الفراغ (علم الفلك)

فيما يلي ملخص زمني للأحداث المهمة في مجال الفراغات الكونية منذ بدايته وحتى العصر الحديث:

• 1961 - تم لفت انتباه المجتمع الفلكي إلى السمات الهيكلية واسعة النطاق مثل "التجمعات من الدرجة الثانية"، وهو نوع محدد من التجمعات المجرية العملاقة . ^{[ 13 ]}
• 1978 – نُشرت أول ورقتين بحثيتين حول موضوع الفراغات في البنية واسعة النطاق، تشيران إلى الفراغات الموجودة في مقدمة تجمعات كوما/A1367. ^{[ 10 ] [ 14 ]}
• 1981 – اكتشاف فراغ كبير في منطقة العواء من السماء، يبلغ قطره حوالي 50 ^h⁻¹ ميجا فرسخ فلكي (أُعيد حسابه لاحقًا ليصبح حوالي 34 h⁻¹ ميجا فرسخ ^فلكي ). ^{[ 15 ] [ 16 ]} حيث h هو معامل هابل عديم الأبعاد ، وقيمته التقريبية 0.7.
• 1983 - ظهرت محاكاة حاسوبية متطورة بما يكفي لتقديم نتائج موثوقة نسبياً حول نمو وتطور البنية واسعة النطاق، وأسفرت عن فهم أعمق للسمات الرئيسية لتوزيع المجرات واسعة النطاق. ^{[ 17 ] [ 18 ]}
• 1985 – تم مسح تفاصيل التجمعات المجرية العملاقة وبنية الفراغات في منطقة برساوس-الحوت . ^{[ 19 ]}
• 1989 – كشف مسح الانزياح الأحمر الذي أجراه مركز الفيزياء الفلكية أن الفراغات الكبيرة والخيوط الحادة والجدران المحيطة بها تهيمن على البنية واسعة النطاق للكون. ^{[ 20 ]}
• 1991 – أكد مسح لاس كامباناس للانزياح الأحمر وفرة الفراغات في البنية واسعة النطاق للكون (كيرشنر وآخرون، 1991). ^{[ 21 ]}
• 1995 - تشير المقارنات بين مسوحات المجرات المختارة بصريًا إلى أنه يتم العثور على نفس الفراغات بغض النظر عن اختيار العينة. ^{[ 22 ]}
• 2001 - أضاف المسح الكامل لانزياح المجرات الحمراء في المجال بنطاق درجتين كمية كبيرة من الفراغات إلى قاعدة بيانات جميع الفراغات الكونية المعروفة. ^{[ 23 ]}
• 2009 - توفر بيانات مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS)، بالإضافة إلى المسوحات واسعة النطاق السابقة، رؤية أكثر اكتمالاً للبنية التفصيلية للفراغات الكونية. ^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]}

تستخدم هذه الطريقة المتميزة كل مجرة ​​في الفهرس كهدف لها، ثم تستخدم تقريب أقرب جار لحساب الكثافة الكونية في المنطقة المحصورة ضمن نصف قطر كروي يُحدد بناءً على المسافة إلى ثالث أقرب مجرة. ^{[ 8 ]} وقد قدم إل أد وبيران هذه الطريقة عام 1997 لتوفير طريقة سريعة وفعالة لتوحيد فهرسة الفراغات. بعد استخراج الخلايا الكروية من جميع بيانات البنية، يتم توسيع كل خلية حتى تعود الكثافة المنخفضة إلى متوسط ​​قيم كثافة الجدار المتوقعة. ^{[ 31 ]} من السمات المفيدة لمناطق الفراغات أن حدودها واضحة ومحددة للغاية، حيث يبدأ متوسط ​​الكثافة الكونية من 10% في الجسم ويرتفع بسرعة إلى 20% عند الحافة، ثم إلى 100% في الجدران الواقعة مباشرة خارج الحواف. بعد ذلك، يتم تقسيم الجدران المتبقية ومناطق الفراغات المتداخلة إلى مناطق متميزة ومتشابكة من الخيوط والتجمعات والفراغات شبه الفارغة، على التوالي. أي تداخل يزيد عن 10% مع الفراغات المعروفة مسبقًا يُعتبر منطقة فرعية ضمن تلك الفراغات المعروفة. جميع الفراغات المُدرجة في الفهرس لها نصف قطر أدنى يبلغ 10 ميجا فرسخ فلكي لضمان عدم إدراج أي فراغات مُحددة عن طريق الخطأ نتيجةً لأخطاء في أخذ العينات. ^{[ 8 ]}

