Барионные акустические колебания (>gjnkuudy gtrvmncyvtny tklyQgunx)

Перейти к навигации Перейти к поиску

Барионные акустические колебания (БАК) — колебания плотности видимой барионной материи Вселенной, вызванные акустическими волнами плотности в первичной плазме ранней вселенной. Точно так же, как сверхновые обеспечивают «стандартную свечу» для астрономических наблюдений[1], кластеризация вещества БАК обеспечивает «стандартную линейку» для шкалы длин в космологии[2]. Длина этой стандартной линейки определяется максимальным расстоянием, которое акустические волны могли пройти в первичной плазме до эпохи рекомбинации, что остановило распространение волн плотности плазмы, «заморозив» их на месте. Длину этой стандартной линейки (≈490 миллионов световых лет в современной вселенной[3]) можно измерить, изучив крупномасштабную структуру вещества с помощью астрономических исследований[3]. Измерения БАК помогают лучше понять природу тёмной энергии (которая вызывает ускоряющееся расширение Вселенной), ограничивая космологические параметры[2].

Акустические сигнатуры крупномасштабных скоплений галактик открывают ещё три возможности изучения и проверки космологической парадигмы ранней Вселенной: 1) это убедительные доказательства нашей теории гравитационной кластеризации и образования современной структуры вселенной, в частности, идеи о том, что крупномасштабные флуктуации растут по линейной теории возмущений от z ~ 1000 до настоящего времени; 2) это даёт ещё одно подтверждение существования темного вещества при z ∼ 1000, поскольку полностью барионная модель даёт эффект, гораздо больший, чем наблюдаемый; и 3) она обеспечивает характерную и достаточно точную шкалу длины, которую можно измерять в широком диапазоне красных смещений, тем самым определяя исключительно геометрической зависимостью угловой диаметр—расстояние—красное смещение и эволюцию параметра Хаббла[4][5]. Последнее приложение может обеспечить точные и надёжные ограничения[6][7][8][9][10][11][12] на ускорения скорости расширения Вселенной[13][14].

Ранняя вселенная

[править | править код]

Ранняя вселенная состояла из горячей, плотной плазмы электронов и барионов (к которым относятся протоны и нейтроны). Фотоны (лёгкие частицы) в этой вселенной не могли пройти сколько-нибудь значительного расстояния из-за взаимодействия с плазмой в результате томсоновского рассеяния[15] и постоянно взаимодействовали с веществом. Среднее расстояние, которое фотон может преодолеть до взаимодействия с плазмой, известно как средняя длина свободного пробега фотона. По мере расширения вселенной плазма охлаждалась ниже 3000 К и при достаточно низкой энергии электроны и протоны (и ядра гелия, см. первичный нуклеосинтез) в плазме рекомбинировали, образуя нейтральные атомы водорода (и гелия). Этот процесс происходил, когда вселенной было около 379 000 лет, при красном смещении z = 1089[15]. Фотоны в гораздо меньшей степени взаимодействуют с нейтральным веществом и, поэтому, при рекомбинации вселенная становилась прозрачной для фотонов, позволяя им отделяться от вещества и свободно перемещаться по вселенной[15]. Космическое микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение) — это свет, который был рассеян непосредственно перед рекомбинацией, из-за красного смещения теперь видимый радиотелескопами по всему небу в виде радиоволн. Поэтому изучая данные микроволнового анизотропного зонда (WMAP), можно, фактически, увидеть изображение Вселенной, когда ей было всего 379 000 лет[15].

Подробная карта реликтового излучения неба, созданная на основе данных WMAP за девять лет. Изображение показывает колебания температуры возрастом 13,77 млрд лет (показаны в виде цветовых различий). Сигнал от нашей галактики был вычтен с использованием многочастотных данных. На этом изображении показан температурный диапазон ±200 микрокельвинов.

WMAP показывает очень однородную вселенную с низкой анизотропией плотности: с точностью до 0,01 % — среднеквадратичное отклонение температуры составляет приблизительно 18 мкК. Однако в нынешней вселенной существуют большие структуры и флуктуации плотности. Галактики, например, в миллион раз плотнее, чем средняя плотность[2] во вселенной. В работах Я. Б. Зельдовича показано[16], что к образованию крупномасштабной структуры Вселенной приводят гравитационные неустойчивости вследствие флуктуаций плотности ранней вселенной. Более плотные области притягивают больше материи, тогда как недостаточно плотные области будут терять вещество, и, таким образом, эти небольшие анизотропии, наблюдаемые в реликтовом излучении, стали крупномасштабными структурами во вселенной сегодня.

