Mørk energi i kosmologi er en hypotetisk type energi , der introduceres i den matematiske model af universet for at forklare dets observerede ekspansion med acceleration [1] .
Der er tre muligheder for at forklare essensen af mørk energi:
Fra 2020, med pålidelige observationsbeviser såsom CMB -målinger, der bekræfter eksistensen af mørk energi, er Lambda-CDM-modellen accepteret som standarden i kosmologi [3] .
Det endelige valg mellem muligheder kræver meget lange og meget nøjagtige målinger af universets ekspansionshastighed for at forstå, hvordan denne hastighed ændrer sig over tid. Universets ekspansionshastighed er beskrevet af den kosmologiske tilstandsligning . At løse tilstandsligningen for mørk energi er et af de mest presserende problemer i moderne observationskosmologi [3] .
Ifølge data fra observationer fra Planck -rumobservatoriet, der blev offentliggjort i marts 2013 , består den samlede masse-energi af det observerbare univers af mørk energi med 68,3 % og mørkt stof med 26,8 % [4] [5] [6] .
Observationer af type Ia supernovaer lavet i slutningen af 1990'erne konkluderede, at universets udvidelse accelererer med tiden. Disse observationer blev derefter understøttet af andre kilder: CMB -målinger , gravitationslinser , Big Bang - nukleosyntese . Alle de opnåede data passer godt ind i lambda-CDM-modellen .
Afstande til andre galakser bestemmes ved at måle deres rødforskydning . Ifølge Hubbles lov er størrelsen af lysets rødforskydning fra fjerne galakser direkte proportional med afstanden til disse galakser. Forholdet mellem afstand og rødforskydning kaldes Hubble-parameteren (eller, ikke helt præcist, Hubble-konstanten).
Værdien af selve Hubble-parameteren skal dog først etableres på en eller anden måde, og for dette er det nødvendigt at måle rødforskydningsværdierne for galakser, hvortil afstandene allerede er blevet beregnet med andre metoder . For at gøre dette, i astronomi, bruges "standardlys", det vil sige objekter, hvis lysstyrke er kendt. Den bedste type "standardlys" til kosmologiske observationer er type Ia supernovaer (alle Ia flare stjerner i samme afstand bør have næsten den samme observerede lysstyrke; det er ønskeligt at korrigere for rotationen og sammensætningen af den oprindelige stjerne). Ved at sammenligne den observerede lysstyrke af supernovaer i forskellige galakser kan man bestemme afstandene til disse galakser.
I slutningen af 1990'erne blev det opdaget, at i fjerne galakser, hvor afstanden blev bestemt af Hubbles lov, har Type Ia supernovaer en lysstyrke under, hvad de skulle have. Med andre ord viser afstanden til disse galakser, beregnet ved hjælp af metoden med "standardlys" (supernovae Ia), sig at være større end afstanden beregnet ud fra den tidligere fastlagte værdi af Hubble-parameteren. Det blev konkluderet, at universet ikke bare udvider sig, det udvider sig med acceleration.
Tidligere eksisterende kosmologiske modeller antog, at udvidelsen af universet var ved at blive langsommere. De gik ud fra den antagelse, at hoveddelen af universets masse er stof - både synligt og usynligt ( mørkt stof ). Baseret på nye observationer, der indikerer en acceleration af ekspansion, blev eksistensen af en ukendt form for energi med negativt tryk postuleret (se tilstandsligninger ). De kaldte det "mørk energi".
