Fiziki obožujejo fraze. Med njimi je že nekaj časa v navadi, da novoodkritim entitetam dajejo »neznanstvena« imena. Vzemimo na primer nenavadne in očarljive kvarke. Temna energija torej ni sinonim za temne sile, temveč izraz, skovan za označevanje nekaterih nenavadnih lastnosti našega vesolja.
Odkritje temne energije je bilo izvedeno z uporabo astronomskih metod in je bilo za večino fizikov popolno presenečenje. Temna energija je morda glavna skrivnost sodobne naravoslovne znanosti. Verjetno bo njegova rešitev postala najpomembnejši dogodek v fiziki 21. stoletja, ki bo po obsegu primerljiv z največjimi odkritji bližnje preteklosti, kot je odkritje pojava širjenja vesolja.
Možno je celo, da bo prišlo do tako radikalnega razvoja teorije, da bo enak nastanku splošne teorije relativnosti, odkritju ukrivljenosti prostora-časa in povezanosti te ukrivljenosti z gravitacijskimi silami. Zdaj smo na začetku poti in pogovor o temni energiji je priložnost, da pogledamo v »laboratorij« fizikov v času, ko je njihovo delo v polnem teku.
Malo zgodovine
Dejstvo, da je v našem vesolju »nekaj narobe«, je kozmologom postalo jasno v zgodnjih devetdesetih letih. Za pojasnilo je koristno spomniti se zakona o širjenju vesolja. Galaksije, ki so oddaljene druga od druge, se razpršijo in bolj ko je galaksija oddaljena, hitreje se od nas oddaljuje. Kvantitativno je hitrost raztezanja označena s Hubblovim parametrom. V zgodnjih devetdesetih letih prejšnjega stoletja je bila vrednost Hubblovega parametra v sodobnem vesolju precej dobro izmerjena: hitrost širjenja vesolja je danes tolikšna, da galaksije, ki se nahajajo na razdalji 1 milijarde svetlobnih let od Zemlje, bežijo od nas s hitrostjo 24 tisoč km/s.
Upoštevajte, da je Hubblov parameter odvisen od časa: v daljni preteklosti se je vesolje širilo veliko hitreje kot zdaj, zato je bil Hubblov parameter veliko večji.
V sodobni teoriji gravitacije – splošni teoriji relativnosti – je Hubblov parameter edinstveno povezan z dvema drugima značilnostma vesolja: prvič, s skupno energijsko gostoto vseh oblik snovi, vakuuma itd., in drugič, z ukrivljenost tridimenzionalnega prostora. Na splošno ni nujno, da je naš tridimenzionalni prostor evklidski; njegova geometrija je lahko na primer podobna geometriji krogle; Vsota kotov trikotnika ne sme biti enaka 180°. V tem primeru ima "elastičnost" prostora z vidika širjenja vesolja enako vlogo kot gostota energije.
Do zgodnjih devetdesetih let prejšnjega stoletja je bila z dobro natančnostjo ocenjena tudi energijska gostota »normalne« snovi v sodobnem vesolju. Je »normalen« v smislu, da doživlja enake gravitacijske interakcije kot običajna snov. Zadeva pa je zapletena zaradi dejstva, da je večina "normalne" snovi tako imenovana temna snov. Temna snov je očitno sestavljena iz novih, v zemeljskih poskusih še neodkritih elementarnih delcev, ki izjemno šibko interagirajo s snovjo (šibkeje kot nevtrini!), vendar enako doživljajo gravitacijsko interakcijo. Odkrili so ga ravno z učinkom gravitacijske privlačnosti. Poleg tega so meritve gravitacijskih sil v jatah galaksij omogočile določitev mase temne snovi v njih in na koncu v vesolju kot celoti. Tako je bila ugotovljena skupna energijska gostota »normalne« snovi (zanjo velja znana formula E = mс 2).
In kaj se je zgodilo? Izkazalo se je, da "normalna" snov očitno ni dovolj za razlago izmerjene hitrosti širjenja vesolja. Poleg tega obstaja hudo pomanjkanje: "pomanjkanje" je bilo približno 2/3 (po sodobnih ocenah - približno 70%). Za to dejstvo sta bili možni dve razlagi: ali je tridimenzionalni prostor ukrivljen in je manjkajoči prispevek k Hubblovemu parametru povezan z njegovo "elastičnostjo", ali pa obstaja nova oblika energije v vesolju, ki je kasneje postala znana kot "temna energija".
S teoretičnega vidika sta bili obe možnosti - neevklidska narava vesolja in temna energija - videti skrajno neverjetni.
Začnimo z ukrivljenostjo tridimenzionalnega prostora. Ko se vesolje širi, se prostor zgladi in njegova ukrivljenost se zmanjša. Če je ukrivljenost zdaj drugačna od nič, potem je bila v preteklosti večja kot danes. Vendar se energijska (masna) gostota snovi zmanjšuje še hitreje, ko se vesolje širi. To pomeni, da je bil v preteklosti relativni prispevek ukrivljenosti k Hubblovemu parametru zelo majhen, glavni prispevek – z veliko rezervo – pa je bil prispevek snovi. Da bi bilo danes širjenje vesolja 70-odstotno zagotovljeno z ukrivljenostjo, je treba s fantastično natančnostjo »prilagoditi« vrednost polmera ukrivljenosti prostora v preteklosti - sekundo po velikem poku bi moralo biti enako milijardi polmerov takrat opazovanega dela vesolja, nič več in nič manj! Brez takšnega prileganja bi bila današnja ukrivljenost bodisi za veliko velikostnih redov večja bodisi za veliko manjša, kot je potrebno za razlago opazovanj.
Ta problem je bil eden glavnih premislekov, ki so privedli do ideje o inflacijski stopnji evolucije vesolja. Po teoriji inflacije, ki sta jo predlagala Alexey Starobinsky in neodvisno Alan Guth ter oblikovala delo Andreia Lindeja, Andreasa Albrechta in Paula Steinhardta, je vesolje v zelo zgodnji fazi svojega razvoja šlo skozi fazo izjemno hitrega, eksponentna ekspanzija (inflacija, inflacija). Na koncu te stopnje se je vesolje segrelo na zelo visoko temperaturo in začela se je doba vročega velikega poka.
Čeprav je stopnja inflacije trajala najverjetneje majhen delček sekunde, se je vesolje v tem času raztegnilo na desetine ali stotine velikosti (ali veliko več) in ukrivljenost prostora je padla skoraj na nič. Tako inflacijska teorija vodi do napovedi, da je prostor sodobnega vesolja evklidski z najvišjo stopnjo natančnosti. To je seveda v nasprotju s hipotezo, da se vesolje danes širi za 70 % zaradi ukrivljenosti.
Delovanje temne energije je podobno kozmološkemu napihovanju prvih trenutkov vesolja, le v povsem drugačnem obsegu - nepomembna energijska gostota, počasno pospeševanje. Ta majhen obseg je velika skrivnost; popolnoma nejasno je, kako je lahko temna energija povezana z nam znano fiziko delcev in polji. K tej uganki se bomo vrnili pozneje.
V dilemi, ali je za manjkajočih 70 % gostote vesolja odgovorna temna energija ali ukrivljenost, je slednja že dolgo bolj priljubljena. Preboj se je zgodil v letih 1998–1999, ko sta dve ameriški ekipi, eno pod vodstvom Adama Reissa in Briana Schmidta ter drugo Saula Perlmutterja, poročali o opazovanju oddaljenih supernov tipa Ia. Iz teh opazovanj je sledilo, da se naše vesolje pospešeno širi. Ta lastnost je popolnoma skladna z idejo o temni energiji, medtem ko ukrivljenost prostora ne vodi do pospešenega širjenja.
Nekaj besed o supernovah tipa Ia. Gre za bele pritlikavke, ki so s pomočjo snovi iz zvezde spremljevalke dosegle tako imenovano Chandrasekharjevo mejo, po kateri so izgubile stabilnost, eksplodirale in se sesedle v nevtronske zvezde. Chandrasekharjeva meja je enaka za vse bele pritlikavke, same bele pritlikavke so si med seboj podobne, zato so eksplozije v določenem smislu enake. Z drugimi besedami, supernove tipa Ia so "standardne sveče": če poznate absolutno svetilnost in merite navidezno svetlost (pretok energije, ki prihaja na Zemljo), lahko določite razdaljo do vsake od njih. Hkrati je mogoče ugotoviti hitrost, s katero se vsaka od supernov oddaljuje od nas (z Dopplerjevim učinkom).
Supernove so zelo svetli objekti in jih je mogoče videti na velikih razdaljah. Z drugimi besedami, oddaljene supernove, ki jih opazujemo zdaj, so eksplodirale že davno, zato je bila njihova hitrost pobega določena s hitrostjo širjenja vesolja takrat, v daljni preteklosti. Tako opazovanja supernov tipa Ia omogočajo določitev stopnje širjenja v razmeroma zgodnjih fazah evolucije vesolja (pred 8 milijardami let in celo malo prej) in sledenje odvisnosti te hitrosti od časa. To je tisto, kar je omogočilo ugotovitev, da se vesolje pospešeno širi.
Končni dokaz, da je ukrivljenost tridimenzionalnega prostora vesolja majhna, je bil pridobljen s proučevanjem karte kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja.
V dobi reliktnega fotonskega sevanja vesolje ni bilo povsem homogeno. Nehomogenosti, ki so takrat obstajale, so bili zametki struktur - prve zvezde, galaksije, jate galaksij. Takrat so bile plazemske nehomogenosti zvočni valovi. Pomembno je, da je vesolje takrat imelo značilno lestvico oddaljenosti. Zvočni valovi z veliko dolžino in s tem dolgim obdobjem še niso imeli časa, da bi se razvili do obdobja sevanja reliktnih fotonov, valovi s "pravilno" dolžino pa so pravkar uspeli priti v fazo največje amplitude. Ta "pravilna" valovna dolžina predstavlja "standardno ravnilo" dobe fotonske emisije CMB; njegova velikost je zanesljivo izračunana v vroči teoriji velikega poka in je prikazana na zemljevidu CMB.
Na prehodu iz 20. v 21. stoletje so v poskusih BOOMERanG in MAXIMA prvič izmerili kot, pod katerim je vidno pravkar obravnavano »standardno ravnilo«. Jasno je, da je ta kot odvisen od geometrije prostora: če vsota kotov trikotnika presega 180°, potem je ta kot večji. Posledično je bilo ugotovljeno, da je naš tridimenzionalni prostor evklidski z dobro stopnjo natančnosti. Kasnejše meritve so to ugotovitev potrdile. Z vidika širjenja vesolja obstoječi rezultati pomenijo, da ukrivljenost prostora zanemarljivo prispeva (manj kot 1%) k Hubblovemu parametru. Stopnja širjenja vesolja je zdaj 70 % zaradi temne energije.
O njej ne vedo ničesar več
Katere lastnosti temne energije so trenutno znane? Takih nepremičnin je malo, le tri. Toda znano lahko upravičeno povzroči začudenje.
Prvi je dejstvo, da se za razliko od »normalne« snovi temna energija ne združuje v skupine, ne združuje v objekte, kot so galaksije ali njihove kopice – enakomerno je »razpršena« po vesolju. Ta izjava, tako kot vsaka izjava, ki temelji na opazovanjih ali poskusih, je resnična z določeno natančnostjo. Vendar iz opazovanj izhaja, da bi morala biti odstopanja od homogenosti, če obstajajo, zelo majhna.
O drugi lastnosti smo že govorili: temna energija povzroči, da se vesolje pospešeno širi. Na ta način se temna energija tudi osupljivo razlikuje od običajne snovi, ki upočasnjuje širjenje. Obe opisani lastnosti kažeta, da temna energija v določenem smislu doživlja antigravitacijo, zanjo obstaja gravitacijsko odbijanje namesto gravitacijske privlačnosti. Območja visoke gostote normalno snov zaradi gravitacijske privlačnosti zbira snov iz okoliškega prostora, ta področja se sama stisnejo in tvorijo goste kepe. Za antigravitacijsko snov velja ravno nasprotno: področja s povečano gostoto (če obstajajo) se zaradi gravitacijskega odbijanja raztegnejo, nehomogenosti se zgladijo in ne nastanejo kepe.