Первичные звуковые волны

[править | править код]

Согласно теории инфляции, ускоренное расширение Вселенной сразу после Большого взрыва происходило под влиянием особого инфлатонного поля. Квантовые флуктуации этого поля, усиленные быстрым расширением, и привели к появлению начальных возмущений, приблизительно одинаковых по амплитуде как в малых, так и в больших областях пространства. Так в первичной плазме возникли пространственные колебания плотности энергии[17].

Идею о том, что в ранней горячей вселенной должны появиться и распространяться волны звукового диапазона, в конце 60-х гг. XX века высказали Джеймс Пиблз и Джер Ю из Принстонского университета[18] и, независимо от них, Яков Зельдович и Рашид Сюняев из Московского института прикладной математики[19]. Акустические пики возникают из-за того, что космологические возмущения (плотности) возбуждают звуковые волны в релятивистской плазме ранней Вселенной[18][19][20][21]. Поскольку все возмущения плотности появились одновременно в первый же момент Большого взрыва, звуковые волны оказались синхронизированными по фазе. В результате сформировался спектр с обертонами, как у музыкального инструмента[17]. Основная частота таких колебаний будет соответствовать такой длине волны (строго говоря — полуволны), в течение которого первичная плазма была заполнена звуковыми волнами, исчезнувшими во время рекомбинации, а обертоны с вдвое, втрое и так далее большими частотами в этот момент обеспечивают максимальные смещения, положительные или отрицательные, в меньших областях пространства[17].

Рекомбинация в нейтральный газ при красном смещении z ≈ 1000 резко уменьшает скорость звука и давление излучения на вещество и фактически прекращает распространение волны, поэтому картина звуковых волн так же запечатлена и в реликтовом излучении. За время между образованием возмущений и эпохой рекомбинации моды разной длины волны могут совершить разное число периодов колебаний. Это переводит характерное время в характерный масштаб длины и даёт гармонический ряд максимумов и минимумов в спектре мощности анизотропии[3]. Наличие в энергетическом спектре реликтового изучения, в котором отпечатана картина звуковых волн ранней вселенной, нескольких ярко выраженных пиков, из которых первый и самый высокий соответствует основной моде, а все последующие – обертонам, подтверждает гипотезу об одновременности возникновения звуковых волн. Если бы возмущения создавались непрерывно во времени, то спектр не был бы столь гармоничен. Из теории инфляции следует, что амплитуды звуковых волн должны быть примерно одинаковыми при любых пространственных масштабах, однако после третьего пика на энергетическом спектре мощности наблюдается резкий спад: происходит затухание коротких звуковых волн. Акустическая волна не может распространяться, если её длина меньше средней длины свободного пробега частиц, из которых состоит газ или плазма. В первичной плазме накануне рекомбинации это расстояние составляло примерно 10 тыс. световых лет (плотность Вселенной в те времена была большой только по сравнению с современным значением). После того, как Вселенная расширилась в 1000 раз, средняя длина свободного пробега увеличилась до 10 млн. световых лет. Поэтому амплитуды пиков энергетического спектра, которые соответствуют размерам, не превышающим 10 таких расстояний, быстро убывают[17].

Спектр анизотропии реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть по мультиполям); получен по данным наблюдений: WMAP (2006), Acbar[англ.] (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и VSA[англ.] (2004). Розовая область показывает теоретические предсказания.

