I början av 1900-talet tittade en ung vetenskapsman vid namn Albert Einstein på egenskaperna hos ljus och massa och hur de förhåller sig till varandra. Resultatet av hans reflektioner var relativitetsteorin. Hans arbete förändrade modern fysik och astronomi på ett sätt som känns än idag. Varje elev studerar sin berömda E=MC2-ekvation för att förstå hur massa och energi är relaterade. Detta är en av de grundläggande fakta om kosmos existens.
Vad är den kosmologiska konstanten?
Så djupa som Einsteins ekvationer för generell relativitetsteori var, presenterade de ett problem. Han försökte förklara hur massa och ljus existerar i universum, hur deras interaktion kan leda till ett statiskt (det vill säga inte expanderande) universum. Tyvärr förutspådde hans ekvationer att den antingen skulle krympa eller expandera, och skulle fortsätta att göra det för alltid, men så småningom skulle den nå en punkt där den skulle dra ihop sig.
Det kändes inte rätt för honom, så Einstein var tvungen att förklara ett sätt att hålla gravitationen,för att förklara det statiska universum. När allt kommer omkring antog de flesta fysiker och astronomer på hans tid helt enkelt att så var fallet. Så Einstein uppfann Fudge-faktorn, kallad den "kosmologiska konstanten", som gav ordning åt ekvationerna och resulterade i ett universum som varken expanderar eller drar ihop sig. Han kom på tecknet "lambda" (grekisk bokstav), som betecknar energitätheten i rymdens vakuum. Den styr expansionen och dess brist stoppar denna process. Nu behövdes en faktor för att förklara den kosmologiska teorin.
Hur räknar man ut?
Albert Einstein presenterade den första versionen av den allmänna relativitetsteorin (GR) för allmänheten den 25 november 1915. Einsteins ursprungliga ekvationer såg ut så här:
I den moderna världen är den kosmologiska konstanten:
Denna ekvation beskriver relativitetsteorin. En konstant kallas också en lambda-medlem.
Galaxies and the expanding Universe
Den kosmologiska konstanten fixade inte saker som han förväntade sig. Egentligen fungerade det, men bara ett tag. Problemet med den kosmologiska konstanten har inte lösts.
Detta fortsatte tills en annan ung forskare, Edwin Hubble, gjorde en djup observation av variabla stjärnor i avlägsna galaxer. Deras flimmer avslöjade avstånden till dessa kosmiska strukturer och mer.
Hubbles arbete har visat siginte bara att universum inkluderade många andra galaxer, utan som det visade sig expanderade det, och nu vet vi att hastigheten för denna process förändras över tiden. Detta reducerade till stor del Einsteins kosmologiska konstant till noll, och den store vetenskapsmannen var tvungen att revidera sina antaganden. Forskare har inte övergett det helt. Men Einstein kallade senare att lägga sin konstant till den allmänna relativitetsteorien för det största misstaget i hans liv. Men är det?
Ny kosmologisk konstant
1998 märkte ett team av forskare som arbetade med rymdteleskopet Hubble och studerade avlägsna supernovor något helt oväntat: universums expansion accelererar. Dessutom är takten i processen inte vad de förväntade sig och har varit tidigare.
Med tanke på att universum är fyllt med massa verkar det logiskt att expansionen skulle sakta ner, även om den vore så liten. Således verkade denna upptäckt motsäga vad ekvationerna och Einsteins kosmologiska konstant förutspådde. Astronomer förstod inte hur de skulle förklara expansionens uppenbara acceleration. Varför, hur händer det här?
Svar på frågor
För att förklara accelerationen och de kosmologiska föreställningarna om den har forskare återvänt till idén om den ursprungliga teorin.
Deras senaste spekulationer utesluter inte att det finns något som kallas mörk energi. Det är något som inte kan ses eller kännas, men dess effekter kan mätas. Det är samma sak som mörktmateria: dess effekt kan bestämmas av hur den påverkar ljus och synlig materia.
