På begynnelsen av 1900-tallet så en ung vitenskapsmann ved navn Albert Einstein på egenskapene til lys og masse og hvordan de forholder seg til hverandre. Resultatet av hans refleksjoner var relativitetsteorien. Arbeidet hans endret moderne fysikk og astronomi på en måte som fortsatt føles i dag. Hver student studerer sin berømte E=MC2-ligning for å forstå hvordan masse og energi er relatert. Dette er en av de grunnleggende fakta om eksistensen av kosmos.
Hva er den kosmologiske konstanten?
Dype som Einsteins ligninger for generell relativitetsteori var, presenterte de et problem. Han forsøkte å forklare hvordan masse og lys eksisterer i universet, hvordan deres interaksjon kan føre til et statisk (det vil si, ikke ekspanderende) univers. Dessverre spådde ligningene hans at den enten ville trekke seg sammen eller utvide seg, og ville fortsette å gjøre det for alltid, men til slutt ville den nå et punkt der den ville trekke seg sammen.
Det føltes ikke riktig for ham, så Einstein måtte forklare en måte å holde tyngdekraften på,å forklare det statiske universet. Tross alt antok de fleste fysikere og astronomer i hans tid ganske enkelt at dette var tilfelle. Så Einstein oppfant Fudge-faktoren, k alt "kosmologisk konstant", som ga orden til ligningene og resulterte i et univers som verken utvider seg eller trekker seg sammen. Han kom opp med tegnet «lambda» (gresk bokstav), som betegner energitettheten i rommets vakuum. Den kontrollerer utvidelsen, og mangelen stopper denne prosessen. Nå var det nødvendig med en faktor for å forklare den kosmologiske teorien.
Hvordan beregner jeg?
Albert Einstein presenterte den første versjonen av den generelle relativitetsteorien (GR) for offentligheten 25. november 1915. Einsteins originale ligninger så slik ut:
I den moderne verden er den kosmologiske konstanten:
Denne ligningen beskriver relativitetsteorien. En konstant kalles også et lambda-medlem.
Galaxies and the expanding Universe
Den kosmologiske konstanten fikset ikke ting slik han forventet. Egentlig fungerte det, men bare en stund. Problemet med den kosmologiske konstanten er ikke løst.
Dette fortsatte helt til en annen ung forsker, Edwin Hubble, gjorde en dyp observasjon av variable stjerner i fjerne galakser. Deres flimring avslørte avstandene til disse kosmiske strukturene og mer.
Hubbles arbeid har demonstrertikke bare at universet inkluderte mange andre galakser, men som det viste seg at det utvidet seg, og nå vet vi at hastigheten på denne prosessen endres over tid. Dette reduserte i stor grad Einsteins kosmologiske konstant til null, og den store vitenskapsmannen måtte revidere sine antakelser. Forskere har ikke forlatt det helt. Imidlertid k alte Einstein senere å legge konstanten sin til generell relativitetsteori for den største feilen i livet hans. Men er det?
Ny kosmologisk konstant
I 1998 la et team av forskere som jobbet med Hubble-romteleskopet, og studerte fjerne supernovaer, noe helt uventet: utvidelsen av universet akselererer. Dessuten er ikke tempoet i prosessen det de forventet og har vært tidligere.
Med tanke på at universet er fylt med masse, virker det logisk at utvidelsen skal bremses opp, selv om den var så liten. Dermed så denne oppdagelsen ut til å motsi hva ligningene og Einsteins kosmologiske konstant forutså. Astronomer forsto ikke hvordan de skulle forklare den tilsynelatende akselerasjonen av ekspansjon. Hvorfor, hvordan skjer dette?
Svar på spørsmål
For å forklare akselerasjonen og de kosmologiske forestillingene om den, har forskere vendt tilbake til ideen om den opprinnelige teorien.
Deres siste spekulasjoner utelukker ikke eksistensen av noe som kalles mørk energi. Det er noe som ikke kan ses eller føles, men effektene kan måles. Det er det samme som mørktmaterie: effekten kan bestemmes av hvordan den påvirker lys og synlig materie.
