Huts (astronomia)
Hutsune kosmikoak (espazio iluna ere esaten zaie) filamentuen arteko espazio handiak dira (unibertsoaren eskala handiagoko egiturak), eta galaxia gutxi edo bat ere ez dute. Hutsuneen eskualdeen bilakaera kosmologikoa eta unibertsoaren bilakaera, oro har, oso desberdinak dira: kurbadura terminoa nagusi den etapa luze batean galaxien eta galaxien pilaketak sortzea eragozten da. Horregatik, nahiz eta hutsunerik ez duten eskualdeek Unibertsoko materiaren batez besteko dentsitatearen ~ % 15 baino gehiago izan, hutsuneak ia hutsik daudela dirudi behatzaile batentzat.[1] Hutsuneek 10-100 megaparsec-ko diametroa izaten dute (30-300 milioi argi-urte); hutsune bereziki handiei, superkumulu aberatsik ez dagoelako definitzen direnei, batzuetan superhuts deitzen zaie. 1978an aurkitu zituzten lehen aldiz, Stephen Gregory eta Laird A. Thompsonek Kitt Peak Behatoki Nazionalean egindako azterlan aitzindari batean.[2]
Uste da hutsuneak Big Bang-eko barioien oszilazio akustikoen, masa-kolapsoen eta materia barioniko konprimatuaren inplosioen bidez sortu zirela. Hasiera batean hasierako unibertsoko fluktuazio kuantikoetatik zetozen anisotropia txikietatik abiatuta, anisotropiak eskala igo egin ziren denborarekin. Dentsitate handieneko eskualdeak azkarrago kolapsatu ziren larritasunaren eraginez, eta, azkenean, gaur egun ikusten den eskala handiko egitura sortu zen, aparraren edo hutsuneen eta galaxia-filamentuen "sare kosmikoa". Dentsitate handiko inguruneetan dauden hutsuneak txikiagoak dira unibertsoko dentsitate txikiko espazioetan daudenak baino.[3]
Hutsuneak bat datoz, antza, Sachs-Wolfe efektuaren ondorioz mikrouhin-hondo kosmikoan (CMB) behatutako tenperaturarekin. Eskualde hotzenak hutsuneekin korrelazioan daude, eta beroenak, berriz, filamentuekin, gorriranzko grabitazio-desplazamenduaren ondorioz. Sachs-Wolfe efektua esanguratsua da soilik unibertsoa erradiazioak edo energia ilunak menderatzen badu; beraz, hutsuneak egotea garrantzitsua da energia iluna dagoela egiaztatzeko froga fisikoak emateko.[4][5]
Eskala handiko egitura
Unibertsoaren egitura kosmoseko eskualdeen ezaugarriak deskribatzen lagun dezaketen osagaietan bana daiteke. Hauek dira sare kosmikoaren egiturazko osagai nagusiak:
- Hutsak: eskualde handiak, neurri handi batean esferikoak,[6] batez besteko dentsitate kosmiko oso txikikoak, 100 megaparsec (Mpc) arteko diametrodunak.[7]
- Hormak: materia-ugaritasunaren batez besteko dentsitate kosmiko tipikoa duten eskualdeak. Hormak bi egitura txikiagotan bana daitezke:
- Kumuluak: eremu oso kontzentratuak dira, hormak dauden eta gurutzatzen diren guneak, eta horrek handitu egiten du tokiko hormaren tamaina eraginkorra.
