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跳转到导航跳跃搜索宇宙空洞是细丝(宇宙中最大尺度的结构)之间的广阔空间，其中包含很少的星系或根本没有星系。空洞的直径通常为10到100兆秒；特别是大空洞，由没有丰富的超星系团定义，有时被称为超空洞。它们的物质丰度平均密度不到可观测宇宙的十分之一。1978年，斯蒂芬·格雷戈里和莱尔德·A·汤普森在基特峰国家天文台的一项开创性研究中首次发现了它们。[1]。

空洞被认为是由大爆炸中的重子声振荡、质量崩塌和压缩的重子物质的内爆形成的。从早期宇宙中量子涨落产生的最初较小的各向异性开始，随着时间的推移，各向异性在规模上变得更大。密度较高的区域在重力作用下塌陷得更快，最终形成了今天所见的大规模泡沫状结构或由空洞和银河系细丝组成的宇宙网。位于高密度环境中的空洞比位于宇宙低密度空间中的空洞要小。[2]。

由于萨克斯-沃尔夫效应，空洞似乎与宇宙微波背景(CMB)的观测温度相关。由于引力红移，较冷的区域与空洞相关，较热的区域与细丝相关。由于萨克斯-沃尔夫效应只有在宇宙由辐射或暗能量主导的情况下才有意义，所以空洞的存在在为暗能量提供物理证据方面具有重要意义。[3][4]。

我们宇宙的结构可以分解成有助于描述宇宙各个区域特征的组成部分。以下是宇宙网的主要结构组件：

空洞--宇宙平均密度非常低、直径高达100兆秒(Mpc)的广袤的、大部分是球形的区域[5]。[6]。

墙-包含物质丰度的典型宇宙平均密度的区域。墙可以进一步分解为两个较小的结构特征：簇-墙相交和相交的高度集中的区域，增加了局部墙的有效尺寸。

空洞的平均密度不到宇宙平均密度的十分之一。这是一个工作定义，尽管对什么构成无效没有单一的商定定义。用来描述宇宙平均密度的物质密度值通常是基于单位体积内星系数量的比率，而不是单位体积内物质的总质量。[8]。

宇宙空洞作为天体物理学的一个研究主题始于20世纪70年代中期，当时红移调查变得更加流行，并在1978年导致两个不同的天体物理学家团队在大片空间中识别星系和阿贝尔星团分布中的超星系团和空洞。[9][10]新的红移勘测通过增加宇宙结构的二维地图的深度，使天文学领域发生了革命性的变化，宇宙结构的二维地图通常是密集和重叠的，[6]这使得首次绘制宇宙的三维地图成为可能。在红移调查中，深度是根据哈勃定律，根据宇宙膨胀引起的星系的单个红移计算出来的。[11]

下面列出了宇宙空洞领域从开始到最近发生的重要事件的摘要时间线：

1961年的今天，大规模的结构特征，如二级星系团，一种特殊类型的超星系团，引起了天文学界的注意。[12]。

1978年的今天，关于大尺度结构中的空洞主题的前两篇论文发表，参考了在COMA/A1367星系团前景中发现的空洞。[9][13]。

1981年的今天，在天空的博特斯区域发现了一个直径接近50h−1Mpc的大空洞(后来重新计算出直径约为34h−1mpc)。[14][15]。

1983年的今天，复杂到足以提供相对可靠的大尺度结构生长和演化结果的计算机模拟出现，并洞察了大尺度星系分布的关键特征。[16][17]。

1985年的今天，对英仙座-双鱼座区域的超星系团和空洞结构的细节进行了调查。[18]。

1989年的今天，天体物理中心的红移调查显示，巨大的空洞、尖锐的细丝及其周围的墙壁主导着宇宙的大尺度结构。[19]。

1991年的今天，拉斯坎帕纳斯红移调查证实了宇宙大尺度结构中丰富的空洞(Kirshner等人。(1991年)。[20]

1995年的今天，对光学选择的星系调查的比较表明，无论样本选择如何，都发现了相同的空洞。[21]。

2001年的今天，完成的两度场星系红移调查为所有已知的宇宙空洞的数据库增加了大量的空洞。[22]。

2009年的今天，斯隆数字巡天(SDSS)数据与之前的大规模调查相结合，现在提供了宇宙空洞详细结构的最完整视图。[23][24][25]。

有许多方法可以利用大规模宇宙调查的结果来寻找空洞。在许多不同的算法中，几乎所有算法都属于三个一般类别中的一个。[26]第一类由空洞探测者组成，他们试图根据当地的星系密度来寻找太空中的空白区。[27]第二类是那些试图通过星系所暗示的暗物质分布中的几何结构来寻找空洞的人。[28]第三类是由那些通过利用暗物质分布中的引力不稳定点动态识别结构的探测器组成的。[29]下面列出了研究宇宙空洞最流行的三种方法：

这种第一类方法以星表中的每个星系为目标，然后使用最近邻近似来计算球面半径内包含的区域中的宇宙密度，该球面半径由到第三最近星系的距离确定。[30]El Ad&；Piran在1997年引入了这种方法，以便提供一种快速有效的方法来标准化空洞的编目。一旦从所有结构数据中挖掘出球形单元格，每个单元格就被展开，直到欠密度返回到平均预期墙密度值。[31]空洞区域的一个有用特征是，它们的边界非常清晰和明确，宇宙平均密度从身体的10%开始，在边缘迅速上升到20%，然后在边缘正外部的墙壁中上升到100%。然后，将剩余的壁和重叠的空洞区域分别栅格化成细丝、簇和近空空洞的截然不同和交织在一起的区域。与已知空隙的任何重叠超过10%都被认为是那些已知空隙内的子区域。进入目录的所有空隙的最小半径为10Mpc，以确保所有已识别的空隙不会因抽样错误而意外编目。[30][30]。