Hypotesen om eksistensen af mørk energi (hvad den end er) løser også det såkaldte "problem med usynlig masse ". Big Bang - teorien om nukleosyntese forklarer dannelsen af lette kemiske grundstoffer som helium , deuterium og lithium i det tidlige univers . Teorien om universets struktur i stor skala forklarer dannelsen af universets struktur: dannelsen af stjerner , kvasarer , galakser og galaksehobe . Begge disse teorier antyder, at tætheden af baryonisk stof og mørkt stof er omkring 30 % af den kritiske tæthed, der kræves for dannelsen af et "lukket" univers, dvs. svarer til den tæthed, der kræves for , at universets form er flad. . Nylige målinger af universets CMB med WMAP -satellitten viser, at rum-tid i universet faktisk har en global krumning meget tæt på nul. Derfor skal en eller anden hidtil ukendt form for usynlig energi stå for de manglende 70% af universets tæthed. [7]
Essensen af mørk energi er genstand for kontroverser. Det er kendt for at være meget ensartet fordelt i rummet [7] , at opleve gravitationel frastødning i stedet for gravitationel tiltrækning [7] , at have en lav tæthed og ikke at interagere mærkbart med almindeligt stof gennem kendte fundamentale typer af interaktion - med undtagelsen af tyngdekraften. Tætheden af mørk energi afhænger ikke af tid (i løbet af de sidste 8 milliarder år har dens tæthed ikke ændret sig med mere end 10%). [7] Da den hypotetiske tæthed af mørk energi er lav (i størrelsesordenen 10 −29 g/cm³), er det usandsynligt, at den vil blive opdaget ved et laboratorieforsøg. Mørk energi kan kun have en så dybtgående effekt på universet (som omfatter 70% af al energi), fordi den ensartet fylder (ellers) det tomme rum.
Den enkleste forklaring er, at mørk energi simpelthen er "omkostningerne ved at eksistere i rummet": det vil sige, at ethvert rumvolumen har en eller anden grundlæggende, iboende energi. Det kaldes også nogle gange vakuumenergi, fordi det er energitætheden af rent vakuum . Dette er den kosmologiske konstant , nogle gange kaldet "lambda-udtrykket" (fra navnet på det græske bogstav , der bruges til at betegne det i den generelle relativitetsligning ) [8] . Introduktionen af den kosmologiske konstant i den standard kosmologiske model baseret på Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-metrikken førte til den moderne model for kosmologi kendt som lambda-CDM-modellen . Denne model er i god overensstemmelse med de tilgængelige kosmologiske observationer.
Mange fysiske teorier om elementarpartikler forudsiger eksistensen af vakuumfluktuationer , det vil sige at give vakuumet netop denne type energi. Værdien af den kosmologiske konstant er estimeret i størrelsesordenen 10 −29 g/cm³, eller omkring 1,03 keV /cm³ (ca. 10 −123 i Planck-enheder ) [9] .
Den kosmologiske konstant har et undertryk svarende til dens energitæthed. Årsagerne til, at den kosmologiske konstant har et undertryk, stammer fra klassisk termodynamik. Mængden af energi indeholdt i "boksen med vakuum" af volumenet er lig med , hvor er energitætheden af den kosmologiske konstant. En stigning i volumen af "boksen" ( positivt) fører til en stigning i dens indre energi, hvilket betyder, at den udfører negativt arbejde. Da det arbejde, der udføres ved at ændre volumenet er lig med , hvor er trykket, så er negativt og i virkeligheden (koefficienten, der forbinder masse og energi er lig med 1) [2] .
Ifølge den generelle relativitetsteori afhænger tyngdekraften ikke kun af masse (densitet), men også af tryk , og tryk har en større koefficient end massefylde. Negativt tryk skulle give anledning til frastødning, anti-tyngdekraft , og forårsager derfor accelerationen af universets udvidelse [10] .
Det vigtigste uløste problem i moderne fysik er, at de fleste kvantefeltteorier , baseret på energien fra kvantevakuumet , forudsiger en enorm værdi af den kosmologiske konstant - mange størrelsesordener større end den tilladte værdi ifølge kosmologiske begreber. Den sædvanlige formel for kvantefeltteori for summering af vakuum-nulpunktssvingninger af feltet (med en cutoff i bølgeantallet af vibrationstilstande svarende til Planck-længden ) giver en enorm vakuumenergitæthed [11] [12] . Denne værdi skal derfor kompenseres af en eller anden handling, næsten lige (men ikke helt lige) i absolut værdi, men med det modsatte fortegn. Nogle supersymmetri (SATHISH) teorier kræver, at den kosmologiske konstant er nøjagtig nul, hvilket heller ikke hjælper med at løse problemet. Dette er essensen af det " kosmologiske konstante problem ", det sværeste problem med " finjustering " i moderne fysik: ingen måde er blevet fundet til at udlede fra elementær partikelfysik den ekstremt lille værdi af den kosmologiske konstant defineret i kosmologi. Nogle fysikere, herunder Steven Weinberg , betragter den såkaldte. Det " antropiske princip " er den bedste forklaring på den observerede fine energibalance i kvantevakuumet.
