Na początku XX wieku młody naukowiec Albert Einstein przyjrzał się właściwościom światła i masy oraz ich wzajemnym powiązaniom. Efektem jego refleksji była teoria względności. Jego praca zmieniła współczesną fizykę i astronomię w sposób, który jest odczuwalny do dziś. Każdy uczeń studiuje swoje słynne równanie E=MC2, aby zrozumieć, w jaki sposób masa i energia są powiązane. To jeden z podstawowych faktów istnienia kosmosu.
Jaka jest stała kosmologiczna?
Głębokie równania Einsteina dotyczące ogólnej teorii względności stanowiły problem. Próbował wyjaśnić, w jaki sposób masa i światło istnieją we wszechświecie, w jaki sposób ich wzajemne oddziaływanie może prowadzić do statycznego (to znaczy nierozszerzającego się) wszechświata. Niestety, jego równania przewidywały, że skurczy się lub rozszerzy i będzie to trwało wiecznie, ale w końcu osiągnie punkt, w którym się skurczy.
To nie było dla niego w porządku, więc Einstein musiał wyjaśnić sposób na utrzymanie grawitacji,wyjaśnić statyczny wszechświat. W końcu większość fizyków i astronomów jego czasów po prostu zakładała, że tak właśnie jest. Tak więc Einstein wynalazł czynnik Fudge'a, zwany „stałą kosmologiczną”, który porządkował równania i skutkował wszechświatem, który ani się nie rozszerza, ani nie kurczy. Wymyślił znak „lambda” (grecka litera), oznaczający gęstość energii w próżni kosmicznej. Kontroluje ekspansję, a jej brak zatrzymuje ten proces. Teraz potrzebny był czynnik, aby wyjaśnić teorię kosmologiczną.
Jak obliczyć?
Albert Einstein przedstawił publicznie pierwszą wersję ogólnej teorii względności (GR) 25 listopada 1915 roku. Oryginalne równania Einsteina wyglądały tak:
We współczesnym świecie stała kosmologiczna to:
To równanie opisuje teorię względności. Ponadto stała jest również nazywana elementem lambda.
Galaktyki i rozszerzający się Wszechświat
Stała kosmologiczna nie naprawiła rzeczy tak, jak się spodziewał. Właściwie to zadziałało, ale tylko przez chwilę. Problem stałej kosmologicznej nie został rozwiązany.
To trwało do czasu, gdy inny młody naukowiec, Edwin Hubble, dokonał głębokiej obserwacji gwiazd zmiennych w odległych galaktykach. Ich migotanie ujawniło odległości do tych kosmicznych struktur i nie tylko.
Praca Hubble'a wykazałanie tylko, że wszechświat obejmował wiele innych galaktyk, ale jak się okazało, rozszerzał się i teraz wiemy, że tempo tego procesu zmienia się w czasie. To w dużej mierze zredukowało stałą kosmologiczną Einsteina do zera, a wielki naukowiec musiał zrewidować swoje założenia. Naukowcy nie porzucili tego całkowicie. Jednak Einstein nazwał później dodanie swojej stałej do ogólnej teorii względności największym błędem swojego życia. Ale czy tak jest?
Nowa stała kosmologiczna
W 1998 roku zespół naukowców pracujących z Kosmicznym Teleskopem Hubble'a, badający odległe supernowe, zauważył coś zupełnie nieoczekiwanego: ekspansja Wszechświata przyspiesza. Co więcej, tempo tego procesu nie jest takie, jakiego się spodziewali i było w przeszłości.
Biorąc pod uwagę, że wszechświat jest wypełniony masą, wydaje się logiczne, że ekspansja powinna zwolnić, nawet jeśli była tak mała. Tak więc to odkrycie wydawało się zaprzeczać temu, co przewidywały równania i stała kosmologiczna Einsteina. Astronomowie nie rozumieli, jak wytłumaczyć widoczne przyspieszenie ekspansji. Dlaczego, jak to się dzieje?
Odpowiedzi na pytania
Aby wyjaśnić przyspieszenie i kosmologiczne wyobrażenia na jego temat, naukowcy powrócili do idei pierwotnej teorii.
Ich ostatnie spekulacje nie wykluczają istnienia czegoś, co nazywa się ciemną energią. Jest to coś, czego nie można zobaczyć ani poczuć, ale jego skutki można zmierzyć. To to samo co ciemnomateria: jej efekt można określić na podstawie tego, jak wpływa na światło i widzialną materię.
Astronomowie mogą jeszcze nie wiedzieć, czym jest ta ciemna energia. Wiedzą jednak, że wpływa to na ekspansję wszechświata. Aby zrozumieć te procesy, potrzeba więcej czasu na obserwację i analizę. Może teoria kosmologiczna nie jest jednak takim złym pomysłem? W końcu można to wyjaśnić zakładając, że ciemna energia istnieje. Najwyraźniej to prawda i naukowcy muszą szukać dalszych wyjaśnień.
