I begyndelsen af det 20. århundrede så en ung videnskabsmand ved navn Albert Einstein på lysets og massens egenskaber, og hvordan de relaterer til hinanden. Resultatet af hans overvejelser var relativitetsteorien. Hans arbejde ændrede moderne fysik og astronomi på en måde, der stadig mærkes i dag. Hver elev studerer deres berømte E=MC2-ligning for at forstå, hvordan masse og energi hænger sammen. Dette er en af de grundlæggende kendsgerninger om kosmos eksistens.
Hvad er den kosmologiske konstant?
Hvor dybt Einsteins ligninger for generel relativitet var, præsenterede de et problem. Han søgte at forklare, hvordan masse og lys eksisterer i universet, hvordan deres vekselvirkning kan føre til et statisk (det vil sige ikke ekspanderende) univers. Desværre forudsagde hans ligninger, at den enten ville trække sig sammen eller udvide sig og ville fortsætte med at gøre det for evigt, men til sidst ville nå et punkt, hvor den ville trække sig sammen.
Det føltes ikke rigtigt for ham, så Einstein måtte forklare en måde at holde tyngdekraften på,at forklare det statiske univers. De fleste fysikere og astronomer på hans tid antog jo ganske enkelt, at dette var tilfældet. Så Einstein opfandt Fudge-faktoren, kaldet den "kosmologiske konstant", som gav orden i ligningerne og resulterede i et univers, der hverken udvider sig eller trækker sig sammen. Han kom med tegnet "lambda" (græsk bogstav), der betegner energitætheden i rummets vakuum. Det styrer udvidelsen, og dets mangel stopper denne proces. Nu var der brug for en faktor til at forklare den kosmologiske teori.
Hvordan beregner man?
Albert Einstein præsenterede den første version af den generelle relativitetsteori (GR) for offentligheden den 25. november 1915. Einsteins originale ligninger så således ud:
I den moderne verden er den kosmologiske konstant:
Denne ligning beskriver relativitetsteorien. En konstant kaldes også et lambda-medlem.
Galakser og det ekspanderende univers
Den kosmologiske konstant fiksede ikke tingene, som han forventede. Faktisk virkede det, men kun i et stykke tid. Problemet med den kosmologiske konstant er ikke blevet løst.
Dette fortsatte, indtil en anden ung videnskabsmand, Edwin Hubble, lavede en dyb observation af variable stjerner i fjerne galakser. Deres flimmer afslørede afstandene til disse kosmiske strukturer og mere.
Hubbles arbejde har demonstreretikke kun, at universet inkluderede mange andre galakser, men som det viste sig, udvidede det sig, og nu ved vi, at hastigheden af denne proces ændrer sig over tid. Dette reducerede stort set Einsteins kosmologiske konstant til nul, og den store videnskabsmand måtte revidere sine antagelser. Forskere har ikke helt opgivet det. Imidlertid kaldte Einstein senere at tilføje sin konstant til den generelle relativitetsteori for sit livs største fejltagelse. Men er det?
Ny kosmologisk konstant
I 1998 bemærkede et hold videnskabsmænd, der arbejdede med Hubble-rumteleskopet, og studerede fjerne supernovaer, noget helt uventet: universets udvidelse accelererer. Desuden er tempoet i processen ikke, hvad de forventede og har været tidligere.
I betragtning af at universet er fyldt med masse, virker det logisk, at udvidelsen skal bremses, selvom den var så lille. Denne opdagelse syntes således at modsige, hvad ligningerne og Einsteins kosmologiske konstant forudsagde. Astronomer forstod ikke, hvordan de skulle forklare den tilsyneladende acceleration af udvidelsen. Hvorfor, hvordan sker det?
Svar på spørgsmål
For at forklare accelerationen og de kosmologiske forestillinger om den er videnskabsmænd vendt tilbage til ideen om den oprindelige teori.
Deres seneste spekulationer udelukker ikke eksistensen af noget, der kaldes mørk energi. Det er noget, der ikke kan ses eller mærkes, men dets virkninger kan måles. Det er det samme som mørktstof: dets virkning kan bestemmes af, hvordan det påvirker lys og synligt stof.
