التذبذبات الصوتية الباريونية

📅 آخر تحديث: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 27 صور
الموسوعة الحرة

في علم الكونيات ، تُعرف التذبذبات الصوتية الباريونية ( BAO ) بأنها تقلبات في كثافة المادة الباريونية المرئية (المادة العادية) في الكون، ناتجة عن موجات الكثافة الصوتية في البلازما البدائية للكون المبكر. وكما تُوفر المستعرات العظمى " شمعة معيارية " للرصد الفلكي، [ 1 ] فإن تكتل مادة التذبذبات الصوتية الباريونية يُوفر " مسطرة معيارية " لقياس الطول في علم الكونيات. [ 2 ] ويُحدد طول هذه المسطرة المعيارية بأقصى مسافة يمكن أن تقطعها الموجات الصوتية في البلازما البدائية قبل أن تبرد البلازما إلى درجة تحولها إلى ذرات متعادلة ( حقبة إعادة التركيب )، مما أوقف تمدد موجات كثافة البلازما، "مُجمدًا" إياها في مكانها. ويمكن قياس طول هذه المسطرة المعيارية (≈490 مليون سنة ضوئية في كوننا الحالي [ 3 ] ) من خلال دراسة البنية واسعة النطاق للمادة باستخدام المسوحات الفلكية . [ 3 ] تساعد قياسات التذبذبات الصوتية الباريونية علماء الكونيات على فهم المزيد عن طبيعة الطاقة المظلمة (التي تسبب التوسع المتسارع للكون ) من خلال تقييد المعلمات الكونية . [ 2 ]

الكون المبكر

كان الكون المبكر يتألف من بلازما ساخنة وكثيفة من الإلكترونات والباريونات (التي تشمل البروتونات والنيوترونات). كانت الفوتونات (جسيمات الضوء) التي تسافر في هذا الكون محصورةً بشكل أساسي، غير قادرة على قطع مسافة كبيرة قبل التفاعل مع البلازما عبر تشتت طومسون . [ 4 ] يُعرف متوسط ​​المسافة التي يمكن أن يقطعها الفوتون قبل التفاعل مع البلازما باسم متوسط ​​المسار الحر للفوتون. مع تمدد الكون، بردت البلازما إلى أقل من 3000 كلفن، وهي طاقة منخفضة بما يكفي لكي تتحد الإلكترونات والبروتونات في البلازما لتكوين ذرات هيدروجين متعادلة . حدث هذا الاندماج عندما كان عمر الكون حوالي 379,000 سنة، أو عند انزياح أحمر مقداره z = 1089. [ 4 ] في هذا العمر، كان حجم فقاعات التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) يبلغ 450,000 سنة ضوئية (0.14 ميجا فرسخ فلكي) في نصف القطر (490 مليون سنة ضوئية اليوم مقسومة على z = 1089) . تتفاعل الفوتونات بدرجة أقل بكثير مع المادة المتعادلة، ولذلك أصبح الكون شفافًا للفوتونات عند إعادة التركيب، مما سمح لها بالانفصال عن المادة والانتشار بحرية عبر الكون. [ 4 ] إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) هو ضوء تشتت قبل إعادة التركيب مباشرةً، وانبعث نتيجةً لها، ويُرى الآن بواسطة تلسكوباتنا كموجات راديوية في جميع أنحاء السماء نظرًا لانزياحه نحو الأحمر. لذلك، عند النظر إلى بيانات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على سبيل المثال، فإننا ننظر في الأساس إلى الماضي لنرى صورة للكون عندما كان عمره 379,000 سنة فقط. [ 4 ]  

الشكل 1: تباينات درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بناءً على بيانات WMAP لمدة تسع سنوات (2012). [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]

