Темна енергія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Склад Всесвіту за даними супутника WMAP
Діаграма, що показує прискорене розширення Всесвіту через темну енергію.

Темна енергія — в космології гіпотетична форма енергії, що має від'ємний тиск і рівномірно заповнює весь простір Всесвіту. Згідно з положеннями загальної теорії відносності, гравітація залежить не лише від маси, але і від тиску, до того ж від'ємний тиск має породжувати відштовхування, антигравітацію. Згідно з останніми даними, було виявлено прискорення розширення Всесвіту в космологічних масштабах. Темна енергія має складати значну частину так званої прихованої маси Всесвіту.

Існує 2 варіанти пояснення сутності темної енергії:

  • Темна енергія є космологічна стала — незмінна енергетична густина, що рівномірно заповнює простір.
  • Темна енергія є динамічне поле, енергетична густина якого може змінюватися в просторі-часі. У такому випадку, його називають квінтесенція, якщо поле спадає з часом, або фантом, якщо його густина зростає.

Остаточний вибір між двома варіантами вимагає високоточних вимірів швидкості розширення Всесвіту, щоб зрозуміти, як ця швидкість змінюється з часом. Темпи розширення Всесвіту описуються космологічним рівнянням стану. Розв'язок рівняння стану для темної енергії — одна з найнагальніших задач сучасної спостережної космології.

Введення космологічної константи в стандартну космологічну модель (так звану метрику Фрідмана-Леметра-Робертсона-Вокера, FLRW), призвело до появи сучасної моделі космології, відомої як лямбда-CDM модель. Ця модель добре узгоджується з існуючими космологічними спостереженнями.

Історія відкриття[ред. | ред. код]

Космологічна стала[ред. | ред. код]

У 1916 році Альбертом Ейнштейном була створена Загальна теорія відносності — найбільш точна і до сих пір теорія гравітації. Проте, з її рівнянь слідувало, що Всесвіт не може бути стабільним, а натомість стягується силами тяжіння в одну точку. Ейнштейн же вірив тоді, що Всесвіт є стаціонарним, тому він модифікував свою теорію, додавши до неї ще один член, що отримав назву космологічна стала або лямбда-член. Космологічна стала відповідала антигравітаційній силі, що зростала пропорційно відстані. При цьому, на доступних людству масштабах вона була занадто слабкою, щоб бути зафіксованою.

У 1922 році Олександр Фрідман створив іншу модель, що не включала в себе антигравітації, але не була стаціонарною — Всесвіт Фрідмана розширювався або навпаки, стискався. Вже наступного року Едвін Габбл розробив метод вимірювання відстаней до далеких туманностей за допомогою цефеїд[1], завдяки чому до 1929 року виміряв відстані до кількох сотень галактик, і показав, що швидкість віддалення інших галактик від нашої росте пропорційно відстані до них. Швидкість вздовж лінії зору можна доволі точно визначити, вимірявши червоний зсув у спектрах їх зірок, і ще у 1917 році Весто Слайфер виміряв відносні швидкості туманностей, і помітив, що майже всі вони швидко віддаляються від Землі, проте тоді ще не було зрозуміло, що спіральні туманності — це галактики, подібні нашій. [2]

З іншого боку, у 1925 році Жорж Леметр показав, що рівновага моделі з космологічною сталою є нестійкою.

Всі ці відкриття призвели до того, що загальноприйнятою стала модель нестаціонарного Всесвіту що розширюється, а космологічна стала була виключена Ейнштейном з його рівнянь. Протягом життя він неодноразово визнавав цю спробу помилкою.[3] До 1990-х років ідея космологічної константи стала непопулярною, хоча зустрічалася у деяких теоретичних роботах: наприклад, у 1965 році Ераст Глінер створив сучасну інтерпретацію космологічної сталої як антигравітаційного середовища зі сталою густиною.[4]

Експериментальне відкриття[ред. | ред. код]

На початку 90-х почала з'являтись нова космологічна проблема — стало зрозуміло, що кривина Всесвіту пов'язана з його густиною і сталою Габбла. При цьому, густина Всесвіту, включаючи темну матерію, була втричі нижчою, ніж мала б бути для того, щоб простір мав нульову кривину. З іншого боку, припущення про велику кривину Всесвіту породжувало нові проблеми через те, що інфляційна модель Всесвіту передбачала саме нульову кривину, втім, незважаючи на це, моделі з кривиною були популярними.[5]

Проте, все змінилося у 1998 році, коли більш точні заміри залежності швидкості розбігання галактик від відстані, зроблені за допомогою більш яскравих "стандартних свічок" — наднових зірок типу Ia — показали, що у минулому швидкість розбігання була нижчою. [6] Це було сильним підтвердженням гіпотези про наявність іншої форми матерії, що не взаємодіє гравітаційно звичним чином, завдяки чому і прискорювалося розбігання галактик. Маса цієї матерії створювала додаткові 70% густини Всесвіту. У 2011 році Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт і Адам Рісс отримали Нобелівську премію з фізики за відкриття прискоренного розширення Всесвіту.

