重子しげこ声ごえ学まなべ振ぶ荡

重子しげこ聲こえ學がく振盪しんとう（BAO，baryon acoustic oscillations）是これ宇宙うちゅう學がく在ざい宇宙うちゅう可か見み的てき重子しげこ物質ぶっしつ（正常せいじょう物質ぶっしつ）密度みつど的てき波動はどう，是ぜ由よし早期そうき宇宙うちゅう原初げんしょ電でん漿中的てき聲こえ學がく密度みつど波は引起的てき。正せい如超新星ちょうしんせい為ため天文てんもん觀測かんそく提供ていきょう標準ひょうじゅん燭光しょっこう 一樣いちよう，BAO物質ぶっしつ團だん簇むらが為ため宇宙うちゅう學がく中ちゅう的てき長ちょう度ど尺度しゃくど提供ていきょう了りょう一いち個こ標準ひょうじゅん尺じゃく。 這把標準ひょうじゅん尺じゃく的てき長ちょう度ど是ぜ由よし聲ごえ波なみ在ざい原初げんしょ電でん漿中傳播でんぱ的てき最大さいだい距離きょり來らい確定かくてい的てき。在ざい電でん漿冷卻到中性ちゅうせい原子げんし（復ふく合あい時代じだい），這鎖住じゅう了りょう電でん漿密度みつど波は的てき擴展，凍結とうけつ在ざい適當てきとう的てき位置いち。這把標準ひょうじゅん尺じゃく的てき長ちょう度ど（在ざい現在げんざい的てき宇宙うちゅう〜4.9億おく光年こうねん）可か以通過つうか天文てんもん量りょう測はか觀察かんさつ物質ぶっしつ的てき大だい尺度しゃくど結構けっこう來らい測量そくりょう。BAO量りょう測はか有ゆう助じょ於宇宙うちゅう學がく家か約やく制せい宇宙うちゅう學がく參さん數すう，對たい導しるべ致宇宙うちゅう加速かそく膨脹ぼうちょう的てき暗くら能のう量りょう能のう有ゆう更さら多た瞭あきら解かい。

早期そうき宇宙うちゅう

早期そうき宇宙うちゅう是ぜ由よし炙あぶ熱ねつ、緻密ちみつ的てき電子でんし和わ重子しげこ（質しつ子こ和かず中子なかこ）組成そせい的てき電でん漿。在ざい這個宇宙うちゅう中ちゅう旅行りょこう的てき光子こうし（光ひかり粒子りゅうし）基もと上じょう是ぜ被ひ困こま住じゅう的てき，在ざい通過つうか湯ゆ姆森散ち射い與あずか電でん漿作用よう之の前まえ，它們無法むほう傳播でんぱ任にん何なん足そく夠長的てき距離きょり。當とう宇宙うちゅう膨脹ぼうちょう時じ，電でん漿冷卻到3,000K以下いか，這是一個足夠低的能量，以至於電漿中的てき電子でんし和わ質しつ子こ可か以結合けつごう形成けいせい電でん中性ちゅうせい的てき氫原子げんし。這種重じゅう組ぐみ發生はっせい在ざい宇宙うちゅう大約たいやく37.9萬まん年ねん時じ，或ある者もの在あz = 1089的てき紅べに移うつり時とき。光子こうし與あずか中性ちゅうせい物質ぶっしつ的てき相互そうご作用さよう要よう小しょう得とく多た，因いん此從重じゅう組ぐみ開始かいし後ご，宇宙うちゅう對たい光子こうし變へん得どく透明とうめい，允許いんきょ光子こうし與あずか物質ぶっしつ分離ぶんり，並なみ在ざい宇宙うちゅう中ちゅう自由じゆう流動りゅうどう。從したがえ技術ぎじゅつ上じょう來き說せつ，光子こうし的てき平均へいきん自由じゆう程ほど成なり了りょう宇宙うちゅう大小だいしょう的てき尺度しゃくど。宇宙うちゅう微ほろ波なみ背景はいけい（CMB）輻射ふくしゃ是ぜ復ふく合あい（重じゅう組ぐみ）後ご發出はっしゅつ的てき光ひかり，現在げんざい才ざい到達とうたつ我わが們的望遠鏡ぼうえんきょう。因よし此，以威い爾しか金森かなもり微ほろ波なみ各かく向こう異性いせい探測たんそく器き（WMAP）的てき數すう據よりどころ為ため例れい，人にん們基本上ほんじょう是ただし看み見み的てき是ぜ回顧かいこ宇宙うちゅう只ただ有ゆう37.9萬まん年ねん歷史れきし時じ的てき影像えいぞう。

