20. gadsimta sākumā jauns zinātnieks Alberts Einšteins pētīja gaismas un masas īpašības un to savstarpējo saistību. Viņa pārdomu rezultāts bija relativitātes teorija. Viņa darbs mainīja mūsdienu fiziku un astronomiju tādā veidā, kā tas ir jūtams joprojām. Katrs students pēta savu slaveno E=MC2 vienādojumu, lai saprastu, kā masa un enerģija ir saistītas. Šis ir viens no Kosmosa pastāvēšanas pamatfaktiem.
Kas ir kosmoloģiskā konstante?
Lai cik dziļi bija Einšteina vispārējās relativitātes vienādojumi, tie radīja problēmu. Viņš centās izskaidrot, kā masa un gaisma pastāv Visumā, kā to mijiedarbība var novest pie statiska (tas ir, nevis izplešas) Visuma. Diemžēl viņa vienādojumi paredzēja, ka tas vai nu saruks, vai paplašināsies, un turpinās to darīt mūžīgi, bet galu galā sasniegs punktu, kurā tas samazināsies.
Viņam tas nešķita pareizi, tāpēc Einšteinam bija jāpaskaidro veids, kā noturēt gravitāciju,lai izskaidrotu statisko Visumu. Galu galā lielākā daļa viņa laika fiziķu un astronomu vienkārši pieņēma, ka tas tā ir. Tāpēc Einšteins izgudroja Fudge faktoru, ko sauc par "kosmoloģisko konstanti", kas deva kārtību vienādojumos un radīja Visumu, kas ne izplešas, ne saraujas. Viņš nāca klajā ar zīmi "lambda" (grieķu burts), kas apzīmē enerģijas blīvumu kosmosa vakuumā. Tas kontrolē paplašināšanos, un tā trūkums aptur šo procesu. Tagad bija vajadzīgs faktors, lai izskaidrotu kosmoloģisko teoriju.
Kā aprēķināt?
Alberts Einšteins 1915. gada 25. novembrī iepazīstināja sabiedrību ar pirmo vispārējās relativitātes teorijas (GR) versiju. Einšteina sākotnējie vienādojumi izskatījās šādi:
Mūsdienu pasaulē kosmoloģiskā konstante ir:
Šis vienādojums apraksta relativitātes teoriju. Arī konstante tiek saukta arī par lambda locekli.
Galaktikas un paplašinās Visums
Kosmoloģiskā konstante nesakārtoja lietas tā, kā viņš gaidīja. Patiesībā tas strādāja, bet tikai uz laiku. Kosmoloģiskās konstantes problēma nav atrisināta.
Tas turpinājās, līdz cits jaunais zinātnieks Edvīns Habls veica dziļu mainīgu zvaigžņu novērojumu tālās galaktikās. Viņu mirgošana atklāja attālumus līdz šīm kosmiskajām struktūrām un daudz ko citu.
Habla darbs ir pierādījiesVisums ne tikai ietvēra daudzas citas galaktikas, bet, kā izrādījās, tas paplašinās, un tagad mēs zinām, ka šī procesa ātrums laika gaitā mainās. Tas lielā mērā samazināja Einšteina kosmoloģisko konstanti līdz nullei, un lielajam zinātniekam bija jāpārskata savi pieņēmumi. Pētnieki no tā nav pilnībā atteikušies. Tomēr vēlāk Einšteins savas konstantes pievienošanu vispārējai relativitātei nosauca par savas dzīves lielāko kļūdu. Bet vai tā ir?
Jauna kosmoloģiskā konstante
1998. gadā zinātnieku komanda, kas strādāja ar Habla kosmosa teleskopu, pētot tālas supernovas, pamanīja kaut ko pilnīgi negaidītu: Visuma izplešanās paātrinās. Turklāt procesa temps nav tāds, kādu viņi gaidīja, un tas ir bijis pagātnē.
Ņemot vērā, ka Visums ir piepildīts ar masu, šķiet loģiski, ka izplešanās palēninās, pat ja tā būtu tik maza. Tādējādi šis atklājums šķita pretrunā tam, ko paredzēja vienādojumi un Einšteina kosmoloģiskā konstante. Astronomi nesaprata, kā izskaidrot šķietamo izplešanās paātrinājumu. Kāpēc, kā tas notiek?
Atbildes uz jautājumiem
Lai izskaidrotu paātrinājumu un kosmoloģiskos priekšstatus par to, zinātnieki ir atgriezušies pie sākotnējās teorijas idejas.
Viņu jaunākās spekulācijas neizslēdz kaut ko tādu, ko sauc par tumšo enerģiju. Tas ir kaut kas, ko nevar redzēt vai sajust, bet tā ietekmi var izmērīt. Tas ir tas pats, kas tumšsmatērija: tās ietekmi var noteikt pēc tā, kā tā ietekmē gaismu un redzamo vielu.