- Filamentuak: hormetako beso adarkatuak, dozenaka megaparsec zabal daitezkeenak.[8]
Hutsuneen batez besteko dentsitatea unibertsoaren batez besteko dentsitatearen hamarren bat baino txikiagoa da. Horrek lanaren definizio gisa balio du, baina ez dago hutsune baten definizio adostu bakar bat. Batez besteko dentsitate kosmikoa deskribatzeko erabilitako materia-dentsitatearen balioa bolumen-unitate bakoitzeko galaxia-kopuruaren eta bolumen-unitate batean bildutako materiaren guztizko masaren arteko erlazioan oinarritzen da.[9]
Aurkikuntza
1970eko hamarkadaren erdialdean hasi ziren astrofisikaren diziplinaren barruko hutsune kosmikoak aztertzen. Urte hartan, gorriz egindako korrika-zundaketen ondorioz, bi astrofisika-talde astrofisikok superkumuluak eta hutsuneak identifikatu zituzten galaxien eta Abell kumuluen banaketan.[10][11] Gorriranzko lerradura-zundaketa berriek astronomiaren eremua irauli zuten, egitura kosmologikoaren bi dimentsioko mapei sakontasuna gehitu baitzieten. Mapa horiek sarritan trinko paketatuta eta gainjarrita zeuden,[7] eta unibertsoaren hiru dimentsioko lehen kartografia egiteko aukera eman zuten. Gorriz egindako lerradura-zundaketei esker, galaxien banakako lerradura gorrietatik abiatuta kalkulatu zen sakontasuna, unibertsoa Hubbleren legearen arabera hedatzearen ondorioz.[12]
Kronologia
Jarraian, hutsune kosmikoen eremuko gertaera garrantzitsuen kronologia laburtu bat aurkezten da, hasieratik duela gutxira arte:
- 1961 - Eskala handiko egitura-ezaugarriek ("bigarren mailako kumuluak", superkumulu mota espezifiko bat) komunitate astronomikoaren arreta erakartzen dute.[13]
- 1978 - Eskala handiko egiturako baoen gaiari buruzko lehen bi artikuluak argitaratu ziren, Coma/A1367 kumuluen lehen planoan aurkitutako baoei buruzkoak.[10][14]
- 1981 - Boötes zeruaren eskualdean ia 50 h-1 Mpc-ko diametroa duen hutsune handi bat aurkitu zen (ondoren 34 h-1 Mpc-tan birkalkulatu zen).[15][16] Hemen h Hubbleren parametro adimentsionala da, 0,7 inguru.
- 1983 - Eskala handiko egituraren hazkundeari eta bilakaerari buruzko emaitza nahiko fidagarriak emateko moduko ordenagailu bidezko simulazioak sortzen dira, eta aukera ematen dute eskala handiko galaxien banaketaren funtsezko ezaugarriak ulertzeko.[17][18]
- 1985 - Perseo-Pisces eskualdeko superkumuluen eta hutsuneen egituraren xehetasunak aztertu ziren.[19]
- 1989 - Center for Astrophysics Redshift Survey delakoak agerian utzi zuen hutsune handiek, filamentu zorrotzek eta horiek inguratzen dituzten hormek menderatzen dutela unibertsoaren eskala handiko egitura.[20]
- 1991 - Las Campanas Redshift Survey azterlanak unibertsoaren eskala handiko egituran hutsune ugari daudela berresten du.[21]
- 1995 - Optikoki hautatutako galaxien zundaketen konparazioek adierazten dute hutsik daudela, laginaren hautaketa gorabehera.[22]
- 2001 - Bi graduko Field Galaxy Redshift Survey delakoak, amaituta dagoenak, hutsune nabarmen ugari gehitzen dizkio ezagun diren hutsune kosmiko guztien datu-baseari.[23]
- 2009 - Sloan Digital Sky Survey (SDSS) delakoaren datuek, eskala handiko aurreko zundaketekin konbinatuta, hutsune kosmikoen egitura xehatuaren ikuspegi osatuena ematen dute orain.[24][25][26]
Bilaketa-metodoak