圖ず1：基もと於WMAP9年ねん的てき數すう據よりどころ，呈てい現げんCMB溫度おんど的てき各かく向こう異性いせい（2012年ねん）。

WMAP表示ひょうじ（圖ず1）宇宙うちゅう密度みつど是ぜ平滑へいかつ、各かく向こう同性どうせい，只ただ有ゆう百ひゃく萬まん分ふん之の10的てき各かく向こう異性いせい。然しか而，現在げんざい的てき宇宙うちゅう中ちゅう存在そんざい著ちょ巨大きょだい的てき大だい尺度しゃくど結構けっこう和かず密度みつど波動はどう。例れい如，星ほし系けい的てき密度みつど是ぜ宇宙うちゅう平均へいきん密度みつど的てき100萬まん倍ばい。現時げんじ的てき看み法ほう是ぜ，宇宙うちゅう是ぜ由よし下か而上的てき管かん道どう建造けんぞう的てき，這意味あじ著ちょ早期そうき宇宙うちゅう微小びしょう的てき各かく向こう異性いせい充當じゅうとう了りょう今こん天てん觀測かんそく到いた結構けっこう的てき種子しゅし。密度みつど較大的てき區域くいき吸引きゅういん更さら多た的てき物質ぶっしつ，而低密度みつど區域くいき吸引きゅういん的てき物質ぶっしつ較少。因よし此這些微小びしょう的てき各かく向こう異性いせい，如CMB所しょ示しめせ，成なり為ため今こん天てん宇宙うちゅう中ちゅう的てき大だい尺度しゃくど結構けっこう。

宇宙うちゅう聲音こわね

想像そうぞう一いち下か超ちょう密度みつど的てき原初げんしょ電でん漿區域くいき。當とう這個超ちょう密度みつど區域くいき的てき引力いんりょく吸引きゅういん物質ぶっしつ向こう它靠近時きんじ，光子みつこ-物質ぶっしつ交互こうご作用さよう釋放しゃくほう的てき熱ねつ量產りょうさん生せい大量たいりょう向こう外的がいてき壓力あつりょく。這些引力いんりょく和わ壓力あつりょく的てき反作用はんさよう力りょく產さん生せい了りょう振盪しんとう，類似るいじ於氣壓あつ差さ在ざい空氣くうき中產ちゅうさん生せい的てき聲こえ波は 。

這個超ちょう密度みつど區域くいき包含ほうがん暗くら物質ぶっしつ、重子しげこ和わ光子こうし。這種壓力あつりょく導しるべ致重子こ和かず光子みつこ以略高だか於光速こうそく一半速度移動的球形聲波從したがえ超ちょう密度みつど區く向むこう外がい傳播でんぱ。暗くら物質ぶっしつ只ただ與あずか引力いんりょく相互そうご作用さよう，所以ゆえん它留在ざい聲こえ波は的てき中心ちゅうしん，也就是ぜ超ちょう密度みつど的てき起源きげん處しょ。在ざい退すさ耦之これ前まえ，光子こうし和かず重子しげこ一起かずき向こう外そと移動いどう。退すさ耦後，光子こうし不ふ再さい與あずか重子しげこ物質ぶっしつ相互そうご作用さよう，它們擴散かくさん開ひらけ來らい，釋放しゃくほう了りょう重子しげこ系統けいとう的てき壓力あつりょく。在ざい所有しょゆう這些代表だいひょう不同ふどう聲ごえ波なみ波長はちょう的てき殼から層そう中ちゅう，共振きょうしん殼から層そう對應たいおう於第一いち層そう。因よし為ため在ざい退すさ耦之前まえ，對たい於所有しょゆう的てき超ちょう密度みつど區く，共振きょうしん殼から層そう的てき傳播でんぱ距離きょり（半徑はんけい）都みやこ是ただし相しょう同どう的てき。這個半徑はんけい通常つうじょう稱しょう為ため聲ごえ視界しかい。在ざい沒ぼつ有ゆう光子こうし-重子しげこ壓力あつりょく驅動くどう超ちょう密度みつど區く的てき情況じょうきょう下か，只ただ有ゆう引力いんりょく驅動くどう剩餘じょうよ的てき重子しげこ向こう外そと。因よし此，重子しげこ和わ暗くら物質ぶっしつ（留とめ在ざい擾動中心ちゅうしん）形成けいせい了りょう一いち個こ結構けっこう，各かく向こう異性いせい初はつ始はじめ位置いち的てき超ちょう密度みつど物質ぶっしつ和わ在ざい聲こえ視界しかい殼から層そう中ちゅう的てき物質ぶっしつ都と包含ほうがん在ざい其中。