Astronomer vet kanskje ikke ennå hva denne mørke energien er. Imidlertid vet de at det påvirker utvidelsen av universet. For å forstå disse prosessene trengs det mer tid til observasjon og analyse. Kanskje den kosmologiske teorien ikke er en så dårlig idé likevel? Tross alt kan det forklares ved å anta at mørk energi eksisterer. Tilsynelatende er dette sant, og forskere må se etter ytterligere forklaringer.
Hva skjedde i begynnelsen?
Einsteins opprinnelige kosmologiske modell var en statisk homogen modell med en sfærisk geometri. Gravitasjonseffekten av materie forårsaket en akselerasjon i denne strukturen, noe Einstein ikke kunne forklare, siden det på den tiden ikke var kjent at universet utvidet seg. Derfor introduserte forskeren den kosmologiske konstanten i ligningene hans for generell relativitet. Denne konstanten brukes for å motvirke tyngdekraften til materie, og derfor har den blitt beskrevet som antigravitasjonseffekten.
Omega Lambda
I stedet for selve den kosmologiske konstanten, refererer forskere ofte til forholdet mellom energitettheten som skyldes den og universets kritiske tetthet. Denne verdien er vanligvis betegnet som følger: ΩΛ. I et flatt univers tilsvarer ΩΛ en brøkdel av energitettheten, noe som også forklares av den kosmologiske konstanten.
Merk at denne definisjonen er relatert til den kritiske tettheten til den nåværende epoken. Det endrer seg over tid, men tetthetenenergi, på grunn av den kosmologiske konstanten, forblir uendret gjennom universets historie.
La oss vurdere nærmere hvordan moderne forskere utvikler denne teorien.
kosmologisk bevis
Den nåværende studien av det akselererende universet er nå veldig aktiv, med mange forskjellige eksperimenter som dekker vidt forskjellige tidsskalaer, lengdeskalaer og fysiske prosesser. Det er laget en kosmologisk CDM-modell, der universet er flatt og har følgende egenskaper:
- energitetthet, som er omtrent 4 % av baryonisk materiale;
- 23 % mørk materie;
- 73 % av den kosmologiske konstanten.
Det kritiske observasjonsresultatet som brakte den kosmologiske konstanten til sin nåværende betydning, var oppdagelsen av at fjerntliggende Type Ia (0<z<1) supernovaer brukt som standard lys var svakere enn forventet i et langsommere univers. Siden den gang har mange grupper bekreftet dette resultatet med flere supernovaer og et bredere spekter av rødforskyvninger.
La oss forklare mer detaljert. Av spesiell betydning i dagens kosmologiske tenkning er observasjonene om at supernovaer med ekstremt høy rødforskyvning (z>1) er lysere enn forventet, noe som er en signatur som forventes fra retardasjonstiden frem til vår nåværende akselerasjonsperiode. Før utgivelsen av supernovaresultater i 1998, var det allerede flere bevislinjer som banet vei for relativt raskeaksept av teorien om universets akselerasjon ved hjelp av supernovaer. Spesielt tre av dem:
- Universet viste seg å være yngre enn de eldste stjernene. Evolusjonen deres er godt studert, og observasjoner av dem i kulehoper og andre steder viser at de eldste formasjonene er over 13 milliarder år gamle. Vi kan sammenligne dette med universets alder ved å måle dets ekspansjonshastighet i dag og spore tilbake til tiden for Big Bang. Hvis universet bremset ned til sin nåværende hastighet, ville alderen være mindre enn hvis det akselererte til sin nåværende hastighet. Et flatt univers med bare materie ville være omtrent 9 milliarder år gammelt, et stort problem med tanke på at det er flere milliarder år yngre enn de eldste stjernene. På den annen side ville et flatt univers med 74 % av den kosmologiske konstanten være omtrent 13,7 milliarder år gammelt. Så å se at hun for øyeblikket akselererer løste aldersparadokset.
- For mange fjerne galakser. Antallet deres har allerede blitt mye brukt i forsøk på å estimere retardasjonen av utvidelsen av universet. Mengden mellomrom mellom to rødforskyvninger varierer avhengig av ekspansjonshistorikken (for en gitt helvinkel). Ved å bruke antall galakser mellom to rødforskyvninger som et mål på volumet av rommet, har observatører bestemt at fjerne objekter ser ut til å være for store sammenlignet med spådommer om et avtagende univers. Enten har lysstyrken til galakser eller antallet per volumenhet utviklet seg over tid på uventede måter, eller volumene vi beregnet var feil. Den akselererende saken kunneville forklare observasjonene uten å utløse noen merkelig teori om galakseutviklingen.