Hainbat metodo daude hutsuneak aurkitzeko unibertsoaren eskala handiko azterlanen emaitzekin. Algoritmo desberdin askoren artean, ia guztiak hiru kategoria orokor horietako batean sartzen dira.[27] Lehenengoa hutsuneen bilatzaileena da, eta galaxien tokiko dentsitatean oinarrituta espazioan hutsik dauden eskualdeak aurkitzen saiatzen dira.[28] Bigarren klasea galaxiek iradokitako materia ilunaren banaketan hutsuneak aurkitzen saiatzen da egitura geometrikoen bitartez.[29] Hirugarren klasea materia ilunaren banaketan grabitate-puntu ezegonkorrak erabiliz egitura dinamikoak identifikatzen dituzten bilatzaileek osatzen dute.[30] Jarraian, hutsune kosmikoak aztertzeko hiru metodo ezagunenak zerrendatzen dira:
VoidFinder algoritmoa
Lehen mailako metodo honek katalogo bateko galaxia bakoitza erabiltzen du helburu gisa eta, ondoren, hurbileneko bizilagunaren hurbilketa erabiltzen du hurbilen dagoen hirugarren galaxiara dagoen distantziak zehaztutako erradioesferiko batean dagoen eskualdearen dentsitate kosmikoa kalkulatzeko.[31] El Ad eta Piranek 1997an sartu zuten metodo hori, hutsuneak katalogatzeko metodo azkar eta eraginkorra ahalbidetzeko. Egituraren datu guztietatik gelaxka esferikoak atera ondoren, gelaxka bakoitza zabaldu egiten da, harik eta azpidentsitatea espero diren hormako dentsitatearen batez besteko balioetara itzultzen den arte.[32] Hutsune-eremuen ezaugarri erabilgarrietako bat da mugak oso argiak eta definituak direla, batez besteko dentsitate kosmikoa % 10ean hasten dela gorputzean eta ertzean % 20ra igotzen dela berehala, eta gero % 100era hormetan ertzetatik zuzenean kanpo. Jarraian, gainerako hormak eta bata bestearen gainean jarritako hutsarteak eremu desberdinetan eta filamentuz, kumuluz eta ia hutsik dauden hutsez elkartuta daude, hurrenez hurren. Dagoeneko ezagunak diren hutsuneekin % 10etik gorako edozein gainjartze hutsune horien azpieskualdetzat hartzen da. Katalogoan onartutako hutsune guztien gutxieneko erradioa 10 Mpc zen, identifikatutako hutsune guztiak ustekabean ez zirela katalogatuko bermatzeko, laginketa-erroreen ondorioz.[31]
Hutsarekin muga egiten duen eremuaren algoritmoa (ZOBOV)
Bigarren klaseko algoritmo partikular horrek Voronoberen eta ertzeko partikula simulatuen teselazio-teknika bat erabiltzen du eskualdeak kategorizatzeko, dentsitate handiko ertz kontrastatu batean oinarrituta, alborapen-kopuru oso txikiarekin.[33] Neyrinck-ek 2008an sartu zuen algoritmo hori, parametro askerik eta ustezko formen teselaziorik gabeko metodo bat sartzeko asmoz. Beraz, teknika honek forma eta tamaina zehatzagoko eskualde hutsak sor ditzake. Algoritmo horrek formari eta tamainari dagokienez abantaila batzuk dituen arren, askotan kritikatu izan da, batzuetan gutxi definitutako emaitzak eskaintzen dituelako. Parametro librerik ez duenez, hutsune txiki eta arinak aurkitzen ditu batez ere, baina algoritmoak garrantzi estatistikoa ematen dio aurkitzen duen hutsune bakoitzari. Garrantzi fisikoko parametro bat aplika daiteke hutsune tribialen kopurua murrizteko, dentsitatearen eta batez besteko dentsitatearen arteko gutxieneko erlazio bat barne, gutxienez 1:5. Parametro hori erabiliz azpihutsuneak ere identifikatzen dira. Azpihutsuneak ere prozesu horren bidez identifikatzen dira, eta horrek hutsune gisa hartzen denari buruzko gai filosofikoagoak planteatzen ditu.[34] VIDE bezalako hutsune-bilatzaileak ZOBOVn oinarritzen dira.[35]
Hutsen analisi dinamikoaren algoritmoa (DIVA)