تشير بيانات WMAP (الشكل 1) إلى كون متجانس ذي كثافة متجانسة، مع تباينات في الكثافة تبلغ 10 أجزاء في المليون. [ 4 ] ومع ذلك، توجد بنى كبيرة وتقلبات في الكثافة في الكون الحالي. فالمجرات، على سبيل المثال، أكثر كثافة بمليون مرة من متوسط ​​كثافة الكون. [ 2 ] ويُعتقد حاليًا أن الكون قد بُني بطريقة تصاعدية، بمعنى أن التباينات الصغيرة في الكون المبكر عملت كبذور جاذبية للبنية المرصودة اليوم. تجذب المناطق ذات الكثافة العالية كمية أكبر من المادة، بينما تجذب المناطق ذات الكثافة المنخفضة كمية أقل، وبالتالي أصبحت هذه التباينات الصغيرة، التي تُرى في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، هي البنى واسعة النطاق في الكون اليوم.

صوت كوني

تخيل منطقة ذات كثافة عالية في البلازما البدائية . بينما تجذب هذه المنطقة المادة نحوها بفعل الجاذبية ، فإن حرارة تفاعلات الفوتون مع المادة تولد ضغطًا خارجيًا كبيرًا . وقد أدت هاتان القوتان المتعاكستان للجاذبية والضغط إلى تذبذبات ، تُشبه الموجات الصوتية التي تتولد في الهواء بفعل فروق الضغط. [ 3 ]

تحتوي هذه المنطقة فائقة الكثافة على المادة المظلمة والباريونات والفوتونات . ويؤدي الضغط إلى انتشار موجات صوتية كروية من الباريونات والفوتونات بسرعة تزيد قليلاً عن نصف سرعة الضوء [ 8 ] [ 9 ]، متجهةً نحو الخارج من منطقة الكثافة الزائدة. تتفاعل المادة المظلمة جاذبياً فقط، ولذلك تبقى في مركز الموجة الصوتية، أي منشأ الكثافة الزائدة. قبل الانفصال ، كانت الفوتونات والباريونات تتحرك معاً نحو الخارج. بعد الانفصال، لم تعد الفوتونات تتفاعل مع المادة الباريونية، فتشتتت. وقد خفف ذلك الضغط على النظام، تاركاً وراءه أغلفة من المادة الباريونية. من بين جميع هذه الأغلفة، التي تمثل أطوال موجية مختلفة للموجات الصوتية، يتوافق الغلاف الرنيني مع الغلاف الأول، لأنه الغلاف الذي يقطع المسافة نفسها لجميع مناطق الكثافة الزائدة قبل الانفصال. ويُشار إلى هذا نصف القطر غالباً باسم أفق الصوت. [ 3 ]

بدون ضغط الفوتون-باريون الذي يدفع النظام نحو الخارج، كانت القوة الوحيدة المتبقية المؤثرة على الباريونات هي قوة الجاذبية. ولذلك، شكلت الباريونات والمادة المظلمة (المتبقية في مركز الاضطراب) بنيةً تضمنت كثافات زائدة من المادة في كل من الموقع الأصلي للتباين وفي الغلاف عند أفق الصوت لهذا التباين. [ 3 ] أصبحت هذه التباينات في نهاية المطاف تموجات في كثافة المادة التي ستشكل المجرات .

لذا، يُتوقع رؤية عدد أكبر من أزواج المجرات المفصولة بمقياس مسافة أفق الصوت مقارنةً بمقاييس الطول الأخرى. [ 3 ] وقد حدث هذا التكوين المحدد للمادة عند كل تباين في الكون المبكر، وبالتالي فإن الكون لا يتكون من تموج صوتي واحد، [ 10 ] بل من تموجات متداخلة عديدة. [ 11 ] ولتوضيح ذلك، تخيل إسقاط العديد من الحصى في بركة ماء ومراقبة أنماط الأمواج الناتجة في الماء. [ 2 ] لا يمكن ملاحظة هذا الفصل المفضل للمجرات على مقياس أفق الصوت بالعين المجردة، ولكن يمكن قياس هذه الظاهرة إحصائيًا من خلال دراسة المسافات الفاصلة بين أعداد كبيرة من المجرات.

