虚空（天文学）

宇宙の空洞に関する分野の黎明期から近年までの重要な出来事をまとめた年表は以下のとおりです。

• 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 – 大規模構造のボイドに関する最初の2つの論文が発表され、コマ/A1367星団の前景で発見されたボイドが参照された。^{[ 10 ] [ 14 ]}
• 1981年 –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に再計算された）。^{[ 15 ] [ 16 ]}ここでhは無次元ハッブルパラメータで、約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できる結果をもたらすほど高度なコンピュータシミュレーションが登場し、大規模銀河分布の重要な特徴についての洞察が得られた。^{[ 17 ] [ 18 ]}
• 1985年 –ペルセウス座・うお座領域の超銀河団とボイド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サーベイにより、宇宙の大規模構造は、大きな空洞、鋭いフィラメント、およびそれらを囲む壁によって支配されていることが明らかになった。^{[ 20 ]}
• 1991年 – ラス・カンパナス赤方偏移サーベイにより、宇宙の大規模構造にボイドが多数存在す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サーベイの比較により、サンプル選択に関係なく同じボイドが見つかることが示されています。^{[ 22 ]}
• 2001年 – 完了した2度のフィールド銀河赤方偏移サーベイにより、既知の宇宙のボイドのデータベースにかなりの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）のデータと以前の大規模サーベイを組み合わせることで、宇宙の空洞の詳細な構造を最も完全に把握できるようになりました。^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]}

この一流の方法では、カタログ内の各銀河をターゲットとして使用し、次に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内の領域の宇宙密度を計算します。^{[ 8 ]} El Ad & Piran は、ボイドのカタログ化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抽出されると、各セルは、低密度が平均的な予想される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特徴の 1 つは、その境界が非常に明確で定義されており、宇宙平均密度が本体で 10% から始まり、端で 20% に急上昇し、端のすぐ外側の壁で 100% になることです。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、および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10%以上重なる部分は、それらの既知のボイド内のサブ領域とみなされます。カタログに採用されたすべてのボイドは、サンプリングエラーによって誤ってカタログ化されることがないように、最小半径が10 Mpcでした。^{[ 8 ]}

この特定の第2種アルゴリズムは、ボロノイ分割技術と模擬境界粒子を使用して、バイアスが非常に少ない高密度のコントラスト境界に基づいて領域を分類します。^{[ 32 ]} Neyrinck は、自由パラメータや想定される形状分割を含まない方法を導入する目的で、2008 年にこのアルゴリズムを導入しました。そのため、この技術は、より正確な形状とサイズの空隙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、曖昧な結果をもたらすことがあるため、しばしば批判されています。自由パラメータがないため、アルゴリズムは検出した各空隙に統計的有意性を与えますが、主に小さくて些細な空隙を検出します。最小密度と平均密度の比率を少なくとも 1:5 にすることで、些細な空隙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空隙も識別されるため、何が空隙として適格であるかについての哲学的疑問が生じます。^{[ 33 ]} VIDE ^{[ 34 ]}のようなボイドファインダーはZOBOVに基づいています。

この第3の手法は、先に挙げた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。ボイドとは宇宙平均密度が低い空間領域、つまり銀河分布の穴であるという一般的な概念ではなく、物質が脱出している領域、すなわちダークエネルギーの状態方程式wに対応する領域と定義されます。ボイドの中心は、 S _ψで表される変位場の最大源とみなされます。この定義変更の目的は、2009年にLavauxとWandeltによって、宇宙のボイドの動的および幾何学的特性について正確な解析計算ができるようにするために提案されました。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詳細に調査することができ、結果として3つの異なるタイプのボイドの分類につながります。これら 3 つの形態学的クラスは、真のボイド、パンケーキボイド、フィラメントボイドです。もう 1 つの注目すべき特徴は、DIVA も一流の方法と同様に選択関数バイアスを含んでいますが、DIVA はこのバイアスを正確に較正できるように設計されているため、はるかに信頼性の高い結果が得られるということです。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、この方法から得られるボイドが他の方法で見つかるボイドと本質的に異なるため、異なるアルゴリズムの結果間のすべてのデータ ポイントを包含する比較が非常に困難になることです。^{[ 27 ]}

