Na počátku 20. století se mladý vědec jménem Albert Einstein zabýval vlastnostmi světla a hmoty a jejich vzájemným vztahem. Výsledkem jeho úvah byla teorie relativity. Jeho práce změnila moderní fyziku a astronomii způsobem, který je cítit dodnes. Každý student studuje svou slavnou rovnici E=MC2, aby pochopil, jak spolu souvisí hmotnost a energie. To je jeden ze základních faktů existence vesmíru.
Co je kosmologická konstanta?
Jakkoli byly Einsteinovy rovnice obecné teorie relativity hluboké, představovaly problém. Snažil se vysvětlit, jak hmota a světlo existují ve vesmíru, jak může jejich interakce vést ke statickému (tedy nerozpínajícímu se) vesmíru. Bohužel jeho rovnice předpovídaly, že se buď smrští, nebo roztáhne, a bude to tak dělat navždy, ale nakonec dosáhne bodu, kdy se smrští.
Nepřipadalo mu to správné, takže Einstein musel vysvětlit způsob, jak udržet gravitaci,k vysvětlení statického vesmíru. Ostatně většina fyziků a astronomů své doby jednoduše předpokládala, že tomu tak je. Einstein tedy vynalezl Fudgeův faktor, nazývaný „kosmologická konstanta“, který dal rovnicím řád a výsledkem byl vesmír, který se nerozpíná ani nestahuje. Přišel se znakem „lambda“(řecké písmeno), označujícím hustotu energie ve vakuu vesmíru. Řídí expanzi a její nedostatek tento proces zastaví. Nyní byl zapotřebí faktor k vysvětlení kosmologické teorie.
Jak vypočítat?
Albert Einstein představil první verzi obecné teorie relativity (GR) veřejnosti 25. listopadu 1915. Původní Einsteinovy rovnice vypadaly takto:
V moderním světě je kosmologická konstanta:
Tato rovnice popisuje teorii relativity. Konstanta se také nazývá člen lambda.
Galaxie a rozpínající se vesmír
Kosmologická konstanta nevyřešila věci tak, jak očekával. Vlastně to fungovalo, ale jen na chvíli. Problém kosmologické konstanty nebyl vyřešen.
To pokračovalo, dokud další mladý vědec Edwin Hubble neprovedl hluboké pozorování proměnných hvězd ve vzdálených galaxiích. Jejich blikání odhalilo vzdálenosti k těmto kosmickým strukturám a další.
Hubbleova práce ukázalanejen že vesmír zahrnoval mnoho dalších galaxií, ale jak se ukázalo, rozpínal se a nyní víme, že rychlost tohoto procesu se v průběhu času mění. To do značné míry snížilo Einsteinovu kosmologickou konstantu na nulu a velký vědec musel své předpoklady revidovat. Vědci to úplně neopustili. Einstein však později označil přidání své konstanty do obecné teorie relativity za největší chybu svého života. Ale je to tak?
Nová kosmologická konstanta
V roce 1998 si tým vědců pracující s Hubbleovým vesmírným dalekohledem, studujícím vzdálené supernovy, všiml něčeho zcela neočekávaného: rozpínání vesmíru se zrychluje. Navíc tempo procesu není takové, jaké očekávali a jaké bylo v minulosti.
Vzhledem k tomu, že vesmír je naplněn hmotou, zdá se logické, že by se expanze měla zpomalit, i kdyby byla tak malá. Zdálo se tedy, že tento objev odporuje tomu, co předpovídaly rovnice a Einsteinova kosmologická konstanta. Astronomové nechápali, jak vysvětlit zdánlivé zrychlení expanze. Proč, jak se to děje?
Odpovědi na otázky
Aby vysvětlili zrychlení a kosmologické představy o něm, vrátili se vědci k myšlence původní teorie.
Jejich nejnovější spekulace nevylučují existenci něčeho, čemu se říká temná energie. Je to něco, co nelze vidět ani cítit, ale jeho účinky lze měřit. Je to stejné jako tmahmota: její účinek lze určit podle toho, jak ovlivňuje světlo a viditelnou hmotu.
Astronomové možná ještě nevědí, co tato temná energie je. Vědí však, že to ovlivňuje rozpínání vesmíru. K pochopení těchto procesů je potřeba více času na pozorování a analýzu. Možná ta kosmologická teorie nakonec není tak špatný nápad? Koneckonců to lze vysvětlit předpokladem, že temná energie skutečně existuje. Zdá se, že je to pravda a vědci musí hledat další vysvětlení.