Hirugarren klaseko metodo hau aurreko bi algoritmoetatik erabat desberdina da. Alderdirik deigarriena da hutsune bat izateak esan nahi duenaz bestelako definizio bat behar duela. Hutsune bat batez besteko dentsitate kosmiko baxuko espazioaren eremu bat delako nozio orokorraren ordez; galaxien banaketan dagoen zulo batek materiak ihes egiten duen eskualde gisa definitzen ditu hutsuneak; energia ilunaren egoeraren ekuazioari dagokio, w. Hutsuneen zentroak, beraz, desplazamendu-eremuaren iturri nagusitzat jotzen dira, Sψ, izenarekin. Definizioen aldaketa horren asmoa 2009an aurkeztu zuten Lavaux eta Wandelt-ek, hutsune kosmikoak lortzeko modu gisa, ezaugarri dinamiko eta geometrikoei buruzko kalkulu analitiko zehatzak egin ahal izateko. Horri esker, DIVAk sakonki azter dezake baoen eliptizitatea eta nola eboluzionatzen duten egituran eskala handian, eta, ondoren, hiru hutsune mota desberdin sailkatzen ditu. Hiru mota morfologiko horiek True voids, Pancake voids eta Filament voids dira. Beste ezaugarri aipagarri bat da, DIVAk hautaketa-funtzioaren alborapen bat duen arren, lehen mailako metodoek bezala, DIVAk ere alborapen hori zehaztasunez kalibratu dezakeela, eta horrek askoz ere emaitza fidagarriagoak lortzea dakarrela. Lagrangiano-euleriano ikuspegi hibrido horrek gabezia ugari ditu. Horren adibide bat da metodo horren ondoriozko hutsuneak berez desberdinak direla beste metodo batzuek aurkitutakoekin alderatuta, eta, horregatik, oso zaila da datuen puntu guztiak modu inklusiboan konparatzea algoritmo desberdinen emaitzen artean.[27]
Garrantzia
Hutsuneek nabarmen lagundu dute kosmoak modu modernoan ulertzen, hainbat aplikaziorekin: energia ilunaren egungo ulermena argituz, bilakaera kosmologikoaren ereduak finduz eta murriztuz.[5] Esne Bidea KBC hutsa izeneko hutsune kosmiko batean dago.[36] Jarraian xehetasunez aipatzen dira zenbait herri-aplikazio.
Energia iluna
Ezagutzen diren hutsune handienak eta galaxia-pilaketak aldi berean egoteak % 70 inguruko energia iluna eskatzen du egungo unibertsoan, eta hori bat dator mikrouhin-hondoaren azken datuekin.[5] Hutsuneek burbuila gisa jarduten dute unibertsoan, hondoko aldaketa kosmologikoen aurrean. Horrek esan nahi du hutsune baten formaren bilakaera, neurri batean, unibertsoaren hedapenaren emaitza dela. Azelerazio hori energia ilunak eragindakoa dela uste denez, hutsune batek denbora-tarte batean izandako forma-aldaketen azterketa erabil daiteke ΛCDM eredu estandarra murrizteko,[37][38] edo Kintaesentzia + Materia Ilun Hotza (QCDM) eredua are gehiago fintzeko eta energia ilunaren egoeraren ekuazio zehatzagoa emateko.[39] Gainera, hutsuneen ugaritasuna energia ilunaren egoeraren ekuazioa mugatzeko etorkizun handiko modu bat da.[40][41]
Neutrinoak
Oso masa txikia dutenez eta beste materia batzuekiko elkarreragin oso ahula dutenez, neutrinoak libre sartzen eta irteten dira hutsuneetatik, neutrinoen batez besteko ibilbide librea baino txikiagoak baitira. Horrek eragina du baoen tamainan eta banaketa sakonean, eta etorkizuneko zundaketa astronomikoetan (adibidez, Euclid satelitea) pneutrino-espezie guztien masen batura neurtu ahal izatea espero da, baoen laginen propietate estatistikoak aurreikuspen teorikoekin alderatuz.[41]
Formazio eta bilakaera galaktikoen ereduak
