Цёмная энергія

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Касмалогія
WMAP 2006 94 GHz temperature map.png
Аб'екты і працэсы, якія вывучаюцца
Назіраемыя працэсы
Тэарэтычныя пошукі
Састаў Сусвету паводле даных WMAP

Цёмная энергія (англ.: dark energy) у касмалогіі — від энергіі, уведзены ў матэматычную мадэль Сусвету, дзеля тлумачэння назіранага яе пашырэння з паскарэннем.[1]

Існуе два варыянты тлумачэння сутнасці цёмнай энергіі:

Дагэтуль (2014 год) усе вядомыя надзейныя назiральныя даныя не супярэчаць першай гіпотэзе, так што яна прымаецца ў касмалогіі як стандартная. Канчатковы выбар паміж двума варыянтамі патрабуе высокадакладных вымярэнняў хуткасці расшырэння Сусвету, каб зразумець, як гэта хуткасць змяняецца з часам. Тэмпы расшырэння Сусвету апісваюцца касмалагічным ураўненнем стану. Рашэнне ўраўнення стану для цёмнай энергіі з'яўляецца адной з самых надзённых задач сучаснай назiральнай касмалогіі.

Паводле апублікаваных у сакавіку 2013 года даных назіранняў касмічнай абсерваторыі «Планк», агульная маса-энергія назіранага Сусвету на 95,1 % складаецца з цёмнай энергіі (68,3 %) і цёмнай матэрыі (26,8 %)[3][4] [5]. Цёмная энергія таксама павінна складаць значную частку так званай скрытай масы Сусвету[6].

Адкрыццё цёмнай энергіі[правіць | правіць зыходнік]

На падставе праведзеных у канцы 1990-х гадоў назіранняў звышновых зорак тыпу Ia была зроблена выснова, што расшырэнне Сусвету паскараецца з часам. Затым гэтыя назіранні былі падмацаваны іншымі крыніцамі: вымярэннямі рэліктавага выпраменьвання, гравітацыйнага лінзавання, нуклеасінтэзу Вялікага Выбуху. Усе атрыманыя даныя добра ўпісваюцца ў лямбда-CDM мадэль.

Звышновыя зоркі і Сусвет, які паскараецца[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласці да іншых галактык вызначаюцца вымярэннем іх чырвонага зрушэння. Паводле закона Хабла, велічыня чырвонага зрушэння святла аддаленых галактык прама прапарцыйная адлегласці да гэтых галактык. Суадносіны паміж адлегласцю і велічынёй чырвонага зрушэння называецца параметрам Хабла (ці, не зусім дакладна, пастаяннай Хабла).

Аднак само значэнне параметру Хабла патрабуецца спачатку якім-небудзь спосабам усталяваць, а для гэтага трэба вымераць значэнні чырвонага зрушэння для галактык, адлегласці да якіх ужо вылічаны іншымі метадамі. Для гэтага ў астраноміі ўжываюцца «стандартныя свечкі», гэта значыць аб'екты, свяцільнасць якіх вядомая. Лепшым тыпам «стандартнай свечкі» для касмалагічных назіранняў з'яўляюцца звышновыя зоркі тыпу Ia. Яны валодаюць вельмі высокай яркасцю і ўспыхваюць толькі тады, калі маса старой зоркі тыпу «белы карлік» дасягае мяжы Чандрасекара, значэнне якой вядома з высокай дакладнасцю. Такім чынам, усе звышновыя тыпу Ia, якія ўспыхваюць, размешчаныя на аднолькавай адлегласці, павінны мець амаль аднолькавую назіраную яркасць; пры гэтым пажадана рабіць папраўкі на вярчэнне і састаў зыходнай зоркі. Параўноўваючы назіраную яркасць звышновых у розных галактыках, можна вызначыць адлегласці да гэтых галактык.

У канцы 1990-х гадоў было выяўлена, што ў аддаленых галактыках, адлегласць да якіх была вызначана па законе Хабла, звышновыя тыпу Ia маюць яркасць ніжэйшую за тую, якую яны павінне мець. Іншымі словамі, адлегласць да гэтых галактык, вылічаная па метадзе «стандартных свечак» (звышновых Ia), апыняецца большай за адлегласць, вылічаную на падставе раней усталяванага значэння параметру Хабла. Была зроблена выснова, што Сусвет не проста расшыраецца, яна расшыраецца з паскарэннем.