Поскольку во Вселенной имеется значительная доля барионов, космологическая теория предсказывает, что акустические колебания в плазме также будут отпечатаны в спектре мощности нерелятивистской материи позднего времени[18][20]. Из начальной точки возмущение, общее для тёмной материи и барионов, в случае тёмной материи растёт на месте, в то время как барионное возмущение уносится наружу в виде расширяющейся сферической волны. Молодая плотная вселенная была непрозрачной, излечение не было отделено от вещества и создавало сильное давление на барионное вещество, но не взаимодействовало с тёмный веществом. При рекомбинации вселенная стала прозрачной, излучение отделилось от вещества. При рекомбинации радиус этой оболочки составляет около 150 Мпк. Впоследствии сочетание тёмной материи и барионных возмущений приводит к формированию крупномасштабной структуры. Поскольку центральное возмущение тёмной материи является доминирующим по сравнению с барионной оболочкой, акустическая особенность проявляется в виде небольшого одиночного всплеска корреляционной функции на расстоянии 150 Мпк[3]. Поэтому можно было бы ожидать увидеть большее количество пар галактик, разделённых шкалой расстояний звукового горизонта, чем другими шкалами длин[3]. Эта конкретная конфигурация материи возникала при каждой флуктуации плотности в ранней Вселенной, и поэтому Вселенная состоит не из одной звуковой волны, а из множества перекрывающихся пульсаций. Невозможно наблюдать это предпочтительное разделение галактик на шкале звукового горизонта на глаз, но можно измерить этот артефакт статистически, наблюдая за разделением большого количества галактик.

Стандартная линейка расстояний

[править | править код]

Физика распространения барионных волн в ранней вселенной довольно проста, в результате космологи могут предсказать размер звукового горизонта в момент рекомбинации. Кроме того, реликтовое излучение обеспечивает измерение этого масштаба с высокой точностью[3]. Однако за время между рекомбинацией и сегодняшним днём Вселенная расширялась. Это расширение хорошо подтверждается наблюдениями и является одной из основ модели Большого взрыва. В конце 1990-х годов наблюдения за сверхновыми[1] определили, что Вселенная не только расширяется, она расширяется со всё возрастающей скоростью. Лучшее понимание ускорения Вселенной, или тёмной энергии, стало одним из самых важных вопросов космологии сегодня. Для того чтобы понять природу тёмной энергии, важно иметь различные способы измерения ускорения. Барионные акустические колебания могут дополнить объём знаний об этом ускорении, сравнив наблюдения за звуковым горизонтом сегодня (с использованием кластеризации галактик) с наблюдениями за звуковым горизонтом во время рекомбинации (с использованием реликтового узлечения)[3]. Таким образом, БАК предоставляют измерительную шкалу, с помощью которой можно лучше понять природу ускорения, полностью независимую от метода сверхновых.

Обнаружение

[править | править код]

К сожалению, акустические особенности в корреляциях вещества слабы (контраст 10 % в спектре мощности) и имеют большие масштабы. Это означает, что для обнаружения сигнатуры необходимо исследовать очень большие объёмы, порядка 1 Гпк3/h3[комментарий 1][22][23][4].

До 2005 года исследования не выявляли барионные акустические колебания с достаточной степенью достоверности[24][25][26]. О первом чётком обнаружение акустического пика было объявлено в 2005 году в работах сразу двух исследовательских групп[3][27]. В первой группе учёные использовали данные слоановского цифрового небесного обзора на основе выборки из 46 748 светящихся красных галактик на площади более 3816 квадратных градусов неба (примерно пять миллиардов световых лет в диаметре) с красным смещением z = 0,47[3]. Вторая группа использовала обзор 2dFGRS[англ.] c выборкой в 221 414 галактик с измеренными красными смещениями[27]. Обе команды отмечены за это открытие, о чем свидетельствует премия Шау по астрономии 2014 года[28], которая была присуждена обеим группам. С тех пор о дальнейших обнаружениях сообщалось в обзоре галактик 6dF (6dFGS) в 2011 году[29], WiggleZ в 2011 году[30] и BOSS в 2012 году[31].

В 2023 году астрономы, использующие каталог слоановского обзора, а также каталог Cosmicflow-4[32], заявили, что обнаружили свидетельства существования отдельного пузыря БАК с радиусом , содержащего некоторые из крупнейших известных структур — сверхскопление Ботеса, Великую стену Слоана, Великая стена CfA2 и Великая стена Геркулес — Северная Корона – которую они назвали Хо'олейлана[33][34][35].

Также есть исследования, где показано, что существование барионных акустических осцилляций (БАО) можно определить не только по распределению галактик, но и по их форме — влияние гравитационного притяжения, например, со стороны других галактик, может сделать галактики более удлинёнными. В то же время, удлинение в противоположном направлении может быть признаком наличия барионной материи в структурах, похожих на стенки «пузырей»[36].