På trods af disse problemer er den kosmologiske konstant på mange måder den mest økonomiske løsning på problemet med et accelererende univers. En enkelt numerisk værdi forklarer mange observationer. Derfor inkluderer den nuværende generelt accepterede kosmologiske model ( lambda-CDM model ) den kosmologiske konstant som et væsentligt element.
En alternativ tilgang blev foreslået i 1987 af den tyske teoretiske fysiker Christoph Wetterich [13] [14] . Wetterich gik ud fra den antagelse, at mørk energi er en slags partikellignende excitationer af et bestemt dynamisk skalarfelt kaldet "kvintessens" [15] . Forskellen fra den kosmologiske konstant er, at kvintessensens tæthed kan variere i rum og tid. For at kvintessensen ikke skal kunne "samles" og danne strukturer i stor skala efter eksemplet med almindeligt stof (stjerner osv.), skal det være meget let, det vil sige have en stor Compton-bølgelængde .
Ingen beviser for eksistensen af kvintessensen er endnu blevet opdaget, men en sådan eksistens kan ikke udelukkes. Kvintessenshypotesen forudsiger en lidt langsommere acceleration af universet end den kosmologiske konstanthypotese. Nogle videnskabsmænd mener, at det bedste bevis for kvintessens ville være krænkelser af Einsteins ækvivalensprincip og variationer i fundamentale konstanter i rum eller tid. Eksistensen af skalarfelter forudsiges af standardmodellen og strengteorien , men dette rejser et problem svarende til det kosmologiske konstanttilfælde: renormaliseringsteori forudsiger, at skalarfelter skal erhverve betydelig masse.
Problemet med kosmisk tilfældighed rejser spørgsmålet om, hvorfor universets acceleration begyndte på et bestemt tidspunkt. Hvis accelerationen i universet var begyndt før dette øjeblik, ville stjerner og galakser simpelthen ikke have haft tid til at dannes, og livet ville ikke have nogen chance for at opstå, i det mindste i den form, vi kender. Tilhængere af det " antropiske princip " betragter dette faktum som det bedste argument til fordel for deres konstruktioner. Imidlertid sørger mange kvintessensmodeller for såkaldt "følgeadfærd", der løser dette problem. I disse modeller har kvintessensfeltet en tæthed, der tilpasser sig strålingstætheden (uden at nå den) indtil tidspunktet for udviklingen af Big Bang, hvor balancen mellem stof og stråling dannes. Efter dette punkt begynder kvintessensen at opføre sig som den ønskede "mørke energi" og dominerer til sidst universet. Denne udvikling sætter naturligvis en lav værdi for niveauet af mørk energi.
Tilstandsligning (trykkets afhængighed af energitæthed) for kvintessens: hvor (for vakuum ).
Andre mulige typer mørk energi er blevet foreslået: fantomenergi , hvor energitætheden stiger med tiden (i tilstandsligningen for denne type mørk energi ), og den såkaldte "kinetiske kvintessens", som har form af ikke-standard kinetisk energi . De har usædvanlige egenskaber: for eksempel kan fantomenergi føre til en Big Rip [16] af universet.
I 2014 viste data fra BOSS ( Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ) projektet, at værdien af mørk energi med en høj grad af nøjagtighed er konstant [17] .
Der er en hypotese om, at der slet ikke er nogen mørk energi, og den accelererede udvidelse af universet forklares af de ukendte egenskaber ved gravitationskræfter , som begynder at manifestere sig i afstande af størrelsesordenen af den synlige del af universet. [3] .
Det anslås, at den accelererende udvidelse af universet begyndte for cirka 5 milliarder år siden. Det antages, at før denne udvidelse blev bremset på grund af gravitationsvirkningen af mørkt stof og baryonisk stof. Tætheden af baryonisk stof i det ekspanderende univers falder hurtigere end tætheden af mørk energi. Til sidst begynder mørk energi at tage over. For eksempel, når universets volumen fordobles, halveres tætheden af baryonisk stof, mens tætheden af mørk energi forbliver næsten uændret (eller nøjagtigt uændret - i tilfældet med den kosmologiske konstant).