مسطرة قياسية

إن فيزياء انتشار موجات الباريون في الكون المبكر بسيطة نسبيًا؛ ونتيجة لذلك، يستطيع علماء الكونيات التنبؤ بحجم أفق الصوت عند لحظة إعادة التركيب . إضافةً إلى ذلك، يوفر إشعاع الخلفية الكونية الميكروي قياسًا دقيقًا لهذا المقياس. [ 3 ] مع ذلك، خلال الفترة بين إعادة التركيب واليوم، كان الكون يتوسع . هذا التوسع مدعوم جيدًا بالملاحظات ، وهو أحد أسس نموذج الانفجار العظيم . في أواخر التسعينيات، أظهرت ملاحظات المستعرات العظمى [ 1 ] أن الكون لا يتوسع فحسب، بل يتوسع بمعدل متزايد. وقد أصبح فهم تسارع الكون ، أو الطاقة المظلمة ، أحد أهم الأسئلة في علم الكونيات اليوم. لفهم طبيعة الطاقة المظلمة، من المهم وجود طرق متنوعة لقياس التسارع. يمكن لتقنية التذبذب الصوتي الباريوني (BAO) أن تُثري المعرفة حول هذا التسارع من خلال مقارنة رصد أفق الصوت اليوم (باستخدام تكتل المجرات) برصده وقت إعادة التركيب (باستخدام إشعاع الخلفية الكونية الميكروي). [ 3 ] وبذلك، توفر تقنية التذبذب الصوتي الباريوني معيارًا لفهم طبيعة التسارع بشكل أفضل، بشكل مستقل تمامًا عن تقنية المستعر الأعظم .

إشارة التذبذب الصوتي الباريوني في مسح سلون الرقمي للسماء

يُعدّ مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) مسحًا رئيسيًا متعدد الأطياف للتصوير والتحليل الطيفي للانزياح الأحمر، باستخدام تلسكوب SDSS البصري ذي الزاوية الواسعة بقطر 2.5 متر، والموجود في مرصد أباتشي بوينت في نيو مكسيكو . هدف هذا المسح، الذي استمر خمس سنوات، إلى التقاط صور وأطياف لملايين الأجرام السماوية. نتج عن تجميع بيانات SDSS خريطة ثلاثية الأبعاد للأجرام في الكون القريب: فهرس SDSS. يُقدّم فهرس SDSS صورة لتوزيع المادة في جزء كبير من الكون ، ما يسمح بالبحث عن إشارة تذبذبات الصوت الباريونية (BAO) من خلال ملاحظة ما إذا كان هناك وفرة ذات دلالة إحصائية من المجرات المفصولة بمسافة أفق الصوت المتوقعة.

قام فريق مشروع مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) بدراسة عينة من 46,748 مجرة ​​حمراء لامعة (LRGs)، تغطي مساحة 3,816 درجة مربعة من السماء (قطرها حوالي خمسة مليارات سنة ضوئية ) وصولاً إلى انزياح أحمر قدره z = 0.47 . [ 3 ] وحلل الفريق تكتل هذه المجرات بحساب دالة ارتباط ثنائية النقاط على البيانات. [ 12 ] دالة الارتباط (ξ) هي دالة لمسافة الفصل بين المجرات المتحركة ( s )، وتصف احتمالية وجود مجرة ​​ضمن مسافة معينة من مجرة ​​أخرى. [ 13 ] من المتوقع وجود ارتباط عالٍ بين المجرات عند مسافات الفصل الصغيرة (بسبب طبيعة تكوين المجرات المتكتلة) وارتباط منخفض عند مسافات الفصل الكبيرة. ستظهر إشارة التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) على شكل ارتفاع في دالة الارتباط عند مسافة فصل متحركة تساوي أفق الصوت. تم رصد هذه الإشارة بواسطة فريق SDSS في عام 2005. [ 3 ] [ 14 ] وقد أكد SDSS نتائج WMAP بأن أفق الصوت هو ~150 ميجا فرسخ  فلكي في الكون الحالي. [ 2 ] [ 3 ]

