Tyhjiö (tähtitiede)

Wikipediasta
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Structure of the Universe
Aineen jakautuminen kuution muotoisessa osassa maailmankaikkeutta. Sininen rakenne edustavaa ainetta (lähinnä pimeää ainetta) ja tyhjät alueet välissä edustavat kosmisia tyhjiöitä.

Kosmiset tyhjiöt ovat valtavia galaksisäikeiden (jotka ovat maailmankaikkeuden suurimpia rakenteita) väliin jääviä alueita, jotka sisältävät galakseja hyvin vähän tai eivät lainkaan. Tyhjiöt ovat tyypillisesti halkaisijaltaan kymmenestä sataan megaparsekia. Erityisen suuria tyhjiöitä, jotka jäävät materiarikkaiden superjoukkojen väliin, kutsutaan usein supertyhjiöiksi. Niissä on vähemmän kuin kymmenesosa siitä keskimääräisestä materiarikkaudesta, joka lasketaan tyypilliseksi maailmankaikkeudessamme. Ne havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1978 Stephen Gregoryn ja Laird A. Thompsonin uraauurtavassa tutkimuksessa Kitt Peak National Observatoryssa.[1]

Tyhjiöiden uskotaan muodostuneen alkuräjähdyksessä,  tiiviin baryonisen aineen imploosiosta, alkaen pienistä kvanttivaihtelun anisotropioista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Nämä anisotropiat kasvoivat suuremmiksi ajan myötä. Korkeamman tiheyden omaavat maailmankaikkeuden alueet luhistuivat nopeammin painovoiman alla, lopulta johtaen laajamittaiseen, vaahtomaiseen tyhjiöiden ja galaksimuurien "kosmiseen verkkoon", minkä nykypäivänä pystyy näkemään. Tyhjiöt, jotka sijaitsevat korkeamman tiheyden omaavilla alueilla ovat pienempiä kuin tyhjiöt, jotka sijaitsevat matalamman tiheyden omaavilla alueilla.[2]

Tyhjiöt näyttävät korreloivan kosmisen taustasäteilyn havaitun lämpötilan kanssa Sachs–Wolfe-ilmiön vuoksi. Kylmemmät alueet korreloivat tyhjiöiden kanssa ja lämpimämmät galaksisäikeiden kanssa johtuen gravitaatiollisesta punasiirtymästä. Koska Sachs–Wolfe-vaikutus on merkittävä ainoastaan, jos maailmankaikkeutta hallitsee säteily tai pimeä energia, tyhjiöt on merkittäviä tekijöitä fyysisien todisteiden tarjoamisessa pimeästä energiasta.[3]

Suuren mittakaavan rakenne

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kartta galaktisista tyhjiöistä

Maailmankaikkeutemme rakenteet voidaan hajottaa osiin, mikä voi helpottaa yksittäisten eri kosmoksen alueiden piirteiden kuvailua. Nämä ovat kosmisen verkon pääkomponentit:

  • Tyhjiöt – laajoja, usein ympyränmuotoisia[4] alueita erittäin matalilla keskimääräisillä tiheyksillä, halkaisijoiltaan jopa 100 megaparsekia (Mpc).[5]
  •  Muurit – alueita, joissa tyypillinen materiarikkauden tiheys on normaali. Muurit voidaan hajottaa vielä kahteen pienempään rakenteelliseen osaan:
    • Galaksijoukot – korkeatiheyksisiä alueita, joissa muurit kohtaavat ja risteävät, lisäten paikallisen muurin tosiasiallista kokoa.
    • Säikeet – haarautuvia muurialueita jotka voivat ulottua kymmenien megaparsekien pituisiksi.[6]

Tyhjiöiden keskimääräinen tiheys on vähemmän kuin kymmenesosa maailmankaikkeuden tavallinen tiheys. Tämä toimii usein määritelmänä kosmiselle tyhjiölle vaikkakaan tyhjiölle ei olekaan mitään yksittäistä hyväksyttyä ja tarkkaa määritelmää. Maailmankaikkeuden keskimääräinen aineen tiheyden arvio perustuu usein pikemminkin galaksien lukumäärään eikä aineen kokonaistiheyteen tilavuusyksikössä.[7]