Tretja lastnost temne energije je, da njena gostota ni odvisna od časa. Presenetljivo tudi: vesolje se širi, prostornina raste, gostota energije pa ostaja nespremenjena. Zdi se, da je tukaj protislovje z zakonom o ohranitvi energije. V zadnjih 8 milijardah let se je vesolje podvojilo. Površina prostora, ki je takrat imela velikost recimo 1 m, ima danes velikost 2 m, njena prostornina se je povečala za 8-krat, za toliko pa se je povečala tudi energija v tej prostornini. Neohranjanje energije je očitno.
Pravzaprav povečanje energije, ko se vesolje širi, ni v nasprotju z zakoni fizike. Temna energija je zasnovana tako, da prostor, ki se širi, deluje nanjo, kar vodi do povečanja energije te snovi v prostornini, ki se širi. Res je, samo širjenje prostora povzroča temna energija, tako da situacija spominja na barona Munchausena, ki se za lase vleče iz močvirja. In vendar ni nobenega protislovja: v kozmološkem kontekstu je koncepta nemogoče uvesti poln energija, ki vključuje energijo samega gravitacijskega polja. Torej tudi ne obstaja zakon o ohranitvi energije, ki bi prepovedoval povečanje ali zmanjšanje energije katere koli oblike snovi.
Trditev o konstantnosti gostote temne energije temelji tudi na astronomskih opazovanjih in zato z določeno natančnostjo tudi drži. Za opredelitev te natančnosti poudarjamo, da se je v zadnjih 8 milijardah let gostota temne energije spremenila za največ 1,1-krat. Danes lahko to z gotovostjo trdimo.
Upoštevajte, da sta druga in tretja lastnost temne energije - zmožnost pospešenega širjenja vesolja in njegova konstantnost v času (ali na splošno zelo počasna odvisnost od časa) - v resnici tesno povezani. Ta povezava izhaja iz enačb splošne teorije relativnosti. V okviru te teorije pride do pospešenega širjenja vesolja ravno takrat, ko se gostota energije v njem sploh ne spremeni ali pa se spreminja zelo počasi. Tako sta antigravitacija temne energije in njen zapleten odnos z zakonom o ohranitvi energije dve plati istega kovanca.
S tem so zanesljive informacije o temni energiji v bistvu izčrpane. Nato se začne področje hipotez. Preden govorimo o njih, se na kratko pogovorimo o enem splošnem vprašanju.
Zakaj zdaj?
Če v sodobnem vesolju temna energija največ prispeva k skupni energijski gostoti, potem v preteklosti temu še zdaleč ni bilo tako. Recimo pred 8 milijardami let je bila normalna snov 8-krat gostejša, gostota temne energije pa enaka (ali skoraj enaka) kot zdaj. Iz tega zlahka sklepamo, da je bilo takrat razmerje med energijo počitka normalne snovi in temno energijo v korist prve: temne energije je bilo približno 13 % in ne 70 %, kot je danes. Zaradi dejstva, da je takrat glavno vlogo igrala normalna snov, je prišlo do širjenja vesolja z upočasnitvijo . Še prej je bil vpliv temne energije na širitev zelo šibek.
Vpliv temne energije in pospeševanje širjenja vesolja, ki ga povzroča, sta torej po kozmoloških merilih zelo nov pojav: pospeševanje se je začelo pred »le« 6,5 milijardami let. Po drugi strani pa, ker se gostota normalne snovi s časom zmanjšuje, gostota temne energije pa ne, bo temna energija kmalu (spet po kozmoloških standardih) popolnoma prevladala. To pomeni, da je sedanja stopnja kozmološke evolucije prehodno obdobje, ko temna energija že igra opazno vlogo, vendar širjenja vesolja ne določa le ta, temveč tudi običajna snov. Je ta posebnost našega časa naključje ali je za tem neka globoka lastnost našega vesolja? To vprašanje je "zakaj zdaj?" - za zdaj ostaja odprto.
Kandidati
Če ne bi bilo gravitacije, absolutna vrednost energije ne bi imela fizičnega pomena. Samo v vseh teorijah, ki opisujejo naravo, z izjemo teorije gravitacijskih interakcij Razlika energije določenih stanj. Ko torej govorimo o vezavni energiji atoma vodika, mislimo na razliko med dvema količinama: skupno energijo počitka prostega protona in elektrona na eni strani in energijo počitka atoma na drugi strani. To je razlika v energiji, ki se sprosti (prenese na rojen foton), ko se elektron in proton združita v atom. Če ne bi bilo gravitacijske interakcije, bi bilo govora o vakuumski energiji nesmiselno , njo preprosto ne bi bilo s čim primerjati.
Dejstvo je, da energija vakuuma, tako kot vsaka druga energija, "tehta" gravitira . Vakuum je stanje z najmanjšo energijo (zato mu, mimogrede, energije ni mogoče odvzeti), ni pa nujno, da je ta energija enaka nič; s teoretičnega vidika je lahko pozitiven in negativen. Ali ga je mogoče izračunati »iz prvih načel«, je veliko vprašanje. A v vsakem primeru ima energija vakuuma, če je pozitivna, točno tiste lastnosti, ki bi jih morala imeti temna energija: homogenost v prostoru in stalnost v času.
Kot smo že omenili, zadnja lastnost v splošni teoriji relativnosti samodejno pomeni, da energija vakuuma vodi do pospešenega širjenja vesolja.
Poudarjamo, da sta homogenost v prostoru in konstantnost v času natančni, ne pa približni lastnosti vakuuma. Gostota energije vakuuma je univerzalna konstanta (vsaj v delu vesolja, ki ga opazujemo). Povedati je treba, da je to konstanto - kozmološko konstanto, Λ-člen - v svoje enačbe uvedel Einstein. Resda je ni poistovetil z energijo vakuuma, vendar je to vprašanje terminologije, vsaj ob sodobnem razumevanju bistva zadeve. Einstein je kasneje opustil svojo idejo – morda zaman.
Zakaj zamisel o temni energiji kot vakuumski energiji ne zadovolji mnogih fizikov? Najprej je to posledica absurdno majhne vrednosti gostote vakuumske energije, ki je nujna za soglasje med teorijo in opazovanji.
V vakuumu se ves čas rojevajo in umirajo virtualni delci, v njem so poljski kondenzati - vakuum je bolj podoben kompleksnemu mediju kot absolutni praznini. To ni le špekulacija: značilnosti vakuuma se odražajo v lastnostih osnovnih delcev in njihovih interakcijah ter so na koncu določene, čeprav posredno, iz številnih poskusov. Energija vakuuma bi načeloma morala "vedeti", kako je strukturirana, kakšna je njena struktura in kakšne so vrednosti parametrov, ki jo označujejo (na primer poljski kondenzati).
Zdaj pa si predstavljajmo teoretičnega angela, ki je študiral fiziko osnovnih delcev, vendar ni slišal ničesar o našem vesolju. Vprašajmo tega teoretika, da napove gostoto energije vakuuma. Na podlagi energijskih lestvic, značilnih za temeljne interakcije, in ustreznih lestvic dolžin bo naredil svojo oceno - in se zmotil nepredstavljivo velikokrat - za več deset vrst velikosti. Naš teoretik bi napovedal tako veliko vakuumsko energijo in tako posledično stopnjo širjenja vesolja, da bi hiše v sosednji ulici letele stran od nas s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti!
Problem vakuumske energije je begal teoretične fizike že dolgo pred odkritjem temne energije. Tako je v dvajsetih in tridesetih letih 20. stoletja ta problem skrbel Wolfganga Paulija, ki je leta 1933 zapisal: »Ta energija [vakuuma; takrat so uporabili izraz »energija ničelne točke«, Nullpunktsenergie] načeloma ne bi smelo biti opazljivo, saj se ne oddaja, absorbira ali razprši ... in ker, kot je očitno iz izkušenj, ne ustvarja gravitacijskega polja.« Zakaj se to dogaja? Ena od možnosti je, da se energija praznega prostora skozi čas nekako še vedno spreminja in sčasoma postane blizu ničle. Posebne teoretične modele, ki ponazarjajo to možnost, je izjemno težko zgraditi, ni pa nemogoče; še težje jih je umestiti v kozmološki kontekst.
Če je temna energija energija vakuuma, potem lahko poskušamo razumeti, zakaj je tako majhna, z uporabo popolnoma drugačne logike. Predstavljajmo si, da je vesolje izjemno veliko, da je mnogokrat večje od dela, ki ga opazujemo. Nadalje predpostavimo, da se lahko v različnih zelo obsežnih delih vesolja realizirajo različna vakuumska stanja z zelo različnimi energijskimi gostotami. Ta možnost, mimogrede, teoretično ni izključena; Še več, prav to se zdi v teoriji superstrun, zlasti če je vesolje šlo skozi inflacijsko fazo. Območja vesolja, kjer je gostota vakuumske energije previsoka v absolutni vrednosti, so videti popolnoma drugačna od naše regije: kjer je vakuumska energija velika in pozitivna, se prostor širi tako hitro, da zvezde in galaksije preprosto nimajo časa za nastanek; v območjih z veliko negativno vakuumsko energijo se širjenje prostora hitro umakne stiskanju in ta področja propadejo veliko pred nastankom zvezd. V obeh primerih je kozmološka evolucija nezdružljiva z obstojem opazovalcev, kot smo mi. In obratno, lahko smo se pojavili samo tam, kjer je gostota vakuumske energije zelo blizu ničle - in tam smo se pojavili.
Ta, kot pravijo, antropični pogled na problem vakuumske energije je bil izražen pred več kot 20 leti v delih Andreja Lindeja in Stevena Weinberga. Zdaj je priljubljen med precejšnjim delom teoretičnih fizikov. Drugi del pa to dojema kot način, da pobegne od problema. Najbolj uravnotežen pristop je verjetno ne izključiti antropične razlage kot možnega končnega odgovora, ampak vseeno poskušati najti alternativno rešitev za probleme vakuumske energije in temne energije.
Alternativa vakuumu kot nosilcu temne energije lahko služi kot neko novo polje, »razlito« v vesolju. V tej različici je energija novega polja temna energija. To polje bi moralo biti novo, ker bi prisotnost znanih polj (na primer elektromagnetnih polj) povsod v vesolju preveč vplivala na obnašanje snovi in povzročila učinke, ki bi bili že zdavnaj odkriti. Poleg tega so znana polja takšna, da njihova energija nima zgoraj naštetih lastnosti temne energije.
Za hipotetično novo polje bi morala biti značilna energijska lestvica reda 0,002 eV. Čeprav gre za zelo majhen obseg v smislu znanih interakcij, se ne zdi povsem neverjetno. Pravzaprav že vemo, da se obseg različnih interakcij zelo razlikuje. Tako je omenjeno merilo močnih interakcij (200 MeV) 10 19-krat manjše od merila gravitacijskih sil. Tako ogromna razlika seveda zahteva razlago sama po sebi, vendar je to ločeno vprašanje. Vsekakor je obstoj različnih energetskih lestvic v naravi dejstvo in uvedba novega malega merila se ne zdi nepremostljiva ovira.
Novo polje se na splošno spreminja med razvojem vesolja. Spremeni se tudi njegova energijska gostota. Da ta sprememba ne bi bila prehitra, morajo imeti kvanti novega polja - novi delci izjemno majhno maso; pravijo, da mora biti to področje enostavno.
Končno je novo polje nova sila (tako kot gravitacijsko polje ustreza gravitacijski, elektromagnetno polje pa električni in magnetni sili). Svetlobno polje z izjemno majhno maso je sila dolgega dosega, podobna gravitaciji. Da ne bi prišlo do protislovja z eksperimenti, ki preverjajo splošno teorijo relativnosti, bi morala biti interakcija tega polja z navadno snovjo zelo šibka, šibkejša od gravitacijske.