Astronomi, iespējams, vēl nezina, kas ir šī tumšā enerģija. Tomēr viņi zina, ka tas ietekmē Visuma paplašināšanos. Lai izprastu šos procesus, nepieciešams vairāk laika novērošanai un analīzei. Varbūt kosmoloģiskā teorija tomēr nav tik slikta ideja? Galu galā to var izskaidrot, pieņemot, ka tumšā enerģija patiešām pastāv. Acīmredzot tā ir taisnība, un zinātniekiem ir jāmeklē papildu skaidrojumi.
Kas notika sākumā?
Einšteina sākotnējais kosmoloģiskais modelis bija statisks viendabīgs modelis ar sfērisku ģeometriju. Matērijas gravitācijas efekts izraisīja šīs struktūras paātrinājumu, ko Einšteins nevarēja izskaidrot, jo tajā laikā nebija zināms, ka Visums izplešas. Tāpēc zinātnieks savos vispārējās relativitātes vienādojumos ieviesa kosmoloģisko konstanti. Šī konstante tiek izmantota, lai neitralizētu vielas gravitācijas pievilkšanu, un tāpēc tā ir aprakstīta kā pretgravitācijas efekts.
Omega Lambda
Pašas kosmoloģiskās konstantes vietā pētnieki bieži atsaucas uz sakarību starp tai radīto enerģijas blīvumu un Visuma kritisko blīvumu. Šo vērtību parasti apzīmē šādi: ΩΛ. Plakanā Visumā ΩΛ atbilst tā enerģijas blīvuma daļai, ko arī izskaidro kosmoloģiskā konstante.
Ņemiet vērā, ka šī definīcija ir saistīta ar pašreizējā laikmeta kritisko blīvumu. Tas laika gaitā mainās, bet blīvumsenerģija kosmoloģiskās konstantes dēļ paliek nemainīga visuma vēsturē.
Apskatīsim tālāk, kā mūsdienu zinātnieki izstrādā šo teoriju.
Kosmoloģisks pierādījums
Pašreizējais paātrinātā Visuma pētījums tagad ir ļoti aktīvs, ar daudziem dažādiem eksperimentiem, kas aptver ļoti dažādus laika skalas, garuma skalas un fizikālos procesus. Ir izveidots kosmoloģiskais CDM modelis, kurā Visums ir plakans un tam ir šādas īpašības:
- enerģijas blīvums, kas ir aptuveni 4% no barioniskās vielas;
- 23% tumšās vielas;
- 73% no kosmoloģiskās konstantes.
Kritiskais novērojumu rezultāts, kas palielināja kosmoloģiskās konstantes pašreizējo nozīmi, bija atklājums, ka tālas Ia tipa (0<z<1) supernovas, ko izmantoja kā standarta sveces, bija vājākas, nekā gaidīts visumā, kas palēninās. Kopš tā laika daudzas grupas ir apstiprinājušas šo rezultātu ar vairāk supernovu un plašāku sarkano nobīdi.
Paskaidrosim sīkāk. Īpaši svarīgi pašreizējā kosmoloģiskajā domāšanā ir novērojumi, ka ārkārtīgi augstas sarkanās nobīdes (z>1) supernovas ir spilgtākas, nekā gaidīts, un tas ir signāls, kas sagaidāms no palēninājuma laika līdz mūsu pašreizējam paātrinājuma periodam. Pirms supernovas rezultātu publiskošanas 1998. gadā jau bija vairākas pierādījumu līnijas, kas pavēra ceļu salīdzinoši ātraiteorijas pieņemšana par Visuma paātrinājumu ar supernovu palīdzību. Jo īpaši trīs no tiem:
- Visums izrādījās jaunāks par vecākajām zvaigznēm. To evolūcija ir labi pētīta, un to novērojumi lodveida klasteros un citur liecina, ka vecākie veidojumi ir vairāk nekā 13 miljardus gadu veci. Mēs to varam salīdzināt ar Visuma vecumu, izmērot tā izplešanās ātrumu šodien un izsekojot līdz Lielā sprādziena laikam. Ja Visums palēninātu līdz pašreizējam ātrumam, vecums būtu mazāks nekā tad, ja tas paātrinātos līdz pašreizējam ātrumam. Plakans, tikai matērijas Visums būtu aptuveni 9 miljardus gadu vecs, kas ir liela problēma, ņemot vērā, ka tas ir vairākus miljardus gadu jaunāks par vecākajām zvaigznēm. No otras puses, plakans Visums ar 74% no kosmoloģiskās konstantes būtu aptuveni 13,7 miljardus gadu vecs. Tātad, redzot, ka viņa pašlaik paātrinās, tika atrisināts vecuma paradokss.
- Pārāk daudz tālu galaktiku. To skaits jau ir plaši izmantots, mēģinot novērtēt Visuma izplešanās palēninājumu. Atstarpes apjoms starp divām sarkanajām nobīdēm atšķiras atkarībā no izplešanās vēstures (konkrētajam telpiskā leņķim). Izmantojot galaktiku skaitu starp divām sarkanajām nobīdēm kā telpas tilpuma mērauklu, novērotāji ir noskaidrojuši, ka tālu objekti šķiet pārāk lieli, salīdzinot ar prognozēm par Visuma palēnināšanos. Vai nu galaktiku spožums vai to skaits uz tilpuma vienību laika gaitā attīstījās neparedzētā veidā, vai arī mūsu aprēķinātie apjomi bija nepareizi. Paātrinošā lieta varētuizskaidrotu novērojumus, neizraisot dīvainu galaktiku evolūcijas teoriju.
