V začetku 20. stoletja je mladi znanstvenik po imenu Albert Einstein preučeval lastnosti svetlobe in mase ter njihov medsebojni odnos. Rezultat njegovih razmišljanj je bila teorija relativnosti. Njegovo delo je spremenilo sodobno fiziko in astronomijo na način, ki se čuti še danes. Vsak učenec preuči svojo slavno enačbo E=MC2, da bi razumel, kako sta masa in energija povezani. To je eno od temeljnih dejstev obstoja kozmosa.
Kaj je kozmološka konstanta?
Kakor globoke so bile Einsteinove enačbe za splošno relativnost, so predstavljale problem. Skušal je razložiti, kako v vesolju obstajata masa in svetloba, kako lahko njuna interakcija vodi do statičnega (torej ne širitvenega) vesolja. Na žalost so njegove enačbe napovedovale, da se bo skrčilo ali razširilo in bo tako nadaljevalo za vedno, vendar bo sčasoma doseglo točko, ko se bo skrčilo.
Njemu se ni zdelo prav, zato je moral Einstein razložiti način zadrževanja gravitacije,razložiti statično vesolje. Konec koncev je večina fizikov in astronomov njegovega časa preprosto domnevala, da je tako. Tako je Einstein izumil faktor Fudge, imenovan "kozmološka konstanta", ki je dal red enačbam in povzročil vesolje, ki se ne širi ne krči. Izmislil je znak "lambda" (grška črka), ki označuje gostoto energije v vakuumu prostora. Nadzira širitev in njeno pomanjkanje ustavi ta proces. Zdaj je bil potreben faktor za razlago kozmološke teorije.
Kako izračunati?
Albert Einstein je 25. novembra 1915 javnosti predstavil prvo različico splošne teorije relativnosti (GR). Einsteinove prvotne enačbe so izgledale takole:
V sodobnem svetu je kozmološka konstanta:
Ta enačba opisuje teorijo relativnosti. Konstanta se imenuje tudi lambda član.
Galaksije in širi se vesolje
Kozmološka konstanta stvari ni popravila tako, kot je pričakoval. Pravzaprav je delovalo, vendar le za nekaj časa. Problem kozmološke konstante ni rešen.
To se je nadaljevalo, dokler drug mladi znanstvenik, Edwin Hubble, ni globoko opazoval spremenljive zvezde v oddaljenih galaksijah. Njihovo utripanje je razkrilo razdalje do teh kozmičnih struktur in še več.
Hubblovo delo je dokazanone samo, da je vesolje vključevalo številne druge galaksije, ampak kot se je izkazalo, se je širilo in zdaj vemo, da se hitrost tega procesa sčasoma spreminja. To je v veliki meri zmanjšalo Einsteinovo kozmološko konstanto na nič in veliki znanstvenik je moral revidirati svoje domneve. Raziskovalci ga niso popolnoma opustili. Vendar je Einstein pozneje dodajanje svoje konstante splošni teoriji relativnosti označil za največjo napako svojega življenja. Ampak ali je?
Nova kozmološka konstanta
Leta 1998 je skupina znanstvenikov, ki je sodelovala z vesoljskim teleskopom Hubble in preučevala oddaljene supernove, opazila nekaj povsem nepričakovanega: širitev vesolja se pospešuje. Poleg tega hitrost procesa ni takšna, kot so pričakovali in je bila v preteklosti.
Glede na to, da je vesolje napolnjeno z maso, se zdi logično, da bi se širitev upočasnila, čeprav bi bila tako majhna. Tako se je zdelo, da je to odkritje v nasprotju s tem, kar so napovedale enačbe in Einsteinova kozmološka konstanta. Astronomi niso razumeli, kako razložiti navidezno pospeševanje širjenja. Zakaj, kako se to dogaja?
Odgovori na vprašanja
Da bi razložili pospešek in kozmološke predstave o tem, so se znanstveniki vrnili k ideji prvotne teorije.
Njihova zadnja špekulacija ne izključuje obstoja nečesa, kar se imenuje temna energija. To je nekaj, česar ni mogoče videti ali občutiti, vendar je mogoče njegove učinke izmeriti. To je isto kot temnosnov: njen učinek je mogoče določiti glede na to, kako vpliva na svetlobo in vidno snov.