此特定的第二类算法使用Voronoi细分技术和模拟边界粒子，以便基于具有非常低偏移量的高密度对比边界对区域进行分类。[32]Neyrinck在2008年引入此算法，目的是引入一种不包含自由参数或假定形状细分的方法。因此，该技术可以创建形状和大小更精确的空心区域。虽然这种算法在形状和大小上有一些优势，但它经常因为有时提供定义松散的结果而受到批评。因为它没有自由参数，所以它主要发现小而微不足道的空洞，尽管算法对它找到的每个空洞都赋予了统计意义。可以应用物理意义参数，通过包括至少1：5的最小密度与平均密度比来减少微不足道的空洞的数量。也可以使用该过程来识别亚空洞，这提出了更多关于什么是空洞的哲学问题。[33]诸如VIDE[34]的空洞发现器基于ZOBOV。

这种第三类方法与前面列出的两种算法有很大的不同。最引人注目的是，它需要一个不同的定义来定义什么是空虚。与一般认为空洞是具有低宇宙平均密度的空间区域；星系分布中的空洞不同，它将空洞定义为物质在其中逃逸的区域；这与暗能量状态方程相对应，w.空洞中心被认为是位移场的最大来源，表示为Sψ。Lavaux和Wandelt在2009年提出了改变定义的目的，作为一种产生宇宙空洞的方法，这样就可以对它们的动力学和几何性质进行精确的分析计算。这使得DIVA能够深入探索空洞的椭圆度，以及它们是如何在大尺度结构中演化的，随后导致了三种不同类型的空洞的分类。这三个形态类别是真空洞、煎饼空洞和细丝空洞。另一个值得注意的特点是，尽管DIVA也像一流方法一样包含选择函数偏差，但DIVA的设计使得这种偏差可以被精确校准，从而产生更可靠的结果。这种拉格朗日-欧拉混合方法存在多重缺陷。一个例子是，这种方法得到的空位与其他方法得到的空位在本质上是不同的，w

空洞对现代对宇宙的理解做出了重大贡献，其应用范围从揭示当前对暗能量的理解，到完善和限制宇宙演化模型。[4]下面将详细介绍一些流行的应用。

已知的最大空洞和星系团的同时存在需要今天宇宙中约70%的暗能量，这与来自宇宙微波背景的最新数据一致。[4]空洞就像宇宙中的气泡，对背景宇宙学的变化很敏感。这意味着空洞形状的演变在一定程度上是宇宙膨胀的结果。由于这种加速被认为是由暗能量引起的，研究空洞在一段时间内形状的变化可以用来约束标准的Λ清洁发展机制模型[36][37]，或者进一步改进经典+冷暗物质模型，提供更准确的暗能量状态方程。[38]此外，空洞的丰度是约束暗能量状态方程的一种很有前途的方法。[39][40][40]。

由于中微子的质量非常小，与其他物质的相互作用极弱，它们将自由进出小于中微子平均自由路径的空洞。这对空洞的大小和深度分布有影响，并有望在未来的天文测量(例如欧几里德卫星)中通过将空洞样本的统计特性与理论预测进行比较来测量所有中微子物种的质量总和。[40]。

宇宙空洞包含星系和物质的混合物，这与宇宙中的其他区域略有不同。这种独特的混合支持了高斯绝热冷暗物质模型中预测的有偏见的星系形成图。这一现象提供了修改与这些空隙存在差异的形态-密度相关性的机会。像形态-密度关联这样的观测可以帮助揭示星系如何在大范围内形成和演化的新方面。[41]在更局部的尺度上，位于空洞中的星系与位于壁面中的星系具有不同的形态和光谱特性。已经发现的一个特征是，与壁上的星系样本相比，空洞中包含的年轻、热恒星组成的星爆星系的比例要高得多。[42]。

宇宙微波背景中的冷点，例如Wilkinson微波各向异性探测器发现的WMAP冷点，只要在可能的解中考虑了晚期积分的Sachs-Wolfe效应，就可以用半径约为120mpc的极大的宇宙空洞来解释。CMB筛查中的异常现象现在可能是通过位于冷点所在的视线下的大空洞的存在来解释的。[43]。

虽然暗能量是目前对宇宙加速膨胀的最流行的解释，但另一种理论阐述了我们的星系可能是一个非常大的、密度不那么低的宇宙空洞的一部分。根据这一理论，这样的环境可能会天真地导致对暗能量的需求，以解决观测到的加速度问题。随着关于这一主题的更多数据的公布，它取代目前的Λ清洁发展机制解释成为现实解决方案的可能性已经大大降低，但并不是全部放弃。[44][44]。

空洞的丰富性，特别是与星系团的丰富性相结合，是在大范围和低密度区域精确测试偏离广义相对论的一种很有前途的方法。[45][46][45][46]。

空洞的内部似乎常常依附于与已知宇宙不同的宇宙学参数[需要引用]。正是由于这一独特的特征，宇宙空洞成为研究当宇宙学参数与外部宇宙具有不同的值时，引力群集和增长率对当地星系和结构的影响的伟大实验室。由于观察到较大的空洞主要保持在线性区域，其中的大多数结构在密度不足的环境中表现出球对称；也就是说，密度不足导致了几乎可以忽略的粒子-粒子引力相互作用，否则在正常的银河系密度区域就会发生这种相互作用。对于空隙的测试模型可以非常高的精度执行。在这些空隙中不同的宇宙学参数是Ωm、ΩΛ和H0。[47]

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