Historia

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kosmiset tyhjiöt astrofysiikan tutkimisaiheena alkoi 1970-luvun puolivälissä kun punasiirtymiä alettiin tutkia tarkemmin, mikä johti vuonna 1978 kahden erillisen astrofyysikkoryhmän löytämään ja tunnistamaan superjoukkoja ja tyhjiöitä galaksien levittäytymisessä avaruudessa.[8] Uudet punasiirtymätutkimukset mullistivat tähtitieteen alana lisäten syvyyttä kaksiulotteisiin karttoihin maailmankaikkeuden rakenteista, jotka olivat ennen usein tiheästi pakattuja ja päällekkäisiä, mahdollistaen ensimmäisen kolmiulotteisen kartan maailmankaikkeudesta. Punasiirtymätutkimuksissa syvyys laskettiin galaksien yksittäisistä punasiirtymistä, jotka johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta Hubblen lain mukaan.[9]

Aikajana

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
  • 1961 – Suuren kokoluokan rakenneosat kuten nk. "toisen asteen joukot", joka on erityinen superjoukkojen tyyppi, tuotiin astronomisen yhteisön huomioon.[10]
  • 1978 – Ensimmäiset kaksi tutkielmaa tyhjiöistä suuren kokoluokan rakenteissa julkaistiin mainiten tyhjiöt, jotka löydettiin Coma/A1367-joukkojen etualalla.[11][12]
  • 1981 – Suuri, halkaisijaltaan 50 h−1 Mpc:n tyhjiö Karhunvartijan alueelta löydettiin. (Tyhjiön koko myöhemmin laskettiin uudestaan 34 h−1 Mpc:ksi).[13][14]
  • 1983 – Tietokonesimulaatioita, jotka olivat tarpeeksi hienostuneita antamaan suhteellisen luotettavia tuloksia suuren mittakaavan rakenteesta, syntyi ja antoi syvempää ymmärrystä suuren luokan galaksilevinneisyydestä.[15][16]
  • 1985 – Yksityiskohtia superjoukko- ja tyhjiörakenteesta Perseuksen-Kalojen alueesta tutkittiin.[17]
  • 1989 – Astrofysiikan Keskuksen Punasiirtymäkartoitus paljasti, että suuret tyhjiöt, terävät säikeet ja muurit, jotka ympäröivät niitä dominoivat maailmankaikkeuden suuren luokan rakennetta.[18]
  • 1991 – Las Campanas -punasiirtymätutkimus varmisti maailmankaikkeuden suuren luokan rakenteen tyhjiörikkauden (Kirshner ja muut 1991).[19]
  • 1995 – Optisesti valitut galaksikartoitukset osoittivat, että sama määrä tyhjiöitä löytyy riippumatta otoksen koosta.[20]
  • 2001 – Kaksiasteinen yksittäisten galaksien punasiirtymäkartoitus lisäsi merkittävän suuren määrän tyhjiöitä tunnettujen kosmisten tyhjiöiden tietokantaan.[21]
  • 2009 – Sloan Digital Sky Surveyn (SDSS) tieto yhdistettynä edellisiin suuren mittaluokan tutkimuksiin tarjoaa nyt kaikista täydellisimmän näkymän yksityiskohtaisesta kosmisten tyhjiöiden rakenteesta[22][23][24]

Löytämiskeinot

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

On olemassa useita tapoja löytää tyhjiöitä suuren mittaluokan universumikartoituksilla. Monista erilaisista algoritmeista kuitenkin lähes kaikki voidaan jakaa kolmeen yleiseen luokkaan.[25] Ensimmäinen luokka koostuu "tyhjiöetsijöistä", jotka yrittävät löytää tyhjiä alueita avaruudesta perustuen paikalliseen galaksitiheyteen.[26] Toisessa luokassa ovat ne, jotka yrittävät löytää tyhjiöitä pimeän aineen geometristen rakenteiden levinneisyyden kautta, galaksien viittaamana.[27] Kolmas luokka koostuu niistä etsijöistä, jotka tunnistavat rakenteita dynaamisesti käytämällä gravitatiivisesti epävakaita pisteitä pimeän aineen distribuutiossa.[28]