Co se stalo na začátku?
Einsteinův původní kosmologický model byl statický homogenní model se sférickou geometrií. Gravitační účinek hmoty způsobil zrychlení této struktury, což Einstein nedokázal vysvětlit, protože v té době nebylo známo, že se vesmír rozpíná. Vědec proto zavedl kosmologickou konstantu do svých rovnic obecné relativity. Tato konstanta je aplikována, aby působila proti gravitačnímu působení hmoty, a proto byla popsána jako antigravitační efekt.
Omega Lambda
Namísto samotné kosmologické konstanty se výzkumníci často odvolávají na vztah mezi hustotou energie způsobené ní a kritickou hustotou vesmíru. Tato hodnota se obvykle označuje takto: ΩΛ. V plochém vesmíru ΩΛ odpovídá zlomku jeho hustoty energie, což je také vysvětleno kosmologickou konstantou.
Všimněte si, že tato definice souvisí s kritickou hustotou aktuální epochy. Časem se to mění, ale hustotaenergie, díky kosmologické konstantě, zůstává nezměněna po celou historii vesmíru.
Zvažme dále, jak moderní vědci rozvíjejí tuto teorii.
Kosmologický důkaz
Současné studium zrychlujícího se vesmíru je nyní velmi aktivní, s mnoha různými experimenty pokrývajícími značně rozdílná časová měřítka, délková měřítka a fyzikální procesy. Byl vytvořen kosmologický model CDM, ve kterém je vesmír plochý a má následující vlastnosti:
- hustota energie, což je asi 4 % baryonové hmoty;
- 23 % temná hmota;
- 73 % kosmologické konstanty.
Kritickým výsledkem pozorování, který přinesl kosmologické konstantě její současný význam, byl objev, že vzdálené supernovy typu Ia (0<z<1) používané jako standardní svíčky byly slabší, než se očekávalo ve zpomalujícím se vesmíru. Od té doby mnoho skupin potvrdilo tento výsledek větším počtem supernov a širším rozsahem rudých posuvů.
Pojďme to vysvětlit podrobněji. V současném kosmologickém myšlení jsou zvláště důležitá pozorování, že supernovy s extrémně vysokým rudým posuvem (z>1) jsou jasnější, než se očekávalo, což je znak, který se očekává od doby zpomalení vedoucí k naší současné periodě zrychlení. Před zveřejněním výsledků supernov v roce 1998 již existovalo několik linií důkazů, které vydláždily cestu k relativně rychlémupřijetí teorie zrychlení vesmíru pomocí supernov. Konkrétně tři z nich:
- Ukázalo se, že vesmír je mladší než nejstarší hvězdy. Jejich vývoj byl dobře studován a jejich pozorování v kulových hvězdokupách i jinde ukazuje, že nejstarší útvary jsou staré přes 13 miliard let. Můžeme to přirovnat ke stáří vesmíru měřením rychlosti jeho rozpínání dnes a sledováním zpět do doby velkého třesku. Pokud by se vesmír zpomalil na současnou rychlost, pak by byl věk menší, než kdyby se zrychlil na současnou rychlost. Plochý vesmír tvořený pouze hmotou by byl starý asi 9 miliard let, což je velký problém vzhledem k tomu, že je o několik miliard let mladší než nejstarší hvězdy. Na druhou stranu plochý vesmír se 74 % kosmologické konstanty by byl starý asi 13,7 miliardy let. Takže vidět, že v současné době zrychluje, vyřešilo věkový paradox.
- Příliš mnoho vzdálených galaxií. Jejich počet byl již široce používán při pokusech odhadnout zpomalení expanze vesmíru. Velikost prostoru mezi dvěma červenými posuvy se liší v závislosti na historii expanze (pro daný prostorový úhel). Pomocí počtu galaxií mezi dvěma rudými posuvy jako měřítka objemu vesmíru pozorovatelé zjistili, že vzdálené objekty se zdají být příliš velké ve srovnání s předpověďmi zpomalujícího se vesmíru. Buď se svítivost galaxií nebo jejich počet na jednotku objemu vyvíjel v průběhu času neočekávaným způsobem, nebo objemy, které jsme vypočítali, byly špatné. Zrychlující se záležitost by mohlaby vysvětlil pozorování, aniž by spustil nějakou podivnou teorii evoluce galaxií.