Astronomer kanske ännu inte vet vad denna mörka energi är. Men de vet att det påverkar universums expansion. För att förstå dessa processer krävs mer tid för observation och analys. Kanske den kosmologiska teorin inte är en så dålig idé trots allt? Det kan trots allt förklaras genom att anta att mörk energi existerar. Tydligen är detta sant och forskare måste leta efter ytterligare förklaringar.
Vad hände i början?
Einsteins ursprungliga kosmologiska modell var en statisk homogen modell med en sfärisk geometri. Materiens gravitationseffekt orsakade en acceleration i denna struktur, vilket Einstein inte kunde förklara, eftersom det vid den tiden inte var känt att universum expanderade. Därför introducerade vetenskapsmannen den kosmologiska konstanten i sina ekvationer av allmän relativitet. Denna konstant används för att motverka materiens gravitationsdrag, och därför har den beskrivits som antigravitationseffekten.
Omega Lambda
Istället för själva den kosmologiska konstanten hänvisar forskare ofta till förhållandet mellan energitätheten som beror på den och universums kritiska täthet. Detta värde anges vanligtvis enligt följande: ΩΛ. I ett platt universum motsvarar ΩΛ en bråkdel av dess energitäthet, vilket också förklaras av den kosmologiska konstanten.
Observera att denna definition är relaterad till den aktuella epokens kritiska täthet. Det förändras med tiden, men täthetenenergi, på grund av den kosmologiska konstanten, förblir oförändrad genom universums historia.
Låt oss överväga ytterligare hur moderna vetenskapsmän utvecklar denna teori.
kosmologiskt bevis
Den nuvarande studien av det accelererande universum är nu mycket aktiv, med många olika experiment som täcker mycket olika tidsskalor, längdskalor och fysiska processer. En kosmologisk CDM-modell har skapats, där universum är platt och har följande egenskaper:
- energidensitet, som är cirka 4 % av baryonmateria;
- 23 % mörk materia;
- 73 % av den kosmologiska konstanten.
Det kritiska observationsresultatet som förde den kosmologiska konstanten till sin nuvarande betydelse var upptäckten att avlägsna supernovor av typ Ia (0<z<1) som användes som standardljus var svagare än förväntat i ett långsammare universum. Sedan dess har många grupper bekräftat detta resultat med fler supernovor och ett bredare utbud av rödförskjutningar.
Låt oss förklara mer i detalj. Av särskild betydelse i dagens kosmologiska tänkande är observationerna att supernovor med extremt hög rödförskjutning (z>1) är ljusare än förväntat, vilket är en signatur som förväntas från retardationstiden fram till vår nuvarande accelerationsperiod. Innan supernovaresultaten släpptes 1998 fanns det redan flera bevis som banade väg för relativt snabbaacceptans av teorin om universums acceleration med hjälp av supernovor. I synnerhet tre av dem:
- Universum visade sig vara yngre än de äldsta stjärnorna. Deras utveckling har studerats väl, och observationer av dem i klothopar och på andra håll visar att de äldsta formationerna är över 13 miljarder år gamla. Vi kan jämföra detta med universums ålder genom att mäta dess expansionshastighet idag och spåra tillbaka till tiden för Big Bang. Om universum saktade ner till sin nuvarande hastighet, skulle åldern vara lägre än om det accelererade till sin nuvarande hastighet. Ett platt universum med enbart materia skulle vara cirka 9 miljarder år gamm alt, ett stort problem med tanke på att det är flera miljarder år yngre än de äldsta stjärnorna. Å andra sidan skulle ett platt universum med 74% av den kosmologiska konstanten vara cirka 13,7 miljarder år gamm alt. Så att se att hon för närvarande accelererar löste åldersparadoxen.
- För många avlägsna galaxer. Deras antal har redan använts i stor utsträckning i försök att uppskatta inbromsningen av universums expansion. Mängden utrymme mellan två rödförskjutningar varierar beroende på expansionshistoriken (för en given rymdvinkel). Genom att använda antalet galaxer mellan två rödförskjutningar som ett mått på rymdens volym har observatörer bestämt att avlägsna objekt verkar för stora jämfört med förutsägelser om ett långsammare universum. Antingen har galaxernas ljusstyrka eller deras antal per volymenhet utvecklats över tiden på oväntade sätt, eller så var volymerna vi beräknade fel. Den accelererande materien kundeskulle förklara observationerna utan att utlösa någon konstig teori om galaxens evolution.
