Hubble bubble (astronomy)
வானியலில், ஹப்பிள் குமிழி என்பது "ஹப்பிள் மாறிலியின் உள்ளூர் மதிப்பை அதன் உலகளாவிய சராசரி மதிப்பிலிருந்து விலக்குவது" அல்லது, மேலும் தொழில்நுட்ப ரீதியாக, "விசித்திரமான திசைவேக புலத்தில் ஒரு உள்ளூர் மோனோபோல், ஒருவேளை வெகுஜன அடர்த்தியில் உள்ள உள்ளூர் வெற்றிடத்தால் ஏற்படலாம்". பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை தெளிவுபடுத்திய வானியலாளர் எட்வின் ஹப்பிளின் பெயரால் பெயரிடப்பட்ட ஹப்பிள் மாறிலி, விரிவாக்கம் நிகழும் விகிதத்தை அளவிடுகிறது. பூமி ஒரு மைய, விசேஷமாக விரும்பப்படும் நிலையில் இல்லை என்ற கோப்பர்நிக்கஸ் கொள்கையின்படி, பிரபஞ்சத்தின் எந்த கட்டத்திலும் இந்த மாறிலியை அளவிடுவது அதே மதிப்பைத் தரும் என்று ஒருவர் எதிர்பார்க்கலாம். மறுபுறம், பூமி விண்மீன்களுக்கு இடையேயான விண்வெளியின் மிகக் குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட பகுதியின் மையத்திலோ அல்லது அதற்கு அருகிலோ இருந்தால் (ஒப்பீட்டளவில் வெற்றிடம்), அதை மெதுவாக்க அருகிலுள்ள வெகுஜன பற்றாக்குறை காரணமாக விண்வெளியின் உள்ளூர் விரிவாக்கம் வேகமாக இருக்கும். எனவே, அத்தகைய "ஹப்பிள் குமிழிக்குள்" உள்ள நட்சத்திரங்கள் பிரபஞ்சத்தின் பொதுவான விரிவாக்கத்தை விட வேகமாக பூமியிலிருந்து விலகிச் செல்லும். இந்த நிலைமை வெளிப்படையாக முடுக்கிவிடப்படும் பிரபஞ்சத்தை விளக்குவதில் இருண்ட ஆற்றலுக்கு ஒரு மாற்றீட்டை வழங்கலாம் அல்லது ஹப்பிள் பதற்றத்தின் விளக்கங்களுக்கு பங்களிக்கலாம். ஹப்பிள் குமிழி முன்மொழியப்பட்டது 1998 இல், ஜெஹாவி மற்றும் பலர். ஹப்பிள் குமிழிக்கு ஆதரவாக சான்றுகள் தெரிவிக்கப்பட்டன. உள்ளூர் ரெட்ஷிஃப்ட் வேகங்கள் பிரபஞ்சத்தில் வேறு இடங்களில் காணப்பட்டவற்றிலிருந்து வேறுபடுகின்றன என்ற ஆரம்ப பரிந்துரை வகை ஐஏ சூப்பர்நோவாவின் அவதானிப்புகளை அடிப்படையாகக் கொண்டது, இது பெரும்பாலும் சுருக்கமாக "எஸ்என்இஐஏ". இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் 20 ஆண்டுகளாக நிலையான மெழுகுவர்த்தி தூர குறிப்பான்களாகப் பயன்படுத்தப்படுகின்றன, மேலும் அவை இருண்ட ஆற்றலின் முதல் அவதானிப்புகளுக்கு முக்கியமாக இருந்தன. Zehavi மற்றும் பலர். ஒரு உள்ளூர் வெற்றிடத்தை சோதிக்க 44 எஸ். என். இ ஐ. ஏ இன் விசித்திரமான வேகங்களை ஆய்வு செய்தது, மேலும் பூமி சுமார் 20 சதவீதம் குறைவான அடர்த்தியின் ஒப்பீட்டளவில் வெற்றிடத்திற்குள் இருப்பதாகத் தோன்றியது, அடர்த்தியான ஷெல், ஒரு குமிழியால் சூழப்பட்டுள்ளது. கருதுகோளை சோதிப்பது 2007 இல், கான்லி மற்றும் பலர். வெளிப்புற விண்மீன் திரள்களில் அண்ட தூசியின் விளைவை கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளும்போது எஸ். என். இ ஐ. ஏ வண்ணத் தரவு ஒப்பீடுகளை ஆய்வு செய்தது. உள்ளூர் ஹப்பிள் குமிழி இருப்பதை தரவு ஆதரிக்கவில்லை என்று அவர்கள் முடிவு செய்தனர். 2010 இல், மாஸ் மற்றும் பலர். ஹப்பிள் குமிழி மாதிரியை அந்த பெயரைப் பயன்படுத்தாமல் பகுப்பாய்வு செய்தார், "ஒரு பெரிய, நேரியல் அல்லாத மற்றும் கிட்டத்தட்ட கோள வெற்றிடத்தின் மையத்திற்கு அருகில் ஒரு சலுகை பெற்ற நிலையை நாம் ஆக்கிரமித்துள்ளோம் என்ற பரிந்துரை சமீபத்தில் இருண்ட ஆற்றலுக்கு மாற்றாக அதிக கவனத்தை ஈர்த்துள்ளது". சூப்பர்நோவா தரவை மட்டுமல்லாமல், அண்ட நுண்ணலை பின்னணி நிறமாலை, பிக் பேங் நியூக்ளியோசிந்தஸிஸ் மற்றும் பிற