في عام 2023، ادعى علماء الفلك الذين استخدموا فهرس SDSS بالإضافة إلى فهرس cosmicflow-4 [ 15 ] أنهم عثروا على دليل على وجود فقاعة BAO فردية ذات155 ح75-1مصج{\displaystyle 155\ h_{75}^{-1}Mpc}نصف قطر يحتوي على بعض أكبر الهياكل المعروفة - عنقود بوتيس العملاق، وجدار سلون العظيم ، وجدار CfA2 العظيم ، وعنقود هرقل العملاق - والتي أطلقوا عليها اسم هو أوليلانا. [ 16 ] [ 17 ]

تم رصدها في مسوحات مجرية أخرى

أعلن كلٌّ من فريقَي 2dFGRS وSDSS عن رصد إشارة التذبذب الصوتي الباريوني (BAO) في طيف القدرة في نفس الفترة تقريبًا من عام 2005. [ 18 ] وقد حظي كلا الفريقين بالتقدير والاعتراف من المجتمع العلمي لاكتشافهما، كما يتضح من جائزة شو في علم الفلك لعام 2014 [ 19 ] التي مُنحت لكلا الفريقين. ومنذ ذلك الحين، تم الإبلاغ عن عمليات رصد أخرى في مسح المجرات 6dF (6dFGS) عام 2011، [ 20 ] وWiggleZ عام 2011 [ 21 ] و BOSS عام 2012. [ 22 ]

شكلية الطاقة المظلمة

قيود التذبذبات الصوتية الباريونية على معلمات الطاقة المظلمة

توفر ذبذبات الصوت الباريوني في الاتجاهين القطري والمستعرض قياسات لمعامل هابل ومسافة القطر الزاوي، على التوالي. ويمكن أن تتضمن مسافة القطر الزاوي ومعامل هابل دوالًا مختلفة تفسر سلوك الطاقة المظلمة. [ 23 ] [ 24 ] تحتوي هذه الدوال على مُعاملين w0 و w1 ، ويمكن تحديد قيمهما باستخدام تقنية مربع كاي . [ 25 ]

النسبية العامة والطاقة المظلمة

في النسبية العامة ، يتم تحديد تمدد الكون بواسطة عامل المقياسأ(ت){\displaystyle a(t)}وهو ما يرتبط بالانزياح الأحمر : [ 4 ]

أ(ت)≡(1+z(ت))-1{\displaystyle a(t)\equiv (1+z(t))^{-1}\!}

معامل هابل ،ح(z){\displaystyle H(z)}، من حيث عامل المقياس هو:

ح(ت)≡أ˙أ{\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}\!}

أينأ˙{\displaystyle {\dot {a}}}هو المشتق الزمني لعامل المقياس. تعبر معادلات فريدمان عن تمدد الكون بدلالة ثابت نيوتن للجاذبية .جي{\displaystyle G}، متوسط ​​ضغط المقياس ،ص{\displaystyle p}كثافة الكونρ{\displaystyle \rho \!}، الانحناء ،ك{\displaystyle k}والثابت الكوني ،Λ{\displaystyle \Lambda \!}[ 4 ]​

ح2=(أ˙أ)2=8πجي3ρ-كج2أ2+Λج23ح˙+ح2=أ¨أ=-4πجي3(ρ+3صج2)+Λج23{\displaystyle {\begin{array}{rccl}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}}\\{\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}}\end{array}}}

تشير الأدلة الرصدية على تسارع الكون إلى أن (في الوقت الحاضر)أ¨>0{\displaystyle {\ddot {a}}>0}لذلك، فإن التفسيرات التالية محتملة: [ 26 ]

  • يهيمن على الكون مجال أو جسيم ذو ضغط سلبي بحيث تكون معادلة الحالة كالتالي:w=صρ<-1/3{\displaystyle w={\frac {p}{\rho }}<-1/3\!}
  • يوجد ثابت كوني غير صفري،Λ{\displaystyle \Lambda \!}.
  • معادلات فريدمان غير صحيحة لأنها تحتوي على تبسيطات مفرطة لتسهيل حساب معادلات المجال النسبي العام.