Vse te lastnosti se teoretiku ne zdijo privlačne, vendar jih je mogoče tolerirati. Pomembno je, da hipoteza o novem polju vsaj načeloma omogoča eksperimentalno preverjanje – s pomočjo opazovanj je namreč mogoče prepoznati spreminjanje energijske gostote polja skozi čas. To bo zagotovo zavrnilo hipotezo o vakuumski naravi temne energije in, nasprotno, služilo kot pokazatelj obstoja novega svetlobnega polja v vesolju. Poleg tega lahko v prihodnosti upamo, da bomo odkrili heterogenost porazdelitve temne energije v vesolju. To bi bil dokončen dokaz, da je temna energija energija novega polja in ne karkoli drugega.
Po drugi strani pa danes ni vidnih načinov za registracijo novega svetlobnega polja v laboratorijskih poskusih, pospeševalnikih ipd. Razlog je izredno šibka interakcija tega polja s snovjo. Še vedno pa vemo premalo in, kot pravijo, nikoli ne reci "nikoli".
Fiziki razpravljajo o različnih vrstah hipotetičnih svetlobnih polj, katerih energija bi lahko delovala kot temna energija. V najpreprostejši različici s teoretičnega vidika je energijska gostota novega polja zmanjša s časom. Za polje te vrste se uporablja izraz "kvintesenca". Vendar pa nasprotne možnosti ni mogoče izključiti, ko je gostota energije raste s časom; polje te vrste se imenuje "fantom". Fantom bi bil zelo eksotično področje; Česa takega v naravi še niso našli. Razlikovanje med kvintesenco in fantomom, kot bomo razpravljali v nadaljevanju, je pomembno z vidika oddaljenega prihodnost Vesolje.
Nazadnje, druga možna razlaga temne energije je, da temne energije v resnici ni. Če splošna relativnost ne velja za sodobne kozmološke dolžine in časovne lestvice, potem temna energija ni potrebna.
Seveda ta pogled na temno energijo ne more prezreti dejstva, da je bila splošna relativnost dobro preizkušena na manjših merilih razdalje. Zato je treba ustvariti novo teorijo gravitacije, ki bi se na teh razdaljah prelevila v splošno teorijo relativnosti, sicer pa bi opisala razvoj vesolja na relativno kasnejših stopnjah, blizu naši. To je težka naloga, še posebej, če upoštevamo zahtevo po samokonsistentnosti, notranji konsistentnosti teorije. Kljub temu se takšni poskusi izvajajo in nekateri med njimi so precej obetavni.
Ena od možnosti je, da dovolimo, da se Newtonova gravitacijska konstanta spreminja v prostoru in času v skladu z določenimi enačbami. Na žalost so bile najlepše različice teorije, ki uresničujejo to možnost, zavrnjene s poskusi, ki preizkušajo splošno relativnost. Če ne sledite lepoti, potem lahko na tej poti zgradite modele, ki pojasnjujejo pospešeno širjenje vesolja in so skladni z vsem, kar je znano o gravitaciji. Takšni modeli praviloma napovedujejo odstopanja od splošne relativnostne teorije, ki pa so v prihodnosti, čeprav majhna, eksperimentalno zaznavna.
Opozorimo še na idejo, da ima lahko naš prostor več kot tri dimenzije. Hkrati se dodatne dimenzije na običajnih razdaljah nikakor ne manifestirajo, na kozmoloških razdaljah milijard svetlobnih let pa se lahko gravitacijske silnice »razširijo« v dodatne dimenzije, zato gravitacije ne bomo več opisovali z običajen Newtonov zakon. Popolnoma zadovoljive teorije, ki bi tako razlagala pospešeno širjenje vesolja, še niso zgradili; V doslej predlaganih modelih je ta ideja le delno izvedena. Izjemno pa je, da ti modeli vodijo do svojih napovedi za eksperiment. Med njimi je možnost spremembe Newtonovega gravitacijskega zakona v majhna razdalje; majhni, a zaznavni popravki splošne teorije relativnosti v sončnem sistemu itd.
Tako so nedavno odkrite značilnosti širjenja vesolja postavile novo vprašanje: ali jih povzroča energija vakuuma, energija novega svetlobnega polja ali nova gravitacija na izjemno velikih razdaljah? Teoretično preučevanje teh možnosti je v polnem teku, odgovor pa morajo, kot je običajno v fiziki, na koncu dati novi poskusi.
Temna energija in prihodnost vesolja
Z odkritjem temne energije so se predstave o tem, kakšna bi lahko bila daljna prihodnost našega vesolja, močno spremenile. Pred tem odkritjem je bilo vprašanje prihodnosti jasno povezano z vprašanjem ukrivljenosti tridimenzionalnega prostora. Če bi, kot so mnogi prej verjeli, ukrivljenost prostora določala 70 % trenutne hitrosti širjenja vesolja in ne bi bilo temne energije, bi se vesolje neomejeno širilo in se postopoma upočasnjevalo. Zdaj je jasno, da prihodnost določajo lastnosti temne energije.
Ker te lastnosti zdaj slabo poznamo, še ne moremo napovedati prihodnosti. Upoštevate lahko samo različne možnosti. Težko je reči, kaj se dogaja v teorijah z novo gravitacijo, vendar je zdaj mogoče razpravljati o drugih scenarijih.
Če je temna energija konstantna skozi čas, kot je v primeru vakuumske energije, potem se bo vesolje vedno pospešeno širilo. Večina galaksij se bo sčasoma oddaljila od naše na ogromno razdaljo, naša galaksija pa se bo skupaj s svojimi nekaj sosedami izkazala za otok v praznini. Če je temna energija bistvena, potem se lahko v daljni prihodnosti pospešeno širjenje ustavi in ga celo nadomesti stiskanje. V slednjem primeru se bo vesolje vrnilo v stanje z vročo in gosto snovjo, zgodil se bo "veliki pok v obratni smeri", nazaj v čas.
Še bolj dramatična usoda čaka Vesolje, če se naseli temna energija - fantom, katerega gostota energije neomejeno narašča. Širjenje vesolja bo vedno hitrejše, pospešilo se bo tako zelo, da bodo galaksije iztrgane iz jat, zvezde iz galaksij, planeti iz sončnega sistema. Prišlo bo do točke, ko se bodo elektroni odcepili od atomov, atomska jedra pa se bodo razdelila na protone in nevtrone. Tam bo, kot pravijo, Big Rip.
Takšen scenarij pa se ne zdi prav verjeten. Najverjetneje bo energijska gostota fantoma ostala omejena. Toda tudi takrat se lahko vesolje sooči z nenavadno prihodnostjo. Dejstvo je, da v mnogih teorijah fantomsko vedenje - povečanje energijske gostote skozi čas - spremljajo nestabilnosti fantomskega polja. V tem primeru bo fantomsko polje v vesolju postalo zelo nehomogeno, njegova gostota energije v različnih delih vesolja bo različna, nekateri deli se bodo hitro širili, nekateri pa lahko doživijo kolaps. Usoda naše galaksije bo odvisna od tega, v katero regijo spada.
Vse to pa se nanaša na prihodnost, oddaljeno tudi po kozmoloških merilih. V naslednjih 20 milijardah let bo vesolje ostalo skoraj tako, kot je zdaj. Imamo čas, da razumemo lastnosti temne energije in s tem natančneje napovemo prihodnost – in morda vplivamo nanjo.
Vse, kar vidimo okoli sebe (zvezde in galaksije), ne predstavlja več kot 4-5% celotne mase v vesolju!
Po sodobnih kozmoloških teorijah je naše vesolje sestavljeno le iz 5 % navadne, tako imenovane barionske snovi, ki tvori vse opazljive objekte; 25 % temne snovi zaznane zaradi gravitacije; in temna energija, ki predstavlja kar 70 % vseh.
Izraza temna energija in temna snov nista povsem uspešna in predstavljata dobeseden, ne pa pomenski prevod iz angleščine.
V fizičnem smislu ti izrazi samo pomenijo, da te snovi ne interagirajo s fotoni, prav tako pa bi jih lahko imenovali nevidna ali prozorna snov in energija.
Mnogi sodobni znanstveniki so prepričani, da bodo raziskave, namenjene preučevanju temne energije in materije, verjetno pomagale odgovoriti na globalno vprašanje: kaj čaka naše vesolje v prihodnosti?
Skupine velikosti galaksije
Temna snov je snov, ki je najverjetneje sestavljena iz novih delcev, ki jih v zemeljskih razmerah še ne poznamo in ima lastnosti, ki so značilne za navadno snov. Tako kot običajne snovi se lahko na primer združuje v kepe in sodeluje pri gravitacijskih interakcijah. Toda velikost teh tako imenovanih grud lahko preseže celotno galaksijo ali celo jato galaksij.
Pristopi in metode za preučevanje delcev temne snovi
Trenutno si znanstveniki po vsem svetu na vse možne načine prizadevajo odkriti ali umetno pridobiti delce temne snovi v zemeljskih razmerah z uporabo posebej zasnovane ultra-tehnološke opreme in številnih različnih raziskovalnih metod, vendar zaenkrat vsa njihova prizadevanja niso bila okronana. z uspehom.
Ena metoda vključuje izvajanje poskusov na visokoenergijskih pospeševalnikih, splošno znanih kot trkalniki. Znanstveniki, ki verjamejo, da so delci temne snovi 100-1000-krat težji od protona, domnevajo, da bodo morali nastati pri trku navadnih delcev, pospešenih na visoke energije s trkalnikom. Bistvo druge metode je registracija delcev temne snovi, ki se nahajajo povsod okoli nas. Glavna težava pri registraciji teh delcev je, da kažejo zelo šibko interakcijo z navadnimi delci, ki so zanje sami po sebi transparentni. Pa vendar delci temne snovi zelo redko trčijo ob atomska jedra in obstaja nekaj upanja, da bomo ta pojav prej ali slej zabeležili.
Obstajajo še drugi pristopi in metode za preučevanje delcev temne snovi in čas bo pokazal, kateri bo prvi uspel, v vsakem primeru pa bo odkritje teh novih delcev velik znanstveni dosežek.
Snov z antigravitacijo
Temna energija je še bolj nenavadna snov kot temna snov. Nima sposobnosti združevanja v kepe, zaradi česar je enakomerno razporejen po celotnem vesolju. Toda njegova trenutno najbolj nenavadna lastnost je antigravitacija.
Narava temne snovi in črnih lukenj
Zahvaljujoč sodobnim astronomskim metodam je mogoče določiti hitrost širjenja vesolja v sedanjem času in simulirati proces njegove spremembe v zgodnejšem času. Kot rezultat tega so bile pridobljene informacije, da se trenutno, pa tudi v bližnji preteklosti, naše vesolje širi in tempo tega procesa se nenehno povečuje. Zato se je pojavila hipoteza o antigravitaciji temne energije, saj bi navadna gravitacijska privlačnost upočasnila proces "recesije galaksije" in zadrževala hitrost širjenja vesolja. Ta pojav ni v nasprotju s splošno teorijo relativnosti, vendar mora imeti temna energija negativni tlak – lastnost, ki je nima nobena trenutno znana snov.
Kandidati za vlogo "Temne energije"
Masa galaksij v jati Abel 2744 je manj kot 5 odstotkov njene skupne mase. Ta plin je tako vroč, da sveti samo v rentgenskih žarkih (na tej sliki rdeče). Porazdelitev nevidne temne snovi (ki predstavlja približno 75 odstotkov mase grozda) je obarvana modro.
Eden od domnevnih kandidatov za vlogo temne energije je vakuum, katerega energijska gostota med širjenjem vesolja ostaja nespremenjena in s tem potrjuje podtlak vakuuma. Drugi domnevni kandidat je "kvintesenca" - prej neznano ultrašibko polje, ki domnevno prehaja skozi celotno vesolje. Obstajajo tudi drugi možni kandidati, vendar še noben od njih doslej ni prispeval k natančnemu odgovoru na vprašanje: kaj je temna energija? A že zdaj je jasno, da je temna energija nekaj povsem nadnaravnega, ki ostaja glavna skrivnost temeljne fizike 21. stoletja.
>Kaj se je zgodilo temna snov in temna energija Vesolje: struktura vesolja s fotografijami, prostornina v odstotkih, vpliv na objekte, raziskovanje, širjenje vesolja.