Касмалагічныя мадэлі, якія існавалі раней, прадугледжвалі, што расшырэнне Сусвету запавольваецца. Яны зыходзілі са здагадкі, што асноўную частку масы Сусвету складае матэрыя — як бачная, так і нябачная (цёмная матэрыя). На аснове новых назіранняў, якія сведчаць пра паскарэнне расшырэння, было пастуліравана існаванне невядомага віду энергіі з адмоўным ціскам (гл. ураўненні стану). Яе назвалі «цёмнай энергіяй».

Цёмная энергія і скрытая маса[правіць | правіць зыходнік]

Гіпотэза пра існаванне цёмнай энергіі (чым бы яна ні з'яўлялася) вырашае і так званую «праблему нябачнай масы». Тэорыя нуклеасінтэзу Вялікага Выбуху тлумачыць фарміраванне ў маладым Сусвеце лёгкіх хімічных элементаў, такіх як гелій, дэйтэрый і літый. Тэорыя буйнамаштабнай структуры Сусвету тлумачыць фарміраванне структуры Сусвету: утварэнне зорак, квазараў, галактык і скопішчаў галактык. Абедзве гэтыя тэорыі прадугледжваюць, што шчыльнасць барыённай матэрыі і цёмнай матэрыі складае каля 30 % ад крытычнай шчыльнасці, патрэбнай для ўтварэння «закрытага» Сусвету, гэта значыць шчыльнасці, неабходнай, каб форма Сусвету была плоскай. Вымярэнні рэліктавага выпраменьвання Сусвету, нядаўна праведзеныя спадарожнікам WMAP, паказваюць, што форма Сусвету сапраўды вельмі блізкая да плоскай. Такім чынам, нейкая раней невядомая форма нябачнай энергіі павінна даваць адсутныя 70 % шчыльнасці Сусвету.

Прырода цёмнай энергіі[правіць | правіць зыходнік]

Сутнасць цёмнай энергіі з'яўляецца прадметам спрэчак. Вядома, што яна вельмі раўнамерна размеркавана, мае нізкую шчыльнасць, і не ўзаемадзейнічае колькі-небудзь прыкметна са звычайнай матэрыяй пасродкам вядомых фундаментальных тыпаў узаемадзеяння — за выключэннем гравітацыі. Паколькі гіпатэтычная шчыльнасць цёмнай энергіі невялікая (каля 10−29 г/см³), яе ці наўрад удасца выявіць лабараторным эксперыментам. Цёмная энергія можа аказваць такі глыбокі ўплыў на Сусвет (складаючы 70 % усёй энергіі) толькі таму, што яна аднародна напаўняе пустую (у іншых планах) прастору.

Касмалагічная пастаянная[правіць | правіць зыходнік]

Самае простае тлумачэнне складаецца ў тым, што цёмная энергія — гэта проста «кошт існавання прасторы»: гэта значыць, любы аб'ём прасторы мае нейкую фундаментальную, неад'емна ўласцівую яму энергію. Яе яшчэ часам называюць энергіяй вакууму, паколькі яна з'яўляецца энергетычнай шчыльнасцю чыстага вакууму. Гэта і ёсць касмалагічная пастаянная, часам званая «лямбда-член» (па імі грэчаскай літары Λ, якая выкарыстоўваецца для яе абазначэння ва ўраўненнях агульнай тэорыі адноснасці). Увядзенне касмалагічнай канстанты ў стандартную касмалагічную мадэль, заснаваную на метрыцы Фрыдмана — Лемэтра — Робертсана — Уокера, прывяло да з'яўлення сучаснай мадэлі касмалогіі, вядомай як лямбда-CDM мадэль. Гэта мадэль добра адпавядае наяўным касмалагічным назіранням.

Шматлікія фізічныя тэорыі элементарных часціц прадказваюць існаванне вакуумных флуктуацый, гэта значыць надзяляюць вакуум менавіта такім відам энергіі. Значэнне касмалагічнай канстанты ацэньваецца ў 10−29 г/см³, ці каля 1.03 кэВ/см³ (каля 10−123 у Планкаўскіх адзінках).

Касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, роўны яе энергетычнай шчыльнасці. Прычыны, па якіх касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, выцякаюць з класічнай тэрмадынамікі. Колькасць энергіі, заключанай у «скрынцы з вакуумам» аб'ёмам V, роўная ρV, дзе ρ — энергетычная шчыльнасць касмалагічнай канстанты. Павелічэнне аб'ёму «скрынкі» (dV дадатна) прыводзіць да ўзрастання яе ўнутранай энергіі, а гэта азначае выкананне ёю адмоўнай працы. З-за таго, што работа, выкананая змяненнем аб'ёму dV, роўная pdV, дзе p — ціск, то p адмоўна і, фактычна, p = −ρ (каэфіцыент с², які звязвае масу і энергію, прыраўнаваны да 1).[2]

Паводле агульнай тэорыі адноснасці, гравітацыя залежыць не толькі ад масы (шчыльнасці), але і ад ціску, прычым ціск мае большы каэфіцыент, чым шчыльнасць. Адмоўны ціск павінен спараджаць адштурхванне, антыгравітацыю, і таму выклікае паскарэнне расшырэння Сусвету.[7]

Найважнейшая нявырашаная праблема сучаснай фізікі складаецца ў тым, што большасць квантавых тэорый поля, грунтуючыся на энергіі квантавага вакууму, прадказваюць вялізнае значэнне касмалагічнай канстанты — на шматлікія парадкі праўзыходнае дапушчальнае па касмалагічных уяўленнях. Звычайная формула квантавай тэорыі поля для сумавання вакуумных нулявых ваганняў поля (з абразаннем па хвалеваму ліку вагальных мод, які адпавядае планкаўскай даўжыні), дае вялізную шчыльнасць энергіі вакууму.[8][9] Гэта значэнне, такім чынам, павінна быць скампенсавана нейкім дзеяннем, амаль роўным (але не дакладна роўным) па модулі, але якое мае процілеглы знак. Некаторыя тэорыі суперсіметрыі (SATHISH) патрабуюць, каб касмалагічная канстанта ў была дакладна роўная нулю, што таксама не спрыяе рашэнню праблемы. Такая сутнасць «праблемы касмалагічнай канстанты», найбольш цяжкай праблемы «тонкай настройкі» ў сучаснай фізіцы: не знойдзена ніводнага спосабу вывесці з фізікі элементарных часціц надзвычай малое значэнне касмалагічнай канстанты, вызначанае ў касмалогіі. Некаторыя фізікі, уключаючы Стывена Вайнберга, лічаць т.зв. «антропны прынцып» найлепшым тлумачэннем назіранага тонкага балансу энергіі квантавага вакууму.

Нягледзячы на гэтыя праблемы, касмалагічная канстанта — гэта ў шмат ў чым самае эканомнае рашэнне праблемы Сусвету, які паскараецца. Адзінае лікавае значэнне тлумачыць мноства назіранняў. Таму цяперашняя агульнапрынятая касмалагічная мадэль (лямбда-CDM мадэль) уключае касмалагічную канстанту як істотны элемент.

Квінтэсенцыя[правіць | правіць зыходнік]

Альтэрнатыўны падыход быў прапанаваны ў 1987 годзе нямецкім фізікам-тэарэтыкам Крыстафам Ветэрыхам[10][11]. Ветэрых зыходзіў са здагадкі, што цёмная энергія — гэта свайго роду часціцападобныя ўзбуджэнні нейкага дынамічнага скалярнага поля, названага квінтэсенцыяй[12]. Адрозненне ад касмалагічнай канстанты ў тым, што шчыльнасць квінтэсенцыі можа вар'іравацца ў прасторы і часе. Каб квінтэсенцыя не магла «збірацца» і фарміраваць буйнамаштабныя структуры па прыкладзе звычайнай матэрыі (зоркі і да т.п.), яна павінна быць вельмі лёгкай, гэта значыць мець вялікую комптанаўскую даўжыню хвалі.