من أجل التمييز بين هذه السيناريوهات، هناك حاجة إلى قياسات دقيقة لمعامل هابل كدالة للانزياح الأحمر .

الكميات القابلة للرصد من الطاقة المظلمة

معامل الكثافة ،Ω{\displaystyle \Omega \!}، من مكونات متنوعة،x{\displaystyle x}يمكن التعبير عن كثافة الكون كنسبة من كثافةx{\displaystyle x}إلى الكثافة الحرجة ،ρج{\displaystyle \rho _{c}\!}[ 26 ]​

ρج=3ح28πجيΩx≡ρxρج=8πجيρx3ح2\displaystyle \begin{aligned}\rho _{c}&={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}\\\Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}}{\rho _{c}}}&={\frac {8\pi G\rho _{x}}{3H^{2}}}\end{aligned}}}

يمكن إعادة كتابة معادلة فريدمان بدلالة معامل الكثافة. بالنسبة للنموذج السائد حاليًا للكون، ΛCDM ، تكون هذه المعادلة كما يلي: [ 26 ]

ح2(أ)=(أ˙أ)2=ح02[Ωمأ-3+Ωرأ-4+Ωكأ-2+ΩΛأ-3(1+w)]{\displaystyle 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]}

حيث m هي المادة، و r هي الإشعاع، و k هي الانحناء، و Λ هي الطاقة المظلمة، و w هي معادلة الحالة . وقد فرضت قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي من مرصد WMAP قيودًا دقيقة على العديد من هذه المعلمات ؛ ومع ذلك، من المهم تأكيدها وتضييق نطاقها باستخدام طريقة مستقلة ذات منهجية مختلفة.

إشارة التذبذب الصوتي الباريوني هي مسطرة معيارية يمكن من خلالها قياس طول أفق الصوت كدالة للزمن الكوني . [ 3 ] وهذا يقيس مسافتين كونيتين: معامل هابل،ح(z){\displaystyle H(z)}، والمسافة بين القطر الزاوي ،دأ(z){\displaystyle d_{A}(z)}، كدالة للانزياح الأحمر(z){\displaystyle (z)}[ 27 ] بقياس الزاوية المقابلة ،Δθ{\displaystyle \Delta \theta }، من مسطرة الطولΔχ{\displaystyle \Delta \chi }يتم تحديد هذه المعايير على النحو التالي: [ 27 ]

Δθ=Δχدأ(z)دأ(z)∝∫0zدz′ح(z′){\displaystyle {\begin{aligned}\Delta \theta &={\frac {\Delta \chi }{d_{A}(z)}}\!\\d_{A}(z)&\propto \int _{0}^{z}{\frac {dz'}{H(z')}}\!\end{aligned}}}

فترة الانزياح الأحمر،Δz{\displaystyle \Delta z}، ويمكن قياسها من البيانات، وبالتالي تحديد معامل هابل كدالة للانزياح الأحمر:

جΔz=ح(z)Δχ{\displaystyle c\Delta z=H(z)\Delta \chi \!}

لذلك، تساعد تقنية التذبذبات الصوتية الباريونية في تقييد المعلمات الكونية وتوفير المزيد من التبصر في طبيعة الطاقة المظلمة.