Merkitys

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tyhjiöt ovat vaikuttaneet merkittävästi nykyaikaiseen käsitykseen maailmankaikkeudesta sovelluksilla, jotka vaihtelevat pimeää energiaa valottavista kosmologista evoluutiota jalostaviin ja rajoittaviin.[29]

Pimeä energia

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Suurimpien tunnettujen tyhjiöjen ja galaksijoukkojen samanaikainen olemassaolo vaatii noin 70 % pimeää energiaa maailmankaikkeudessa nykyään, mikä vastaa viimeisimpiä tietoja kosmisesta mikroaaltotaustasta. Tyhjät toimivat universumissa kuplina, jotka ovat herkkiä taustakosmologisille muutoksille. Tämä tarkoittaa, että tyhjiön muodon kehittyminen on osittain seurausta maailmankaikkeuden laajenemisesta. Koska tämän kiihtyvyyden uskotaan johtuvan pimeästä energiasta, ontelon muodon muutosten tutkimista tietyn ajanjakson aikana voidaan käyttää rajoittamaan standardia ΛCDM-mallia[30][31] tai jalostamaan edelleen Quintessence + Cold Dark Matter -menetelmää. QCDM) malli ja antaa tarkemman pimeän energian tilayhtälön.[32] Lisäksi tyhjien runsaus on lupaava tapa rajoittaa pimeän energian tilayhtälöä.[33][34]

Neutriinot

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Neutriinot, johtuen niiden erittäin pienestä massasta ja erittäin heikosta vuorovaikutuksesta muiden aineiden kanssa, virtaavat vapaasti sisään ja ulos tyhjistä tiloista, jotka ovat pienempiä kuin neutriinojen keskimääräinen vapaa reitti. Tällä on vaikutusta onteloiden kokoon ja syvyysjakaumaan, ja sen odotetaan mahdollistavan tulevien tähtitieteellisten tutkimusten (esim. Euclid-satelliitti) avulla kaikkien neutriinolajien massojen summan mittaamisen vertaamalla tyhjien näytteiden tilastollisia ominaisuuksia. teoreettiset ennusteet.[35]

Galaktinen muodostuminen ja evoluutiomallit

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Large-scale structure formation
43×43×43 megaparsekin kuutio näyttää suuren mittakaavan rakenteen kehityksen logaritmisen ajanjakson aikana alkaen punasiirtymästä 30 ja päättyen punasiirtymään 0. Mallin avulla on helppo nähdä, kuinka ainetiheät alueet supistua kollektiivisen gravitaatiovoiman alaisena ja samalla auttaa kosmisten tyhjien laajenemisessa, kun aine pakenee seiniin ja filamentteihin.

Kosmiset tyhjiöt sisältävät sekoituksen galakseja ja ainetta, joka on hieman erilainen kuin muut maailmankaikkeuden alueet. Tämä ainutlaatuinen sekoitus tukee puolueellista galaksimuodostuskuvaa, joka on ennustettu Gaussin adiabaattisissa kylmän pimeän aineen malleissa. Tämä ilmiö tarjoaa mahdollisuuden muokata morfologia-tiheyskorrelaatiota, jolla on eroja näiden tyhjien tilojen kanssa. Sellaiset havainnot, kuten morfologia-tiheyskorrelaatio, voivat auttaa paljastamaan uusia puolia galaksien muodostumisesta ja kehittymisestä suuressa mittakaavassa.[36] Paikallisemmassa mittakaavassa onteloissa sijaitsevilla galakseilla on erilaiset morfologiset ja spektriominaisuudet kuin seinissä sijaitsevilla galakseilla. Eräs havaittu piirre on se, että onteloiden on osoitettu sisältävän huomattavasti enemmän nuorten, kuumien tähtien tähtipurkauksia, verrattuna seinissä oleviin galaksinäytteisiin.[37]

Tyhjiöt tarjoavat mahdollisuuksia tutkia galaktisten välisten magneettikenttien voimakkuutta. Esimerkiksi vuonna 2015 julkaistu tutkimus päättelee tyhjiöiden läpi kulkevien blasaari-gammasäteilyn taipumiseen perustuen, että galaksien välinen avaruus sisältää magneettikentän, jonka voimakkuus on vähintään 10-17 G. Universumin erityinen suuren mittakaavan magneettinen rakenne viittaa alkukantaiseen "magnetogeneesiin", joka puolestaan on voinut vaikuttaa magneettikenttien muodostumiseen galaksien sisällä ja saattaa myös muuttaa arvioita rekombinaation aikajanasta. varhaisessa universumissa.[38][39]

