ボイド（天文学）

宇宙のボイド（暗黒空間とも呼ばれる）は、フィラメント（宇宙で最大規模の構造）の間の広大な空間で、銀河はほとんど存在しないか、まったく存在しません。その大きさにもかかわらず、ほとんどの銀河はボイドに位置していません。これは、ほとんどの銀河が重力で結びついて、銀河フィラメントと呼ばれる巨大な宇宙構造を形成しているためです。ボイド領域の宇宙論的進化は、宇宙全体の進化とは大きく異なります。曲率項が支配的な長い段階があり、それが銀河団や巨大銀河の形成を妨げています。そのため、ボイドの最も空の領域でさえ、宇宙の平均物質密度の約15％以上を含んでいますが、観測者にはボイドはほとんど空に見えます。^[1]

ボイドの直径は通常10～100メガパーセク（3000万～3億光年）である。特に大きなボイドは、豊富な超銀河団が存在しないことで定義され、スーパーボイドと呼ばれることもある。これらは1978年にキットピーク国立天文台のスティーブン・グレゴリーとレアード・A・トンプソンによる先駆的な研究で初めて発見された。^[2]

ボイドは、ビッグバンにおける重粒子音響振動、つまり質量の崩壊とそれに続く圧縮された重粒子物質の爆縮によって形成されたと考えられている。初期宇宙の量子ゆらぎによる当初は小さな異方性から始まり、異方性は時間の経過とともに規模が大きくなった。高密度の領域は重力によってより急速に崩壊し、最終的に今日見られるボイドと銀河フィラメントの大規模な泡状構造、または「宇宙のウェブ」となった。高密度環境にあるボイドは、宇宙の低密度空間にあるボイドよりも小さい。^[3]

ボイドは、ザックス・ウォルフェ効果により、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測温度と相関しているように見える。重力赤方偏移により、低温領域はボイドと相関し、高温領域はフィラメントと相関する。ザックス・ウォルフェ効果は、宇宙が放射線または暗黒エネルギーに支配されている場合にのみ重要であるため、ボイドの存在は暗黒エネルギーの物理的証拠を提供する上で重要である。^{[4] [5]}

宇宙の構造は、宇宙の個々の領域の特徴を説明するのに役立つ構成要素に分解できます。宇宙のウェブの主な構造構成要素は次のとおりです。

• ボイド –宇宙の平均密度が非常に低く、直径が最大100メガパーセク（Mpc）の広大な球状の領域^[6]。^[7]
• 壁– 典型的な宇宙平均密度の物質が存在する領域。壁はさらに 2 つの小さな構造的特徴に分けられます。
  • クラスター– 壁が出会い交差する高度に集中したゾーンで、ローカル壁の有効サイズが増加します。
  • フィラメント– 数十メガパーセクにわたって伸びる壁の枝分かれした部分。^[8]

ボイドの平均密度は、宇宙の平均密度の10分の1未満です。ボイドを構成するものについて合意された単一の定義はありませんが、これは実用的な定義として機能します。宇宙の平均密度を表すために使用される物質密度の値は、通常、単位体積に含まれる物質の総質量ではなく、単位体積あたりの銀河の数の比率に基づいています。 ^[9]

天体物理学の分野における宇宙の空隙の研究は、1970年代半ばに始まりました。 1978年、2つの別々の天体物理学者のチームが赤方偏移調査を行い、銀河とアベル銀河団の分布における超銀河団と空隙を特定しました。^{[10] [11]}新しい赤方偏移調査は、密集して重なり合っていることが多い宇宙構造の2次元マップに深さを追加することで天文学の分野に革命をもたらし、^{[7]宇宙の初めての3次元マッピングを可能にしました。赤方偏移調査を通じて、}ハッブルの法則に従って宇宙の膨張による銀河の個々の赤方偏移から深さが計算されました。^[12]