Ніякіх сведчанняў існавання квінтэсенцыі пакуль не выяўлена, але выключыць такое існаванне нельга. Гіпотэза квінтэсенцыі прадказвае трохі больш павольнае паскарэнне Сусвету, у параўнанні з гіпотэзай касмалагічнай канстанты. Некаторыя навукоўцы мяркуюць, што найлепшым сведчаннем на карысць квінтэсенцыі былі б парушэнні прынцыпу эквівалентнасці Эйнштэйна і варыяцыі фундаментальных канстант у прасторы ці часе. Існаванне скалярных палёў прадказваецца стандартнай мадэллю і тэорыяй струн, але пры гэтым узнікае праблема, аналагічная варыянту з касмалагічнай канстантай: тэорыя рэнармалізацыі прадказвае, што скалярныя палі павінны набываць значную масу.

Праблема касмічнага супадзення ставіць пытанне, чаму паскарэнне Сусвету пачалося менавіта ў пэўны момант часу. Калі б паскарэнне ў Сусвеце пачалося раней за гэты момант, зоркі і галактыкі проста не паспелі б сфарміравацца, і ў жыцця не было б ніякіх шанцаў на ўзнікненне, прынамсі, у вядомай нам форме. Прыхільнікі «антропнага прынцыпу» лічаць гэты факт найлепшым аргументам на карысць сваіх пабудоў. Зрэшты, многія мадэлі квінтэсенцыі прадугледжваюць так званыя «сачыльныя паводзіны», якія вырашаюць гэту праблему. У гэтых мадэлях поле квінтэсенцыі мае шчыльнасць, якая падстройвацца да шчыльнасці выпраменьвання (не дасягаючы яе) да таго моманту развіцця Вялікага Выбуху, калі ўзнікае раўнавага рэчыва і выпраменьвання. Пасля гэтага моманту квінтэсенцыя пачынае паводзіць сябе як шукаемая «цёмная энергія» і ўрэшце пануе ў Сусвеце. Такое развіццё натуральным чынам усталёўвае нізкае значэнне ўзроўню цёмнай энергіі.

Ураўненне стану (залежнасць ціску ад шчыльнасці энергіі) для квінтэсенцыі: дзе (для вакууму ).

Былі прапанаваны і іншыя магчымыя віды цёмнай энергіі: фантомная энергія, для якой энергетычная шчыльнасць узрастае з часам (ва ўраўненні стану гэтага тыпу цёмнай энергіі ), і так званая «кінетычная квінтэсенцыя», якая мае форму нестандартнай кінетычнай энергіі. Яны маюць незвычайныя ўласцівасці: напрыклад, фантомная энергія можа прывесці да Вялікага Разрыву[13] Сусвету.

У 2014 годзе даныя праекта BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) дазволілі сцвярджаць, што з найбольшай верагоднасцю цёмная энергія з'яўляецца канстантай. «Пакуль што даныя праекта BOSS гавораць пра тое, што значэнне цёмнай энергіі застаецца пастаянным у часе і прасторы. Акрамя таго, гэтыя даныя ўзгодняюцца з мадэллю плоскага Сусвету. Плоскага ў тым сэнсе, што на ўсім яго працягу прастору можна апісаць пры дапамозе звыклай нам еўклідавай геаметрыі»[14].

Наступствы для лёсу Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Паводле наяўных ацэнак, паскарэнне расшырэння Сусвету пачалося прыблізна 5 мільярдаў гадоў назад. Мяркуецца, што да гэтага пашырэнне запавольвалася дзякуючы гравітацыйнаму дзеянню цёмнай матэрыі і барыённай матэрыі. Шчыльнасць барыённай матэрыі ў Сусвеце, які пашыраецца, памяншаецца хутчэй, чым шчыльнасць цёмнай энергіі. Урэшце, цёмная энергія пачынае пераважаць. Напрыклад, калі аб'ём Сусвету падвойваецца, шчыльнасць барыённай матэрыі памяншаецца ўдвая, а шчыльнасць цёмнай энергіі застаецца амаль нязменнай (ці цалкам нязменнай — у варыянце з касмалагічнай канстантай).

