20. sajandi alguses uuris noor teadlane Albert Einstein valguse ja massi omadusi ning nende omavahelist seost. Tema mõtiskluste tulemuseks oli relatiivsusteooria. Tema töö muutis kaasaegset füüsikat ja astronoomiat viisil, mida on tunda tänapäevalgi. Iga õpilane uurib oma kuulsat E=MC2 võrrandit, et mõista, kuidas mass ja energia on omavahel seotud. See on üks kosmose olemasolu põhitõdesid.
Mis on kosmoloogiline konstant?
Nii sügavad kui Einsteini üldrelatiivsusteooria võrrandid olid, kujutasid nad endast probleemi. Ta püüdis selgitada, kuidas mass ja valgus universumis eksisteerivad, kuidas nende koostoime võib viia staatilise (st mitte paisuva) universumini. Kahjuks ennustasid tema võrrandid, et see kas tõmbub kokku või laieneb ja jätkab seda igavesti, kuid jõuab lõpuks punkti, kus see kahaneb.
See ei tundunud talle õige, nii et Einstein pidi selgitama, kuidas gravitatsiooni hoida,staatilise universumi selgitamiseks. Lõppude lõpuks eeldas enamik tema aja füüsikuid ja astronoome lihts alt, et see nii oli. Nii leiutas Einstein Fudge teguri, mida nimetatakse "kosmoloogiliseks konstandiks", mis andis võrranditele järje ja tulemuseks oli universum, mis ei paisu ega kahane. Ta mõtles välja märgi "lambda" (kreeka täht), mis tähistab energiatihedust ruumi vaakumis. See juhib laienemist ja selle puudumine peatab selle protsessi. Nüüd oli kosmoloogilise teooria selgitamiseks vaja tegurit.
Kuidas arvutada?
Albert Einstein esitles üldrelatiivsusteooria (GR) esimest versiooni avalikkusele 25. novembril 1915. aastal. Einsteini algsed võrrandid nägid välja sellised:
Kaasaegses maailmas on kosmoloogiline konstant:
See võrrand kirjeldab relatiivsusteooriat. Samuti nimetatakse konstanti ka lambda liikmeks.
Galaktikad ja paisuv universum
Kosmoloogiline konstant ei parandanud asju nii, nagu ta ootas. Tegelikult see töötas, kuid ainult mõnda aega. Kosmoloogilise konstandi probleem ei ole lahendatud.
See jätkus seni, kuni teine noor teadlane Edwin Hubble tegi sügava vaatluse kaugetes galaktikates asuvate muutuvate tähtede kohta. Nende värelus paljastas nende kosmiliste struktuuride kaugused ja palju muud.
Hubble'i töö on näidanudmitte ainult, et universum hõlmas paljusid teisi galaktikaid, vaid nagu selgus, see laienes ja nüüd teame, et selle protsessi kiirus aja jooksul muutub. See vähendas Einsteini kosmoloogilise konstandi suures osas nullini ja suur teadlane pidi oma eeldused üle vaatama. Teadlased pole sellest täielikult loobunud. Hiljem nimetas Einstein aga oma konstandi lisamist üldrelatiivsusteooriale oma elu suurimaks veaks. Aga kas on?
Uus kosmoloogiline konstant
1998. aastal märkas Hubble'i kosmoseteleskoobiga töötav teadlaste meeskond, kes uuris kaugeid supernoovasid, midagi täiesti ootamatut: universumi paisumine kiireneb. Pealegi pole protsessi tempo see, mida nad ootasid, ja see on olnud ka varem.
Arvestades, et universum on täis massi, tundub loogiline, et paisumine peaks aeglustuma, isegi kui see oleks nii väike. Seega näis see avastus olevat vastuolus võrrandite ja Einsteini kosmoloogilise konstanti ennustatuga. Astronoomid ei mõistnud, kuidas seletada näilist paisumise kiirenemist. Miks, kuidas see juhtub?
Vastused küsimustele
Kiirenduse ja sellega seotud kosmoloogiliste arusaamade selgitamiseks on teadlased pöördunud tagasi algse teooria idee juurde.
Nende viimased spekulatsioonid ei välista millegi, mida nimetatakse tumedaks energiaks, olemasolu. See on midagi, mida ei saa näha ega tunda, kuid selle mõju on võimalik mõõta. See on sama, mis tumeaine: selle mõju saab määrata selle järgi, kuidas see mõjutab valgust ja nähtavat ainet.