- Universums observerbara flathet (trots ofullständiga bevis). Med hjälp av mätningar av temperaturfluktuationer i den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB), sedan tiden då universum var cirka 380 000 år gamm alt, kan man dra slutsatsen att det är rumsligt platt till inom några få procent. Genom att kombinera dessa data med en noggrann mätning av materiens densitet i universum blir det tydligt att den bara har cirka 23 % av den kritiska densiteten. Ett sätt att förklara den saknade energitätheten är att tillämpa den kosmologiska konstanten. Som det visade sig är en viss mängd av det helt enkelt nödvändigt för att förklara accelerationen som observeras i supernovadata. Detta var bara den faktor som behövdes för att göra universum platt. Därför löste den kosmologiska konstanten den uppenbara motsättningen mellan observationer av materiedensitet och CMB.
Vad är poängen?
Tänk på följande för att svara på frågorna som dyker upp. Låt oss försöka förklara den fysiska innebörden av den kosmologiska konstanten.
Vi tar GR-ekvationen-1917 och sätter den metriska tensorn gab utanför parentes. Därför kommer vi inom parentes att ha uttrycket (R / 2 - Λ). Värdet på R representeras utan index - detta är den vanliga, skalära krökningen. Om du förklarar på fingrarna - detta är den ömsesidiga radien av cirkeln / sfären. Platt utrymme motsvarar R=0.
I denna tolkning betyder ett värde som inte är noll på Λ att vårt universum är krökti sig, inklusive i frånvaro av någon gravitation. De flesta fysiker tror dock inte på detta och tror att den observerade krökningen måste ha någon inre orsak.
Mörk materia
Denna term används för hypotetisk materia i universum. Den är utformad för att förklara många problem med den vanliga kosmologiska Big Bang-modellen. Astronomer uppskattar att cirka 25 % av universum består av mörk materia (kanske sammansatt av icke-standardiserade partiklar som neutriner, axioner eller svagt interagerande massiva partiklar [WIMPs]). Och 70 % av universum i deras modeller består av ännu mer obskyr mörk energi, vilket bara lämnar 5 % kvar för vanlig materia.
kreationistisk kosmologi
År 1915 löste Einstein problemet med att publicera sin allmänna relativitetsteori. Hon visade att den anomala precessionen är en konsekvens av hur gravitationen förvränger rum och tid och styr planeternas rörelser när de är särskilt nära massiva kroppar, där rymdens krökning är mest uttalad.
Newtonsk gravitation är inte en särskilt exakt beskrivning av planetrörelser. Speciellt när rymdens krökning rör sig bort från den euklidiska plattheten. Och generell relativitetsteori förklarar det observerade beteendet nästan exakt. Således behövdes varken mörk materia, som vissa har föreslagit befann sig i en osynlig ring av materia runt solen, eller planeten Vulcan själv, för att förklara anomalien.
slutsatser
I tidiga dagarden kosmologiska konstanten skulle vara försumbar. Vid senare tillfällen kommer materiens densitet att vara i princip noll, och universum kommer att vara tomt. Vi lever i den korta kosmologiska epoken när både materia och vakuum är av jämförbar storlek.
Inom materiekomponenten finns det tydligen bidrag från både baryoner och en icke-baryonkälla, båda är jämförbara (åtminstone beror deras förhållande inte på tid). Denna teori vacklar under tyngden av sin onaturlighet, men korsar ändå mållinjen långt före konkurrenterna, så väl passar den med data.
Förutom att bekräfta (eller vederlägga) detta scenario, kommer den största utmaningen för kosmologer och fysiker under de kommande åren att vara att förstå om dessa till synes obehagliga aspekter av vårt universum helt enkelt är fantastiska tillfälligheter eller faktiskt återspeglar den grundläggande strukturen som vi förstår inte ännu.
Om vi har tur kommer allt som verkar onaturligt nu att fungera som en nyckel till en djupare förståelse av fundamental fysik.