- Novērojamais Visuma plakanums (neskatoties uz nepilnīgiem pierādījumiem). Izmantojot temperatūras svārstību mērījumus kosmiskajā mikroviļņu fonā (KMB), kopš Visums bija aptuveni 380 000 gadu vecs, var secināt, ka tas ir telpiski līdzens dažu procentu robežās. Apvienojot šos datus ar precīzu matērijas blīvuma mērījumu Visumā, kļūst skaidrs, ka tam ir tikai aptuveni 23% no kritiskā blīvuma. Viens no veidiem, kā izskaidrot trūkstošo enerģijas blīvumu, ir izmantot kosmoloģisko konstanti. Kā izrādījās, zināms daudzums no tā ir vienkārši nepieciešams, lai izskaidrotu supernovas datos novēroto paātrinājumu. Tas bija tikai faktors, kas nepieciešams, lai Visums būtu plakans. Tāpēc kosmoloģiskā konstante atrisināja šķietamo pretrunu starp vielas blīvuma novērojumiem un CMB.
Kāda jēga?
Lai atbildētu uz uzdotajiem jautājumiem, apsveriet tālāk minēto. Mēģināsim izskaidrot kosmoloģiskās konstantes fizisko nozīmi.
Mēs ņemam GR vienādojumu-1917 un metrisko tensoru gab izliekam iekavās. Tāpēc iekavās mums būs izteiksme (R / 2 - Λ). R vērtība ir attēlota bez indeksiem - tas ir parastais skalārais izliekums. Ja paskaidrojat uz pirkstiem - tas ir apļa / sfēras rādiusa apgrieztais lielums. Plakanā telpa atbilst R=0.
Šajā interpretācijā Λ vērtība, kas nav nulle, nozīmē, ka mūsu Visums ir izliektspati par sevi, tostarp, ja nav nekādas gravitācijas. Tomēr lielākā daļa fiziķu tam netic un uzskata, ka novērotajam izliekumam ir jābūt kādam iekšējam cēlonim.
Tumšā matērija
Šis termins tiek lietots, lai apzīmētu hipotētisku vielu Visumā. Tas ir paredzēts, lai izskaidrotu daudzas problēmas ar standarta Lielā sprādziena kosmoloģisko modeli. Astronomi lēš, ka aptuveni 25% no Visuma veido tumšā matērija (iespējams, tā ir samontēta no nestandarta daļiņām, piemēram, neitrīniem, aksioniem vai vāji mijiedarbīgām masīvām daļiņām [WIMP]). Un 70% no Visuma viņu modeļos sastāv no vēl neskaidrākas tumšās enerģijas, atstājot tikai 5% parastajai vielai.
Kreacionisma kosmoloģija
1915. gadā Einšteins atrisināja savas vispārējās relativitātes teorijas publicēšanas problēmu. Viņa parādīja, ka anomālā precesija ir sekas tam, kā gravitācija izkropļo telpu un laiku un kontrolē planētu kustības, kad tās atrodas īpaši tuvu masīviem ķermeņiem, kur telpas izliekums ir visizteiktākais.
Ņūtona gravitācija nav ļoti precīzs planētu kustības apraksts. It īpaši, ja telpas izliekums attālinās no Eiklīda plakanuma. Un vispārējā relativitāte gandrīz precīzi izskaidro novēroto uzvedību. Tādējādi, lai izskaidrotu anomāliju, nebija vajadzīga ne tumšā matērija, par kuru daži uzskata, ka tā atradās neredzamā matērijas gredzenā ap Sauli, ne pati planēta Vulkāns.
Secinājumi
Agrīnās dienāskosmoloģiskā konstante būtu niecīga. Vēlākos laikos matērijas blīvums būtībā būs nulle, un Visums būs tukšs. Mēs dzīvojam šajā īsajā kosmoloģiskajā laikmetā, kad gan matērijai, gan vakuumam ir salīdzināms lielums.
Acīmredzot matērijas komponentā ir ieguldījumi gan no barioniem, gan no nebariona avota, tie abi ir salīdzināmi (vismaz to attiecība nav atkarīga no laika). Šī teorija šūpo zem tās nedabiskuma smaguma, bet tomēr šķērso finiša līniju krietni apsteidzot konkurentus, tāpēc tā saskan ar datiem.
Papildus šī scenārija apstiprināšanai (vai atspēkošanai), galvenais kosmologu un fiziķu izaicinājums nākamajos gados būs saprast, vai šie šķietami nepatīkamie mūsu Visuma aspekti ir vienkārši pārsteidzošas sakritības vai arī patiesībā atspoguļo mūsu pamatstruktūru. vēl nesaprotu.
Ja mums paveiksies, viss, kas šobrīd šķiet nedabisks, kalpos kā atslēga dziļākai fundamentālās fizikas izpratnei.