- Universets observerbare flathet (til tross for ufullstendige bevis). Ved å bruke målinger av temperatursvingninger i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB), siden tiden da universet var omtrent 380 000 år gammelt, kan det konkluderes med at det er romlig flatt til innenfor noen få prosent. Ved å kombinere disse dataene med en nøyaktig måling av tettheten av materie i universet, blir det klart at det bare har omtrent 23 % av den kritiske tettheten. En måte å forklare den manglende energitettheten på er å bruke den kosmologiske konstanten. Som det viste seg, er en viss mengde av det ganske enkelt nødvendig for å forklare akselerasjonen observert i supernovadataene. Dette var bare faktoren som var nødvendig for å gjøre universet flatt. Derfor løste den kosmologiske konstanten den tilsynelatende motsetningen mellom observasjoner av materietetthet og CMB.
Hva er vitsen?
For å svare på spørsmålene som dukker opp, vurder følgende. La oss prøve å forklare den fysiske betydningen av den kosmologiske konstanten.
Vi tar GR-ligningen-1917 og setter den metriske tensoren gab utenfor parentes. Derfor vil vi innenfor parentesene ha uttrykket (R / 2 - Λ). Verdien av R er representert uten indekser - dette er den vanlige, skalære krumningen. Hvis du forklarer på fingrene - dette er den gjensidige av radiusen til sirkelen / sfæren. Flat plass tilsvarer R=0.
I denne tolkningen betyr en ikke-null verdi av Λ at universet vårt er buetav seg selv, inkludert i fravær av tyngdekraft. De fleste fysikere tror imidlertid ikke på dette og mener at den observerte krumningen må ha en indre årsak.
Mørk materie
Dette begrepet brukes om hypotetisk materie i universet. Den er designet for å forklare mange problemer med standard Big Bang kosmologiske modell. Astronomer anslår at omtrent 25 % av universet består av mørk materie (kanskje satt sammen av ikke-standardiserte partikler som nøytrinoer, aksioner eller svakt interagerende massive partikler [WIMPs]). Og 70 % av universet i modellene deres består av enda mer uklar mørk energi, og det er bare 5 % igjen for vanlig materie.
kreasjonistisk kosmologi
I 1915 løste Einstein problemet med å publisere sin generelle relativitetsteori. Hun viste at den uregelmessige presesjonen er en konsekvens av hvordan tyngdekraften forvrenger rom og tid og kontrollerer planetenes bevegelser når de er spesielt nær massive kropper, der krumningen i rommet er mest utt alt.
Newtonsk gravitasjon er ikke en veldig nøyaktig beskrivelse av planetarisk bevegelse. Spesielt når krumningen av rommet beveger seg bort fra den euklidiske flatheten. Og generell relativitetsteori forklarer den observerte atferden nesten nøyaktig. Dermed trengtes verken mørk materie, som noen har antydet var i en usynlig ring av materie rundt solen, eller selve planeten Vulcan, for å forklare anomalien.
Konklusjoner
I de tidlige dageneden kosmologiske konstanten ville være ubetydelig. På senere tidspunkter vil materietettheten i hovedsak være null, og universet vil være tomt. Vi lever i den korte kosmologiske epoken når både materie og vakuum er av sammenlignbar størrelse.
Innenfor materiekomponenten er det tilsynelatende bidrag fra både baryoner og en ikke-baryonkilde, begge er sammenlignbare (i det minste er forholdet deres ikke avhengig av tid). Denne teorien vakler under vekten av dens unaturlighet, men krysser likevel målstreken langt foran konkurrentene, så godt passer den med dataene.
I tillegg til å bekrefte (eller tilbakevise) dette scenariet, vil hovedutfordringen for kosmologer og fysikere i de kommende årene være å forstå om disse tilsynelatende ubehagelige aspektene ved universet vårt rett og slett er fantastiske tilfeldigheter eller faktisk gjenspeiler grunnleggende struktur som vi forstår ikke ennå.
Hvis vi er heldige, vil alt som virker unaturlig nå tjene som en nøkkel til en dypere forståelse av grunnleggende fysikk.