Približno 80 % prostora predstavlja gradivo, ki je skrito neposrednemu opazovanju. Gre za temna snov– snov, ki ne proizvaja energije ali svetlobe. Kako so raziskovalci ugotovili, da je dominanten?
V petdesetih letih prejšnjega stoletja so znanstveniki začeli aktivno preučevati druge galaksije. Med analizami so opazili, da je vesolje napolnjeno z več materiala, kot ga lahko ujame »vidno oko«. Zagovorniki temne snovi so se pojavljali vsak dan. Čeprav ni bilo neposrednih dokazov o njegovem obstoju, so teorije rasle, prav tako rešitve za opazovanje.
Material, ki ga vidimo, se imenuje barionska snov. Predstavljajo ga protoni, nevtroni in elektroni. Menijo, da je temna snov sposobna kombinirati barionsko in nebarionsko snov. Da vesolje ostane v svoji običajni celovitosti, mora biti temna snov prisotna v količini 80 %.
Neulovljivo snov je lahko neverjetno težko najti, če vsebuje barionsko snov. Med kandidati so rjave in bele pritlikavke ter nevtronske zvezde. Supermasivne črne luknje lahko prav tako prispevajo k razliki. Morali pa so prispevati večji vpliv, kot so ugotovili znanstveniki. Nekateri menijo, da je temna snov sestavljena iz nečesa bolj nenavadnega in redkega.
Hubblova sestavljena slika srhljivega obroča temne snovi v jati galaksij Cl 0024+17
Večina znanstvenega sveta verjame, da neznano snov predstavlja predvsem nebarionska snov. Najbolj priljubljen kandidat je WIMPS (masivni delci s šibko interakcijo), katerih masa je 10-100-krat večja od mase protona. Toda njihova interakcija z navadno snovjo je prešibka, zato jo je težje najti.
Nevtrine, masivne hipotetične delce, ki imajo večjo maso od nevtrinov, vendar je značilna njihova počasnost, zdaj zelo natančno preučujemo. Niso jih še našli. Manjši nevtralni aksiom in nedotaknjeni fotoni so prav tako obravnavani kot možni možnosti.
Druga možnost je, da je znanje o gravitaciji zastarelo in ga je treba posodobiti.
Nevidna temna snov in temna energija
Če pa nečesa ne vidimo, kako lahko dokažemo, da obstaja? In zakaj smo se odločili, da sta temna snov in temna energija nekaj resničnega?
Masa velikih predmetov se izračuna iz njihovega prostorskega gibanja. V petdesetih letih 20. stoletja so raziskovalci, ki so opazovali spiralne galaksije, domnevali, da se bo material blizu središča premikal veliko hitreje kot material dlje. Izkazalo pa se je, da se zvezde gibljejo z enako hitrostjo, kar je pomenilo, da je mase veliko več, kot so mislili prej. Plin, ki smo ga proučevali v eliptičnih vrstah, je pokazal enake rezultate. Isti zaključek se je predlagal sam: če bi nas vodila samo vidna masa, bi jate galaksij že zdavnaj propadle.
Albert Einstein je uspel dokazati, da so veliki univerzalni predmeti sposobni upogibati in izkrivljati svetlobne žarke. To jim je omogočilo uporabo kot naravne povečevalne leče. S preučevanjem tega procesa so znanstveniki lahko ustvarili zemljevid temne snovi.
Izkazalo se je, da večino našega sveta predstavlja še vedno nedosegljiva snov. Več zanimivosti o temni snovi boste izvedeli, če si boste ogledali video.
Temna snov
Fizik Dmitrij Kazakov o celotni energetski bilanci vesolja, teoriji skrite mase in delcih temne snovi:
Če govorimo o materiji, potem temna snov v odstotkih zagotovo vodi. Toda na splošno zavzame le četrtino vsega. Vesolje je polno temna energija.
Od velikega poka se je vesolje začelo širiti, ki se nadaljuje še danes. Raziskovalci so verjeli, da bo sčasoma zmanjkalo začetne energije in se bo upočasnilo. Toda oddaljene supernove dokazujejo, da se vesolje ne ustavi, ampak pospeši. Vse to je mogoče le, če je količina energije tako velika, da premaga gravitacijski vpliv.
Temna snov in temna energija: razložena skrivnost
Vemo, da je vesolje večinoma temna energija. To je skrivnostna sila, ki povzroči, da vesolje poveča hitrost širjenja vesolja. Druga skrivnostna komponenta je temna snov, ki vzdržuje stik s predmeti samo zaradi gravitacije.
Znanstveniki ne morejo videti temne snovi z neposrednim opazovanjem, vendar je učinke mogoče preučiti. Uspe jim ujeti svetlobo, ki je ukrivljena zaradi gravitacijske sile nevidnih predmetov (gravitacijska leča). Opazijo tudi trenutke, ko se zvezda okoli galaksije vrti veliko hitreje, kot bi morala.
Vse to je razloženo s prisotnostjo ogromne količine izmuzljive snovi, ki vpliva na maso in hitrost. Pravzaprav je ta snov zavita v tančico skrivnosti. Izkazalo se je, da raziskovalci raje ne morejo povedati, kaj je pred njimi, ampak kaj »to« ni.
Ta kolaž prikazuje slike šestih različnih jat galaksij, ki jih je posnel Nasin vesoljski teleskop Hubble. Jate so bile odkrite med poskusi proučevanja obnašanja temne snovi v jatah galaksij med njihovim trkom
Temna snov... temna. Ne proizvaja svetlobe in ni vidna v neposrednem pogledu. Zato izključujemo zvezde in planete.
Ne deluje kot oblak navadne snovi (takšni delci se imenujejo barioni). Če bi bili barioni prisotni v temni snovi, bi se to pokazalo pri neposrednem opazovanju.
Izključimo tudi črne luknje, ker delujejo kot gravitacijske leče, ki oddajajo svetlobo. Znanstveniki ne opazujejo dovolj dogodkov z lečami, da bi izračunali količino temne snovi, ki mora biti prisotna.
Čeprav je vesolje ogromno, se je vse začelo z najmanjšimi strukturami. Domneva se, da se je temna snov začela kondenzirati, da bi ustvarila "gradnike" z običajno snovjo, kar je povzročilo prve galaksije in grozde.
Za iskanje temne snovi znanstveniki uporabljajo različne metode:
- Veliki hadronski trkalnik.
- instrumenti, kot sta WNAP in vesoljski observatorij Planck.
- poskusi neposrednega pogleda: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP in ArDM.
- posredna detekcija: detektorji gama žarkov (Fermi), nevtrinski teleskopi (IceCube), detektorji antimaterije (PAMELA), rentgenski in radijski senzorji.
Metode iskanja temne snovi
Fizik Anton Baušev o šibkih interakcijah med delci, radioaktivnosti in iskanju sledi anihilacije:
Poglabljanje v skrivnost temne snovi in temne energije
Znanstveniki še nikoli niso mogli dobesedno videti temne snovi, ker ta ne pride v stik z barionsko snovjo, kar pomeni, da ostaja nedosegljiva svetlobi in drugim vrstam elektromagnetnega sevanja. Toda raziskovalci so prepričani o njegovi prisotnosti, saj spremljajo vpliv na galaksije in jate.
Standardna fizika pravi, da bi se morale zvezde, ki se nahajajo na robovih spiralne galaksije, upočasniti. Vendar se izkaže, da se pojavijo zvezde, katerih hitrost ne upošteva načela lokacije glede na središče. To je mogoče pojasniti le z dejstvom, da zvezde čutijo vpliv nevidne temne snovi v haloju okoli galaksije.
Prisotnost temne snovi lahko razvozla tudi nekatere iluzije, opažene v globinah vesolja. Na primer prisotnost nenavadnih obročev in svetlobnih lokov v galaksijah. To pomeni, da gre svetloba iz oddaljenih galaksij skozi popačenje in jo ojača nevidna plast temne snovi (gravitacijska leča).
Zaenkrat imamo nekaj idej o tem, kaj je temna snov. Glavna ideja so eksotični delci, ki ne pridejo v stik z običajno snovjo in svetlobo, imajo pa moč v gravitacijskem smislu. Zdaj več skupin (nekatere uporabljajo veliki hadronski trkalnik) delajo na ustvarjanju delcev temne snovi za preučevanje v laboratoriju.
Drugi menijo, da je vpliv mogoče razložiti s temeljno spremembo gravitacijske teorije. Nato dobimo več oblik gravitacije, ki se bistveno razlikujejo od običajne slike in zakonitosti, ki jih postavlja fizika.
Razširjeno vesolje in temna energija
Situacija s temno energijo je še bolj zmedena in samo odkritje je v devetdesetih letih postalo nepredvidljivo. Fiziki so vedno mislili, da sila gravitacije deluje tako, da upočasni in nekega dne ustavi proces univerzalne širitve. Dve ekipi sta se lotili merjenja hitrosti in obe sta na svoje presenečenje zaznali pospešek. Kot bi vrgli jabolko v zrak in vedeli, da bo zagotovo padlo, a se vedno bolj odmika od vas.
Postalo je jasno, da na pospešek vpliva določena sila. Poleg tega se zdi, da širše ko je vesolje, več "moči" ta sila pridobi. Znanstveniki so se odločili, da jo imenujejo temna energija.
Obstajata dve možnosti za razlago bistva temne energije:
Do danes (2017) vsi znani zanesljivi opazovalni podatki niso v nasprotju s prvo hipotezo, zato je v kozmologiji sprejeta kot standardna. Končna izbira med obema možnostma zahteva visoko natančne meritve stopnje širjenja vesolja, da bi razumeli, kako se ta stopnja spreminja skozi čas. Hitrost širjenja vesolja opisuje kozmološka enačba stanja. Reševanje enačbe stanja za temno energijo je eden najbolj perečih problemov v sodobni opazovalni kozmologiji.
Po opazovalnih podatkih vesoljskega observatorija Planck, objavljenih marca 2013, je skupna masa-energija opazovanega vesolja sestavljena iz 95,1 % temne energije (68,3 %) in temne snovi (26,8 %).
Enciklopedični YouTube
-
1 / 5
Na podlagi opazovanj supernov tipa Ia, opravljenih v poznih devetdesetih letih, je bilo ugotovljeno, da se širjenje vesolja s časom pospešuje. Ta opažanja so nato podprli še drugi viri: meritve kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja, gravitacijske leče in nukleosinteza velikega poka. Vsi pridobljeni podatki se dobro ujemajo z modelom lambda-CDM.
Kozmološka konstanta ima podtlak, ki je enak njeni energijski gostoti. Razlogi, zakaj ima kozmološka konstanta podtlak, izhajajo iz klasične termodinamike. Količina energije, ki jo vsebuje prostornina "vakuumske škatle". V, enako ρV, Kje ρ - energijska gostota kozmološke konstante. Povečanje glasnosti "škatle" ( dV pozitivno) povzroči povečanje njegove notranje energije, kar pomeni, da opravlja negativno delo. Ker je delo opravljeno s spremembo prostornine dV, enako pdV, Kje str- pritisk, torej str negativno in v resnici p = −ρ(koeficient c², ki povezuje maso in energijo, je enak 1).
Najpomembnejši nerešen problem sodobne fizike je, da večina kvantnih teorij polja, ki temeljijo na energiji kvantnega vakuuma, napoveduje ogromno vrednost kozmološke konstante - veliko velikostnih redov večjo od tiste, ki je po kozmoloških konceptih dopustna. Običajna formula kvantne teorije polja za seštevek vakuumskih ničelnih oscilacij polja (z rezom pri valovnem številu nihajnih načinov, ki ustreza Planckovi dolžini) daje ogromno gostoto energije vakuuma. To vrednost je torej treba kompenzirati z dejanjem, ki je skoraj enako (vendar ne popolnoma enako) po velikosti, vendar ima nasprotni predznak. Nekatere teorije supersimetrije (SATHISH) zahtevajo, da je kozmološka konstanta natančna nič, kar prav tako ne pomaga rešiti problema. To je bistvo »problema kozmološke konstante«, najtežjega problema »fine nastavitve« v sodobni fiziki: ni bilo najdenega niti enega načina, da bi iz fizike delcev izpeljali izjemno majhno vrednost kozmološke konstante, definirane v kozmologiji. Nekateri fiziki, med njimi Steven Weinberg, menijo, da t.i. »Antropni princip« je najboljša razlaga za opaženo občutljivo energetsko ravnovesje kvantnega vakuuma.