تستخدم هذه الخوارزمية من الدرجة الثانية تقنية تجزئة فورونوي وجزيئات حدودية وهمية لتصنيف المناطق بناءً على حدود متباينة عالية الكثافة مع انحياز منخفض للغاية. ^{[ 32 ]} قدم نيرينك هذه الخوارزمية عام 2008 بهدف ابتكار طريقة لا تحتوي على معلمات حرة أو تجزئة شكلية مفترضة. وبالتالي، يمكن لهذه التقنية إنشاء مناطق فراغية ذات شكل وحجم أكثر دقة. على الرغم من مزايا هذه الخوارزمية من حيث الشكل والحجم، إلا أنها تعرضت لانتقادات متكررة لتقديمها نتائج غير محددة بدقة في بعض الأحيان. ولأنها لا تحتوي على معلمات حرة، فإنها غالبًا ما تجد فراغات صغيرة وغير مهمة، على الرغم من أن الخوارزمية تضع دلالة إحصائية على كل فراغ تجده. يمكن تطبيق معلمة دلالة فيزيائية لتقليل عدد الفراغات غير المهمة من خلال تضمين نسبة كثافة دنيا إلى متوسط ​​الكثافة لا تقل عن 1:5. كما يتم تحديد الفراغات الفرعية باستخدام هذه العملية، مما يثير تساؤلات فلسفية حول تعريف الفراغ. ^{[ 33 ]} تعتمد أدوات البحث عن الفراغات مثل VIDE ^{[ 34 ] على ZOBOV.}

تختلف هذه الطريقة من الدرجة الثالثة اختلافًا جذريًا عن الخوارزميتين السابقتين. ويكمن أبرز ما يميزها في أنها تتطلب تعريفًا مختلفًا لمفهوم الفراغ. فبدلًا من المفهوم العام للفراغ كونه منطقة في الفضاء ذات كثافة كونية متوسطة منخفضة، أو ثقبًا في توزيع المجرات، تُعرّف هذه الطريقة الفراغات بأنها مناطق تتسرب منها المادة، وهو ما يتوافق مع معادلة حالة الطاقة المظلمة ، w . وتُعتبر مراكز الفراغات المصدر الأقصى لحقل الإزاحة، ويُرمز له بـ Sψ _{. وقد أوضح لافو} وواندلت في عام 2009 الغرض من هذا التغيير في التعريفات كوسيلة لتحديد الفراغات الكونية بحيث يمكن إجراء حسابات تحليلية دقيقة لخصائصها الديناميكية والهندسية. وهذا يسمح لـ DIVA باستكشاف شكل الفراغات الإهليلجي وكيفية تطورها في البنية واسعة النطاق، مما يؤدي لاحقًا إلى تصنيف ثلاثة أنواع متميزة من الفراغات. تُصنّف هذه الفئات المورفولوجية الثلاث إلى فراغات حقيقية، وفراغات مسطحة، وفراغات خيطية. ومن الميزات البارزة الأخرى أنه على الرغم من احتواء DIVA على تحيز في دالة الاختيار، كما هو الحال في الطرق التقليدية، إلا أن DIVA مصممة بحيث يمكن معايرة هذا التحيز بدقة، مما يؤدي إلى نتائج أكثر موثوقية. إلا أن هذا النهج الهجين بين لاغرانج وأويلر يعاني من عدة عيوب. فعلى سبيل المثال، تختلف الفراغات الناتجة عن هذه الطريقة اختلافًا جوهريًا عن تلك التي تُكتشف بطرق أخرى، مما يجعل المقارنة الشاملة لجميع نقاط البيانات بين نتائج الخوارزميات المختلفة أمرًا بالغ الصعوبة. ^{[ 27 ]}