Suunnasta riippuvat poikkeukset

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kylmät täplät kosmisella mikroaaltotaustalla, kuten Wilkinson Microwave Anisotropy Proben löytämä WMAP-kylmä piste, voidaan mahdollisesti selittää erittäin suurella kosmisella tyhjiöllä, jonka säde on ~120 Mpc, kunhan myöhään integroitu Sachs-Wolfe-efekti huomioitu mahdollisessa ratkaisussa. Poikkeavuuksia CMB-seulontatutkimuksissa selitetään nyt mahdollisilla suurilla tyhjiöillä, jotka sijaitsevat kylmien pisteiden näkyvyyden alapuolella.[40]

Universumin kosminen mikroaaltotaustaseulonta.
CMB maailmankaikkeuden seulonta.

Laajennus

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vaikka pimeä energia on tällä hetkellä suosituin selitys maailmankaikkeuden kiihtyvälle laajenemiselle. Toinen teoria käsittelee mahdollisuutta, että galaksimme on osa erittäin suurta ei niin alitiivistä kosmista tyhjyyttä. Tämän teorian mukaan tällainen ympäristö voisi naiivisti johtaa pimeän energian kysyntään ongelman ratkaisemiseksi havaitun kiihtyvyyden kanssa. Koska aiheesta on julkaistu lisää tietoja, mahdollisuudet, että se on realistinen ratkaisu nykyisen ΛCDM-tulkinnan tilalle, ovat suurelta osin pienentyneet, mutta niitä ei ole kokonaan luovuttu. [41]

Gravitaatioteoriat

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tyhjiöiden runsaus, erityisesti yhdistettynä galaksijoukkojen runsauden kanssa, on lupaava menetelmä yleisestä suhteellisuusteoriasta poikkeamien tarkkuustesteissä suuressa mittakaavassa ja pienitiheyksisillä alueilla.[42][43]

Tyhjiöiden sisäosat näyttävät usein noudattavan kosmologisia parametreja, jotka eroavat tunnetun universumin vastaavista [viittaus tarvitaan]. Tämän ainutlaatuisen ominaisuuden ansiosta kosmiset tyhjiöt tarjoavat upeita laboratorioita tutkimaan gravitaatioklustereiden ja kasvunopeuksien vaikutuksia paikallisiin galakseihin ja rakenteisiin, kun kosmologisilla parametreilla on erilaiset arvot kuin universumin ulkopuolella. Johtuen havainnosta, että suuremmat tyhjiöt pysyvät pääasiassa lineaarisessa järjestelmässä, ja useimmat sisällä olevat rakenteet osoittavat pallomaista symmetriaa alitiheässä ympäristössä; toisin sanoen alitiheys johtaa lähes merkityksettömiin hiukkasten ja hiukkasten gravitaatiovuorovaikutuksiin, joita muuten esiintyisi normaalin galaktisen tiheyden alueella. Tyhjiöiden testausmallit voidaan suorittaa erittäin suurella tarkkuudella. Kosmologiset parametrit, jotka eroavat näissä tyhjiöissä, ovat Ωm, ΩΛ ja H0.[44]