Astronomi morda še ne vedo, kaj je ta temna energija. Vendar vedo, da vpliva na širjenje vesolja. Za razumevanje teh procesov je potrebno več časa za opazovanje in analizo. Mogoče kozmološka teorija kljub vsemu ni tako slaba ideja? Konec koncev je to mogoče razložiti s predpostavko, da temna energija obstaja. Očitno je to res in znanstveniki morajo iskati dodatne razlage.
Kaj se je zgodilo na začetku?
Einsteinov prvotni kozmološki model je bil statični homogen model s sferično geometrijo. Gravitacijski učinek snovi je povzročil pospešek v tej strukturi, česar Einstein ni mogel razložiti, saj takrat še ni bilo znano, da se vesolje širi. Zato je znanstvenik v svoje enačbe splošne relativnosti uvedel kozmološko konstanto. Ta konstanta se uporablja za preprečevanje gravitacijske sile snovi, zato je bila opisana kot antigravitacijski učinek.
Omega Lambda
Namesto same kozmološke konstante se raziskovalci pogosto sklicujejo na razmerje med gostoto energije, ki jo povzroča, in kritično gostoto vesolja. Ta vrednost je običajno označena na naslednji način: ΩΛ. V ravnem vesolju ΩΛ ustreza delčku njegove energijske gostote, kar je razloženo tudi s kozmološko konstanto.
Upoštevajte, da je ta definicija povezana s kritično gostoto trenutne epohe. Sčasoma se spreminja, vendar gostotaenergija zaradi kozmološke konstante ostaja nespremenjena skozi celotno zgodovino vesolja.
Razmislimo naprej, kako sodobni znanstveniki razvijajo to teorijo.
Kozmološki dokaz
Trenutna študija pospeševalnega vesolja je zdaj zelo aktivna, s številnimi različnimi poskusi, ki pokrivajo zelo različne časovne lestvice, dolžinske lestvice in fizične procese. Ustvarjen je kozmološki CDM model, v katerem je Vesolje ravno in ima naslednje značilnosti:
- energijska gostota, ki je približno 4% barionske snovi;
- 23% temne snovi;
- 73% kozmološke konstante.
Kritični rezultat opazovanja, ki je kozmološko konstanto pripeljal do trenutnega pomena, je bilo odkritje, da so bile oddaljene supernove tipa Ia (0<z<1), uporabljene kot standardne sveče, šibkejše od pričakovanega v upočasnjenem vesolju. Od takrat so številne skupine potrdile ta rezultat z več supernovami in širšim naborom rdečih premikov.
Pojasnimo podrobneje. Posebej pomembna v trenutnem kozmološkem razmišljanju so opažanja, da so supernove z izjemno visokim rdečim premikom (z>1) svetlejše od pričakovanega, kar je podpis, ki se pričakuje od časa upočasnitve, ki vodi do našega trenutnega obdobja pospeševanja. Pred objavo rezultatov supernove leta 1998 je že obstajalo več vrst dokazov, ki so utrli pot razmeroma hitremusprejetje teorije pospeševanja vesolja s pomočjo supernov. Zlasti tri od njih:
- Izkazalo se je, da je vesolje mlajšo od najstarejših zvezd. Njihov razvoj je bil dobro proučen, opazovanja v kroglastih kopicah in drugod pa kažejo, da so najstarejše formacije stare več kot 13 milijard let. To lahko primerjamo s starostjo vesolja tako, da izmerimo njegovo današnjo stopnjo širjenja in sledimo času velikega poka. Če bi se vesolje upočasnilo na trenutno hitrost, bi bila starost manjša, kot če bi se pospešilo na trenutno hitrost. Plosko vesolje, ki vsebuje samo snov, bi bilo staro približno 9 milijard let, kar je velika težava, saj je nekaj milijard let mlajše od najstarejših zvezd. Po drugi strani bi bilo ravno vesolje s 74 % kozmološke konstante staro približno 13,7 milijarde let. Videti, da trenutno pospešuje, je torej rešilo starostni paradoks.
- Preveč oddaljenih galaksij. Njihovo število se je že pogosto uporabljalo pri poskusih ocene upočasnitve širjenja vesolja. Količina prostora med dvema rdečima premikoma se razlikuje glede na zgodovino razširitve (za dani trdni kot). Z uporabo števila galaksij med dvema rdečima premikoma kot merila prostornine prostora so opazovalci ugotovili, da se oddaljeni predmeti zdijo preveliki v primerjavi z napovedmi upočasnjenega vesolja. Ali se je svetilnost galaksij ali njihovo število na enoto prostornine sčasoma razvila na nepričakovane načine, ali pa so bile prostornine, ki smo jih izračunali, napačne. Pospeševalna zadeva bi lahkobi pojasnila opažanja, ne da bi sprožila kakršno koli čudno teorijo evolucije galaksij.