يتطلب التواجد المتزامن لأكبر الفراغات المعروفة وتجمعات المجرات وجود حوالي 70% من الطاقة المظلمة في الكون اليوم، وهو ما يتوافق مع أحدث البيانات من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ^{[ 5 ]} تعمل الفراغات كفقاعات في الكون حساسة للتغيرات الكونية الخلفية. هذا يعني أن تطور شكل الفراغ هو جزئيًا نتيجة لتوسع الكون. وبما أن هذا التسارع يُعتقد أنه ناتج عن الطاقة المظلمة، فإن دراسة تغيرات شكل الفراغ على مدى فترة زمنية يمكن استخدامها لتقييد نموذج ΛCDM القياسي ، [ ^{36 ] [ 37 ] أو} لتحسين نموذج الجوهر + المادة المظلمة الباردة ( QCDM ) وتوفير معادلة حالة أكثر دقة للطاقة المظلمة . ^{[ 38 ]} بالإضافة إلى ذلك ، يُعد وفرة الفراغات طريقة واعدة لتقييد معادلة حالة الطاقة المظلمة. ^{[ 39 ] [ 40 ]}

بسبب كتلتها الضئيلة للغاية وتفاعلها الضعيف جداً مع المادة الأخرى، تتدفق النيوترينوات بحرية داخل وخارج الفراغات التي يقل حجمها عن متوسط ​​المسار الحر للنيوترينوات. يؤثر هذا على حجم الفراغات وتوزيعها العمقي، ومن المتوقع أن يُمكّن ذلك، من خلال المسوحات الفلكية المستقبلية (مثل قمر إقليدس الصناعي )، من قياس مجموع كتل جميع أنواع النيوترينوات عن طريق مقارنة الخصائص الإحصائية لعينات الفراغات بالتنبؤات النظرية. ^{[ 40 ]}

تحتوي الفراغات الكونية على مزيج من المجرات والمادة يختلف قليلاً عن المناطق الأخرى في الكون. يدعم هذا المزيج الفريد صورة تكوين المجرات المتحيزة التي تنبأت بها نماذج المادة المظلمة الباردة الأديباتية الغاوسية. توفر هذه الظاهرة فرصة لتعديل العلاقة بين الشكل والكثافة التي تُظهر تناقضات مع هذه الفراغات. يمكن لمثل هذه الملاحظات، كالعلاقة بين الشكل والكثافة، أن تساعد في الكشف عن جوانب جديدة حول كيفية تشكل المجرات وتطورها على نطاق واسع. ^{[ 41 ]} على نطاق محلي أكثر، تتميز المجرات الموجودة في الفراغات بخصائص شكلية وطيفية مختلفة عن تلك الموجودة في الجدران. إحدى السمات التي تم اكتشافها هي أن الفراغات تحتوي على نسبة أعلى بكثير من مجرات الانفجار النجمي المكونة من نجوم شابة ساخنة مقارنةً بعينات المجرات الموجودة في الجدران. ^{[ 42 ]}

تُتيح الفراغات الكونية فرصًا لدراسة قوة المجالات المغناطيسية بين المجرات. فعلى سبيل المثال، خلصت دراسة أُجريت عام ٢٠١٥، استنادًا إلى انحراف انبعاثات أشعة غاما الصادرة من البلازارات والتي تنتقل عبر الفراغات، إلى أن الفضاء بين المجرات يحتوي على مجال مغناطيسي بقوة لا تقل عن ^١٠⁻¹⁷ غاوس . ويشير التركيب المغناطيسي واسع النطاق للكون إلى "تكوين مغناطيسي" بدائي، والذي بدوره ربما لعب دورًا في تكوين المجالات المغناطيسية داخل المجرات، وقد يُغير أيضًا تقديرات الجدول الزمني لإعادة التركيب في الكون المبكر. ^{[ ٤٣ ] [ ٤٤ ]}