Astronomer ved måske endnu ikke, hvad denne mørke energi er. De ved dog, at det påvirker universets udvidelse. For at forstå disse processer er der brug for mere tid til observation og analyse. Måske er den kosmologiske teori alligevel ikke så dårlig en idé? Det kan trods alt forklares ved at antage, at mørk energi eksisterer. Det er tilsyneladende rigtigt, og videnskabsmænd skal lede efter yderligere forklaringer.
Hvad skete der i begyndelsen?
Einsteins oprindelige kosmologiske model var en statisk homogen model med en sfærisk geometri. Stoffets gravitationseffekt forårsagede en acceleration i denne struktur, som Einstein ikke kunne forklare, da man på det tidspunkt ikke vidste, at universet udvidede sig. Derfor introducerede videnskabsmanden den kosmologiske konstant i sine ligninger af den generelle relativitet. Denne konstant anvendes for at modvirke stoffets tyngdekraft, og derfor er den blevet beskrevet som anti-tyngdekraften.
Omega Lambda
I stedet for selve den kosmologiske konstant, henviser forskere ofte til forholdet mellem energitætheden, der skyldes den, og universets kritiske tæthed. Denne værdi er norm alt angivet som følger: ΩΛ. I et fladt univers svarer ΩΛ til en brøkdel af dets energitæthed, hvilket også forklares af den kosmologiske konstant.
Bemærk, at denne definition er relateret til den nuværende epokes kritiske tæthed. Det ændrer sig over tid, men tæthedenenergi, på grund af den kosmologiske konstant, forbliver uændret gennem universets historie.
Lad os overveje nærmere, hvordan moderne videnskabsmænd udvikler denne teori.
Kosmologisk bevis
Den aktuelle undersøgelse af det accelererende univers er nu meget aktiv, med mange forskellige eksperimenter, der dækker vidt forskellige tidsskalaer, længdeskalaer og fysiske processer. Der er blevet skabt en kosmologisk CDM-model, hvor universet er fladt og har følgende egenskaber:
- energitæthed, som er omkring 4 % af baryonisk stof;
- 23 % mørkt stof;
- 73 % af den kosmologiske konstant.
Det kritiske observationsresultat, der bragte den kosmologiske konstant til sin nuværende betydning, var opdagelsen af, at fjerne Type Ia (0<z<1) supernovaer brugt som standardlys var svagere end forventet i et langsommere univers. Siden da har mange grupper bekræftet dette resultat med flere supernovaer og et bredere udvalg af rødforskydninger.
Lad os forklare mere detaljeret. Af særlig betydning i den nuværende kosmologiske tænkning er observationerne om, at supernovaer med ekstrem høj rødforskydning (z>1) er lysere end forventet, hvilket er en signatur, der forventes fra decelerationstiden op til vores nuværende accelerationsperiode. Før udgivelsen af supernovaresultater i 1998 var der allerede flere beviser, der banede vejen for relativt hurtigeaccept af teorien om universets acceleration ved hjælp af supernovaer. Især tre af dem:
- Universet viste sig at være yngre end de ældste stjerner. Deres udvikling er blevet godt undersøgt, og observationer af dem i kuglehobe og andre steder viser, at de ældste formationer er over 13 milliarder år gamle. Vi kan sammenligne dette med universets alder ved at måle dets ekspansionshastighed i dag og spore tilbage til tiden for Big Bang. Hvis universet bremsede ned til sin nuværende hastighed, ville alderen være mindre, end hvis det accelererede til sin nuværende hastighed. Et fladt univers med kun stof ville være omkring 9 milliarder år gammelt, et stort problem i betragtning af at det er flere milliarder år yngre end de ældste stjerner. På den anden side ville et fladt univers med 74% af den kosmologiske konstant være omkring 13,7 milliarder år gammelt. Så det at se, at hun i øjeblikket accelererer, løste aldersparadokset.
- For mange fjerne galakser. Deres antal er allerede blevet meget brugt i forsøg på at estimere opbremsningen af universets udvidelse. Mængden af mellemrum mellem to rødforskydninger varierer afhængigt af ekspansionshistorikken (for en given rumvinkel). Ved at bruge antallet af galakser mellem to rødforskydninger som et mål for rummets rumfang har observatører fastslået, at fjerne objekter virker for store sammenlignet med forudsigelser om et langsommere univers. Enten har galaksernes lysstyrke eller deres antal pr. volumenenhed udviklet sig over tid på uventede måder, eller også var de mængder, vi beregnede, forkerte. Den accelererende sag kunneville forklare observationerne uden at udløse nogen mærkelig teori om galakseudvikling.