Kljub tem težavam je kozmološka konstanta v mnogih pogledih najbolj skromna rešitev problema pospešenega vesolja. Ena sama številčna vrednost pojasni veliko opažanj. Zato trenutni splošno sprejeti kozmološki model (lambda-CDM model) vključuje kozmološko konstanto kot bistveni element.
Kvintesenca
Alternativni pristop je leta 1987 predlagal nemški teoretični fizik Christoph Wetterich. Wetterich je izhajal iz predpostavke, da je temna energija neke vrste delcu podobno vzbujanje določenega dinamičnega skalarnega polja, imenovanega "kvintesenca". Razlika od kozmološke konstante je v tem, da se lahko gostota kvintesence spreminja v prostoru in času. Da se kvintesenca ne more »sestavljati« in tvoriti velikih struktur po zgledu navadne snovi (zvezde itd.), mora biti zelo lahka, torej imeti veliko Comptonovo valovno dolžino.
Noben dokaz o obstoju kvintesence še ni bil odkrit, vendar tega obstoja ni mogoče izključiti. Hipoteza o kvintesenci napoveduje nekoliko počasnejše pospeševanje vesolja v primerjavi s hipotezo o kozmološki konstanti. Nekateri znanstveniki verjamejo, da bi najboljši dokaz za kvintesenco izhajal iz kršitev Einsteinovega načela enakovrednosti in variacij temeljnih konstant v prostoru ali času. Standardni model in teorija strun predvidevata obstoj skalarnih polj, vendar predstavlja problem, podoben primeru kozmološke konstante: renormalizacijska teorija napoveduje, da bi morala skalarna polja pridobiti znatno maso.
Problem kozmičnega naključja odpira vprašanje, zakaj se je pospešek vesolja začel na določeni točki v času. Če bi se pospešek v vesolju začel pred tem trenutkom, zvezde in galaksije preprosto ne bi imele časa za nastanek in življenje ne bi imelo možnosti za nastanek, vsaj v obliki, kot jo poznamo. Zagovorniki "antropnega načela" menijo, da je to dejstvo najboljši argument v prid njihovih konstrukcij. Vendar pa številni kvintesenčni modeli vključujejo tako imenovano »sledilno vedenje«, ki rešuje ta problem. V teh modelih ima kvintesenčno polje gostoto, ki se prilagaja gostoti sevanja (ne da bi jo dosegla) do trenutka razvoja velikega poka, ko se razvije ravnovesje snovi in sevanja. Po tej točki se kvintesenca začne obnašati kot iskana »temna energija« in sčasoma zavlada vesolju. Ta razvoj seveda zniža nivoje temne energije.
Posledice za usodo vesolja
Ocenjuje se, da se je pospešeno širjenje vesolja začelo pred približno 5 milijardami let. Predpostavlja se, da je bilo pred tem širjenje upočasnjeno zaradi gravitacijskega delovanja temne snovi in barionske snovi. Gostota barionske snovi v vesolju, ki se širi, se zmanjšuje hitreje kot gostota temne energije. Sčasoma začne prevladovati temna energija. Na primer, ko se prostornina vesolja podvoji, se gostota barionske snovi prepolovi, gostota temne energije pa ostane skoraj nespremenjena (oz. natanko nespremenjena – v različici s kozmološko konstanto).
Če se pospešeno širjenje vesolja nadaljuje v nedogled, bodo posledično galaksije izven naše Superjate galaksij prej ali slej presegle obzorje dogodkov in nam postale nevidne, saj bo njihova relativna hitrost presegla svetlobno hitrost. To ni kršitev posebne teorije relativnosti. Pravzaprav je nemogoče sploh definirati "relativno hitrost" v ukrivljenem prostor-času. Relativna hitrost je smiselna in jo je mogoče določiti samo v ravnem prostoru-času ali na dovolj majhnem (k nič teži) odseku ukrivljenega prostora-časa. Kakršna koli oblika komunikacije onkraj dogajalnega obzorja postane nemogoča in izgubi se vsak stik med objekti. Zemlja, Osončje, naša galaksija in naša superjata bodo vidni drug drugemu in načeloma dosegljivi z vesoljskim poletom, medtem ko bo ostalo vesolje izginilo v daljavi. Sčasoma bo naša superjata prešla v stanje toplotne smrti, to pomeni, da se bo uresničil scenarij, predviden za prejšnji, ravni model vesolja s prevlado snovi.
Fiziki obožujejo fraze. Med njimi je že nekaj časa v navadi, da novoodkritim entitetam dajejo »neznanstvena« imena. Vzemimo na primer nenavadne in očarljive kvarke. Temna energija torej ni sinonim za temne sile, temveč izraz, skovan za označevanje nekaterih nenavadnih lastnosti našega vesolja.
Odkritje temne energije je bilo izvedeno z uporabo astronomskih metod in je bilo za večino fizikov popolno presenečenje. Temna energija je morda glavna skrivnost sodobne naravoslovne znanosti. Verjetno bo njegova rešitev postala najpomembnejši dogodek v fiziki 21. stoletja, ki bo po obsegu primerljiv z največjimi odkritji bližnje preteklosti, kot je odkritje pojava širjenja vesolja. Možno je celo, da bo prišlo do tako radikalnega razvoja teorije, da bo enak nastanku splošne teorije relativnosti, odkritju ukrivljenosti prostora-časa in povezanosti te ukrivljenosti z gravitacijskimi silami. Zdaj smo na začetku poti in pogovor o temni energiji je priložnost, da pogledamo v »laboratorij« fizikov v času, ko je njihovo delo v polnem teku.Od mene čudovit članek, napisan v preprostem in razumljivem jeziku, ga priporočam VSEM.
1 Malo zgodovine
1.1 "Ne bo dovolj"
Dejstvo, da je v našem vesolju »nekaj narobe«, je kozmologom postalo jasno v zgodnjih 90. letih. Da bi pojasnili, o čem govorimo, se začnimo spomniti širjenja našega vesolja. Vse galaksije se druga od druge oddaljujejo in opazovalcu se v vsaki od njih zdi, da je središče širjenja; bolj ko je galaksija oddaljena, hitreje se odmika od širitvenega središča (slika 1). To so odkrili z opazovanji z Zemlje v 20. letih 20. stoletja. Kvantitativno je hitrost raztezanja označena s Hubblovim parametrom. V zgodnjih devetdesetih letih prejšnjega stoletja je bila vrednost Hubblovega parametra v sodobnem vesolju dokaj dobro izmerjena: današnja stopnja širjenja vesolja je tolikšna, da nam galaksije, oddaljene od Zemlje na razdalji 1 milijarde svetlobnih let, bežijo s hitrostjo 24.000 kilometrov na sekundo.riž. 1: Razširjeno vesolje. Bolj oddaljene galaksije se hitreje oddaljujejo od nas in so videti bolj rdeče zaradi Dopplerjevega učinka. Meritve razdalj do oddaljenih galaksij, skupaj z meritvami njihovih hitrosti, omogočajo določitev vrednosti Hubblovega parametra, ki označuje hitrost širjenja vesolja.
Upoštevajte, da je Hubblov parameter odvisen od časa; tako se je v daljni preteklosti vesolje širilo veliko hitreje kot zdaj, zato je bil Hubblov parameter veliko večji.V sodobni teoriji gravitacije – splošni teoriji relativnosti – je Hubblov parameter edinstveno povezan z dvema drugima značilnostma vesolja: prvič, s skupno energijsko gostoto vseh oblik snovi, vakuuma itd., in drugič, z ukrivljenost tridimenzionalnega prostora . Na splošno ni nujno, da je naš tridimenzionalni prostor evklidski; njegova geometrija je lahko na primer podobna geometriji krogle; Vsota kotov trikotnika ne sme biti enaka 180 stopinj. V tem primeru ima "elastičnost" prostora z vidika širjenja vesolja enako vlogo kot gostota energije. Torej v okviru splošne teorije relativnosti meritev Hubblovega parametra določa vrednost vsote skupne gostote energije v vesolju in prispevek, povezan z morebitno neevklidskostjo tridimenzionalnega prostora.
Do začetka 90. let prejšnjega stoletja je bila z dobro natančnostjo ocenjena tudi gostota energije »normalne« snovi v sodobnem vesolju, »normalne« v smislu, da doživlja enake gravitacijske interakcije kot navadna snov. Tako za "normalno" snov velja Newtonov zakon. Zadeva pa se je zapletla zaradi dejstva, da večina »normalne« snovi niso nam znane snovi (atomi in ioni), temveč tako imenovana temna snov. . Temna snov je očitno sestavljena iz novih osnovnih delcev, ki še niso bili odkriti v zemeljskih poskusih. Za razliko od mnogih znanih delcev nimajo električnega naboja in zato ne oddajajo svetlobe; snov, ki jo sestavljajo, je resnično temna. Podobnost z navadno snovjo je v tem, da sile gravitacijske privlačnosti prisilijo temno snov, da se zbere v grude – galaksije in jate galaksij (slika 2). Sama privlači snov in svetlobo; Ravno zaradi tega učinka gravitacijske privlačnosti so ga odkrili. Poleg tega so meritve gravitacijskih sil v jatah galaksij omogočile določitev mase temne snovi v teh jatah in na koncu v vesolju kot celoti. Tako je bila ugotovljena skupna energijska gostota »normalne« snovi (zanjo velja znamenita formula $E=mc^2$ ).
riž. 2: Porazdelitev mase v jati galaksij. Črne pike so galaksije. Masa je koncentrirana predvsem v temni snovi, ki je bolj enakomerno porazdeljena po gruči.
In kaj se je zgodilo? Izkazalo se je, da "normalna" snov očitno ni dovolj za razlago izmerjene hitrosti širjenja vesolja. Poleg tega je bil pomemben: "pomanjkanje" je bilo približno 2/3 (po sodobnih ocenah približno 72%). Za to dejstvo sta bili možni dve razlagi: ali je tridimenzionalni prostor ukrivljen in je manjkajoči prispevek k Hubblovemu parametru povezan z njegovo "elastičnostjo", ali pa obstaja nova oblika energije v vesolju, ki je kasneje postala znana kot temna energija.
1.2 Kamor koli vržeš ...
S teoretičnega vidika sta bili obe možnosti - neevklidska narava vesolja in temna energija - videti skrajno neverjetni. Če ne bi bilo trdovratnih dejstev, bi bilo stanje zdaj enako.Začnimo z ukrivljenostjo tridimenzionalnega prostora. Ko se vesolje širi, se prostor zgladi in njegova ukrivljenost se zmanjša. Če je ukrivljenost zdaj drugačna od nič, potem je bila v preteklosti večja kot danes. Vendar se energijska (masna) gostota snovi zmanjšuje še hitreje, ko se vesolje širi . To pomeni, da je bil v preteklosti relativni prispevek ukrivljenosti k Hubblovemu parametru zelo majhen, glavni prispevek pa je bil v veliki meri prispevek snovi. Da bi 2/3 današnjega širjenja vesolja zagotavljala ukrivljenost, je treba s fantastično natančnostjo "prilagoditi" vrednost polmera ukrivljenosti vesolja v preteklosti - 1 sekundo po velikem poku naj bi so bili enaki milijardinki takratne velikosti vesolja, ki ga je mogoče opazovati, nič več in nič manj! Brez takšnega prileganja bi bila današnja ukrivljenost bodisi za veliko velikostnih redov večja bodisi za veliko manjša, kot je potrebno za razlago opazovanj.