Katso myös

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
 Tämän artikkelin tai sen osan viitteitä on pyydetty muotoiltavaksi.
Voit auttaa Wikipediaa muotoilemalla viitteet ohjeen mukaisiksi, esimerkiksi siirtämällä linkit viitemallineille.
  1. ↑ Freedman, R.A., & Kaufmann III, W.J. (2008). Stars and galaxies: Universe. New York City: W.H. Freeman and Company.
  2. ↑ U. Lindner: The structure of supervoids. I. Void hierarchy in the Northern Local Supervoid. Astron. Astrophys., 1995, 301. vsk, s. 329. Bibcode:1995A&A...301..329L arXiv:astro-ph/9503044
  3. ↑ Granett, B. R.; Neyrinck, M. C.; Szapudi, I.: An Imprint of Superstructures on the Microwave Background due to the Integrated Sachs-Wolfe Effect. Astrophysical Journal, 2008, 683. vsk, nro 2, s. L99–L102. doi:10.1086/591670 Bibcode:2008ApJ...683L..99G arXiv:0805.3695
  4. ↑ Ryden, Barbara Sue; Peterson, Bradley M.: Foundations of Astrophysics, s. 522. International painos. Addison-Wesley, 1.1.2010. ISBN 9780321595584 Teoksen verkkoversio. (englanti)
  5. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A.: An Introduction to Modern Astrophysics, s. 1171. International painos. Pearson, 23.7.2013. ISBN 9781292022932 Teoksen verkkoversio. (englanti)
  6. ↑ Pan, Danny C.: Cosmic Voids in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 23 Mar 2011, 421. vsk, nro 2, s. 926–934. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20197.x Bibcode:2012MNRAS.421..926P arXiv:1103.4156
  7. ↑ Neyrinck, Mark C.: ZOBOV: a parameter-free void-finding algorithm. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 29 Feb 2008, 386. vsk, nro 4, s. 2101–2109. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13180.x Bibcode:2008MNRAS.386.2101N arXiv:0712.3049
  8. ↑ Jõeveer, M.; Einasto, J.: The Large Scale Structure of the Universe, s. 241. Dordrecht: Reidel. Määritä julkaisija!
  9. ↑ Rex, Andrew F.; Bennett, Jeffrey O.; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark: The Cosmic Perspective, s. 602. Pearson College Division, 1.12.1998. ISBN 978-0-201-47399-5 Teoksen verkkoversio (viitattu 4 May 2014).
  10. ↑ Abell, George O.: Evidence regarding second-order clustering of galaxies and interactions between clusters of galaxies. The Astronomical Journal, 1961, 66. vsk. doi:10.1086/108472 ISSN 0004-6256 Bibcode:1961AJ.....66..607A
  11. ↑ Gregory, S. A.: The Coma/A1367 supercluster and its environs. The Astrophysical Journal, 1978, 222. vsk. doi:10.1086/156198 ISSN 0004-637X Bibcode:1978ApJ...222..784G Artikkelin verkkoversio.
  12. ↑ Joeveer, Einasto and Tago 1978, Dordrecht, N/A, 241.
  13. ↑ Kirshner, R. P.; Oemler, A., Jr.; Schechter, P. L.; Shectman, S. A.: A million cubic megaparsec void in Bootes. The Astrophysical Journal, 1981, 248. vsk. doi:10.1086/183623 ISSN 0004-637X Bibcode:1981ApJ...248L..57K
  14. ↑ Kirshner, Robert P.; Oemler, Augustus, Jr.; Schechter, Paul L.; Shectman, Stephen A.: A survey of the Bootes void. The Astrophysical Journal, 1987, 314. vsk. doi:10.1086/165080 ISSN 0004-637X Bibcode:1987ApJ...314..493K
  15. ↑ Merlott, A. L.: Clustering velocities in the adiabatic picture of galaxy formation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, November 1983, 205. vsk, nro 3, s. 637–641. doi:10.1093/mnras/205.3.637 ISSN 0035-8711 Bibcode:1983MNRAS.205..637M
  16. ↑ Frenk, C. S.: Nonlinear evolution of large-scale structure in the universe. The Astrophysical Journal, 1983, 271. vsk. doi:10.1086/161209 ISSN 0004-637X Bibcode:1983ApJ...271..417F
  17. ↑ Giovanelli, R.: A 21 CM survey of the Pisces-Perseus supercluster. I – The declination zone +27.5 to +33.5 degrees. The Astronomical Journal, 1985, 90. vsk. doi:10.1086/113949 ISSN 0004-6256 Bibcode:1985AJ.....90.2445G
  18. ↑ Geller, M. J.: Mapping the Universe. Science, 1989, 246. vsk, nro 4932, s. 897–903. PubMed:17812575 doi:10.1126/science.246.4932.897 ISSN 0036-8075 Bibcode:1989Sci...246..897G
  19. ↑ Kirshner, 1991, Physical Cosmology, 2, 595.
  20. ↑ Fisher, Karl; Huchra, John; Strauss, Michael; Davis, Marc; Yahil, Amos; Schlegel, David: The IRAS 1.2 Jy Survey: Redshift Data. The Astrophysical Journal Supplement Series, 1995, 100. vsk, s. 69. doi:10.1086/192208 Bibcode:1995ApJS..100...69F arXiv:astro-ph/9502101
  21. ↑ Colless, Matthew; Dalton, G. B.; Maddox, S. J.; Sutherland, W. J.; Norberg, P.; Cole, S.; Bland-Hawthorn, J.; Bridges, T. J.; Cannon, R. D.: The 2dF Galaxy Redshift Survey: Spectra and redshifts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2001, 328. vsk, nro 4, s. 1039–1063. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04902.x Bibcode:2001MNRAS.328.1039C arXiv:astro-ph/0106498
  22. ↑ Abazajian, K.; Agüeros, Marcel A.; Allam, Sahar S.; Prieto, Carlos Allende; An, Deokkeun; Anderson, Kurt S. J.; Anderson, Scott F.; Annis, James: The Seventh Data Release of the Sloan Digital Sky Survey. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2009, 182. vsk, nro 2, s. 543–558. doi:10.1088/0067-0049/182/2/543 Bibcode:2009ApJS..182..543A arXiv:0812.0649
  23. ↑ Abazajian, K. et al.: The Seventh Data Release of the Sloan Digital Sky Survey. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2011, 182. vsk, nro 2, s. 543–558. (englanniksi)
  24. ↑ Mao, Qingqing; Berlind, Andreas A.; Scherrer, Robert J.; Neyrinck, Mark C.; Scoccimarro, Román; Tinker, Jeremy L.; McBride, Cameron K.; Schneider, Donald P.; Pan, Kaike: A Cosmic Void Catalog of SDSS DR12 BOSS Galaxies. The Astrophysical Journal, 2017, 835. vsk, nro 2, s. 161. doi:10.3847/1538-4357/835/2/161 ISSN 0004-637X Bibcode:2017ApJ...835..161M arXiv:1602.02771 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
  25. ↑ Lavaux, Guilhem & Wandelt, Benjamin D.: Precision cosmology with voids: Definition, methods, dynamics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2010, 403. vsk, nro 3, s. 403–1408. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16197.x Bibcode:2010MNRAS.403.1392L (englanniksi)
  26. ↑ Hoyle, Fiona & Vogeley, Michael S.: Voids in the PSCz Survey and the Updated Zwicky Catalog. The Astrophysical Journal, 2002, 566. vsk, nro 2, s. 641–651. doi:10.1086/338340 Bibcode:2002ApJ...566..641H (englanniksi)
  27. ↑ Colberg, Joerg M. & Sheth, Ravi K. & Diaferio, Antonaldo & Gao, Liang & Yoshida, Naoki: Voids in a $Λ$CDM Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2005, 360. vsk, nro 1, s. 216–226. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09064.x Bibcode:2005MNRAS.360..216C (englanniksi)
  28. ↑ Hahn, Oliver & Porciani, Cristiano & Marcella Carollo, C. & Dekel, Avishai: Properties of Dark Matter Haloes in Clusters, Filaments, Sheets and Voids. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2007, nro 2, s. 489–499. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11318.x Bibcode:2007MNRAS.375..489H (englanniksi)
  29. ↑ Sahlén, Martin; Zubeldía, Íñigo; Silk, Joseph: Cluster–Void Degeneracy Breaking: Dark Energy, Planck, and the Largest Cluster and Void. The Astrophysical Journal Letters, 2016, 820. vsk, nro 1, s. L7. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L7 ISSN 2041-8205 Bibcode:2016ApJ...820L...7S arXiv:1511.04075 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