- Pozorovatelná plochost vesmíru (navzdory neúplným důkazům). Pomocí měření teplotních fluktuací v kosmickém mikrovlnném pozadí (CMB) od doby, kdy byl vesmír starý asi 380 000 let, lze usoudit, že je prostorově plochý s přesností na několik procent. Spojením těchto dat s přesným měřením hustoty hmoty ve vesmíru je jasné, že má jen asi 23 % kritické hustoty. Jedním ze způsobů, jak vysvětlit chybějící hustotu energie, je použít kosmologickou konstantu. Jak se ukázalo, určité množství je prostě nutné k vysvětlení zrychlení pozorovaného v datech supernov. To byl právě faktor potřebný k tomu, aby byl vesmír plochý. Kosmologická konstanta tedy vyřešila zjevný rozpor mezi pozorováním hustoty hmoty a CMB.
Jaký to má smysl?
Chcete-li odpovědět na otázky, které vyvstanou, zvažte následující. Pokusme se vysvětlit fyzikální význam kosmologické konstanty.
Vezmeme rovnici GR-1917 a vyjmeme metrický tenzor gab ze závorek. Proto uvnitř závorek budeme mít výraz (R / 2 - Λ). Hodnota R je znázorněna bez indexů - jedná se o obvyklé skalární zakřivení. Pokud vysvětlíte na prstech - to je převrácená hodnota poloměru kruhu / koule. Plochý prostor odpovídá R=0.
V této interpretaci nenulová hodnota Λ znamená, že náš vesmír je zakřivenýsama o sobě, včetně nepřítomnosti jakékoli gravitace. Většina fyziků tomu však nevěří a věří, že pozorované zakřivení musí mít nějakou vnitřní příčinu.
Temná hmota
Tento termín se používá pro hypotetickou hmotu ve vesmíru. Je navržen tak, aby vysvětlil mnoho problémů se standardním kosmologickým modelem velkého třesku. Astronomové odhadují, že asi 25 % vesmíru je tvořeno temnou hmotou (možná sestavenou z nestandardních částic, jako jsou neutrina, axiony nebo slabě interagující masivní částice [WIMP]). A 70 % vesmíru v jejich modelech se skládá z ještě nejasnější temné energie, zbývá jen 5 % pro běžnou hmotu.
Kreacionistická kosmologie
V roce 1915 vyřešil Einstein problém zveřejnění své obecné teorie relativity. Ukázala, že anomální precese je důsledkem toho, jak gravitace deformuje prostor a čas a řídí pohyby planet, když jsou zvláště blízko masivních těles, kde je zakřivení vesmíru nejvýraznější.
Newtonská gravitace není příliš přesný popis pohybu planet. Zvláště když se zakřivení prostoru vzdaluje od euklidovské rovinnosti. A obecná teorie relativity vysvětluje pozorované chování téměř přesně. K vysvětlení anomálie tedy nebylo potřeba ani temná hmota, o které se někteří domnívají, že byla v neviditelném prstenci hmoty kolem Slunce, ani samotná planeta Vulkán.
Závěry
V prvních dnechkosmologická konstanta by byla zanedbatelná. V pozdějších dobách bude hustota hmoty v podstatě nulová a vesmír bude prázdný. Žijeme v té krátké kosmologické epoše, kdy hmota i vakuum mají srovnatelnou velikost.
V rámci hmotné složky zjevně existují příspěvky jak z baryonů, tak z nebaryonového zdroje, oba jsou srovnatelné (alespoň jejich poměr nezávisí na čase). Tato teorie se kolébá pod tíhou své nepřirozenosti, ale přesto protne cílovou čáru daleko před konkurencí, takže dobře sedí s daty.
Kromě potvrzení (nebo vyvrácení) tohoto scénáře bude hlavní výzvou pro kosmology a fyziky v nadcházejících letech pochopit, zda tyto zdánlivě nepříjemné aspekty našeho vesmíru jsou prostě úžasné náhody, nebo skutečně odrážejí základní strukturu, kterou jsme ještě nerozumím.
Pokud budeme mít štěstí, vše, co se nyní zdá nepřirozené, poslouží jako klíč k hlubšímu pochopení základní fyziky.