Co się stało na początku?
Pierwotny model kosmologiczny Einsteina był statycznym, jednorodnym modelem o geometrii sferycznej. Grawitacyjne oddziaływanie materii spowodowało przyspieszenie w tej strukturze, czego Einstein nie potrafił wyjaśnić, gdyż w tamtym czasie nie było wiadomo, że wszechświat się rozszerza. Dlatego naukowiec wprowadził stałą kosmologiczną do swoich równań ogólnej teorii względności. Ta stała jest stosowana do przeciwdziałania przyciąganiu grawitacyjnemu materii i dlatego została opisana jako efekt antygrawitacyjny.
Omega Lambda
Zamiast samej stałej kosmologicznej, badacze często odwołują się do związku między gęstością energii wynikającej z niej a krytyczną gęstością wszechświata. Wartość ta jest zwykle oznaczana w następujący sposób: ΩΛ. W płaskim wszechświecie ΩΛ odpowiada ułamkowi jego gęstości energii, co również wyjaśnia stała kosmologiczna.
Zauważ, że ta definicja jest związana z krytyczną gęstością obecnej epoki. Zmienia się w czasie, ale gęstośćenergia, ze względu na stałą kosmologiczną, pozostaje niezmienna w całej historii wszechświata.
Rozważmy dalej, jak współcześni naukowcy rozwijają tę teorię.
Dowód kosmologiczny
Obecne badania nad przyspieszającym wszechświatem są teraz bardzo aktywne, z wieloma różnymi eksperymentami obejmującymi bardzo różne skale czasowe, skale długości i procesy fizyczne. Powstał kosmologiczny model CDM, w którym Wszechświat jest płaski i ma następujące cechy:
- gęstość energii, która stanowi około 4% materii barionowej;
- 23% ciemna materia;
- 73% stałej kosmologicznej.
Kluczowym wynikiem obserwacyjnym, który nadał stałej kosmologicznej jej obecne znaczenie, było odkrycie, że odległe supernowe typu Ia (0<z<1) używane jako świece standardowe były słabsze niż oczekiwano w zwalniającym wszechświecie. Od tego czasu wiele grup potwierdziło ten wynik większą liczbą supernowych i szerszym zakresem przesunięć ku czerwieni.
Wyjaśnijmy to bardziej szczegółowo. Szczególne znaczenie we współczesnym myśleniu kosmologicznym mają obserwacje, że supernowe o wyjątkowo dużym przesunięciu ku czerwieni (z>1) są jaśniejsze niż oczekiwano, co jest sygnaturą, której można się spodziewać po czasie zwalniania poprzedzającym nasz obecny okres przyspieszenia. Przed opublikowaniem wyników supernowych w 1998 roku istniało już kilka linii dowodów, które utorowały drogę do stosunkowo szybkiegoprzyjęcie teorii przyspieszenia Wszechświata za pomocą supernowych. W szczególności trzy z nich:
- Wszechświat okazał się młodszy niż najstarsze gwiazdy. Ich ewolucja została dobrze zbadana, a obserwacje ich w gromadach kulistych i innych miejscach pokazują, że najstarsze formacje mają ponad 13 miliardów lat. Możemy to porównać do wieku Wszechświata, mierząc jego tempo ekspansji dzisiaj i cofając się do czasów Wielkiego Wybuchu. Gdyby wszechświat zwolnił do obecnej prędkości, wiek byłby krótszy, niż gdyby przyspieszył do obecnego tempa. Płaski wszechświat składający się wyłącznie z materii miałby około 9 miliardów lat, co stanowi poważny problem, biorąc pod uwagę, że jest kilka miliardów lat młodszy od najstarszych gwiazd. Z drugiej strony płaski wszechświat z 74% stałej kosmologicznej miałby około 13,7 miliarda lat. Widząc, że obecnie przyspiesza, rozwiązał paradoks wieku.
- Zbyt wiele odległych galaktyk. Ich liczba była już szeroko wykorzystywana w próbach oszacowania spowolnienia ekspansji Wszechświata. Ilość przestrzeni między dwoma przesunięciami ku czerwieni różni się w zależności od historii ekspansji (dla danego kąta bryłowego). Wykorzystując liczbę galaktyk pomiędzy dwoma przesunięciami ku czerwieni jako miarę objętości przestrzeni, obserwatorzy ustalili, że odległe obiekty wydają się zbyt duże w porównaniu z przewidywaniami spowolnienia Wszechświata. Albo jasność galaktyk lub ich liczba na jednostkę objętości ewoluowała w czasie w nieoczekiwany sposób, albo obliczone przez nas objętości były błędne. Przyśpieszająca materia mogłaby:wyjaśniłoby obserwacje bez wywoływania jakiejkolwiek dziwnej teorii ewolucji galaktyk.