宇宙の空隙の分野における、始まりから最近までの重要な出来事のタイムラインを要約すると、次のようになります。

• 1961年 -超銀河団の一種である「二次銀河団」などの大規模な構造的特徴が天文学界の注目を集めた。^[13]
• 1978年 - 大規模構造の空隙に関する最初の2つの論文が発表され、コマ/A1367銀河団の前景で発見された空隙について言及した。^{[10] [14]}
• 1981年 -天空のうしかい座領域に直径約50 h ⁻¹ Mpcの大きな空洞が発見された（後に約34 h ⁻¹ Mpcと再計算された）。 ^{[15] [16]}ここでhは無次元ハッブルパラメータで、およそ0.7である。
• 1983年 - 大規模構造の成長と進化について比較的信頼性の高い結果を提供できるほど高度なコンピューターシミュレーションが登場し、大規模銀河分布の主要な特徴に関する洞察が得られた。^{[17] [18]}
• 1985年 -ペルセウス座・うお座領域の超銀河団と空隙構造の詳細が調査された。^[19]
• 1989年 -天体物理学センターの赤方偏移調査により、大きな空隙、鋭いフィラメント、そしてそれらを取り囲む壁が宇宙の大規模構造を支配していることが明らかになりました。^[20]
• 1991年 - ラス・カンパナス赤方偏移調査により、宇宙の大規模構造に空隙が豊富にあることが確認された（Kirshner et al. 1991）。^[21]
• 1995年 - 光学的に選択された銀河の調査の比較により、サンプルの選択に関係なく同じ空隙が見つかることが示されました。^[22]
• 2001年 - 2度のフィールドギャラクシー赤方偏移サーベイが完了し、既知の宇宙のボイドのデータベースに非常に大量のボイドが追加されました。^[23]
• 2009年 - スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データとこれまでの大規模調査を組み合わせることで、宇宙の空隙の詳細な構造に関する最も完全な見解が得られるようになりました。^{[24] [25] [26]}

宇宙の大規模調査の結果からボイドを見つける方法は数多くあります。さまざまなアルゴリズムがありますが、事実上すべては 3 つの一般的なカテゴリのいずれかに分類されます。^[27]最初のクラスは、局所的な銀河の密度に基づいて空間の空き領域を見つけようとするボイドファインダーです。^[28] 2 番目のクラスは、銀河が示唆する暗黒物質分布の幾何学的構造を介してボイドを見つけようとするものです。^[29] 3 番目のクラスは、暗黒物質の分布内の重力的に不安定な点を使用して構造を動的に識別するファインダーです。^[30]宇宙のボイドの研究で最もよく使用される 3 つの方法を以下に挙げます。

この第一級の方法は、カタログ内の各銀河をターゲットとして使用し、最近傍近似を使用して、3番目に近い銀河までの距離によって決定される球状半径に含まれる領域内の宇宙密度を計算します。^[8] El AdとPiranは、ボイドのカタログ作成を標準化するための迅速かつ効果的な方法を可能にするために、1997年にこの方法を導入しました。すべての構造データから球状セルがマイニングされると、各セルは、低密度が平均予測壁密度値に戻るまで拡張されます。^[31]ボイド領域の便利な機能の1つは、境界が非常に明確で定義されていることです。宇宙の平均密度は、本体で10％から始まり、端ですぐに20％に上昇し、端のすぐ外側の壁では100％になります。残りの壁と重なり合うボイド領域は、それぞれ、フィラメント、クラスター、ほぼ空のボイドの明確で絡み合ったゾーンにグリッド化されます。既知のボイドとの10%を超える重複は、それらの既知のボイド内のサブ領域とみなされます。カタログに登録されたすべてのボイドは、サンプリングエラーによりすべての特定されたボイドが誤ってカタログに登録されないように、最小半径が10 Mpcでした。^[8]