Tudi če zanemarimo hipotezo, da manjkajoči prispevek k sodobnemu Hubblovemu parametru zagotavlja ukrivljenost prostora, problem ukrivljenosti še vedno ostaja: v vsakem primeru mora biti ukrivljenost v zgodnjih fazah izjemno majhna, sicer bi bila preveč danes velik. Ta problem je bil eden glavnih premislekov, ki so privedli do ideje o inflacijski stopnji evolucije vesolja. V skladu z inflacijsko teorijo, ki sta jo predlagala A. Starobinsky in neodvisno A. Guth ter se oblikovala zahvaljujoč delu A. Lindeja, A. Albrechta in P. Steinhardta, je vesolje na zelo zgodnji stopnji svojega razvoja šlo skozi stopnjo izjemno hitra, eksponentna ekspanzija (inflacija, inflacija). Na koncu te stopnje se je vesolje segrelo na zelo visoko temperaturo in začela se je doba vročega velikega poka.Čeprav je stopnja inflacije verjetno trajala le delček sekunde, se je vesolje v tem času tako razširilo, da je njegova velikost postala veliko večja od velikosti dela, ki ga vidimo danes. Za nas je pomembno, da je zaradi inflacijskega raztezanja prostora njegov polmer ukrivljenosti padel skoraj na nič. Tako inflacijska teorija vodi do napovedi, da je prostor sodobnega vesolja evklidski z najvišjo stopnjo natančnosti. To je seveda v nasprotju s hipotezo, da se vesolje danes zaradi ukrivljenosti razširi za 2/3.
S temno energijo je situacija podobna, le slabša. V nadaljevanju bomo razpravljali o različnih hipotezah o naravi temne energije, tukaj pa se bomo omejili na naslednjo opombo. Ne glede na to, kaj temna energija je, lahko njeno gostoto označimo z eno samo energijsko dimenzijo. Da bi bila skladna z opazovalnimi podatki, mora biti vrednost tega parametra - energijske lestvice temne energije - približno enaka 0,002 elektronvolta. Hkrati so znane temeljne interakcije - močne, šibke, elektromagnetne in gravitacijske - označene s svojimi energijskimi lestvicami. Najmanjši od teh se nanaša na močne (jedrske) interakcije in znaša okoli 200 milijonov elektronvoltov. Izkazalo se je, da gre za 100-milijonsko nedoslednost! Najslabše pa je, da je temu neskladju in nasploh izjemno majhni količini temne energije zelo težko najti razlago; na primer, inflacijska teorija, ki se tako dobro spopada s problemom ukrivljenosti, s tem vprašanjem nima prav nič opraviti.
Zaradi težav pri interpretaciji temne energije je bilo precej dolgo bolj priljubljeno mnenje, da je prostorska ukrivljenost odgovorna za trenutno stopnjo širjenja vesolja. Mnogi (čeprav nikakor ne vsi) fiziki niso mogli resno jemati možnosti, da temna energija res obstaja, in so menili, da je prostorska ukrivljenost "manjše zlo". Vprašanje je bilo, kot običajno, rešeno s poskusom.
1.3 Vesolje se širi s pospešeno hitrostjo
Prelomnica je bila v letih 1998 -1999, ko sta dve skupini iz ZDA, eno pod vodstvom A. Reissa in B. Schmidta, drugo pa S. Perlmutter, je poročal o rezultatih opazovanj oddaljenih supernov tipa 1a. Iz teh opazovanj je sledilo, da se naše vesolje pospešeno širi. . Ta lastnost je popolnoma skladna z idejo o temni energiji, medtem ko neevklidska narava prostora ne vodi do pospešenega širjenja. Tako je bila narejena jasna izbira v korist temne energije, hipoteza o neevklidskem tridimenzionalnem prostoru pa zavrnjena (k temu se bomo še na kratko vrnili).Nekaj besed o supernovah tipa 1a. To so termonuklearne eksplozije, ki končajo življenje nekaterih vrst zvezd. Podroben teoretični opis teh eksplozij še vedno manjka, vendar so bili na podlagi opazovanj bližnjih supernov vzpostavljeni empirični vzorci, ki omogočajo določitev njihove absolutne svetilnosti, torej določitev energije, ki jo oddajo med dokaj kratkim izbruhom. Z drugimi besedami, supernove tipa 1a so "standardne sveče": če poznate absolutno svetilnost in merite navidezno svetlost (pretok energije, ki prihaja na Zemljo), lahko določite razdaljo do vsake od njih - večja kot je razdalja, manjša je navidezna svetlost. Hkrati je mogoče ugotoviti hitrost, s katero se posamezna supernova oddaljuje od nas (z Dopplerjevim učinkom). Supernove so zelo svetli objekti in jih je mogoče videti na velikih razdaljah. Z drugimi besedami, oddaljene supernove, ki jih opazujemo zdaj, so eksplodirale že zdavnaj, zato je bila njihova hitrost pobega določena s takratno hitrostjo širjenja vesolja , v daljni preteklosti. Tako opazovanja supernov tipa 1a omogočajo določitev stopnje širjenja v razmeroma zgodnjih fazah evolucije vesolja (pred 7 milijardami let in celo nekoliko prej) in sledenje odvisnosti te hitrosti od časa. To je tisto, kar je omogočilo ugotovitev, da se vesolje pospešeno širi.
1.4 Prostor - evklidski
Končni dokaz, da neevklidska narava tridimenzionalnega prostora, če obstaja, nima pomembne vloge pri širjenju vesolja, je bil pridobljen z merjenjem lastnosti sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja. Kozmično mikrovalovno sevanje ozadja, ki danes prežema naše vesolje, je bilo oddano na dokaj zgodnji stopnji kozmološke evolucije. Dejstvo je, da je bilo vesolje v preteklosti veliko gostejše in bolj vroče, kot je zdaj. Med procesom ekspanzije je postalo bolj redko in ohlajeno; Trenutna temperatura sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja je 2,725 stopinj Kelvina.V zgodnjih fazah je bila snov v vročem vesolju v stanju plazme - protoni sami, elektroni sami. Tak medij je neprosojen za elektromagnetno sevanje, fotoni se nenehno sipajo, absorbirajo in oddajajo elektroni. Ko se je vesolje ohladilo na približno 3000 stopinj, so se elektroni in protoni hitro združili v atome vodika in snov je postala prosojna za fotone (slika 3). Obdobje prehoda snovi iz plazme v plinasto stanje je zadnja emisija reliktnih fotonov (natančneje bi bilo govoriti o zadnjem sipanju, vendar za nas ta subtilnost ni pomembna). V tem času je bila starost vesolja 300 tisoč let (moderna starost je 13,7 milijarde let). Od takrat se fotoni prosto širijo po vesolju, njihova valovna dolžina se povečuje zaradi raztezanja prostora in danes so ti reliktni fotoni radijski valovi.
riž. 3: Pri temperaturi približno 3000 stopinj je snov v vesolju prešla iz plazme v plinasto stanje in postala prosojna za fotone. Vodoravna os predstavlja čas. Fotoni so shematično prikazani z rumeno.
V dobi reliktnega fotonskega sevanja vesolje ni bilo povsem homogeno. Nehomogenosti, ki so takrat obstajale, so bili zametki struktur - prve zvezde, galaksije, jate galaksij. Takrat so bile plazemske nehomogenosti, kot običajno za goste medije, zvočni valovi. Pomembno je, da je vesolje v tistem obdobju imelo značilno lestvico oddaljenosti, ki se zdaj kaže v lastnostih takrat oddanih reliktnih fotonov. Zvočni valovi z dolgo dolžino in s tem kratkim obdobjem še niso imeli časa, da bi se razvili do obdobja sevanja reliktnih fotonov, valovi s "pravilno" dolžino pa so pravkar uspeli priti v fazo največje kompresije. Ta "pravilna" valovna dolžina predstavlja "standardno ravnilo" dobe fotonske emisije CMB; njegova velikost je zanesljivo izračunana v vroči teoriji velikega poka.Heterogenost vesolja v obdobju zadnje emisije reliktnih fotonov se kaže v dejstvu, da imajo fotoni, oddani na različnih mestih, nekoliko različne temperature. Z drugimi besedami, temperatura fotonov je odvisna od smeri na nebesni krogli, iz katere prihajajo k nam. Učinek je šibek: relativna temperaturna razlika v različnih smereh je približno 1/100 000. Vendar je bil ta učinek zanesljivo izmerjen. Poleg tega je bil na prehodu iz 20. v 21. stoletje v poskusih BOOMERANG in MAXIMA prvič izmerjen kot, pod katerim je vidno pravkar obravnavano »standardno ravnilo«. Jasno je, da je ta kot odvisen od geometrije prostora: če vsota kotov trikotnika presega 180 stopinj, potem je ta kot večji. Posledično je bilo ugotovljeno, da je naš tridimenzionalni prostor evklidski z dobro stopnjo natančnosti. Kasnejše meritve so to ugotovitev potrdile. Z vidika širjenja vesolja obstoječi rezultati pomenijo, da ukrivljenost prostora zanemarljivo prispeva (manj kot 1%) k Hubblovemu parametru. Hitrost širjenja vesolja je danes 70 % zaradi temne energije.
2 O njej ne vedo ničesar več
Katere lastnosti temne energije poznamo danes? Takih nepremičnin je malo, le tri. Toda znano lahko upravičeno povzroči začudenje.
Prvi je dejstvo, da se v nasprotju z »normalno« snovjo temna energija ne združuje ali združuje v objekte, kot so galaksije ali njihove kopice. Kolikor zdaj vemo, je temna energija enakomerno "razpršena" po vesolju. Ta izjava, tako kot vsaka izjava, ki temelji na opazovanjih ali poskusih, je resnična z določeno natančnostjo. Ni povsem izključeno, da je nekje v vesolju gostota temne energije malo višja, nekje pa malo manjša od povprečne gostote, nekje je temna energija malo bolj gosta, nekje pa malo bolj redka. Vendar iz opazovanj izhaja, da bi morala biti takšna odstopanja od homogenosti, če obstajajo, zelo majhna.O drugi lastnosti smo že govorili: temna energija povzroči, da se vesolje pospešeno širi. Na ta način se temna energija tudi osupljivo razlikuje od običajne snovi. Za normalno snov velja običajna ideja o tem, kako "delujejo" gravitacijske sile: delci snovi, ki nastanejo, recimo, kot posledica eksplozije in razpršitve iz središča, postopoma upočasnjujejo svoje razprševanje zaradi gravitacijske privlačnosti v središče. . Če ne bi bilo temne energije, bi bilo enako z vesoljem: hitrost, s katero se galaksije oddaljujejo, bi se sčasoma zmanjšala. Temna energija ima nasprotni učinek, galaksije se oddaljujejo vse hitreje.
Obe opisani lastnosti kažeta, da temna energija v določenem smislu doživlja antigravitacijo, zanjo obstaja gravitacijsko odbijanje namesto gravitacijske privlačnosti. Zaradi tega se širi vesolje pospešeno in zaradi tega se temna energija enakomerno porazdeli po prostoru. Območja s povečano gostoto normalne snovi zaradi gravitacijske privlačnosti zbirajo snov iz okoliškega prostora, sama ta področja so stisnjena in tvorijo goste grude; Tako so nastale prve zvezde, nato pa galaksije in jate galaksij. Za antigravitacijsko snov velja ravno obratno: področja s povečano gostoto (če obstajajo) se zaradi gravitacijskega odbijanja raztegnejo, nehomogenosti se zgladijo in ne nastanejo kepe.Tretja lastnost temne energije je, da njena gostota ni odvisna od časa. Presenetljivo tudi: vesolje se širi, prostornina raste, gostota energije pa ostaja nespremenjena. Zdi se, da je tukaj protislovje z zakonom o ohranitvi energije. V zadnjih 8 milijardah let se je vesolje podvojilo. Površina prostora, ki je takrat imela velikost recimo 1 meter, ima danes velikost 2 metra, njena prostornina se je povečala za 8-krat, za toliko pa se je povečala tudi energija v tej prostornini. Neohranjanje energije je očitno. Seveda to velja posebej za temno energijo: število delcev normalne snovi v širijočem se volumnu se ni spremenilo, njihova skupna energija počitka prav tako, gostota energije počitka pa se je zmanjšala za 8-krat.