Калі расшырэнне Сусвету будзе працягвацца бясконца паскарацца, то ў выніку галактыкі за межамі нашага Звышскопішча галактык рана ці позна выйдуць за гарызонт падзей і стануць для нас нябачнымі, паколькі іх адносная хуткасць перавысіць хуткасць святла. Гэта не з'яўляецца парушэннем спецыяльнай тэорыі адноснасці. Насамрэч немагчыма нават вызначыць «адносную хуткасць» у скрыўленай прасторы-часе. Адносная хуткасць мае сэнс і можа быць вызначана толькі ў плоскай прасторы-часе, ці на досыць малым (які імкнецца да нуля) участку скрыўленай прасторы-часу. Любая форма камунікацыі далей межаў гарызонту падзей становіцца немагчымай, і ўсякі кантакт паміж аб'ектамі страчваецца. Зямля, Сонечная сістэма, наша Галактыка, і наша Звышскопішча будуць бачныя адзін аднаму і ў прынцыпе дасягальныя шляхам касмічных палётаў, у той час як увесь астатні Сусвет знікне ўдалечыні. З часам наша Звышскопішча прыйдзе ў стан цеплавой смерці, гэта значыць ажыццявіцца сцэнарый, які прадугледжваўся для папярэдняй, плоскай мадэлі Сусвету з перавагай матэрыі.

Існуюць і больш экзатычныя гіпотэзы пра будучыню Сусвету. Адна з іх прадугледжвае, што фантомная энергія прывядзе да т.зв. «разбежнага» расшырэння. Гэта значыць, што расшыраючая сіла дзеяння цёмнай энергіі працягне неабмежавана павялічвацца, пакуль не перасягне ўсе астатнія сілы ў Сусвеце. Паводле гэтага сцэнарыя, цёмная энергія з часам разарве ўсе гравітацыйна звязаныя структуры Сусвету, затым перасягне сілы электрастатычных і ўнутрыядзерных узаемадзеянняў, разарве атамы, ядры і нуклоны і знішчыць Сусвет у Вялікім Разрыве.

З іншага боку, цёмная энергія можа з часам рассеяцца ці нават змяніць адштурхвальнае дзеянне на прыцягвальнае. У гэтым выпадку гравітацыя возьме верх і прывядзе Сусвет да «Вялікага Сціску». Некаторыя сцэнарыі прадугледжваюць «цыклічную мадэль» Сусвету. Хоць гэтыя гіпотэзы пакуль не пацвярджаюцца назіраннямі, яны і не адпрэчваюцца цалкам. Вырашальную ролю ва ўсталяванні канчатковага лёсу Сусвету (які развіваецца па тэорыі Вялікага Выбуху) павінны адыграць дакладныя вымярэнні тэмпу паскарэння.

Паскоранае расшырэнне Сусвету было адкрыта ў 1998 годзе пры назіраннях за звышновымі тыпу Ia[15][16]. За гэта адкрыццё Сол Перлмутэр, Браян П. Шміт і Адам Рыс атрымалі прэмію Шаа па астраноміі за 2006 год і Нобелеўскую прэмію па фізіцы за 2011 год.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. Астронет > Темная энергия вблизи нас
  2. 2,0 2,1 Астронет > Темная энергия вблизи нас
  3. Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9.". Astronomy and Astrophysics (submitted)'. Bibcode2013arXiv1303.5062P. http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers. 
  4. Francis, Matthew First Planck results: the Universe is still weird and interesting. Arstechnica (22 March 2013).
  5. Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light. University of Cambridge (21 March 2013). Праверана 21 сакавіка 2013.
  6. Темная энергия вблизи нас // Астронет
  7. Астронет > Темная энергия вблизи нас
  8. С. Вайнберг «Проблема космологической постоянной», Успехи физических наук, август 1989 г., т. 158, вып. 4, стр. 640—678
  9. Я. Б. Зельдович «Теория вакуума, быть может, решает загадку космологии», Успехи физических наук, март 1981 г., т. 133, вып. 3, стр. 479—503
  10. Cosmology and the Fate of Dilatation Symmetry, C. Wetterich, Nucl. Phys. B 302, 668 (1988)
  11. The Cosmon Model for an Asymptotically Vanishing Time Dependent Cosmological «Constant», C. Wetterich, Astron. Astrophys. 301, 321 (1995), arXiv: hep-th/9408025v1
  12. Caldwell R. R., Steinhardt P. J. Phys.Rev. D 57, 6057 (1998).
  13. Разрыў Сусвету
  14. [1]
  15. Riess, A. et al. 1998, Astronomical Journal, 116, 1009
  16. Perlmutter, S. et al. 1999, Astrophysical Journal, 517, 565

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]