這種各かく向こう異性いせい最終さいしゅう變成へんせい物質ぶっしつ密度みつど的てき波紋はもん，形成けいせい了りょう星ほし系けい。因よし此，人にん們期望もち觀かん察到更さら多おお被ひ聲こえ視界しかい分ぶん開ひらけ，而不是ぜ其它長ちょう度ど尺度しゃくど分ぶん開ひらき的てき成なり對たい星ほし系けい。這種特殊とくしゅ的てき物質ぶっしつ結構けっこう發生はっせい在ざい早期そうき宇宙うちゅう的てき每ごと一いち個こ各かく向こう異性いせい中ちゅう，因いん此宇宙うちゅう不ふ是ぜ由よし一個聲波漣漪組成，而是由よし許多きょた重疊ちょうじょう的てき漣さざなみ漪。想像そうぞう一下子將一把鵝卵石扔進池塘，然しか後こう觀察かんさつ水中みずなか產さん生せい漣さざなみ漪的圖像ずぞう做為模擬もぎ。在ざい聲こえ視界しかい尺度しゃくど上じょう，我わが們不可能ふかのう用よう肉眼にくがん觀かん察到星ほし系けい間あいだ呈てい現げん這種分離ぶんり的てき狀態じょうたい，但ただし我わが們可以通過つうか觀察かんさつ大量たいりょう星ほし系けい的てき分離ぶんり，藉由統計とうけい來き量りょう測はか這種偽にせ影かげ。

標準ひょうじゅん尺じゃく

早期そうき宇宙うちゅう中重なかしげ子こ波は傳播でんぱ的てき物理ぶつり原理げんり相當そうとう簡單かんたん。 因よし此，宇宙うちゅう學がく家か可か以預測はか復ふく合あい時どき聲ごえ視界しかい的てき大小だいしょう。 此外，宇宙うちゅう微ほろ波なみ背景はいけい(CMB) 也提供ていきょう了りょう這種規模きぼ的てき高だか精度せいど測量そくりょう。 然しか而，從したがえ復ふく合あい到いた今こん天てん，宇宙うちゅう一いち直ちょく在ざい膨脹ぼうちょう。 這種擴展得え到いた了りょう觀測かんそく的てき充分じゅうぶん支持しじ，並なみ且是大だい爆ばく炸模型がた的てき基礎きそ之の一いち。1990年代ねんだい末まつ，對たい超新星ちょうしんせい的てき觀測かんそく確定かくてい宇宙うちゅう不ふ僅在膨脹ぼうちょう，而且膨脹ぼうちょう速度そくど還かえ在ざい加か快かい。 更さら好地こうち理解りかい宇宙うちゅう加速かそく或ある暗くら能のう量りょう已やめ成なり為ため當今とうぎん宇宙うちゅう學がく中ちゅう最さい重要じゅうよう的てき問題もんだい之の一いち。 為ため了りょう了解りょうかい暗くら能のう量的りょうてき本質ほんしつ，擁よう有ゆう多種たしゅ測量そくりょう加速度かそくど的てき方法ほうほう非常ひじょう重要じゅうよう。 重子しげこ声ごえ学まなべ振ぶ荡可以透過とうか比較ひかく今こん天てん的てき聲こえ層そう觀測かんそく（使用しよう星ほし系けい聚類）與あずか復ふく合あい時どき的てき聲こえ層そう觀測かんそく（使用しよう宇宙うちゅう微ほろ波なみ背景はいけい）來らい豐富ほうふ有ゆう關せき這種加速かそく的てき知識ちしき體系たいけい。 因いん此，重子しげこ声ごえ学まなべ振ぶ荡提供ていきょう了りょう一いち個こ測量そくりょう棒ぼう，可か以更好地こうち了解りょうかい加速度かそくど的てき性質せいしつ，完全かんぜん獨立どくりつ於超新星ちょうしんせい技術ぎじゅつ。