Pravzaprav povečanje energije, ko se vesolje širi, ni v nasprotju z zakoni fizike. Temna energija je zasnovana tako, da prostor, ki se širi, deluje nanjo, kar vodi do povečanja energije te snovi v prostornini, ki se širi. Res je, samo širjenje prostora povzroča temna energija, tako da situacija spominja na barona Munchausena, ki se za lase vleče iz močvirja. In vendar ni nobenega protislovja: v kozmološkem kontekstu je nemogoče uvesti koncept celotne energije, ki vključuje energijo samega gravitacijskega polja. Torej tudi ne obstaja zakon o ohranitvi energije, ki bi prepovedoval povečanje ali zmanjšanje energije katere koli oblike materije. [V oklepaju upoštevajte, da se tudi energija plina reliktnih fotonov v širijočem se volumnu ne ohrani. Število fotonov v njem se s časom ne spreminja, povečuje pa se valovna dolžina zaradi raztezanja prostora. Fotoni postanejo rdeči, energija vsakega izmed njih se zmanjša, skupna energija vseh fotonov pa se zmanjša.]
Trditev o konstantnosti gostote temne energije temelji tudi na astronomskih opazovanjih in zato z določeno natančnostjo tudi drži. Za karakterizacijo te natančnosti povejmo, da se je v zadnjih 8 milijardah let gostota temne energije spremenila za največ 1,4-krat, tako da se je energija v širijočem se volumnu povečala za faktor 6-11. Danes lahko to z gotovostjo trdimo.Upoštevajte, da sta druga in tretja lastnost temne energije - zmožnost pospešenega širjenja vesolja in njegova konstantnost v času (ali na splošno zelo počasna odvisnost od časa) - v resnici tesno povezani. Ta povezava izhaja iz enačb splošne teorije relativnosti. V okviru te teorije pride do pospešenega širjenja vesolja ravno takrat, ko se gostota energije v njem sploh ne spremeni ali pa se spreminja zelo počasi. Torej antigravitacija temne energije in njen kompleksen odnos z zakonom o ohranitvi energije
- dve plati istega kovanca.
S tem so zanesljive informacije o temni energiji v bistvu izčrpane. Nato se začne področje hipotez. Preden govorimo o njih, se na kratko pogovorimo o enem splošnem vprašanju.3 Zakaj zdaj?
Če v sodobnem vesolju temna energija največ prispeva k skupni energijski gostoti, potem v preteklosti temu še zdaleč ni bilo tako. Recimo pred 8 milijardami let je bila normalna snov 8-krat gostejša, gostota temne energije pa enaka (ali skoraj enaka) kot zdaj. Iz tega zlahka sklepamo, da je bilo takrat razmerje med energijo počitka normalne snovi in temno energijo v korist prve: temne energije je bilo približno 15 % in ne 72 %, kot je danes. Zaradi dejstva, da je imela takrat glavno vlogo normalna snov, se je širjenje vesolja upočasnilo . Še prej je bil vpliv temne energije na širitev zelo šibek.
Zanimivo je, da to sliko potrjujejo podatki o supernovah tipa 1a. Najbolj oddaljena med njimi je eksplodirala pred več kot 8 milijardami let in meritve njihovih hitrosti kažejo, da se je širjenje vesolja takrat res upočasnilo. Tudi druga kozmološka opazovanja kažejo, da temna energija v zgodnjih fazah razvoja vesolja ni bila pomembna. Eno serijo takih rezultatov velja omeniti. V obdobju od 1 sekunde do nekaj minut po velikem poku, ko je temperatura v vesolju nihala od 10 milijard do sto milijonov stopinj, so v kozmični plazmi aktivno potekale termonuklearne reakcije. Posledično so nastali devterij ter izotopi helija in litija. Ponekod v vesolju je ta primarna sestava snovi ostala skoraj nespremenjena in jo je bilo mogoče izmeriti.Po drugi strani pa ga je mogoče zanesljivo izračunati, rezultat pa je seveda odvisen od hitrosti širjenja vesolja v tistem daljnem obdobju. Torej so rezultati izračuna skladni z opazovanji, če predpostavimo, da temna energija takrat ni igrala nobene vloge. Natančneje, prispevek temne energije (pa tudi drugih novih, hipotetičnih oblik energije) k skupni energijski gostoti med termonuklearnimi reakcijami je omejen na približno 15 %. Zdi se, da natančnost ni zelo visoka, vendar ne smemo pozabiti, da govorimo o prvih sekundah po velikem poku!
Torej vpliv temne energije in pospeševanje širjenja vesolja, ki ga povzroča
- pojavi sta po kozmoloških standardih precej nov: pospeševanje se je začelo pred "le" 6,5 milijardami let. Po drugi strani pa, ker se gostota normalne snovi s časom zmanjšuje, gostota temne energije pa ne, bo temna energija kmalu (spet po kozmoloških standardih) popolnoma prevladala. To pomeni, da je sedanja stopnja kozmološke evolucije prehodno obdobje, ko temna energija že igra opazno vlogo, vendar širjenja vesolja ne določa le ta, temveč tudi običajna snov. Je ta posebnost našega časa naključje ali je za tem neka globoka lastnost našega vesolja? To vprašanje
-"zakaj zdaj?" - za zdaj ostaja odprto.4 kandidati
4.1 Energija vakuuma = kozmološka konstanta
Če ne bi bilo gravitacije, absolutna vrednost energije ne bi imela fizičnega pomena. V vseh teorijah, ki opisujejo naravo, z izjemo teorije gravitacijskih interakcij, je smiselna samo razlika v energijah določenih stanj. Ko torej govorimo o vezavni energiji vodikovega atoma, mislimo na razliko med dvema količinama: skupno energijo mirovanja prostega protona in elektrona na eni strani in energijo mirovanja atoma na drugi strani. To je razlika v energiji, ki se sprosti (prenese na rojen foton), ko se elektron in proton združita v atom. Prav tako z energijo mirovanja protona pravzaprav razumemo razliko med energijami stanja, v katerem je proton, in stanja brez protona - vakuuma. Če ne bi bilo gravitacijske interakcije, bi bilo govorjenje o vakuumski energiji nesmiselno, enostavno je ne bi bilo s čim primerjati.
Situacija je popolnoma drugačna, če nas zanimajo posebej gravitacijske interakcije. Energija vakuuma, tako kot vsaka druga energija, »tehta« in gravitira. Vakuum je stanje z najmanjšo energijo (zato mu, mimogrede, energije ni mogoče odvzeti), ni pa nujno, da je ta energija enaka nič; s teoretičnega vidika je lahko pozitiven in negativen. Ali ga je mogoče izračunati »iz prvih načel«, je veliko vprašanje. A v vsakem primeru ima energija vakuuma, če je pozitivna, točno takšne lastnosti, kot bi jih morala imeti temna energija. Vakuum je namreč povsod (vsaj v vidnem delu vesolja) enak. Nasprotna predpostavka bi vodila v protislovja, na primer pri opazovanju sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja: v različnih vakuumih bi bile lastnosti kozmične plazme v obdobju zadnje emisije fotonov zelo različne, temperature izsevanega fotoni bi bili tudi zelo različni. Obstajala bi druga nepremostljiva protislovja z opažanji. Vakuum je torej povsod enak. Enaka je tudi njegova energijska gostota. Vakuum ne more biti nekje »gost« in nekje »tanjši«, sicer ne bi bil vakuum. Zato je, kot se zahteva za temno energijo, energija vakuuma enakomerno porazdeljena po vesolju.
Nadalje, ob razmeroma počasnem širjenju vesolja (in točno tako je zdaj in je bilo v bližnji preteklosti) ostaja vakuum enak. Lastnosti vakuuma določa fizika ultrakratkih razdalj in časov, počasno širjenje vesolja pa nanje ne vpliva. Zato spet, kot je zahtevano, gostota energije vakuuma ni odvisna od časa. Kot smo že omenili, zadnja lastnost v splošni teoriji relativnosti samodejno pomeni, da energija vakuuma vodi do pospešenega širjenja vesolja. Tako je vakuum res primeren kandidat za vlogo nosilca temne energije.
Poudarjamo, da je odsotnost odvisnosti energijske gostote od položaja v prostoru in od časa natančna, ne približna lastnost vakuuma, po kateri se razlikuje od drugih kandidatov za vlogo temne energije. Gostota energije vakuuma je univerzalna konstanta (vsaj v delu vesolja, ki ga opazujemo). Povedati je treba, da je to konstanto - kozmološko konstanto, A-člen - v svoje enačbe uvedel Einstein. Resda je ni poistovetil z energijo vakuuma, vendar je to vprašanje terminologije, vsaj ob sodobnem razumevanju bistva zadeve.
Einstein je kasneje opustil svojo idejo – morda zaman.
Zakaj zamisel o temni energiji kot vakuumski energiji ne zadovolji mnogih fizikov? Najprej je to posledica absurdno majhne vrednosti gostote vakuumske energije, ki je nujna za soglasje med teorijo in opazovanji.V vakuumu se navidezni delci ves čas rojevajo in umirajo, v njem so poljski kondenzati - v splošnem je vakuum precej podoben; v kompleksno okolje kot v absolutno praznino. To ni le špekulacija: značilnosti vakuuma se odražajo v lastnostih osnovnih delcev in njihovih interakcijah ter so na koncu določene, čeprav posredno, iz številnih poskusov. Energija vakuuma bi načeloma morala "vedeti", kako je strukturirana, kakšna je njena struktura in kakšne so vrednosti parametrov, ki jo označujejo (na primer poljski kondenzati).
Zdaj pa si predstavljajte teoretika, ki je študiral fiziko delcev, vendar ni slišal ničesar o vesolju. Vprašajmo tega teoretika, da napove gostoto energije vakuuma. Na podlagi energijskih lestvic, značilnih za temeljne interakcije, in pripadajočih dolžinskih lestvic bo naredil svojo oceno – in se zmotil nepredstavljivo velikokrat. O tem smo že govorili: energijska lestvica temeljnih interakcij je vsaj 200 milijonov elektronvoltov, lestvica, zahtevana iz opazovanj, ki ustrezajo vakuumski energiji (če je temna energija energija vakuuma), pa je 0,002 elektronvolta. To neskladje lahko izrazimo takole: naš teoretik bi napovedal tako veliko vakuumsko energijo in tako posledično stopnjo širjenja vesolja, da bi hiše v sosednji ulici odletele od nas s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti!Problem vakuumske energije je mogoče razložiti nekoliko drugače. Da, v našem vesolju je ta energija zelo blizu ničle. Predstavljajmo si zdaj drugo vesolje, kjer je vse enako kot pri nas, le da so recimo mase osnovnih delcev nekoliko drugačne od naših. Torej, če je ta razlika le en del v milijardi, potem bo vakuumska energija v tem drugem vesolju trilijonkrat večja od naše (v absolutni vrednosti). Postavlja se vprašanje: kako je prišlo do tako fine prilagoditve v našem vesolju?
Problem energije vakuuma (imenovan tudi problem kozmološke konstante) je begal teoretične fizike že dolgo pred odkritjem temne energije. Tako je v dvajsetih in tridesetih letih prejšnjega stoletja ta problem skrbel W. Paulija *), ki je leta 1933 zapisal: »Ta energija [vakuuma; takrat so uporabili izraz »energija ničelne točke«, »Nullpunktsenergie«] bi morala biti načeloma neopazen, ker se ne oddaja, absorbira ali razprši ... in ker, kot je razvidno iz izkušenj, ne ustvarja gravitacijskega polja." Zakaj se to dogaja? Ena od možnosti je, da se energija praznega prostora skozi čas nekako še vedno spreminja in sčasoma postane blizu ničle. Posebne teoretične modele, ki ponazarjajo to možnost, je izjemno težko zgraditi, ni pa nemogoče; še težje jih je umestiti v kozmološki kontekst. In popolnoma nejasno je, kako na ta način dobiti razlago, da energija vakuuma ni tako blizu ničle, da bi bila za kozmologijo nepomembna, ampak nasprotno, da zavzame zahtevano vrednost. To doslej ni uspelo še nikomur.