காரணிகளையும் பார்க்கும்போது, "வெற்றிடங்கள் தரவுகளுடன் கடுமையான பதற்றத்தில் உள்ளன" என்று அவர்கள் முடிவு செய்தனர். குறிப்பாக, வெற்றிட மாதிரிகள் மிகக் குறைந்த உள்ளூர் ஹப்பிள் விகிதத்தை முன்னறிவிக்கின்றன, ஒரு "முதியோர் பிரச்சினையால்" பாதிக்கப்படுகின்றன, மேலும் காணப்பட்டதை விட மிகக் குறைந்த உள்ளூர் கட்டமைப்பை முன்னறிவிக்கின்றன ". உள்ளூர் வெற்றிட மாதிரிகள் சராசரி அடர்த்தியை விட குறைவான ஒரு பெரிய பகுதியை முன்மொழிகின்றன, எனவே அவை பொதுவாக வானியல் ஆய்வுகள் மூலம் பொய்யாக்கப்படக்கூடிய சீரற்ற கணிப்புகளை உருவாக்குகின்றன அல்லது குறிக்கின்றன. எடுத்துக்காட்டாக, ஒரு உள்ளூர் வெற்றிட மாதிரியின் கீழ், வழக்கத்திற்கு மாறாக குறைந்த எண்ணிக்கையிலான அருகிலுள்ள விண்மீன் திரள்கள் எதிர்பார்க்கப்படும், எனவே அருகிலுள்ள விண்மீன் திரள்களின் சராசரி எண்ணிக்கையைக் குறிக்கும் அவதானிப்புகள் உறுதிப்படுத்தப்படாத ஆதாரங்களாக இருக்கும். 2003 ஆம் ஆண்டில் வெளியிடப்பட்ட அகச்சிவப்பு கணக்கெடுப்பின் தரவு, டூ மைக்ரோன் ஆல் ஸ்கை சர்வே, சுமார் 200 மெகா பார்செக் (எம். பி. சி) விட்டம் கொண்ட உள்ளூர் அடர்த்திக்கு ஏற்ப பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. இந்த கருதுகோள் ஃபோட்டோமெட்ரிக் மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் விண்மீன் மண்டல ஆய்வுகள் பற்றிய மேலும் ஆய்வுகளிலிருந்து கூடுதல் ஆதரவைப் பெற்றுள்ளது. மேலும், விண்மீன் ஒளி அடர்த்தி பற்றிய ஆய்வுகளின் அடிப்படையில் 600 எம். பி. சி அளவுகோலில் பெரிய வெற்றிடங்கள் (கே. பி. சி வாய்டு) முன்மொழியப்பட்டுள்ளன. ஹப்பிள் மாறிலியின் ஹப்பிள் டென்ஷன் அளவீடுகளுடனான உறவு வேறுபடுகிறது, சமீபத்திய புள்ளிவிவரங்கள் பொதுவாக சுமார் 64 முதல் 82 (கிமீ/வி)/எம். பி. சி வரை இருக்கும்-இது ஒரு வித்தியாசத்தை தற்செயலாக விளக்குவது மிகவும் குறிப்பிடத்தக்கதாகவும், பிழையால் விளக்குவது மிகவும் நிலையானதாகவும் கருதப்படுகிறது. அண்ட நுண்ணலை பின்னணியின் அளவீடுகள் ஃபோட்டோமெட்ரி மற்றும் அண்ட தூர ஏணி போன்ற பிற வழிகளில் அளவீடுகளை விட குறைந்த மதிப்புகளை விளைவிக்கின்றன. எடுத்துக்காட்டாக, அடாகாமா அண்டவியல் தொலைநோக்கியிலிருந்து அண்ட பின்னணி கதிர்வீச்சு தரவு பிரபஞ்சம் உள்ளூரில் காணப்பட்டதை விட மெதுவாக விரிவடைய வேண்டும் என்பதைக் குறிக்கிறது. 2013 ஆம் ஆண்டில், ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் ஆய்வுகளின் பரந்த மாதிரியிலிருந்து விண்மீன் திரள்களின் ஒளிரும் அடர்த்தி அளவீடுகள் செய்யப்பட்டன. இதன் விளைவாக ஏற்படும் புள்ளிவிவர பகுப்பாய்வு, உள்ளூர் வெகுஜன அடர்த்தி பிரபஞ்சத்தின் சராசரி வெகுஜன அடர்த்தியை விட குறைவாக இருக்கலாம் என்பதைக் குறிக்கிறது. இந்த குறைவான அடர்த்தியின் அளவும் வீச்சும் ஹப்பிள் மாறிலியின் நேரடி உள்ளூர் அளவீடுகளுக்கும், அண்ட நுண்ணலை பின்னணியின் பிளாங்கின் அளவீடுகளிலிருந்து கணக்கிடப்பட்ட மதிப்புகளுக்கும் இடையிலான வெளிப்படையான முரண்பாட்டைத் தீர்க்க முடியும். மேலும் காண்க கே. பி. சி வாய்டு உள்ளூர் வாய்டு ராட்சத வாய்டு பிரபஞ்சத்தின் பெரிய அளவிலான அமைப்பு வாய்டு (வானியல்) மிகப்பெரிய வாய்டுகளின் பட்டியல் குறிப்புகள் கற்பனையான வானியல் பொருள்கள் குமிழி இயற்பியல் அண்டவியல் வானியற்பியல் கோட்பாடுகள் வாய்டுகள் (வானியல்) பிரபஞ்சத்தின் பெரிய அளவிலான அமைப்பு விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகம்