Kosmologická konstanta: pojem, definice, výpočetní vzorec a problémy

Na počátku 20. století uvažoval mladý vědec jménem Albert Einstein o vlastnostech světla a hmoty a jejich vzájemném vztahu. Výsledkem jeho úvah byla teorie relativity. Jeho práce změnila moderní fyziku a astronomii tak, jak je dosud cítit. Každý student studuje svou slavnou rovnici E = MC2, aby pochopil, jak je hmota a energie vzájemně propojena. To je jeden ze základních faktů o existenci vesmíru.

Co je kosmologická konstanta?

Jak hluboké jsou Einsteinovy rovnice pro obecnou relativitu, představovaly problém. Snažil se vysvětlit, jak ve vesmíru existuje hmota a světlo, jak by jejich interakce mohla vést ke statickému (tj. Jeho rovnice bohužel předpovídaly, že se buď zmenší, nebo rozšíří, a to se stane navždy, ale nakonec dosáhne bodu, kdy se začne zmenšovat.

Nezdálo se mu to správné, takže Einstein potřeboval vysvětlit způsob, jak udržet gravitaci, aby vysvětlil statický vesmír. Koneckonců, většina fyziků a astronomů své doby jen předpokládala, co to je a existuje. Einstein tedy vynalezl Fudge faktor zvaný "kosmologické konstanty", což dalo rovnicím pořádek a vedlo k neroztahujícímu se a nekomprimujícímu vesmíru. Vymyslel znamení "Lambda" (řecké písmeno) označující hustotu energie ve vakuu prostoru. Řídí expanzi a její nedostatek tento proces zastavuje. Nyní byl zapotřebí faktor vysvětlit kosmologickou teorii.

Jak vypočítat?

První verzi obecné relativity (Oto) představil Albert Einstein veřejnosti 25. listopadu 1915. V originále vypadaly Einsteinovy rovnice takto:

V moderním světě se kosmologická konstanta rovná:

Tato rovnice popisuje teorii relativity. Také konstanta ještě volal Lambda kohout.

Galaxie a rozšiřující se vesmír

Kosmologická konstanta neopravila vše tak, jak očekával. Ve skutečnosti 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 ukázalo vzdálenosti k těmto kosmickým strukturám a mnohem více.

Hubbleova práce ukázala nejen to, že vesmír zahrnoval mnoho dalších galaxií, ale jak se ukázalo, rozšiřoval 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 přehodnotit své předpoklady. Vědci to úplně neopustili. Einstein však později nazval přidání své konstanty obecné teorie relativita největší chybou svého života. Ale je to tak?

Nová kosmologická konstanta

V roce 1998 si tým vědců pracujících s Hubbleovým kosmickým dalekohledem při studiu vzdálených supernov všiml něčeho zcela neočekávaného: expanze vesmíru se zrychluje. Tempo procesu navíc není tak, jak očekávali, a v minulosti se lišilo.

Vzhledem k tomu, že vesmír je naplněn hmotou, zdá se logické, že expanze by se měla zpomalit, i kdyby byla tak nevýznamná. Zdálo se tedy, že tento objev byl v rozporu s tím, co předpovídaly Einsteinovy rovnice a kosmologická konstanta. Astronomové nerozuměli, jak vysvětlit zjevné zrychlení expanze. Proč, jak se to děje?

Odpověď na otázku

Aby vědci vysvětlili zrychlení a kosmologické představy o tom, vrátili se k myšlence původní teorie.

Jejich poslední předpoklady nevylučují existenci toho, co se nazývá temná energie. To nelze vidět ani cítit, ale jeho důsledky lze měřit. Je to stejné jako temná hmota: její dopad lze určit podle toho, jak ovlivňuje světlo a viditelnou hmotu.

Astronomové možná ještě nevědí, co je tato temná energie. Vědí však, že ovlivňuje expanzi vesmíru. Pochopení těchto procesů vyžaduje více času na pozorování a analýzu. Možná kosmologická teorie není tak špatný nápad? Nakonec to lze vysvětlit za předpokladu temné energie stále existuje. Zřejmě je to tak a vědci potřebují hledat další vysvětlení.

Co bylo na začátku?

Einsteinův původní kosmologický model byl statický homogenní model se sférickou geometrií. Gravitační účinek hmoty způsobil zrychlení v této struktuře, které Einstein nedokázal vysvětlit, protože tehdy nebylo známo, že by se vesmír rozšiřoval. Vědec proto zavedl kosmologickou konstantu do svých rovnic obecné relativity. Tato konstanta se používá k potlačení gravitační přitažlivosti hmoty, a proto byla popsána jako antigravitační účinek.

Omega Lambda

Místo samotné kosmologické konstanty se vědci často zmiňují o vztahu mezi hustotou energie, kterou řídí, a kritickou hustotou vesmíru. Tato hodnota se obvykle označuje takto: ΩΛ. V rovinném vesmíru odpovídá ΩΛ podílu hustoty jeho energie, což je také vysvětleno kosmologickou konstantou.