Astronoomid ei pruugi veel teada, mis see tume energia on. Küll aga teavad nad, et see mõjutab universumi paisumist. Nende protsesside mõistmiseks kulub vaatluseks ja analüüsiks rohkem aega. Võib-olla pole kosmoloogiline teooria siiski nii halb mõte? Lõppude lõpuks saab seda seletada eeldusega, et tume energia on olemas. Ilmselt on see tõsi ja teadlased peavad otsima täiendavaid selgitusi.
Mis juhtus alguses?
Einsteini esialgne kosmoloogiline mudel oli staatiline homogeenne sfäärilise geomeetriaga mudel. Aine gravitatsiooniline mõju põhjustas selles struktuuris kiirenduse, mida Einstein ei osanud seletada, kuna sel ajal polnud veel teada, et universum paisub. Seetõttu tõi teadlane oma üldrelatiivsusteooria võrranditesse kosmoloogilise konstandi. Seda konstanti rakendatakse aine gravitatsioonilise tõmbe vastu võitlemiseks ja seetõttu on seda kirjeldatud kui antigravitatsiooniefekti.
Omega Lambda
Kosmoloogilise konstandi enda asemel viitavad teadlased sageli sellest tuleneva energiatiheduse ja universumi kriitilise tiheduse vahelisele seosele. Seda väärtust tähistatakse tavaliselt järgmiselt: ΩΛ. Lamedas universumis vastab ΩΛ murdosale selle energiatihedusest, mida seletatakse ka kosmoloogilise konstandiga.
Pange tähele, et see määratlus on seotud praeguse epohhi kriitilise tihedusega. See muutub aja jooksul, kuid tihedusenergia püsib kosmoloogilise konstandi tõttu muutumatuna kogu universumi ajaloo jooksul.
Mõtleme edasi, kuidas tänapäeva teadlased seda teooriat arendavad.
Kosmoloogiline tõestus
Praegune kiireneva universumi uurimine on nüüd väga aktiivne, paljude erinevate katsetega, mis hõlmavad tohutult erinevaid ajaskaalasid, pikkusskaalasid ja füüsikalisi protsesse. Loodud on kosmoloogiline CDM-mudel, milles universum on lame ja millel on järgmised omadused:
- energiatihedus, mis moodustab umbes 4% barüoonsest ainest;
- 23% tumeainet;
- 73% kosmoloogilisest konstandist.
Kriitiline vaatlustulemus, mis viis kosmoloogilise konstandi praeguse olulisuseni, oli avastus, et standardküünaldena kasutatavad kauged Ia tüüpi (0<z<1) supernoovad olid aeglustuvas universumis oodatust nõrgemad. Sellest ajast alates on paljud rühmad seda tulemust kinnitanud rohkemate supernoovade ja suurema hulga punanihketega.
Selgitame täpsem alt. Praeguses kosmoloogilises mõtlemises on eriti olulised tähelepanekud, et ülikõrge punase nihkega (z>1) supernoovad on oodatust heledamad, mis on märk, mida oodatakse meie praegusele kiirendusperioodile eelnevast aeglustusajast. Enne supernoova tulemuste avaldamist 1998. aastal oli juba mitmeid tõendeid, mis sillutasid teed suhteliselt kiireleUniversumi kiirenduse teooria aktsepteerimine supernoovade abil. Eelkõige kolm neist:
- Universum osutus nooremaks kui vanimad tähed. Nende evolutsiooni on hästi uuritud ning nende vaatlused kerasparvedes ja mujal näitavad, et vanimad moodustised on üle 13 miljardi aasta vanad. Saame seda võrrelda universumi vanusega, mõõtes selle paisumiskiirust tänapäeval ja jälgides Suure Paugu aega. Kui universum aeglustuks oma praeguse kiiruseni, oleks vanus väiksem kui siis, kui see kiirendaks praeguse kiiruseni. Lame, ainult ainest koosnev universum oleks umbes 9 miljardit aastat vana, mis on suur probleem, arvestades, et see on mitu miljardit aastat noorem kui vanimad tähed. Teisest küljest oleks lame universum, mille kosmoloogilisest konstandist moodustab 74%, umbes 13,7 miljardit aastat vana. Nii et nägemine, et ta praegu kiirendab, lahendas vanuse paradoksi.
- Liiga palju kaugeid galaktikaid. Nende arvu on juba laialdaselt kasutatud katsetes hinnata Universumi paisumise aeglustumist. Kahe punase nihke vaheline ruum erineb sõltuv alt laienemise ajaloost (antud ruuminurga puhul). Kasutades galaktikate arvu kahe punanihke vahel ruumi mahu mõõtmiseks, on vaatlejad kindlaks teinud, et kauged objektid tunduvad liiga suured, võrreldes aeglustuva universumi ennustustega. Kas galaktikate heledus või nende arv ruumalaühiku kohta arenes aja jooksul ootamatul viisil või olid meie arvutatud mahud valed. Kiirenev asi võiksselgitaks vaatlusi, käivitamata kummalist galaktikate evolutsiooni teooriat.