Остаточно наявність темної енергії, а також її долю від усієї матерії вдалося встановити вивчаючи анізотропію реліктового випромінювання. Це було зроблено у експериментах BOOMERanG і MAXIMA. Найбільш точні вимірювання були зроблені космічним телескопом "Планк" у період з 2009 по 2013 рік. Згідно з ними, темна енергія складає близько 68% від всієї маси Всесвіту.

Властивості[ред. | ред. код]

Головною особливістю темної енергії є її постійна густина. Вона є однаковою в усіх системах відліку і навідміну від темної матерії, темна енергія не скупчується у просторі, а розподілена по ньому рівномірно. Також, густина темної енергії не змінюється в часі, принаймні не більше ніж на 10% за останні 8 мільярдів років[5] Густину темної енергії можна виразити як

що чисельно дорівнює близько 7·10-30 г/см³. Незважаючи на таке низьке значення, наразі темна енергія домінує у Всесвіті і складає близько 70% його маси. Через свою постійність, темна енергія і спричиняє прискорене розширення всесвіту. Другою важливою особливістю темної енергії є її невзаємодія з речовиною, або принаймні ця взаємодія знаходиться за межами наших можливостей до вимірювання.[7]

Відмінності між темною матерією і темною енергією[ред. | ред. код]

Докладніше: Темна матерія

Темна матерія і темна енергія разом складають більшу частину (більше 90%) маси нашого Всесвіту, і мають невідому, але достеменно різну природу. Темна матерія складається з частинок невідомого виду, що взаємодіють зі звичайною матерією гравітаційно, і не взаємодіють ніякими іншими способами, або взаємодіють надзвичайно слабко. Темна енергія не є частинками будь-якого сорту, є полем невідомого виду, або ж властивістю безпосередньо фізичного вакууму.

Механізм дії[ред. | ред. код]

Пояснення через від'ємний тиск[ред. | ред. код]

Для пояснення властивостей темної енергії можна порівняти її з більш звичним середовищем, таким як газ. Газ у ємності створює тиск, що намагається розштовхнути стінки ємності. Тому, при збільшенні об'єму газу його енергія зменшується, через те, що газ виконує роботу (адіабатичний процес). Темну енергію також можна розглядати як суцільне середовище, що заповнює Всесвіт. Проте, при збільшенні об'єму Всесвіту, загальна кількість темної енергії зростає (адже її густина незмінна), тому, хоча густина темної енергії додатня, її тиск — від'ємний.[8] Розрахунки показують, що він дорівнює за абсолютним значенням густині темної матерії (з точністю до множника с²), .[9]. Експериментальні дані підтверджують це рівняння з точністю до 10%.

У Загальній теорії відносності ефективна гравітуюча густина дорівнює . Через від'ємний тиск, ця величина також виявляється від'ємною, що і створює ефект антигравітації (хоча насправді так проявляється звична нам гравітація). [10]

Пояснення через кривину[ред. | ред. код]

Уявімо собі всесвіт, у якому є тільки темна енергія. Як відомо з рівнянь Ейнштейна, кривина простору-часу пропорційна кількості речовини, що знаходиться в ньому. Проте, оскільки густина темної енергії не змінюється з часом, кривина такого всесвіту також буде постійною. Кривина всесвіту відповідає його темпу розширення, який через це також не буде змінюватись. Проте під темпом розширення треба розуміти час, що потрібен, щоб відстань між двома точками збільшилася вдвічі — легко бачити, що рівномірний темп розширення відповідає експоненційному прискоренню точок. У нашому Всесвіті крім темної енергії присутня і матерія, тому наш Всесвіт наразі розширюється повільніше — проте чим більш домінуючою буде темна енергія, тим ближчим буде темп розширення до постійного (а швидкості — до експоненційно зростаючих).[11]

Значення для еволюції Всесвіту[ред. | ред. код]

Густина звичайної матерії падає з часом, тоді як густина темної енергії не змінюється, тому у майбутньому темна енергія буде домінувати все більше. З іншого боку, це означає, що у минулому її роль була меншою. Так, 8 мільярдів років тому темна енергія складала лише 13% від маси Всесвіту. Викликане темною енергією прискорене розширення почалося приблизно 6,5 мільярдів років тому[5]. Подальший розвиток подій залежить від природи темної енергії, що досі невідома, тому існує кілька ймовірних варіантів.

Базовий сценарій передбачає, що темна енергія в майбутньому буде діяти так само, як і зараз. В такому випадку, скупчення галактик лишаться пов'язаними гравітаційно, проте, через прискоренне розширення, вилетять за рамки метагалактики і перестануть бути видимими одна для одної. Самі скупчення будуть старішати і рухатись до теплової смерті.