انظر أيضاً

مراجع

  1. 1 2 بيرلموتر، س.؛ وآخرون (1999). "قياسات Ω و Λ من 42 مستعرًا أعظمًا عالي الانزياح الأحمر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 517 (2): 565-586 . arXiv : astro-ph/9812133 . Bibcode : 1999ApJ...517..565P . doi : 10.1086/307221 . S2CID 118910636 .  
  2. 1 2 3 4 5 أيزنشتاين، دي جيه (2005). "الطاقة المظلمة والصوت الكوني" . مراجعات علم الفلك الجديد . 49 ( 7-9 ): 360. Bibcode : 2005NewAR..49..360E . doi : 10.1016/j.newar.2005.08.005 . OSTI 987204 . 
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 أيزنشتاين، دي جيه؛ وآخرون (2005). "الكشف عن ذروة الصوت الباريوني في دالة الارتباط واسعة النطاق للمجرات الحمراء اللامعة في مسح سلووان الرقمي للسماء". المجلة الفيزيائية الفلكية . 633 (2): 560-574 . arXiv : astro-ph/0501171 . Bibcode : 2005ApJ...633..560E . doi : 10.1086/466512 . S2CID 4834543 .  
  4. 1 2 3 4 5 6 7 دودلسون، س. (2003). علم الكونيات الحديث . دار النشر الأكاديمية . ISBN 978-0122191411.
  5. ↑ غانون، م. (21 ديسمبر 2012). "الكشف عن صورة جديدة للكون في مرحلة الطفولة" . Space.com . تم الاطلاع عليه في 21 ديسمبر 2012 .
  6. ↑ بينيت، سي إل؛ وآخرون (2012). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى تسع سنوات: الخرائط والنتائج النهائية". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . S2CID 119271232 .  
  7. ↑ هينشو، ج.؛ وآخرون (2009). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية على مدى خمس سنوات: معالجة البيانات، وخرائط السماء، والنتائج الأساسية" (ملف PDF) . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 180 (2): 225-245 . arXiv : 0803.0732 . Bibcode : 2009ApJS..180..225H . doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . hdl : 2152/43109 . S2CID 3629998 .  
  8. ↑ سونيايف، ر.؛ زيلدوفيتش، يا. ب. (1970). "التقلبات الصغيرة للإشعاع المتبقي" . الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 7 (1): 3. Bibcode : 1970Ap & SS...7....3S . doi : 10.1007/BF00653471 . S2CID 117050217 . 
  9. ↑ بيبلز، بي جيه إي؛ يو، جيه تي (1970). "الاضطراب الأديباتي البدائي في كون متوسع". المجلة الفيزيائية الفلكية . 162 : 815. Bibcode : 1970ApJ...162..815P . doi : 10.1086/150713 .
  10. ↑ انظر http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif
  11. ↑ انظر http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif
  12. ↑ لاندي، إس دي؛ زالاي، إيه إس (1993). "التحيز والتباين في دوال الارتباط الزاوي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 412 : 64. Bibcode : 1993ApJ...412...64L . doi : 10.1086/172900 .
  13. ↑ بيبلز، بي جيه إي (1980). البنية واسعة النطاق للكون . مطبعة جامعة برينستون . رمز Bibcode : 1980lssu.book.....P . ISBN 978-0-691-08240-0.
  14. ↑ "مدونة العلوم من SDSS | أخبار من مسوحات سلون الرقمية للسماء" .
  15. ↑ تولي، ر. برنت؛ كوركشي، إحسان؛ كورتوا، هيلين م.؛ أناند، غاغانديب س.؛ بليكيسلي، جون ب.؛ بروت، ديلون؛ جاغر، توماس دي؛ دوبوي، ألكسندرا؛ غينيه، دانيال؛ هاوليت، كولان؛ جنسن، جوزيف ب.؛ بوماريد، دانيال؛ ريزي، لوكا؛ روبين، ديفيد؛ سعيد، خالد (2023-02-01). "التدفقات الكونية-4" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 944 (1): 94. arXiv : 2209.11238 . Bibcode : 2023ApJ...944...94T . doi : 10.3847/1538-4357/ac94d8 . ISSN 0004-637X . 