Значимость

[править | править код]

Данные из работ по обнаружению барионных акустических колебаний используются в теоретических работах, связанных с различные моделями тёмной энергии[37].

Благодаря БАК независимо от других методов определяют скорость расширения Вселенной[38].

Примечания

[править | править код]

Комментарии:

  1. ↑ Величина h является параметром в замкнутом интервале [0,5...0,75] и отражает неопределенность в постоянной Хаббла. Например, во вселенной, где постоянная Хаббла равна 70 км/ с·Mpc, h равно 0,7. Аналогично, постоянная Хаббла, равная 50 км/с·Mpc приведет к значению h, равному 0,5.

Примечания:

  1. ↑ 1 2 S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent, P. G. Castro, S. Deustua, S. Fabbro, A. Goobar, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, N. J. Nunes, R. Pain, C. R. Pennypacker, R. Quimby, C. Lidman, R. S. Ellis, M. Irwin, R. G. McMahon, P. Ruiz‐Lapuente, N. Walton, B. Schaefer, B. J. Boyle, A. V. Filippenko, T. Matheson, A. S. Fruchter, N. Panagia, H. J. M. Newberg, W. J. Couch. Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1999. — June (vol. 517, iss. 2). — P. 565–586. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/307221. — Bibcode: 1999ApJ...517..565P.
  2. ↑ 1 2 3 Daniel Eisenstein. Dark Energy and Cosmic Sound (англ.) // New Astronomy Reviews : журнал. — Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, 2005. — 19 октября (vol. 49, № 7—9). — С. 360—365. — doi:10.1016/j.newar.2005.08.005. — Bibcode: 2005NewAR..49..360E.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Daniel J. Eisenstein, Idit Zehavi, David W. Hogg, Roman Scoccimarro, Michael R. Blanton, Robert C. Nichol, Ryan Scranton, Hee‐Jong Seo, Max Tegmark, Zheng Zheng, Scott F. Anderson, Jim Annis, Neta Bahcall, Jon Brinkmann, Scott Burles, Francisco J. Castander, Andrew Connolly, Istvan Csabai, Mamoru Doi, Masataka Fukugita, Joshua A. Frieman, Karl Glazebrook, James E. Gunn, John S. Hendry, Gregory Hennessy, Zeljko Ivezić, Stephen Kent, Gillian R. Knapp, Huan Lin, Yeong‐Shang Loh, Robert H. Lupton, Bruce Margon, Timothy A. McKay, Avery Meiksin, Jeffery A. Munn, Adrian Pope, Michael W. Richmond, David Schlegel, Donald P. Schneider, Kazuhiro Shimasaku, Christopher Stoughton, Michael A. Strauss, Mark SubbaRao, Alexander S. Szalay, Istvan Szapudi, Douglas L. Tucker, Brian Yanny, Donald G. York. Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2005-11-10. — Vol. 633, iss. 2. — P. 560–574. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/466512.
  4. ↑ 1 2 Daniel J. Eisenstein, Wayne Hu, Max Tegmark. Cosmic Complementarity: H0 and Ωm from Combining Cosmic Microwave Background Experiments and Redshift Surveys (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1998. — September (vol. 504, iss. 2). — P. L57–L60. — doi:10.1086/311582. — arXiv:astro-ph/9805239.
  5. ↑ Daniel J. Eisenstein, David W. Hogg, Masataka Fukugita, Osamu Nakamura, Mariangela Bernardi, Douglas P. Finkbeiner, David J. Schlegel, J. Brinkmann, Andrew J. Connolly, István Csabai, James E. Gunn, Željko Ivezić, Don Q. Lamb, Jon Loveday, Jeffrey A. Munn, Robert C. Nichol, Donald P. Schneider, Michael A. Strauss, Alex Szalay, Don G. York. Average Spectra of Massive Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2003. — March (vol. 585). — P. 694–713. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/346233. — arXiv:10.48550/arXiv.astro-ph/0212087.
  6. ↑ Chris Blake, Karl Glazebrook. Probing dark energy using baryonic oscillations in the galaxy power spectrum as a cosmological ruler (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2003. — September. — doi:10.48550/ARXIV.ASTRO-PH/0301632. — Bibcode: 2003ApJ...594..665B. — arXiv:astro-ph/0301632.