- Obserwowalna płaskość wszechświata (pomimo niekompletnych dowodów). Na podstawie pomiarów wahań temperatury w kosmicznym mikrofalowym tle (CMB) od czasu, gdy Wszechświat miał około 380 000 lat, można stwierdzić, że jest on przestrzennie płaski z dokładnością do kilku procent. Łącząc te dane z dokładnym pomiarem gęstości materii we wszechświecie, staje się jasne, że ma ona tylko około 23% gęstości krytycznej. Jednym ze sposobów wyjaśnienia brakującej gęstości energii jest zastosowanie stałej kosmologicznej. Jak się okazało, pewna jego ilość jest po prostu konieczna, aby wyjaśnić przyspieszenie obserwowane w danych dotyczących supernowych. To był tylko czynnik potrzebny do uczynienia wszechświata płaskim. Dlatego stała kosmologiczna rozwiązała pozorną sprzeczność między obserwacjami gęstości materii a CMB.
Jaki jest sens?
Aby odpowiedzieć na pojawiające się pytania, rozważ następujące kwestie. Spróbujmy wyjaśnić fizyczne znaczenie stałej kosmologicznej.
Bierzemy równanie GR-1917 i umieszczamy tensor metryczny gab poza nawiasami. Dlatego w nawiasach będziemy mieli wyrażenie (R / 2 - Λ). Wartość R jest reprezentowana bez indeksów - jest to zwykła krzywizna skalarna. Jeśli wytłumaczysz na palcach - jest to odwrotność promienia koła / kuli. Płaska przestrzeń odpowiada R=0.
W tej interpretacji niezerowa wartość Λ oznacza, że nasz Wszechświat jest zakrzywionysam w sobie, w tym przy braku grawitacji. Jednak większość fizyków w to nie wierzy i uważa, że obserwowana krzywizna musi mieć jakąś wewnętrzną przyczynę.
Ciemna materia
Ten termin jest używany dla hipotetycznej materii we wszechświecie. Ma na celu wyjaśnienie wielu problemów ze standardowym modelem kosmologicznym Wielkiego Wybuchu. Astronomowie szacują, że około 25% Wszechświata składa się z ciemnej materii (być może złożonej z niestandardowych cząstek, takich jak neutrina, aksiony lub Weakly Interacting Massive Particles [WIMP]). A 70% Wszechświata w ich modelach składa się z jeszcze bardziej niejasnej ciemnej energii, pozostawiając tylko 5% na zwykłą materię.
Kreacjonistyczna Kosmologia
W 1915 Einstein rozwiązał problem opublikowania swojej ogólnej teorii względności. Pokazała, że anomalna precesja jest konsekwencją tego, jak grawitacja zniekształca przestrzeń i czas oraz kontroluje ruchy planet, gdy znajdują się one szczególnie blisko masywnych ciał, gdzie krzywizna przestrzeni jest najbardziej wyraźna.
Grawitacja newtonowska nie jest bardzo dokładnym opisem ruchu planet. Zwłaszcza, gdy krzywizna przestrzeni oddala się od euklidesowej płaskości. Ogólna teoria względności wyjaśnia niemal dokładnie obserwowane zachowanie. Tak więc, ani ciemna materia, która, jak sugerowali niektórzy, znajdowała się w niewidzialnym pierścieniu materii wokół Słońca, ani sama planeta Vulcan, nie były potrzebne do wyjaśnienia anomalii.
Wnioski
Na początkustała kosmologiczna byłaby znikoma. W późniejszych czasach gęstość materii będzie zasadniczo równa zeru, a wszechświat będzie pusty. Żyjemy w tej krótkiej kosmologicznej epoce, kiedy zarówno materia, jak i próżnia mają porównywalną wielkość.
W składniku materii najwyraźniej występują wkłady zarówno barionów, jak i źródła niebarionowego, oba są porównywalne (przynajmniej ich stosunek nie zależy od czasu). Ta teoria chwieje się pod ciężarem swojej nienaturalności, ale mimo to przekracza linię mety daleko przed konkurencją, więc dobrze pasuje do danych.
Oprócz potwierdzenia (lub obalenia) tego scenariusza, głównym wyzwaniem dla kosmologów i fizyków w nadchodzących latach będzie zrozumienie, czy te pozornie nieprzyjemne aspekty naszego wszechświata są po prostu niesamowitymi zbiegami okoliczności, czy też faktycznie odzwierciedlają podstawową strukturę, którą my jeszcze nie rozumiem.
Jeśli będziemy mieli szczęście, wszystko, co wydaje się teraz nienaturalne, posłuży jako klucz do głębszego zrozumienia fundamentalnej fizyki.