  30. ↑ Lavaux, Guilhem; Wandelt, Benjamin D.: Precision Cosmography with Stacked Voids. The Astrophysical Journal, 1 August 2012, 754. vsk, nro 2, s. 109. doi:10.1088/0004-637X/754/2/109 Bibcode:2012ApJ...754..109L arXiv:1110.0345
  31. ↑ Mao, Qingqing; Berlind, Andreas A.; Scherrer, Robert J.; Neyrinck, Mark C.; Scoccimarro, Román; Tinker, Jeremy L.; McBride, Cameron K.; Schneider, Donald P.: Cosmic Voids in the SDSS DR12 BOSS Galaxy Sample: the Alcock–Paczyński test. The Astrophysical Journal, 25 January 2017, 835. vsk, nro 2, s. 160. doi:10.3847/1538-4357/835/2/160 Bibcode:2017ApJ...835..160M S2CID:119276823 arXiv:1602.06306
  32. ↑ Lee, Jounghun; Park, Daeseong: Constraining the Dark Energy Equation of State with Cosmic Voids. The Astrophysical Journal, 2007, 696. vsk, nro 1, s. L10–L12. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L10 Bibcode:2009ApJ...696L..10L S2CID:18219268 arXiv:0704.0881
  33. ↑ Pisani, Alice; Sutter, P. M.; Hamaus, Nico; Alizadeh, Esfandiar; Biswas, Rahul; Wandelt, Benjamin D.; Hirata, Christopher M.: Counting voids to probe dark energy. Physical Review D, 2015, 92. vsk, nro 8, s. 083531. doi:10.1103/PhysRevD.92.083531 Bibcode:2015PhRvD..92h3531P S2CID:119253930 arXiv:1503.07690
  34. ↑ Sahlén, Martin: Cluster-void degeneracy breaking: Neutrino properties and dark energy. Physical Review D, 22.3.2019, 99. vsk, nro 6. doi:10.1103/PhysRevD.99.063525 ISSN 2470-0010 Bibcode:2019PhRvD..99f3525S S2CID:85530907 arXiv:1807.02470 (englanti)
  35. ↑ Sahlén Martin (2019-03-22).: Cluster-void degeneracy breaking: Neutrino properties and dark energy. Physical Review D. 99 (6): 063525. arXiv:1807.02470. Bibcode:2019PhRvD..99f3525S., 2019. ISSN 2470-0010 (englanniksi)
  36. ↑ Peebles P. J. E.: The Void Phenomenon. The Astrophysical Journal, 2001, nro 2, s. 495–504. doi:10.1086/322254 Bibcode:2001ApJ...557..495P (englanniksi)
  37. ↑ Constantin Anca: Active Galactic Nuclei in Void Regions. The Astrophysical Journal, 2007, nro 2, s. 715–729. doi:10.1086/524310 Bibcode:2008ApJ...673..715C (englanniksi)
  38. ↑ Wolchover, Natalie: The Hidden Magnetic Universe Begins to Come Into View. Quanta Magazine, 2 July 2020. Artikkelin verkkoversio. (englanti)
  39. ↑ Chen Wenlei Buckley , James H. Ferrer, Francesc: Etsi GeV γ-Ray Pair Haloja Low Redshift Blazarien ympäriltä. Physical Review Letters, 2015, nro 21, s. 211103. PubMed:26636838 doi:10.1103/PhysRevLett.115.211103 (englanniksi)
  40. ↑ Rudnick Lawrence, Brown Shea, Williams Liliya R.: Extragalactic Radio Sources and the WMAP Cold Spot. The Astrophysical Journal, 2007, nro 1, s. 40–44. doi:10.1086/522222 Bibcode:2007ApJ...671...40R arXiv:0704.0908 (englanniksi)
  41. ↑ Alexander Stephon, Biswas Tirthabir, Notari Alessio, Vaid Deepak: Local Void vs Dark Energy: Confrontation with WMAP and Type Ia Supernovae. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2009, nro 9, s. 025. doi:10.1088/1475-7516/2009/09/025 Bibcode:2009JCAP...09..025A (englanniksi)
  42. ↑ Sahlén Martin, Silk Joseph: Cluster-void degeneracy breaking: Modified gravity in the balance. Physical Review D, 2018, nro 10, s. 103504. doi:10.1103/PhysRevD.97.103504 Bibcode:2018PhRvD..97j3504S (englanniksi)
  43. ↑ Gravitational redshift in the void-galaxy cross-correlation function in redshift space. Physical Review D, 2018, nro 4, s. 043527. doi:10.1103/PhysRevD.98.043527 Bibcode:2018PhRvD..98d3527N (englanniksi)
  44. ↑ Simulating Voids. The Astrophysical Journal, 2004, nro 1, s. 1–6. doi:10.1086/382143 Bibcode:2004ApJ...605....1G (englanniksi)

Aiheesta muualla

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Tyhjiö_(tähtitiede)&oldid=22020902”