  7. ↑ Wayne Hu, Zoltan Haiman. Redshifting rings of power (англ.) // Physical Review D : журнал. — 2003-. — 29 September (vol. 68, iss. 6). — ISSN 0556-2821. — doi:10.1103/PhysRevD.68.063004.
  8. ↑ Eric V. Linder. Baryon oscillations as a cosmological probe (англ.) // Physical Review D : журнал. — 2003. — 17 October (vol. 68, iss. 8). — ISSN 0556-2821. — doi:10.1103/PhysRevD.68.083504.
  9. ↑ Hee-Jong Seo, Daniel J. Eisenstein. Probing Dark Energy with Baryonic Acoustic Oscillations from Future Large Galaxy Redshift Surveys (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2003. — December (vol. 598, no. 2). — P. 720-740. — doi:10.48550/ARXIV.ASTRO-PH/0307460. — Bibcode: 2003ApJ...598..720S. — arXiv:arXiv:astro-ph/0307460.
  10. ↑ Luca Amendola, Claudia Quercellini, Emanuele Giallongo. Constraints on perfect fluid and scalar field dark energy models from future redshift surveys (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 2005. — February (vol. 357, iss. 2). — P. 429–439. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08558.x. — arXiv:astro-ph/0404599v2.
  11. ↑ Derek Dolney, Bhuvnesh Jain, Masahiro Takada. Baryon Oscillations and Dark-Energy Constraints from Imaging Surveys (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 2006. — March (vol. 366, iss. 3). — P. 884–898. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09606.x. — arXiv:astro-ph/0409445.
  12. ↑ Takahiko Matsubara. Correlation Function in Deep Redshift Space as a Cosmological Probe (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2004. — 10 November (vol. 615, iss. 2). — P. 573–585. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/424561.
  13. ↑ Adam G. Riess, Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiattia, Alan Diercks, Peter M. Garnavich, Ron L. Gilliland, Craig J. Hogan, Saurabh Jha, Robert P. Kirshner, B. Leibundgut, M. M. Phillips, David Reiss, Brian P. Schmidt, Robert A. Schommer, R. Chris Smith, J. Spyromilio, Christopher Stubbs, Nicholas B. Suntzeff, John Tonry. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant (англ.) // The Astronomical Journal : журнал. — 1998. — September (vol. 116, iss. 3). — P. 1009–1038. — doi:10.1086/300499. — arXiv:astro-ph/9805201.
  14. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent, P. G. Castro, S. Deustua, S. Fabbro, A. Goobar, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, N. J. Nunes, R. Pain, C. R. Pennypacker, R. Quimby, C. Lidman, R. S. Ellis, M. Irwin, R. G. McMahon, P. Ruiz-Lapuente, N. Walton, B. Schaefer, B. J. Boyle, A. V. Filippenko, T. Matheson, A. S. Fruchter, N. Panagia, H. J. M. Newberg, W. J. Couch. Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1999. — June (vol. 517, no. 2). — P. 565-586. — doi:10.48550/ARXIV.ASTRO-PH/9812133. — Bibcode: 1999ApJ...517..565P. — arXiv:astro-ph/9812133.
  15. ↑ 1 2 3 4 Scott Dodelson. Modern cosmology (англ.). — San Diego, Calif: Academic Press, 2003. — 440 p. — ISBN 978-0-12-219141-1.
  16. ↑ Напр., Зельдович Я. Б. Теория крупномасштабной структуры Вселенной // Зельдович Я. Б. Избранные труды. Кн. 2. — М.: Наука, 1985. — С. 280—289.
  17. ↑ 1 2 3 4 Космическая симфония. В мире науки (май 2004). Дата обращения: 11 апреля 2024.
  18. ↑ 1 2 3 P. J. E. Peebles, J. T. Yu. Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1970. — December (vol. 162). — P. 815. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/150713.
  19. ↑ 1 2 R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich. Small-scale fluctuations of relic radiation (англ.) // Astrophysics and Space Science : журнал. — 1970. — April (vol. 7, iss. 1). — P. 3–19. — ISSN 1572-946X. — doi:10.1007/BF00653471.