- Universets observerbare fladhed (på trods af ufuldstændige beviser). Ved hjælp af målinger af temperatursvingninger i den kosmiske mikrobølgebaggrund (CMB), siden dengang universet var omkring 380.000 år gammelt, kan det konkluderes, at det er rumligt fladt med et par procents afstand. Ved at kombinere disse data med en nøjagtig måling af massefylden af stof i universet, bliver det klart, at det kun har omkring 23% af den kritiske tæthed. En måde at forklare den manglende energitæthed på er at anvende den kosmologiske konstant. Som det viste sig, er en vis mængde af det simpelthen nødvendigt for at forklare accelerationen observeret i supernovadataene. Dette var blot den faktor, der var nødvendig for at gøre universet fladt. Derfor løste den kosmologiske konstant den tilsyneladende modsætning mellem observationer af stoftæthed og CMB.
Hvad er meningen?
For at besvare de spørgsmål, der opstår, skal du overveje følgende. Lad os prøve at forklare den fysiske betydning af den kosmologiske konstant.
Vi tager GR-ligningen-1917 og sætter den metriske tensor gab ud af parentes. Derfor vil vi inden for parentes have udtrykket (R / 2 - Λ). Værdien af R er repræsenteret uden indekser - dette er den sædvanlige, skalære krumning. Hvis du forklarer på fingrene - dette er den gensidige af radius af cirklen / kuglen. Fladt mellemrum svarer til R=0.
I denne fortolkning betyder en ikke-nul værdi af Λ, at vores univers er bueti sig selv, også i fravær af tyngdekraft. De fleste fysikere tror dog ikke på dette og mener, at den observerede krumning må have en indre årsag.
Mørkt stof
Dette udtryk bruges om hypotetisk stof i universet. Den er designet til at forklare en masse problemer med den standard Big Bang kosmologiske model. Astronomer anslår, at omkring 25 % af universet består af mørkt stof (måske samlet af ikke-standardiserede partikler såsom neutrinoer, aksioner eller svagt interagerende massive partikler [WIMP'er]). Og 70 % af universet i deres modeller består af endnu mere obskur mørk energi, hvilket kun efterlader 5 % til almindeligt stof.
kreationistisk kosmologi
I 1915 løste Einstein problemet med at udgive sin generelle relativitetsteori. Hun viste, at den unormale præcession er en konsekvens af, hvordan tyngdekraften forvrænger rum og tid og styrer planeternes bevægelser, når de er særligt tæt på massive legemer, hvor rummets krumning er mest udt alt.
Newtonsk tyngdekraft er ikke en særlig præcis beskrivelse af planetarisk bevægelse. Især når rummets krumning bevæger sig væk fra den euklidiske fladhed. Og den generelle relativitetsteori forklarer den observerede adfærd næsten nøjagtigt. Således var hverken mørkt stof, som nogle har foreslået befandt sig i en usynlig ring af stof omkring Solen, eller selve planeten Vulcan, nødvendigt for at forklare anomalien.
Konklusioner
I de tidlige dageden kosmologiske konstant ville være ubetydelig. På senere tidspunkter vil stoffets tæthed i det væsentlige være nul, og universet vil være tomt. Vi lever i den korte kosmologiske epoke, hvor både stof og vakuum er af sammenlignelig størrelse.
Inden for materiekomponenten er der tilsyneladende bidrag fra både baryoner og en ikke-baryonkilde, begge er sammenlignelige (i det mindste afhænger deres forhold ikke af tid). Denne teori vakler under vægten af dens unaturlighed, men krydser ikke desto mindre målstregen langt før konkurrenterne, så godt passer den med dataene.
Ud over at bekræfte (eller afkræfte) dette scenarie, vil den største udfordring for kosmologer og fysikere i de kommende år være at forstå, om disse tilsyneladende ubehagelige aspekter af vores univers simpelthen er fantastiske tilfældigheder eller faktisk afspejler den grundlæggende struktur, som vi forstår det ikke endnu.
Hvis vi er heldige, vil alt, hvad der virker unaturligt nu, tjene som en nøgle til en dybere forståelse af fundamental fysik.