史隆ふみたか數すう位い巡じゅん天てん中ちゅう的てき重子しげこ声ごえ学まなべ振ぶ荡訊號ごう

史隆ふみたか數すう位い巡じゅん天てん (SDSS) 是ぜ一項重要的多光譜成像和光譜紅移調查，使用しよう新しん墨すみ西にし哥州阿おもね帕契點てん天文台てんもんだい(APO)的てき專用せんよう2.5米めーとる廣角こうかくSDSS光學こうがく望遠鏡ぼうえんきょう。 這項為ため期き五年的調查的目標是拍攝數百萬個天體的影像えいぞう和わ光ひかり譜ふ。 編へん譯やく SDSS 資料しりょう的てき結果けっか是ぜ附近ふきん宇宙うちゅう中ちゅう物體ぶったい的てき三さん維圖：SDSS 目錄もくろく。 SDSS 目錄もくろく提供ていきょう了りょう宇宙うちゅう足あし夠大部分ぶぶん中ちゅう物質ぶっしつ分ぶん佈的圖ず片へん，人にん們可以透過とうか注意ちゅうい是ぜ否ひ存在そんざい統計とうけい上じょう顯著けんちょ過か量的りょうてき由よし預あずか測はか的てき聲こえ視界しかい距離きょり分ぶん隔へだた的てき星ほし系けい來らい搜さがせ尋ひろ重子しげこ声ごえ学まなべ振ぶ荡訊號ごう。

史隆ふみたか數すう位い巡じゅん天てん團だん隊たい觀察かんさつ了りょう46,748 個こ發光はっこう紅色こうしょく星ほし系けい (LRG) 的てき樣さま本ほん，覆くつがえ蓋ぶた超過ちょうか 3,816 平方へいほう度ど的てき天空てんくう（直徑ちょっけい約やく 50 億おく光年こうねん），紅べに移うつり為ためz = 0.47。 他た們透過とうか計算けいさん數すう據よりどころ的てき兩りょう點てん相關そうかん函數かんすう來らい分析ぶんせき這些星ほし系けい的てき聚類。 相關そうかん函數かんすう (ξくしー) 是これ同どう動どう星ほし系けい間隔かんかく距離きょり (s) 的てき函數かんすう，描述了りょう一個星系在另一個星系給定距離內被發現的機率。 人ひと們預計けい，在ざい小しょう間隔かんかく距離きょり處しょ，星ほし系けい的てき相關そうかん性せい較高（由ゆかり於星系けい形成けいせい的てき塊狀かいじょう性質せいしつ），而在大だい間隔かんかく距離きょり處しょ，星ほし系けい的てき相關そうかん性せい較低。 BAO 訊號將しょう顯示けんじ為ため相關そうかん函數かんすう中ちゅう的てき一いち個こ凸とつ起おこり，其同動どう間隔かんかく等とう於聲層そう。 此訊號ごう由よしSDSS團だん隊たい於2005年ねん偵測到いた。 SDSS 證しょう實じつ了りょう WMAP 結果けっか，即そく當今とうこん宇宙うちゅう中ちゅう的てき聲こえ視界しかい約やく為ため ~7024462851637220078♠150 Mpc。

相關そうかん條目じょうもく

• 重子しげこ振ふ荡光谱调查 (BOSS)
• 中性ちゅうせい氣體きたい重子しげこ聲こえ學がく震盪しんとう望遠鏡ぼうえんきょう
• 歐おう幾里いくさと得とく衛星えいせい

外部がいぶ連結れんけつ

• Martin White's Baryon Acoustic Oscillations and Dark Energy Web Page （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• [1] （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• Review of Baryon Acoustic Oscillations （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• SDSS BAO Press Release （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）