math>k</math> ، [[ثابت كوني|والثابت الكوني]] <math>\Lambda\!</math> :<ref name="مولد تلقائيا1" />

: <math>H^2 = \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8 \pi G}{3} \rho - \frac{kc^2}{a^2} + \frac{\Lambda c^2}{3}</math>
: <math>\dot{H} + H^2 = \frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4 \pi G}{3}\left(\rho+\frac{3p}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}</math>

تشير الدلائل الرصدية لتسارع الكون إلى أنه (في الوقت الحاضر) <math>\ddot{a} > 0</math> . لذلك ، فيما يلي تفسيرات محتملة:<ref name="ref:DETFreport">
{{استشهاد بأرخايف|last=Albrecht|title=Report of the Dark Energy Task Force|eprint=astro-ph/0609591}}</ref>

* يهيمن على الكون مجال ما أو جسيم ما
* له ضغط سلبي بحيث يمكن أن تكون معادلة الحالة:

: <math>w = \frac{p}{\rho} < -1/3\!</math>

* هناك ثابت كوني غير صفري <math>\Lambda\!</math> .
* معادلات فريدمان غير صحيحة لأنها تحتوي على تبسيط مفرط من أجل تسهيل حساب معادلات المجال النسبية العامة.

للتمييز بين هذه السيناريوهات ، يلزم إجراء قياسات دقيقة لمعامل هابل كدالة [[انزياح أحمر|للانزياح الأحمر]] .

=== المشاهدات المقاسة للطاقة المظلمة ===
[[معادلات فريدمان|معلمة الكثافة]] <math>\Omega\!</math> ، بمكونات مختلفة <math>x</math> للكون يمكن التعبير عنها كنسب كثافة <math>x</math> [[معادلات فريدمان|للكثافة الحرجة]] <math>\rho_c\!</math> :<ref name="مولد تلقائيا6">
{{استشهاد بأرخايف|last=Albrecht|title=Report of the Dark Energy Task Force|eprint=astro-ph/0609591}}<cite class="citation arxiv cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFAlbrecht2006">Albrecht, A.; et&nbsp;al. (2006). "Report of the Dark Energy Task Force". [[أرخايف|arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0609591 astro-ph/0609591]</span>.</cite></ref>

: <math>\rho_c = \frac{3 H^2}{8 \pi G}</math>
: <math>\Omega_x \equiv \frac{\rho_x}{\rho_c} = \frac{8 \pi G\rho_x}{3 H^2}</math>

يمكن إعادة كتابة [[معادلات فريدمان|معادلة فريدمان]] من حيث معامل الكثافة. بالنسبة للنموذج السائد الحالي للكون ، [[نموذج لامبدا-سي دي إم|ΛCDM]] ، تكون هذه المعادلة كما يلي:

: <math>H^2(a) = \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = H_0^2\left [ \Omega_m a^{-3} + \Omega_r a^{-4} + \Omega_k a^{-2} + \Omega_\Lambda a^{-3(1+w)} \right ]</math>

حيث m هي المادة ، r هي الإشعاع ، k هي انحناء ، و Λ هي الطاقة المظلمة ، و w هي [[معادلة الحالة (علم الكون الفيزيائي)|معادلة الحالة]] . وضعت قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بواسطة [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|WMAP]] قيودًا صارمة على العديد من هذه [[نموذج لامبدا-سي دي إم|المعلمات]] ؛ ومع ذلك ، فمن المهم تأكيدها وزيادة تقييدها باستخدام طريقة مستقلة مع منهجيات مختلفة.

[https://web.archive.org/web/20100703051259/http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/paperfigs/xi_jack.eps.gif إشارة الذبذبات BAO] هي مسطرة قياسية بحيث يمكن قياس طول أفق الصوت كدالة [[وقت كوني (فلك)|للوقت الكوني]] .<ref name="مولد تلقائيا3" /> يقيس هذا مسافتين عالميتين: معامل هابل <math>H(z)</math> ، ومسافة القطر الزاوي <math>d_A(z)</math> ، كدالة [[انزياح أحمر|للانزياح الأحمر]] <math>(z)</math> .<ref name="ref:MWhiteSF">
{{استشهاد بويب
| سنة = 2007
| موقع = Santa Fe Cosmology Workshop
| الأخير = White
| الأول = M.
| عنوان = The Echo of Einstein's Greatest Blunder
| تاريخ أرشيف= 2 فبراير 2023
| مسار  = http://mwhite.berkeley.edu/BAO/SantaFe07.pdf
| مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230202121917/http://mwhite.berkeley.edu/BAO/SantaFe07.pdf
}}</ref> بقياس الزاوية المقابلة ، <math>\Delta\theta</math> ، من مسطرة الطول <math>\Delta\chi</math> ، يتم تعيين هذه المعلمات على النحو التالي:<ref name="ref:MWhiteSF" />

: <math>\Delta\theta = \frac{\Delta\chi}{d_A(z)}\!</math>

: <math>d_A(z) \propto \int_{0}^{z}\frac{dz'}{H(z')}\!</math>

فترة الانزياح الأحمر <math>\Delta z</math> يمكن قياسها من البيانات وبالتالي يمكن تعيين معامل هابل كدالة للانزياح الأحمر:

: <math>c\Delta z = H(z)\Delta\chi\!</math>

لذلك تساعد تقنية الذبذبات BAO في تقييد المعلمات الكونية وإعطاء نظرة ثاقبة لطبيعة الطاقة المظلمة.

== أنظر أيضا ==

* [[مسح سلووان الرقمي للسماء|المسح الطيفي لتذبذب الباريون]]
* بينجو (تلسكوب)
* [[تلسكوب إقليدس|إقليدس (مركبة فضائية)]]

== المراجع ==
{{مراجع}}

== روابط خارجية ==

* [http://astro.berkeley.edu/~mwhite/bao/ صفحة ويب مارتن وايت للتذبذبات الصوتية Baryon و Dark Energy]
* [http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/]
* [[arxiv:0910.5224|مراجعة تذبذبات باريون الصوتية]]
* [http://www.sdss.org/news/releases/20050111.yardstick.html بيان صحفي SDSS BAO]
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفيزياء|علم الفلك|علم الكون}}

[[تصنيف:باريونات]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]
[[تصنيف:Pages using sidebar with the child parameter]]
[[تصنيف:صفحات بترجمات غير مراجعة]]