- Universumi jälgitav lamedus (vaatamata mittetäielikele tõenditele). Kasutades temperatuurikõikumiste mõõtmisi kosmilise mikrolaine taustal (CMB), alates ajast, mil universum oli umbes 380 000 aastat vana, võib järeldada, et see on ruumiliselt tasane mõne protsendi täpsusega. Kombineerides need andmed universumi aine tiheduse täpse mõõtmisega, saab selgeks, et sellel on ainult umbes 23% kriitilisest tihedusest. Üks võimalus puuduva energiatiheduse seletamiseks on kosmoloogilise konstandi rakendamine. Nagu selgus, on teatud osa sellest lihts alt vajalik, et selgitada supernoova andmetes täheldatud kiirendust. See oli just universumi tasaseks muutmiseks vajalik tegur. Seetõttu lahendas kosmoloogiline konstant näilise vastuolu ainetiheduse ja CMB vaatluste vahel.
Mis mõte sellel on?
Tekkivatele küsimustele vastamiseks kaaluge järgmist. Proovime selgitada kosmoloogilise konstandi füüsikalist tähendust.
Võtame GR võrrandi 1917 ja jätame meetermõõdustiku gab sulgudest välja. Seetõttu on sulgudes avaldis (R / 2 - Λ). R väärtus on esitatud ilma indeksiteta - see on tavaline skalaarkõverus. Kui seletate sõrmedega - see on ringi / sfääri raadiuse pöördväärtus. Tasapind vastab väärtusele R=0.
Selles tõlgenduses tähendab Λ nullist erinev väärtus, et meie universum on kõveriseenesest, sealhulgas raskusjõu puudumisel. Enamik füüsikuid aga seda ei usu ja usuvad, et vaadeldaval kumerusel peab olema mingi sisemine põhjus.
Tumeaine
Seda terminit kasutatakse universumi hüpoteetilise aine kohta. Selle eesmärk on selgitada paljusid standardse Suure Paugu kosmoloogilise mudeli probleeme. Astronoomid arvavad, et umbes 25% universumist koosneb tumeainest (võib-olla kokku pandud ebastandardsetest osakestest, nagu neutriinodest, aksioonidest või nõrg alt interakteeruvatest massiosakestest [WIMP]). Ja 70% universumist nende mudelites koosneb veelgi ebaselgemast tumeenergiast, jättes tavaainele ainult 5%.
Kreatsionistlik kosmoloogia
Aastal 1915 lahendas Einstein oma üldise relatiivsusteooria avaldamise probleemi. Ta näitas, et anomaalne pretsessioon on tagajärg sellele, kuidas gravitatsioon moonutab ruumi ja aega ning kontrollib planeetide liikumist, kui need on eriti lähedal massiivsetele kehadele, kus ruumi kõverus on kõige tugevam.
Newtoni gravitatsioon ei ole planeetide liikumise väga täpne kirjeldus. Eriti kui ruumi kõverus eemaldub eukleidilisest tasapinnast. Ja üldrelatiivsusteooria seletab vaadeldud käitumist peaaegu täpselt. Seega ei olnud anomaalia selgitamiseks vaja tumeainet, mille kohta mõned on väitnud, et see asus Päikese ümber asuvas nähtamatus aineringis, ega ka planeeti Vulkaan ise.
Järeldused
Esimestel päevadelkosmoloogiline konstant oleks tühine. Hilisemal ajal on aine tihedus sisuliselt null ja universum on tühi. Me elame sellel lühikesel kosmoloogilisel ajastul, mil nii aine kui ka vaakum on võrreldava suurusega.
Ainekomponendi sees on ilmselt panuseid nii barüonitest kui ka mittebarüonilistest allikatest, mõlemad on võrreldavad (vähem alt nende suhe ei sõltu ajast). See teooria kõigub oma ebaloomulikkuse raskuse all, kuid ületab sellegipoolest finišijoone konkurentide ees, nii et see sobib andmetega nii hästi.
Lisaks selle stsenaariumi kinnitamisele (või ümberlükkamisele) on lähiaastate kosmoloogide ja füüsikute peamiseks väljakutseks mõista, kas need näiliselt ebameeldivad meie universumi aspektid on lihts alt hämmastavad kokkusattumused või peegeldavad tegelikult meie põhistruktuuri. ei saa veel aru.
Kui meil veab, on kõik, mis praegu tundub ebaloomulik, võtmeks põhifüüsika sügavamale mõistmisele.