  16. ↑ تولي، ر. برنت؛ هاوليت، كولان؛ بوماريد، دانيال (2023-09-01). "هو أوليلانا: تذبذب صوتي باريوني فردي؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 954 (2): 169. arXiv : 2309.00677 . Bibcode : 2023ApJ...954..169T . doi : 10.3847/1538-4357/aceaf3 . ISSN 0004-637X . 
  17. ↑ مان، آدم (27 سبتمبر 2023). "هولييلانا، فقاعة مجرية يبلغ عرضها مليار سنة ضوئية، تُذهل علماء الفلك" . مجلة ساينتفك أمريكان . تاريخ الاسترجاع: 28 سبتمبر 2023 .
  18. ↑ كول، س.؛ وآخرون (2005). "مسح انزياح المجرات 2dF: تحليل طيف القدرة لمجموعة البيانات النهائية وآثارها الكونية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 362 (2): 505-534 . arXiv : astro-ph/0501174 . Bibcode : 2005MNRAS.362..505C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID 6906627 .  
  19. ↑ "جائزة شو 2014" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 11 سبتمبر 2018. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 نوفمبر 2016 .
  20. ↑ بيوتلر، ف.؛ وآخرون (2011). "مسح المجرات 6dF: التذبذبات الصوتية الباريونية وثابت هابل المحلي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 416 (4): 3017B. arXiv : 1106.3366 . Bibcode : 2011MNRAS.416.3017B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19250.x . S2CID 55926132 .  
  21. ↑ بليك، سي.؛ وآخرون (2011). "مسح WiggleZ للطاقة المظلمة: رسم خريطة علاقة المسافة بالانزياح الأحمر باستخدام التذبذبات الصوتية الباريونية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 418 (3): 1707. arXiv : 1108.2635 . Bibcode : 2011MNRAS.418.1707B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19592.x . S2CID 37336671 .  
  22. ↑ أندرسون، ل.؛ وآخرون (2012). "تكتل المجرات في المسح الطيفي لتذبذبات الباريون SDSS-III: تذبذبات صوتية باريونية في عينة المجرات الطيفية لإصدار البيانات 9" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 427 (4): 3435. arXiv : 1203.6594 . Bibcode : 2012MNRAS.427.3435A . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.22066.x . S2CID 1569760 .  
  23. ↑ شيڤالييه، م؛ بولارسكي، د. (2001). "تسارع الأكوان مع تزايد المادة المظلمة". المجلة الدولية للفيزياء الحديثة د . 10 (2): 213-224 . arXiv : gr-qc/0009008 . Bibcode : 2001IJMPD..10..213C . doi : 10.1142/S0218271801000822 . S2CID 16489484 . 
  24. ↑ باربوسا، إي إم جونيور؛ ألكانيز، جيه إس (2008). "نموذج بارامتري للطاقة المظلمة". رسائل الفيزياء ب . 666 (5): 415-419 . arXiv : 0805.1713 . Bibcode : 2008PhLB..666..415B . doi : 10.1016/j.physletb.2008.08.012 . S2CID 118306372 . 
  25. ↑ شي، ك.؛ يونغ، هـ.؛ لو، ت. (2011). "تأثيرات تحديد معلمات معادلة حالة الطاقة المظلمة" . بحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية . 11 (12): 1403-1412 . Bibcode : 2011RAA....11.1403S . doi : 10.1088/1674-4527/11/12/003 . S2CID 122794243 . 
  26. 1 2 3 ألبريشت، أ.؛ وآخرون (2006). "تقرير فريق عمل الطاقة المظلمة". arXiv : astro-ph/0609591 . 
  27. 1 2 وايت، م. (2007). "صدى أكبر خطأ لأينشتاين" (ملف PDF) . ورشة عمل سانتا فيه لعلم الكونيات . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 20 فبراير 2023.