Če je temna energija energija vakuuma, potem lahko poskušamo razumeti, zakaj je tako majhna, z uporabo popolnoma drugačne logike. Predstavljajmo si, da je vesolje izjemno veliko, da je mnogokrat večje od dela, ki ga opazujemo. Nadalje predpostavimo, da se v različnih, zelo obsežnih delih vesolja lahko realizirajo različna vakuumska stanja z zelo različnimi energijskimi gostotami. Ta možnost, mimogrede, teoretično ni izključena; Še več, prav to se zdi v teoriji superstrun, zlasti če je vesolje šlo skozi inflacijsko fazo. Območja vesolja, kjer je gostota vakuumske energije previsoka v absolutni vrednosti, so videti popolnoma drugačna od naše regije: kjer je vakuumska energija velika in pozitivna, se prostor širi tako hitro, da zvezde in galaksije preprosto nimajo časa za nastanek; v območjih z veliko negativno vakuumsko energijo se širjenje prostora hitro umakne stiskanju in ta področja propadejo veliko pred nastankom zvezd. V obeh primerih je kozmološka evolucija nezdružljiva z obstojem opazovalcev, kot smo mi. In obratno, pojavili smo se lahko samo tam, kjer je gostota vakuumske energije zelo blizu ničle - tam smo se pojavili. Tu se pojavi analogija z drugim, povsem očitnim dejstvom: obstajamo na planetu Zemlja, bolj ali manj primernem za življenje, in ne na poljubnem mestu v vesolju, kjer sploh ni pogojev za življenje.
Ta, kot pravijo, antropični pogled na problem vakuumske energije je bil izražen pred več kot 20 leti v delih A. Lindeja in S. Weinberga. Zdaj je priljubljen med precejšnjim delom teoretičnih fizikov. Drugi del jo razume kot način, da se izogne vprašanju, kateri fizikalni razlogi dejansko določajo tako majhno opazovano vakuumsko energijo in ali je narava temne energije popolnoma drugačna. Najbolj uravnotežen pristop je verjetno ne izključiti antropične razlage kot možnega končnega odgovora, ampak vseeno poskušati najti alternativno rešitev za probleme vakuumske energije in temne energije.
4.2 Svetlobna polja
Alternativa vakuumu kot nosilcu temne energije je lahko neko novo polje, »razpršeno« v vesolju. V tej različici je energija novega polja temna energija. To polje bi moralo biti novo, ker bi prisotnost znanih polj (na primer elektromagnetnih polj) povsod v vesolju preveč vplivala na obnašanje snovi in povzročila učinke, ki bi bili že zdavnaj odkriti. Poleg tega so znana polja takšna, da njihova energija nima zgoraj naštetih lastnosti temne energije.
Hipotetično novo polje bi moralo imeti energetsko lestvico 0,002 elektronvolta. Čeprav gre za zelo majhen obseg v smislu znanih interakcij, se ne zdi povsem neverjetno. Pravzaprav že vemo, da se obseg različnih interakcij zelo razlikuje. Tako je omenjena lestvica močnih interakcij (200 milijonov elektronvoltov) 1019-krat manjša od lestvice gravitacijskih sil. Tako ogromna razlika seveda zahteva razlago sama po sebi, vendar je to ločeno vprašanje. Vsekakor je obstoj različnih energetskih lestvic v naravi dejstvo in uvedba novega, majhnega merila se ne zdi nepremostljiva ovira.
Novo polje se na splošno spreminja med razvojem vesolja. Spremeni se tudi njegova energijska gostota. Da ta sprememba ne bi bila prehitra, morajo imeti kvanti novega polja - novi delci izjemno majhno maso; pravijo, da mora biti to področje enostavno.
Končno je novo polje nova sila (tako kot gravitacijsko polje ustreza gravitacijski, elektromagnetno polje pa električni in magnetni sili). Svetlobno polje z izjemno majhno maso je sila dolgega dosega, podobna gravitaciji.
Da ne bi prišlo do protislovja z eksperimenti, ki preverjajo splošno teorijo relativnosti, bi morala biti interakcija tega polja z navadno snovjo zelo šibka, šibkejša od gravitacijske.Vse te lastnosti se teoretiku ne zdijo privlačne, vendar jih je mogoče tolerirati. Pomembno je, da hipoteza o novem področju vsaj načeloma omogoča eksperimentalno preverjanje. Prvič, natančnejše meritve hitrosti širjenja vesolja na sedanji stopnji in v preteklosti lahko razkrijejo, da se gostota temne energije sčasoma spreminja. To bo zagotovo zavrnilo hipotezo o vakuumski naravi temne energije in, nasprotno, služilo kot pokazatelj obstoja novega svetlobnega polja v vesolju. Drugič, v prihodnosti lahko upamo, da bomo odkrili heterogenost porazdelitve temne energije v vesolju. To bi bil dokončen dokaz, da je temna energija energija novega polja in ne karkoli drugega.
Po drugi strani pa danes ni vidnih načinov za registracijo novega svetlobnega polja v laboratorijskih poskusih, na pospeševalnikih itd. Razlog je izjemno šibka interakcija tega polja s snovjo. Takšen pesimizem pa je lahko začasen: o novem področju vemo premalo, da bi popolnoma izključili možnost njegove neposredne eksperimentalne študije v prihodnosti. Nikoli ne reci nikoli".
Fiziki razpravljajo o različnih vrstah hipotetičnih svetlobnih polj, katerih energija bi lahko delovala kot temna energija. V najpreprostejši različici s teoretičnega vidika se energijska gostota novega polja s časom zmanjšuje. Za polje te vrste se uporablja izraz "kvintesenca" (včasih se uporablja tudi izraz "kozmon"). Vendar pa ni mogoče izključiti nasprotne možnosti, ko energijska gostota s časom narašča; polje te vrste se imenuje "fantom". Fantom bi bil zelo eksotično področje; Česa takega v naravi še niso našli. Razlika med kvinetesenco in fantomom, kot bomo razpravljali v nadaljevanju, je pomembna z vidika daljne prihodnosti vesolja.
4.3 Nova gravitacija
Nazadnje, druga možna razlaga temne energije je, da temne energije v resnici ni. Temno energijo je treba uporabiti za razlago značilnosti širjenja vesolja v primeru, ko kozmološko evolucijo opisuje splošna teorija relativnosti. Če ta teorija ni uporabna na sodobnih kozmoloških dolžinah in časovnih lestvicah, potem temna energija ni potrebna.
Seveda ta pogled na temno energijo ne more prezreti dejstva, da je bila splošna relativnost dobro preizkušena na manjših merilih razdalje. Zato je treba ustvariti novo teorijo gravitacije, ki bi se na teh razdaljah prelevila v splošno teorijo relativnosti, sicer pa bi opisovala razvoj vesolja na relativno poznejših stopnjah, blizu naši (vendar ne na stopnji termonuklearne reakcije v prvih sekundah po velikem poku). To je težka naloga, še posebej, če upoštevamo zahtevo po samokonsistentnosti, notranji konsistentnosti teorije. Vendar pa se takšni poskusi izvajajo in nekateri med njimi so precej obetavni.
Ena od možnosti je, da prenehamo obravnavati Newtonovo konstanto univerzalne gravitacije kot konstanto in ji dovolimo, da se spreminja v prostoru in času, pri čemer upošteva določene enačbe. Na žalost so bile najlepše različice teorije, ki uresničujejo to možnost, zavrnjene s poskusi, ki preizkušajo splošno relativnost. Če ne sledite lepoti, potem lahko na tej poti zgradite modele, ki pojasnjujejo pospešeno širjenje vesolja in so skladni z vsem, kar je znano o gravitaciji. Takšni modeli praviloma napovedujejo odstopanja od splošne relativnostne teorije, ki pa so v prihodnosti, čeprav majhna, eksperimentalno zaznavna.
Opozorimo še na idejo, da ima lahko naš prostor več kot tri dimenzije, medtem ko se dodatne dimenzije ne manifestirajo na običajnih razdaljah. Hkrati se lahko na kozmoloških razdaljah milijard svetlobnih let črte gravitacijskega polja »razširijo« v dodatne dimenzije, zaradi česar gravitacije ne bomo več opisovali z običajnim Newtonovim zakonom. Prav tako se lahko spremeni zakon širjenja vesolja. Popolnoma zadovoljive teorije, ki bi tako razlagala pospešeno širjenje vesolja, še niso zgradili; V doslej predlaganih modelih je ta ideja le delno izvedena. Izjemno pa je, da ti modeli vodijo do svojih napovedi za eksperiment. Med njimi je možnost spreminjanja Newtonovega gravitacijskega zakona na kratkih razdaljah; majhni, a zaznavni popravki splošne teorije relativnosti v Osončju itd.
Tako so nedavno odkrite značilnosti širjenja vesolja sprožile novo vprašanje: ali so posledica energije vakuuma, energije novega svetlobnega polja ali nove gravitacije na ultra dolgih razdaljah? Teoretično preučevanje teh možnosti je v polnem teku, odgovor pa morajo, kot je običajno v fiziki, na koncu dati novi poskusi.
5 Temna energija in prihodnost vesolja
Z odkritjem temne energije so se predstave o tem, kakšna bi lahko bila daljna prihodnost našega vesolja, močno spremenile. Pred tem odkritjem je bilo vprašanje prihodnosti jasno povezano z vprašanjem ukrivljenosti tridimenzionalnega prostora. Če bi, kot so mnogi prej verjeli, ukrivljenost prostora za 2/3 določala trenutno hitrost širjenja vesolja in ne bi bilo temne energije, bi se vesolje širilo neomejeno in se postopoma upočasnjevalo. Zdaj je jasno, da prihodnost določajo lastnosti temne energije.
Ker te lastnosti zdaj slabo poznamo, še ne moremo napovedati prihodnosti. Upoštevate lahko samo različne možnosti. Težko je reči, kaj se dogaja v teorijah z novo gravitacijo, vendar je zdaj mogoče razpravljati o drugih scenarijih. Če je temna energija konstantna skozi čas, kot je v primeru vakuumske energije, potem se bo vesolje vedno pospešeno širilo. Večina galaksij se bo sčasoma oddaljila od naše na ogromno razdaljo, naša galaksija pa se bo skupaj s svojimi nekaj sosedami izkazala za otok v praznini. Če je temna energija bistvena, potem se lahko v daljni prihodnosti pospešeno širjenje ustavi in ga celo nadomesti stiskanje. V slednjem primeru se bo vesolje vrnilo v stanje z vročo in gosto snovjo, zgodil se bo "veliki pok v obratni smeri", nazaj v čas.
Še bolj dramatična usoda čaka vesolje, če je temna energija fantom in takšna, da njena gostota energije neomejeno narašča. Širjenje vesolja bo vedno hitrejše, pospešilo se bo tako zelo, da bodo galaksije iztrgane iz jat, zvezde iz galaksij, planeti iz sončnega sistema. Prišlo bo do točke, ko se bodo elektroni odcepili od atomov, atomska jedra pa se bodo razdelila na protone in nevtrone. Sledil bo, kot pravijo, velik premor.
Takšen scenarij pa se ne zdi prav verjeten. Najverjetneje bo energijska gostota fantoma ostala omejena. Toda tudi takrat se lahko vesolje sooči z nenavadno prihodnostjo. Dejstvo je, da v mnogih teorijah fantomsko vedenje - povečanje energijske gostote skozi čas - spremljajo nestabilnosti fantomskega polja. V tem primeru bo fantomsko polje v vesolju postalo zelo nehomogeno, njegova gostota energije v različnih delih vesolja bo različna, nekateri deli se bodo hitro širili, nekateri pa lahko doživijo kolaps. Usoda naše galaksije bo odvisna od tega, v katero regijo spada.
Vse to pa se nanaša na prihodnost, oddaljeno tudi po kozmoloških merilih. V naslednjih 20 milijardah let bo vesolje ostalo skoraj tako, kot je zdaj. Imamo čas, da razumemo lastnosti temne energije in s tem natančneje napovemo prihodnost – in morda vplivamo nanjo.
Akademik Ruske akademije znanosti Rubakov V.A.