Hvis den accelererende udvidelse af universet fortsætter på ubestemt tid, vil galakser uden for vores superhob af galakser før eller siden gå ud over begivenhedshorisonten og blive usynlige for os, da deres relative hastighed vil overstige lysets hastighed . Dette er ikke en krænkelse af den særlige relativitetsteori . Faktisk er det umuligt selv at definere "relativ hastighed" i buet rumtid. Relativ hastighed giver mening og kan kun bestemmes i flad rumtid eller på et tilstrækkeligt lille (tengende til nul) sektion af buet rumtid. Enhver form for kommunikation ud over begivenhedshorisonten bliver umulig, og al kontakt mellem objekter går tabt. Jorden , solsystemet , vores galakse og vores superklynge vil være synlige for hinanden og i princippet kunne nås med rumflyvninger, mens resten af universet forsvinder i det fjerne. Med tiden vil vores superklynge komme til en tilstand af varmedød , det vil sige, at scenariet, der blev antaget for den tidligere, flade model af universet med en overvægt af stof, vil gå i opfyldelse.
Der er mere eksotiske hypoteser om universets fremtid. En af dem antyder, at fantomenergi vil føre til den såkaldte. "divergerende" udvidelse. Dette indebærer, at den ekspanderende kraft af mørk energi vil fortsætte med at stige i det uendelige, indtil den overgår alle andre kræfter i universet. Ifølge dette scenarie bryder mørk energi til sidst alle universets tyngdebundne strukturer, og overgår derefter kræfterne fra elektrostatiske og intranukleære interaktioner , bryder atomer, kerner og nukleoner og ødelægger universet i et stort rip .
På den anden side kan mørk energi i sidste ende spredes eller endda ændre sig fra frastødende til attraktiv. I dette tilfælde vil tyngdekraften sejre og bringe universet til " Big Crunch ". Nogle scenarier antager en "cyklisk model" af universet. Selvom disse hypoteser endnu ikke er bekræftet af observationer, er de ikke fuldstændigt afvist. En afgørende rolle i etableringen af universets ultimative skæbne (der udvikler sig ifølge Big Bang- teorien ) skal spilles af nøjagtige målinger af accelerationshastigheden.
Den accelererede udvidelse af universet blev opdaget i 1998 under observationer af type Ia supernovaer [18] [19] . For denne opdagelse modtog Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt og Adam Riess Shao-prisen i astronomi i 2006 og Nobelprisen i fysik i 2011 .
Resonansartikler, der kritiserer mørk energi, dukker jævnligt op, og selv om forfatterne normalt udtrykker sig tilbageholdende i selve værkerne, præsenterer de i annoteringer og kommentarer til journalister deres konklusioner i en overdreven form, [20] for eksempel som at sætte spørgsmålstegn ved selve eksistensen af mørk energi:
En del af arbejdet med at kritisere mørk energi er baseret på det faktum, at man fandt ud af, at spektrene for type Ia supernovaer , som blev betragtet som ens, faktisk er forskellige; desuden var type Ia-supernovaformen, som er relativt sjælden i dag, meget mere almindelig tidligere i universets historie :
Der er forskellige eksperimentelle installationer, hvis opgaver omfatter detektion af mørk energi (de er hovedsageligt engageret i søgningen efter WIMP-partikler og har fra 2018 ikke modtaget nogen positive resultater): [28]
Imidlertid er den fremherskende opfattelse i det videnskabelige samfund, at tilstedeværelsen af mørk energi er et etableret faktum. [22] Selvom der ikke er nogen direkte observationer af mørk energi, er observationer af CMB fra Planck rumobservatoriet det stærkeste bevis for eksistensen af mørk energi. [20] Mange observationsresultater, især baryon-oscillationer [20] og svag gravitationslinser , finder ikke overbevisende forklaringer andet end inden for rammerne af Lambda-CDM-modellen .
![]() | |
---|---|
I bibliografiske kataloger |
|
Kosmologi | |
---|---|
Grundlæggende begreber og objekter | |
Universets historie | |
Universets struktur | |
Teoretiske begreber | |
Eksperimenter | |
Portal: Astronomi |
standardmodellen | Fysik ud over|
---|---|
Beviser | |
teorier | |
supersymmetri | |
kvantetyngdekraften | |
Eksperimenter |