У випадку, якщо темна енергію є не енергією вакууму а пов'язанною з деяким полем, то можлива повільна зміна її густини з часом. Якщо вона буде падати, то прискорення Всесвіту буде зменшуватись, і може навіть обернутися стисканням. У випадку, якщо густина буде зростати, то зростаюча антигравітація буде розбивати системи, що раніше були зв'язаними — скупчення галактик, потім галактики, планетарні системи, тверді тіла і навіть атоми і нуклони.[5]

Свідчення про існування[ред. | ред. код]

Спостереження за надновими[ред. | ред. код]

Наднова типу Ia (у лівому нижньому куті)

Співвідношення Філіпса[en] показують зв'язок між абсолютною яскравістю наднової типу Ia і часом затухання її спалаху. Завдяки цьому наднові цього типу є дуже привабливими у якості надзвичайно яскравих "стандартних свічок", за допомогою яких можна визначати відстань до далеких галактик. Оскільки ми бачимо далекі галактики такими, які вони були у далекому минулому, таким чином можна дізнатися залежність швидкості розбігання не тільки від відстані до Землі а і від часу. Можна було б очікувати, що, оскільки гравітація поступово сповільнює галактики, у минулому їх швидкусть була меншою, проте виявилося, що все навпаки, і швидкість розбігання збільшується з часом, що вказувало на наявність неврахованих сил у Всесвіті. Останній і найбільш повний експеримент по спостереженню за надновими — Supernova Cosmology Project[en].

Спостереження за реліктовим випромінюванням[ред. | ред. код]

Квантові флуктуації, що існували у Всесвіті через 10-43-10-36 після великого вибуху, стали причиною виникнення акустичних хвиль у речовині раннього гарячого Всесвіту. Цей процес був описаний Сахаровим у 1965 році.[12]

Важливо, що у Фур'є-розкладі флуктуацій за мультипольними моментами, положення першого і найвищого піку залежить від кривини Всесвіту. Кривина, в свою чергу, пов'язана з постійною Габбла і густиною матерії у Всесвіті жорстким співвідношенням. Дані, зібрані космічним телескопом Plank показують, що Всесвіт є майже пласким: його кривина менша за 0,005[13]. Проте сукупна густина матерії (баріонної, темної, фотонів і нейтрино), в такому випадку втричі менша за реальну, що вказує на велику кількість неврахованної матерії, що не взаємодіє гравітаційно звичним чином.

Ефект Сакса-Вольфа[ред. | ред. код]

Фотон, що пролітає повз велику гравітуючу масу зазнає блакитного зміщення при наближенні до неї, і червоного при віддаленні. Проте, у Всесвіті, що розширюється з прискоренням, червоне зміщення є трохи меншим за блакитне. Це явище називається інтегральним ефектом Сакса-Вольфа[en], і може бути знайдене за допомогою аналізу реліктового випромінювання. У 2008 році група американських астрономів заявила, що знайшла інтегральний ефект Сакса-Вольфа.[14]

Альтернативні гіпотези[ред. | ред. код]

Теоретично, можливо що темної енергії не існує, а прискорення викликане тим, що загальноприйняті рівняння, що описують гравітацію неточні, проте розбіжності виникають лише на значних відстанях. Такі рівняння мають переходити в ЗТВ на малих масштабах. Іншою можливістю є додаткові виміри, що не фіксуються експериментально, проте в які можуть "розповзатися" силові лінії гравітаційного поля. Наразі, нової теорії гравітації, що добре описує всі спостереження ще не побудовано.[5]

Джерела[ред. | ред. код]

Література[ред. | ред. код]

  • Темна енергія і темна матерія у Всесвіті: монографія: у 3 т. Т. 2 : Темна матерія: астрофізичні аспекти проблеми / В. Шульга, В. Жданов, О. Александров [та ін.] / НАН України, Радіоастрон. ін-т, Голов. астрон. обсерваторія, Київ. нац. ун-т ім. Т. Шевченка, Харків. нац. ун-т ім. В. Н. Каразіна ; за ред. акад. В. Шульги. — Київ: Академперіодика, 2014. — 356 с. : іл. — (Проект «Українська наукова книга іноземною мовою»). — Тит. арк. парал. англ. — Бібліогр.: с. 348—353 (113 назв). — ISBN 978-966-360-253-0
  • Dark energy and dark matter in the universe: in three volumes. Vol. 1 : Dark energy: observational evidence and theoretical models / B. Novosyadlyj B., V. Pelykh, Yu. Shtanov, A. Zhuk / [ed. V. Shulga]. — Kyiv: Akademperiodyka, 2013. — 380 p. : il. — (Project «Ukrainian scientific book in a foreign language»). — Тит. арк. парал.англ., укр. — Bibliogr.: s. 340—373. — ISBN 978-966-360-240-0

Примітки[ред. | ред. код]