- Opaziti ravnost vesolja (kljub nepopolnim dokazom). Z meritvami temperaturnih nihanj v kozmičnem mikrovalovnem ozadju (CMB) od časa, ko je bilo vesolje staro okoli 380.000 let, lahko sklepamo, da je prostorsko ravno v mejah nekaj odstotkov. Če združimo te podatke z natančnim merjenjem gostote snovi v vesolju, postane jasno, da ima le približno 23 % kritične gostote. Eden od načinov za razlago manjkajoče energetske gostote je uporaba kozmološke konstante. Kot se je izkazalo, je določena količina preprosto potrebna za razlago pospeška, opaženega v podatkih o supernovi. To je bil ravno tisti dejavnik, ki je bil potreben, da bi bilo vesolje ravno. Zato je kozmološka konstanta razrešila očitno protislovje med opazovanji gostote snovi in CMB.
Kaj je smisel?
Če želite odgovoriti na vprašanja, ki se porajajo, upoštevajte naslednje. Poskusimo razložiti fizični pomen kozmološke konstante.
Vzamemo enačbo GR-1917 in metrični tenzor gab postavimo iz oklepajev. Zato bomo znotraj oklepajev imeli izraz (R / 2 - Λ). Vrednost R je predstavljena brez indeksov - to je običajna, skalarna ukrivljenost. Če razložite na prstih - to je recipročna vrednost polmera kroga / krogle. Ravni prostor ustreza R=0.
V tej interpretaciji neničelna vrednost Λ pomeni, da je naše vesolje ukrivljenosamo po sebi, tudi v odsotnosti kakršne koli gravitacije. Vendar večina fizikov temu ne verjame in verjame, da mora imeti opažena ukrivljenost nek notranji vzrok.
temna snov
Ta izraz se uporablja za hipotetično snov v vesolju. Zasnovan je tako, da razloži veliko težav s standardnim kozmološkim modelom Velikega poka. Astronomi ocenjujejo, da je približno 25 % vesolja sestavljeno iz temne snovi (morda sestavljene iz nestandardnih delcev, kot so nevtrini, aksioni ali šibko medsebojno delujoči masivni delci [WIMP]). In 70 % vesolja v njihovih modelih je sestavljeno iz še bolj nejasne temne energije, le 5 % pa ostane za navadno snov.
kreacionistična kozmologija
Leta 1915 je Einstein rešil problem objave svoje splošne teorije relativnosti. Pokazala je, da je anomalna precesija posledica tega, kako gravitacija izkrivlja prostor in čas ter nadzoruje gibanje planetov, ko so še posebej blizu masivnih teles, kjer je ukrivljenost prostora najbolj izrazita..
Newtonova gravitacija ni zelo natančen opis gibanja planetov. Še posebej, ko se ukrivljenost prostora oddalji od evklidske ravnosti. In splošna teorija relativnosti skoraj natančno razloži opaženo vedenje. Tako za razlago anomalije ni bila potrebna niti temna snov, za katero so nekateri domnevali, da je v nevidnem obroču snovi okoli Sonca, niti sam planet Vulkan.
Sklepi
V prvih dnehkozmološka konstanta bi bila zanemarljiva. Kasneje bo gostota snovi v bistvu enaka nič in vesolje bo prazno. Živimo v tisti kratki kozmološki epohi, ko sta tako materija kot vakuum primerljive velikosti.
Znotraj komponente materije očitno obstajajo prispevki tako iz barionov kot iz nebarionskega vira, oba sta primerljiva (vsaj njihovo razmerje ni odvisno od časa). Ta teorija se niha pod težo svoje nenaravnosti, a kljub temu prečka ciljno črto daleč pred konkurenco, tako da se dobro ujema s podatki.
Poleg potrditve (ali ovrženja) tega scenarija bo glavni izziv za kozmologe in fizike v prihodnjih letih razumeti, ali so ti na videz neprijetni vidiki našega vesolja preprosto neverjetna naključja ali dejansko odražajo osnovno strukturo, ki jo imamo še ne razumem.
Če bomo imeli srečo, bo vse, kar se zdaj zdi nenaravno, služilo kot ključ do globljega razumevanja temeljne fizike.