  20. ↑ 1 2 J. R. BondJ. R. Bond, G. EfstathiouG. Efstathiou. Cosmic background radiation anisotropies in universes dominated by nonbaryonic dark matter (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1984. — October (vol. 285). — P. L45. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/184362.
  21. ↑ J. R. Bond, G. Efstathiou. The statistics of cosmic background radiation fluctuations (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 1987. — No. 226. — P. 655—687.
  22. ↑ Max Tegmark. Measuring Cosmological Parameters with Galaxy Surveys (англ.) // Physical Review Letters : журнал. — 1997. — 17 November (vol. 79, iss. 20). — P. 3806–3809. — ISSN 0031-9007. — doi:10.1103/PhysRevLett.79.3806.
  23. ↑ David M. Goldberg, Michael A. Strauss. Determination of the Baryon Density from Large‐Scale Galaxy Redshift Surveys (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1998. — March (vol. 495, iss. 1). — P. 29–43. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/305284.
  24. ↑ T. J. Broadhurst, R. S. Ellis, D. C. Koo, A. S. Szalay. Large-scale distribution of galaxies at the Galactic poles (англ.) // Nature : журнал. — 1990. — February (vol. 343, iss. 6260). — P. 726–728. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/343726a0.
  25. ↑ Stephen D. Landy, Stephen A. Shectman, Huan Lin, Robert P. Kirshner, Augustus A. Oemler, Douglas Tucker. The Two-Dimensional Power Spectrum of the Las Campanas Redshift Survey: Detection of Excess Power on 100 h-1Mpc Scales (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1996. — January (vol. 456, iss. 1). — doi:10.1086/309863.
  26. ↑ J. Einasto, M. Einasto, S. Gottlöber, V. Müller, V. Saar, A. A. Starobinsky, E. Tago, D. Tucker, H. Andernach, P. Frisch. A 120-Mpc periodicity in the three-dimensional distribution of galaxy superclusters (англ.) // Nature : журнал. — 1997. — 9 January (vol. 385, iss. 6612). — P. 139–141. — ISSN 1476-4687. — doi:10.1038/385139a0.
  27. ↑ 1 2 S. Cole, W. J. Percival, J. A. Peacock, P. Norberg, C. M. Baugh, C. S. Frenk, I. Baldry, J. Bland-Hawthorn, T. Bridges, R. Cannon, M. Colless, C. Collins, W. Couch, N. J. G. Cross, G. Dalton, V. R. Eke, R. De Propris, S. P. Driver, G. Efstathiou, R. S. Ellis, K. Glazebrook, C. Jackson, A. Jenkins, O. Lahav, I. Lewis, S. Lumsden, S. Maddox, D. Madgwick, B. A. Peterson, W. Sutherland, K. Taylor. The 2dF Galaxy Redshift Survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications (англ.) // arxiv.org. — 2005. — 11 January. — doi:10.48550/ARXIV.ASTRO-PH/0501174. — arXiv:astro-ph/0501174v2.
  28. ↑ 2014 Astronomy (амер. англ.). The Shaw Prize. Дата обращения: 19 апреля 2024.
  29. ↑ Florian Beutler, Chris Blake, Matthew Colless, D. Heath Jones, Lister Staveley-Smith, Lachlan Campbell, Quentin Parker, Will Saunders, Fred Watson. The 6dF Galaxy Survey: baryon acoustic oscillations and the local Hubble constant: 6dFGS: BAOs and the local Hubble constant (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 2011. — October (vol. 416, iss. 4). — P. 3017–3032. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19250.x. — Bibcode: 2011MNRAS.416.3017B. — arXiv:1106.3366.
  30. ↑ Chris Blake, Eyal A. Kazin, Florian Beutler, Tamara M. Davis, David Parkinson, Sarah Brough, Matthew Colless, Carlos Contreras, Warrick Couch, Scott Croom, Darren Croton, Michael J. Drinkwater, Karl Forster, David Gilbank, Mike Gladders, Karl Glazebrook, Ben Jelliffe, Russell J. Jurek, I-hui Li, Barry Madore, D. Christopher Martin, Kevin Pimbblet, Gregory B. Poole, Michael Pracy, Rob Sharp, Emily Wisnioski, David Woods, Ted K. Wyder, H. K. C. Yee. The WiggleZ Dark Energy Survey: mapping the distance-redshift relation with baryon acoustic oscillations: WiggleZ Survey: BAOs in redshift slices (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 2011. — 11 December (vol. 418, iss. 3). — P. 1707–1724. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19592.x. — Bibcode: 2011MNRAS.418.1707B. — arXiv:1108.2635.