この特定の第 2 クラスのアルゴリズムは、ボロノイ分割技術と模擬境界粒子を使用して、非常に低いバイアスで高密度の対照的な境界に基づいて領域を分類します。^[32] Neyrinck は、自由パラメータや推定形状のテッセレーションを含まない方法を導入することを目的として、2008 年にこのアルゴリズムを導入しました。したがって、この手法では、より正確な形状とサイズのボイド領域を作成できます。このアルゴリズムは形状とサイズに関していくつかの利点がありますが、定義が緩い結果を提供することがあるとして、しばしば批判されてきました。自由パラメータがないため、アルゴリズムは見つけた各ボイドに統計的有意性を与えますが、主に小さくて些細なボイドを見つけます。最小密度と平均密度の比を少なくとも 1:5 にすることで、些細なボイドの数を減らすために、物理的有意性パラメータを適用できます。このプロセスを使用してサブボイドも識別されますが、これはボイドとして適格なものについてのより哲学的な疑問を提起します。^{[33] VIDE [34]}などのボイドファインダーはZOBOVに基づいています。

この第 3 の方法は、前述の 2 つのアルゴリズムとは大きく異なります。最も顕著な点は、ボイドの定義が異なることです。ボイドは宇宙の平均密度が低い空間領域、つまり銀河の分布に開いた穴であるという一般的な概念とは異なり、この方法ではボイドを物質が逃げ出している領域と定義します。これは、ダーク エネルギーの状態方程式wに対応します。ボイドの中心は、 S _ψで表される変位場の最大発生源であると見なされます。この定義変更の目的は、宇宙のボイドを生成して、その動的および幾何学的特性に関する正確な解析計算を行えるようにする方法として、2009 年に Lavaux とWandeltによって提示されました。これにより、DIVA はボイドの楕円率と大規模構造におけるボイドの進化を徹底的に調査することができ、その結果、3 つの異なるタイプのボイドの分類につながりました。これらの 3 つの形態クラスは、真の空隙、パンケーキ空隙、フィラメント空隙です。もう 1 つの注目すべき点は、DIVA にも第一級の方法と同様に選択関数のバイアスが含まれているにもかかわらず、DIVA はこのバイアスを正確に調整できるように設計されており、はるかに信頼性の高い結果が得られることです。このラグランジュ-オイラーハイブリッドアプローチには、複数の欠点があります。1 つの例は、この方法で生成された空隙が他の方法で検出された空隙とは本質的に異なるため、異なるアルゴリズムの結果をすべてのデータポイントで比較することが非常に困難になることです。^[27]

ボイドは、暗黒エネルギーの現在の理解に光を当てることから、宇宙の進化モデルの改良と制約に至るまで、宇宙の現代的な理解に大きく貢献してきました。天の川銀河は、KBCボイドと呼ばれる宇宙のボイドの中にあります。^[35]以下に、いくつかの一般的な応用について詳しく説明します。

最も大きな既知のボイドと銀河団が同時に存在するには、今日の宇宙に約 70% のダークエネルギーが必要であり、これは宇宙マイクロ波背景からの最新のデータと一致している。^[5]ボイドは宇宙の中で泡として機能し、背景の宇宙論的変化に敏感である。つまり、ボイドの形状の進化は、部分的には宇宙の膨張の結果である。この加速はダークエネルギーによって引き起こされると考えられているため、一定期間にわたるボイドの形状の変化を研究することで、標準的なΛ CDMモデルを制約したり、^{[36] [37]}クインテッセンス+ コールドダークマター ( QCDM ) モデルをさらに改良して、より正確なダークエネルギーの状態方程式を提供したりすることができる。^[38]さらに、ボイドの豊富さは、ダークエネルギーの状態方程式を制約する有望な方法である。^{[39] [40]}

ニュートリノは質量が非常に小さく、他の物質との相互作用が極めて弱いため、ニュートリノの平均自由行程よりも小さい空隙に自由に流入したり流出したりする。これは空隙の大きさと深さの分布に影響を与え、将来の天文調査（ユークリッド衛星など）では、空隙サンプルの統計的特性と理論予測を比較することで、すべてのニュートリノ種の質量の合計を測定できるようになると期待されている。^[40]