Hutsune kosmikoek galaxien eta materiaren nahasketa apur bat desberdina dute unibertsoko beste eskualde batzuetakoaren aldean. Nahasketa bakar honek materia ilun hotzeko eredu gaussiar adiabatikoek iragartzen dituzten galaxien eraketaren irudi lerratua bermatzen du. Fenomeno horrek hutsune horiekin desadostasunak dituen morfologia-dentsitate korrelazioa aldatzeko aukera ematen du. Morfologia-dentsitate korrelazioa bezalako behaketek galaxiak eskala handian sortzeko eta eboluzionatzeko moduari buruzko alderdi berriak aurkitzen lagun dezakete.[42] Eskala lokalago batean, hutsuneetan bizi diren galaxiek hormetan daudenak ez bezalako propietate morfologikoak eta espektralak dituzte. Behatu den ezaugarri bat da izar-sorkuntza handiko galaxien zati nabarmen handiagoa dutela hormetan kokatutako galaxien laginekin alderatuta.[43]
Hutsuneek eremu magnetiko intergalaktikoen intentsitatea aztertzeko aukera ematen dute. Adibidez, 2015eko ikerketa batek ondorioztatzen du, hutsuneetan zehar bidaiatzen duten blazarren gamma izpien igorpenen desbideratzean oinarrituta, espazio intergalaktikoak gutxienez 10-17 G-ko indar baten eremu magnetiko bat duela. Unibertsoaren eskala handiko egitura magnetiko espezifikoak "magnetogenesi" funtsezko bat iradokitzen du, zeinak, aldi berean, galaxien barruan eremu magnetikoen eraketan paper bat bete zezakeen, eta hasierako unibertsoan birkonbinazioaren kronologiaren zenbatespenak ere alda zitzakeen.[44][45]
Anisotropietako anomaliak
Mikrouhinen hondo kosmikoan dauden puntu hotzak, Wilkinson Mikrouhinen Anisotropiaren Zundak aurkitutako WMAP puntu hotza kasu, ~120 Mpc erradioa duen hutsune kosmiko izugarri handi batek azal ditzake, baldin eta Sachs-Wolfe efektu integratu berantiarra kontuan hartzen bada balizko soluzioan. CMBaren proiekzioetako anomaliak potentzialki azaltzen dira orain, puntu hotzak dauden ikusmen-lerroan zehar hutsune handiak daudelako.[46]
Espantsioa
Gaur egun energia iluna unibertsoaren hedapenaren azelerazioaren azalpenik ezagunena den arren, beste teoria batek gure galaxia hutsune kosmiko oso handi eta ez hain trinko baten parte izateko aukerari buruz egiten du. Teoria horren arabera, horrelako ingurune batek lañoki energia ilunaren eskarira eraman lezake behatutako azelerazioaren arazoa konpontzeko. Gai horri buruzko datu gehiago argitaratu ahala, ΛCDMren egungo interpretazioaren ordez, konponbide errealista izateko aukerak murriztu egin dira neurri handi batean, baina ez dira erabat baztertu.[47]
Grabitazio-teoriak
Hutsuneen ugaritasuna, batez ere galaxia-kumuluen ugaritasunarekin konbinatzen denean, etorkizun handiko metodoa da eskala handiko eta dentsitate txikiko eskualdeetan erlatibitate orokorraren desbideratzeen zehaztasun-probak egiteko.[48][49]
Hutsuneen barnealdea, sarritan, unibertso ezagunaren parametro kosmologikoetara itsasten dela dirudi. Ezaugarri bakar hori dela eta, hutsune kosmikoak laborategi bikainak dira grabitate-multzokatzeak eta hazkunde-tasek tokiko galaxietan eta egituretan dituzten ondorioak aztertzeko, parametro kosmologikoek kanpoko unibertsokoen balio desberdinak dituztenean. Hutsune handienak erregimen lineal batean daudela ikusten denez, egitura gehienek beren barnean simetria esferikoa dute dentsitate txikiko ingurunean; hau da, dentsitate baxuak partikula-partikula grabitazio-interakzio ia hutsaletara garamatza, bestela dentsitate galaktiko normaleko eskualde batean gertatuko liratekeenak. Hutsune-ereduak zehaztasun handiz egiazta daitezke. Hutsune horietan desberdinak diren parametro kosmologikoak Ωm, ΩΛ, eta H0 dira.[50]
Erreferentziak
Ikus, gainera
Kanpo estekak
Datuak: Q845371