  31. ↑ L. Anderson, E. Aubourg, S. Bailey, D. Bizyaev, M. Blanton, A. S. Bolton, J. Brinkmann, J. R. Brownstein, A. Burden, A. J. Cuesta, L. A. N. da Costa, K. S. Dawson, R. de Putter, D. J. Eisenstein, J. E. Gunn, H. Guo, J.-C. Hamilton, P. Harding, S. Ho, K. Honscheid, E. Kazin, D. Kirkby, J.-P. Kneib, A. Labatie, C. Loomis, R. H. Lupton, E. Malanushenko, V. Malanushenko, R. Mandelbaum, M. Manera, C. Maraston, C. K. McBride, K. T. Mehta, O. Mena, F. Montesano, D. Muna, R. C. Nichol, S. E. Nuza, M. D. Olmstead, D. Oravetz, N. Padmanabhan, N. Palanque-Delabrouille, K. Pan, J. Parejko, I. Paris, W. J. Percival, P. Petitjean, F. Prada, B. Reid, N. A. Roe, A. J. Ross, N. P. Ross, L. Samushia, A. G. Sanchez, D. J. Schlegel, D. P. Schneider, C. G. Scoccola, H.-J. Seo, E. S. Sheldon, A. Simmons, R. A. Skibba, M. A. Strauss, M. E. C. Swanson, D. Thomas, J. L. Tinker, R. Tojeiro, M. V. Magana, L. Verde, C. Wagner, D. A. Wake, B. A. Weaver, D. H. Weinberg, M. White, X. Xu, C. Yeche, I. Zehavi, G.-B. Zhao. The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: baryon acoustic oscillations in the Data Release 9 spectroscopic galaxy sample (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : журнал. — 2012. — 21 December (vol. 427, iss. 4). — P. 3435–3467. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.22066.x. — Bibcode: 2012MNRAS.427.3435A. — arXiv:1203.6594.
  32. ↑ R. Brent Tully, Ehsan Kourkchi, Hélène M. Courtois, Gagandeep S. Anand, John P. Blakeslee, Dillon Brout, Thomas de Jaeger, Alexandra Dupuy, Daniel Guinet, Cullan Howlett, Joseph B. Jensen, Daniel Pomarède, Luca Rizzi, David Rubin, Khaled Said, Daniel Scolnic, Benjamin E. Stahl. Cosmicflows-4 (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2023. — February (vol. 944, iss. 1). — P. 94. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/ac94d8. — Bibcode: 2023ApJ...944...94T. — arXiv:2209.11238.
  33. ↑ R. Brent Tully, Cullan Howlett, Daniel Pomarède. Ho’oleilana: An Individual Baryon Acoustic Oscillation? (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2023. — September (vol. 954, iss. 2). — P. 169. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/aceaf3. — Bibcode: 2023ApJ...954..169T. — arXiv:2309.00677.
  34. ↑ Mann, Adam Hoʻoleilana, a Billion-Light-Year-Wide Bubble of Galaxies, Astounds Astronomers (англ.). Scientific American. Дата обращения: 18 апреля 2024.
  35. ↑ Ученые нашли колоссальные структуры неизвестной природы в далеком космосе: кольцо галактик диаметром в 1,3 млрд световых лет // 14 мая 2024
  36. ↑ Kun Xu, Y. P. Jing, Gong-Bo Zhao, Antonio J. Cuesta. Evidence for baryon acoustic oscillations from galaxy–ellipticity correlations (англ.) // Nature : журнал. — 2023. — 27 July (vol. 7, iss. 10). — P. 1259–1264. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-023-02035-4.
  37. ↑ E.M. Barboza, J.S. Alcaniz. A parametric model for dark energy (англ.) // Physics Letters B[англ.]. — 2008. — September (vol. 666, iss. 5). — P. 415–419. — doi:10.1016/j.physletb.2008.08.012. — Bibcode: 2008PhLB..666..415B. — arXiv:0805.1713.
  38. ↑ Уласович, Кристина Астрофизики построили крупнейшую трехмерную карту галактик. N + 1 (15 июля 2016). Дата обращения: 22 апреля 2024.
Источник — https://ru.wikipedia.org/wiki/Барионные_акустические_колебания