宇宙のボイドには、宇宙の他の領域とは少し異なる銀河と物質の混合物が含まれています。このユニークな混合物は、ガウス断熱冷暗黒物質モデルで予測された偏った銀河形成図を裏付けています。この現象は、これらのボイドとの矛盾を抱える形態と密度の相関関係を修正する機会を提供します。形態と密度の相関関係などの観察は、大規模な銀河の形成と進化に関する新しい側面を明らかにするのに役立ちます。^[41]より局所的なスケールでは、ボイド内に存在する銀河は、壁に位置する銀河とは異なる形態とスペクトル特性を持っています。発見された特徴の 1 つは、壁内の銀河のサンプルと比較して、ボイドには若くて熱い星のスターバースト銀河がかなり多く含まれていることが示されたことです。^[42]

ボイドは銀河間磁場の強さを研究する機会を提供する。例えば、2015年の研究では、ボイドを通過するブレーザーガンマ線放射の偏向に基づいて、銀河間空間には少なくとも10-17Gの強さの磁場が存在すると^結論 付けられた。宇宙の特定の大規模磁気構造は、原始的な「磁気生成」を示唆しており、それが今度は銀河内の磁場の形成に役割を果たした可能性があり、初期宇宙における再結合のタイムラインの推定を変える可能性もある。 ^{[43] [44]}

ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機によって発見されたWMAPコールドスポットのような宇宙マイクロ波背景放射のコールドスポットは、後期統合サックス・ウルフ効果が可能な解決策に考慮されている限り、半径約120 Mpcの極めて大きな宇宙空隙によって説明できる可能性がある。CMBスクリーニングの異常は、コールドスポットがある視線方向にある大きな空隙の存在によって説明できる可能性がある。^[45]

ダークエネルギーは現在、宇宙の膨張の加速を説明する最も一般的な理論であるが、別の理論では、私たちの銀河が非常に大きく、それほど低密度ではない宇宙の空隙の一部である可能性について詳しく述べている。この理論によると、そのような環境は、観測された加速の問題を解決するためにダークエネルギーを必要とする可能性がある。このトピックに関するデータが増えたため、現在のΛ CDM解釈に代わる現実的な解決策になる可能性は大幅に減少しましたが、完全に放棄されたわけではありません。^[46]

ボイドの豊富さは、特に銀河団の豊富さと組み合わせると、大規模かつ低密度領域における一般相対性理論からの逸脱を精密にテストするための有望な方法となる。 ^{[47] [48]}

ボイドの内部は、既知の宇宙とは異なる宇宙論的パラメータに従っているように見えることが多い^[要出典]。このユニークな特徴のため、宇宙論的パラメータが外部の宇宙とは異なる値を持つ場合に、重力のクラスタリングと成長率が局所的な銀河と構造に与える影響を研究するための有用な実験室が宇宙のボイドである。観測によると、より大きなボイドは主に線形領域にとどまり、その内部のほとんどの構造は低密度環境では球対称性を示す。つまり、低密度では、通常の銀河密度の領域で発生する粒子間の重力相互作用がほぼ無視できるほどになる。ボイドのモデルを非常に高い精度でテストすることができる。これらのボイドで異なる宇宙論的パラメータは、Ω _m、Ω _Λ、およびH ₀である。^[49]

• ボイドのリスト
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• 真空

• レモニック、マイケル D. (2024 年 6月)。「宇宙の無: 宇宙の巨大な空白部分が、宇宙の最大の謎のいくつかを解明するのに役立つ可能性があります」。サイエンティフィック・アメリカン。330 (2s): 20– 27。doi :10.1038/scientificamerican0124-20。ISSN 0036-8733  。

• 空隙とその分布のアニメーション表示。Hume Feldmanと Sergei Shandarin、カンザス大学物理天文学部 (米国カンザス州ローレンス) による。
• Fairall, AP; Paverd, WR; Ashley , RP (1994)。「近傍の大規模構造の視覚化」。太平洋天文学会シリーズ。67 :21。Bibcode :1994ASPC...67...21F。