يمكن تفسير البقع الباردة في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ، مثل بقعة WMAP الباردة التي رصدها مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية ، بوجود فراغ كوني هائل يبلغ نصف قطره حوالي 120 ميجا فرسخ فلكي، شريطة أن يُؤخذ تأثير ساكس-وولف المتكامل المتأخر في الحسبان ضمن الحل المحتمل. ويُحتمل الآن تفسير الشذوذات في عمليات حجب إشعاع الخلفية الكونية الميكروي من خلال وجود فراغات كبيرة تقع على امتداد خط الرؤية الذي تقع فيه البقع الباردة. ^{[ 45 ]}

على الرغم من أن الطاقة المظلمة هي التفسير الأكثر شيوعًا حاليًا لتسارع تمدد الكون ، إلا أن هناك نظرية أخرى تتناول إمكانية كون مجرتنا جزءًا من فراغ كوني شاسع ذي كثافة عالية. ووفقًا لهذه النظرية، قد يؤدي وجود بيئة كهذه، ببساطة، إلى الحاجة للطاقة المظلمة لحل مشكلة التسارع المرصود. ومع ازدياد البيانات المنشورة حول هذا الموضوع، تضاءلت احتمالية أن تكون هذه النظرية حلًا واقعيًا بديلًا عن تفسير ΛCDM الحالي، لكنها لم تُهمل تمامًا. ^{[ 46 ]}

يُعدّ وفرة الفراغات، لا سيما عند اقترانها بوفرة تجمعات المجرات، طريقة واعدة لإجراء اختبارات دقيقة للانحرافات عن النسبية العامة على نطاقات واسعة وفي المناطق منخفضة الكثافة. ^{[ 47 ] [ 48 ]}

في سياق النموذج الكوني النسبي العام القياسي، نموذج لامدا-سي دي إم ، الذي يتمدد فيه الكون في المتوسط، يكون انحناء الفضاء في الفراغ سالبًا عادةً، ويمكن اعتبار التأثير الجاذبي في مركز الفراغ مضادًا للجاذبية فعليًا. تميل الجسيمات الاختبارية القريبة من مركز الفراغ، الذي يُمثل تلة من الجهد الجاذبي بدلًا من بئر، إلى الابتعاد عن مركز الفراغ وعن بعضها البعض بدلًا من التحرك نحوه. يحدث هذا التأثير المضاد للجاذبية في النماذج الكونية المتجانسة والمتناحية القياسية لأن متوسط ​​كثافة المناطق الفضائية موجب، بينما تشير الكثافة المنخفضة للفراغات (وإن كانت لا تزال موجبة) إلى أنها تتمدد أسرع من متوسط ​​التمدد، وبالتالي يمكن تفسيرها على أنها تُظهر تأثيرًا مضادًا للجاذبية فعليًا. ^{[ 49 ]} (وبالمثل، على نطاقات أكبر بكثير، يُوصف الثابت الكوني أحيانًا بأنه مضاد للجاذبية. ^{[ 50 ]} )

غالبًا ما تُنمذج الفراغات الكونية كنموذج كوني صغير النطاق، متجانس، متناحٍ، ومحدود مكانيًا، بمعاملات كونية تختلف عن تلك الخاصة بالنموذج واسع النطاق عديم الحدود. وبهذا التقريب، تُعدّ الفراغات الكونية مختبرات مفيدة لدراسة تأثيرات التكتل الجاذبي ومعدلات النمو على المجرات المحلية وبنيتها عندما تختلف قيم المعاملات الكونية عن قيمها في الكون الخارجي. ونظرًا لملاحظة أن الفراغات الأكبر حجمًا تبقى في الغالب ضمن نطاق خطي، مع إظهار معظم البنى داخلها تناظرًا كرويًا في بيئة منخفضة الكثافة؛ أي أن انخفاض الكثافة يؤدي إلى تفاعلات جاذبية بين الجسيمات تكاد تكون معدومة، والتي قد تحدث في منطقة ذات كثافة مجرية طبيعية. ويمكن إجراء اختبار نماذج الفراغات بدقة عالية جدًا. والمعاملات الكونية التي تختلف في هذه الفراغات ^هي _Ωm و _ΩΛ و H₀ . ^[ ₅₁ ^]