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바리온 음향 진동(BAO)은 우주의 가시적인 바요닉 물질(정상 물질)의 밀도에 큰 영향을 미치는 변동이다. 이들은 초기 우주의 광자 바리온 유체의 음향 진동으로 인해 람다-CDM 모델에서 발생할 것으로 예측되며, 우주 마이크로파 배경 각도 전력 스펙트럼에서 관찰될 수 있다. BAOs는 바리온에 대한 기본 길이 스케일을 설정합니다. 암흑 물질과 바리온이 재결합 한 후 함께 뭉치면, 그 효과는 근처 우주의 은하 분포에서 훨씬 약하지만, 130-160 Mpc로 분리 된 과거의 147 Mpc로 분리되는 은하 쌍에 대한 미묘한 (1 %) 선호로 감지 할 수 있습니다. 이 기능은 이론적으로 1990 년대에 예측 된 다음 2005 년에 발견, 두 개의 큰 은하 적색 변화 설문 조사에서, 슬론 디지털 하늘 설문 조사와 2dF 갤럭시 레드 시프트 설문 조사. [76] CMB 관측값과 은하 적색 이동 측량의 BAO 측정을 결합하면 허블 상수와 우주의 평균 물질 밀도를 정확하게 추정할 수 있습니다. [77] 결과는 람다-CDM 모델을 지원합니다. 큰 은하 적색 이동 조사는 은하 분포의 3 차원지도를 만드는 데 사용할 수 있습니다. 이러한 맵은 관찰된 적색 이동에서 거리가 추정되기 때문에 약간 왜곡됩니다.

적색 이동은 지배적 인 허블 확장 용어뿐만 아니라 은하계의 소위 독특한 속도에서 기여를 포함하고 있습니다. 평균적으로, 수퍼클러스터는 중력으로 인해 우주 평균보다 더 느리게 팽창하고, 공극은 평균보다 더 빠르게 팽창하고 있다. 적색 이동 맵에서, 슈퍼클러스터 앞의 은하들은 그 쪽으로 과도한 시선 속도를 가지며, 그 거리보다 약간 높은 적색 시프트를 가지며, 슈퍼클러스터 뒤의 은하들은 거리에 대해 약간 낮은 적색 시프트를 가지고 있다. 이 효과로 인해 수퍼클러스터가 방사형 방향으로 찌그러진 것처럼 보이고, 마찬가지로 보이드가 늘어납니다. 그들의 각 위치는 영향을받지 않습니다. 이 효과는 실제 쉐이프를 알 수 없으므로 어느 하나의 구조에 대해도 감지할 수 없지만 여러 구조에 걸쳐 평균화하여 측정할 수 있습니다. 1987년 닉 카이저(Nick Kaiser)가 정량적으로 예측했으며, 2dF 갤럭시 레드시프트 설문조사에서 2001년에 처음으로 결정적으로 측정했습니다. [78] 결과는 람다-CDM 모델과 일치합니다. 내 선택이 어떻게 든 슬프거나 불행했다는 근본적인 가정과 함께 반응의 첫 번째 세트는 충분히 irksome이었다.

그러나 그것은 두 번째 반응, 즉 내 육아 및 / 또는 내 직업에 대한 나의 헌신이 어떻게 든 표준 이하임을 암시하는 반응으로 인해 맹목적인 분노를 일으켰습니다. 갑자기 페니가 떨어졌다. 내 평생, 나는이 교환의 반대편에 있었다. 나는 희미하게 우수한 미소를 짓는 여자였을 것이고, 다른 여성은 그녀가 가족과 더 많은 시간을 보낼 수 있도록 시간을 내거나 경쟁력이 떨어지는 경력 트랙을 추구하기로 결정했다고 말했습니다. 저는 페미니스트 대의에 대한 변함없는 헌신을 축하하는 여성으로서, 자신의 직업 중 가장 높은 곳에 도달하고 자리를 유지해 온 대학이나 로스쿨 친구들과 대화를 나누었습니다. 저는 제 강의에서 청녀들에게 여러분이 어떤 분야에 있든 모든 것을 할 수 있다고 말씀드린 사람이었어요. 즉, 수백만 명의 여성들이 남성처럼 빨리 사다리를 올라갈 수 없고 가족과 활동적인 가정 생활을 할 수 없다면 비난할 수 있다고 느끼게 하는 것은 무의식적으로 일부였다는 것을 의미합니다(그리고 가늘고 아름답습니다). 암흑 물질은 주로 중력을 통해 가시물질(예: 별과 행성)과 상호 작용하는 물질을 지칭할 수 있습니다. 따라서 원칙적으로 새로운 유형의 기본 입자로 구성 될 필요는 없지만 적어도 부분적으로는 양성자 또는 중성자와 같은 표준 baryonic 물질로 구성 될 수 있습니다. [e] 그러나, 아래에 설명 된 이유로, 대부분의 과학자들은 암흑 물질이 현재 알려지지 않은 기본 입자 (또는 유사한 이국적인 상태)로 구성 되는 비 baryonic 구성 요소에 의해 지배 생각.