既知の最大のボイドと銀河団が同時に存在するためには、宇宙の約 70% がダーク エネルギーである必要があり、これは宇宙マイクロ波背景放射の最新データと一致しています。^{[ 5 ]}ボイドは宇宙の泡として働き、背景の宇宙論的変化に敏感です。これは、ボイドの形状の進化が、宇宙の膨張の結果の一部であることを意味します。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Λ CDMモデルを制約したり、^{[ 36 ] [ 37 ]} Quintessence + Cold Dark Matter ( QCDM ) モデルをさらに改良して、より正確なダーク エネルギー状態方程式を提供したりすることができます。^{[ 38 ]}さらに、ボイドの存在量は、ダーク エネルギー状態方程式を制約する有望な方法です。^{[ 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ボイドに出入りします。これはボイドのサイズと深さの分布に影響を与え、将来の天文調査（例えばユークリッド衛星）で、ボイドサンプルの統計的特性を理論的予測と比較することにより、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予想されています。^{[ 40 ]}

宇宙のボイドには、宇宙の他の領域とはわずかに異なる銀河と物質の混合物が含まれています。この独特な混合物は、ガウス断熱冷暗黒物質モデルで予測される偏った銀河形成像を裏付けています。この現象は、これらのボイドとの不一致を抱える形態密度相関を修正する機会を提供します。形態密度相関のような観測は、銀河が大規模にどのように形成され進化するかについての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、ボイドに存在する銀河は、壁に位置する銀河とは異なる形態的および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、ボイドには、壁の銀河のサンプルと比較して、若い高温の星のスターバースト銀河が著しく高い割合で含まれていることが示されています。^{[ 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。たとえば、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 ^-17 G の強さの磁場が存在すると結論付けた。宇宙の特定の大規模な磁気構造は、原始的な「磁気生成」を示唆しており、これは銀河内の磁場の形成に役割を果たした可能性があり、初期宇宙の再結合のタイムラインの推定も変更する可能性がある。 ^{[ 43 ] [ 44 ]}

ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ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、後期積分サックス・ウォルフ効果が考えられる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の空洞によって説明できる可能性がある。CMB遮蔽の異常は現在、コールドスポットが存在する視線方向にある大きな空洞の存在によって説明される可能性がある。^{[ 45 ]}

宇宙膨張の加速を説明する理論として現在最も有力視されているのはダークエネルギーだが、別の理論では、我々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洞の一部である可能性について詳述している。この理論によれば、そのような環境では、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が必要になるという単純な結論に至る可能性がある。このテーマに関するデータが増えるにつれて、現在のΛCDM解釈に代わる現実的な解決策となる可能性は大幅に低下したが、完全に放棄されたわけではない。^{[ 46 ]}

ボイドの豊富さ、特に銀河団の豊富さと組み合わさったボイドは、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検証するための有望な方法である。 ^{[ 47 ] [ 48 ]}

標準的な一般相対論的宇宙論モデルであるラムダCDMモデルでは、宇宙は平均的に膨張しており、ボイド内の空間曲率は通常負の値となり、ボイド中心における重力効果は実質的に反重力であると考えることができます。ボイド中心付近の試験粒子は、ボイド中心に向かうのではなく、ボイド中心から遠ざかり、互いにも遠ざかる傾向があります。この実質的な反重力は、標準的な均質等方性宇宙論モデルで発生します。これは、空間の平均的な領域は正の密度を持ち、ボイドの密度は低い（ただし依然として正の値）ため、平均的な膨張よりも速く膨張し、実質的な反重力を示していると解釈できるためです。^{[ 49 ]}（同様に、はるかに大きなスケールでは、宇宙定数が反重力として記述されることもあります。^{[ 50 ]}）

ボイドの内部は、多くの場合、大規模な境界のないモデルとは異なる宇宙論的パラメータを持つ、小規模で均質、等方的で空間的に境界のある宇宙論モデルとしてモデル化されます。この近似により、宇宙のボイドは、宇宙論的パラメータが外部宇宙とは異なる値を持つ場合に、重力による集積と成長率が局所銀河と構造に及ぼす影響を研究するための有用な実験室となります。より大きなボイドは主に線形領域にとどまり、内部のほとんどの構造は低密度環境で球対称性を示すことが観察されているため、つまり、低密度により、通常の銀河密度の領域で発生するはずの粒子間の重力相互作用がほぼ無視できるほど小さくなります。ボイドのテストモデルは非常に高い精度で実行できます。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です。^{[ 51 ]}