Tato definice je spojena s kritickou hustotou současné éry. Mění se v průběhu času, ale hustota energie způsobená kosmologickou konstantou zůstává v průběhu historie vesmíru nezměněna.

Zvažte dále, jak moderní vědci rozvíjejí tuto teorii.

Kosmologický důkaz

Současné studium zrychlujícího se vesmíru je nyní velmi aktivní, s mnoha různými experimenty pokrývajícími zcela odlišné časové osy, měřítka délky a fyzikální procesy. Byl vytvořen kosmologický model CDM, ve kterém je vesmír plochý a má takové vlastnosti:

• hustota energie asi 4% baryonické hmoty;
• 23% temné hmoty;
• 73% kosmologické konstanty.

Kritickým výsledkem pozorování, které vedlo kosmologickou konstantu k jejímu modernímu významu, bylo zjištění, že vzdálené supernovy typu Ia (0

Vysvětlíme více. Zvláštní význam v moderním kosmologickém konceptu mají pozorování, že supernovy s extrémně vysokým červeným posunem (z>1) jasnější, než se očekávalo, je podpis, který se očekává od doby zpomalení před naším současným obdobím zrychlení. Před vydáním výsledků studie supernovy v roce 1998 již existovalo několik linií důkazů, které vydláždily cestu k relativně rychlému přijetí teorie zrychlení vesmíru pomocí supernov. Konkrétně tři z nich:

1. Vesmír byl mladší než nejstarší hvězdy. Jejich vývoj je dobře pochopen a jejich pozorování v kulových hvězdokupách a jinde ukazuje, že nejstarší formace jsou staré více než 13 miliard let. Můžeme to porovnat s věkem vesmíru měřením rychlosti jeho expanze dnes a sledováním času velkého třesku. Pokud by se vesmír zpomalil na svou současnou rychlost, pak by věk byl menší, než kdyby se zrychlil na současnou metriku. Plochý vesmír složený pouze z hmoty bude starý asi 9 miliard let-vážný problém, protože je o několik miliard let mladší než nejstarší hvězdy. Na druhou stranu plochý vesmír se 74% kosmologické konstanty by byl asi 13,7 ga. Pozorování, že se nyní zrychluje, tedy vyřešilo paradox související s věkem.
2. Příliš mnoho vzdálených galaxií. Jejich počet byl již široce používán ve snaze odhadnout zpomalení expanze vesmíru. Objem prostoru mezi dvěma červenými posuny se liší v závislosti na historii expanze (pro daný úhel těla). Pomocí počtu galaxií mezi dvěma červenými posuny jako měřítkem objemu prostoru pozorovatelé zjistili, že vzdálené objekty se zdají být příliš velké ve srovnání s předpovědi zpomalujícího se vesmíru. Buď svítivost galaxií, jejich počet na jednotku objemu, se v průběhu času vyvíjel neočekávaným způsobem, nebo objemy, které jsme vypočítali, byly nesprávné. Zrychlující se hmota by mohla vysvětlit pozorování, aniž by vyvolala jakoukoli podivnou teorii vývoje galaxií.
3. Pozorovaná rovinnost vesmíru (navzdory neúplným důkazům). Pomocí měření teplotních výkyvů v kosmickém mikrovlnném záření pozadí (CMB), počínaje dobou, kdy byl vesmír přibližně 380 000 let starý, lze odvodit, že je prostorově plochý v rámci několika procent. Kombinací těchto dat s přesným měřením hustoty hmoty vesmíru je jasné, že má pouze asi 23% kritické hustoty. Jedním ze způsobů, jak vysvětlit chybějící hustotu energie, je použít kosmologickou konstantu. Jak se ukázalo, některé z nich jsou jednoduché nezbytné pro vysvětlení zrychlení pozorovaného z dat supernovy. To byl právě ten faktor, který potřebuje, aby byl vesmír plochý. Kosmologická konstanta proto vyřešila jasný rozpor mezi pozorováním hustoty hmoty a CMB.

Jaký je význam?

Pro zodpovězení vznikajících otázek zvažte následující. Pokusíme se vysvětlit fyzický význam kosmologické konstanty.

Vezmeme rovnici Oto-1917 a vezmeme metrický tenzor g za závorky_ab. V závorkách tedy budeme mít výraz (R / 2-Λ). Hodnota R je reprezentována bez indexů-je to běžné, skalární zakřivení. Pokud je vysvětleno na prstech, je to číslo obrácené poloměrem kruhu / koule. Plochý prostor odpovídá R = 0.

V takovém zacházení nenulová hodnota Λ znamená, že náš vesmír je zakřivený sám o sobě, včetně při absenci jakékoliv gravitace. Většina fyziků tomu však nevěří a věří, že pozorované zakřivení by mělo mít nějaký vnitřní důvod.

Temná hmota

Tento termín platí pro hypotetickou hmotu ve vesmíru. Jeho cílem je vysvětlit množství problémů standardního kosmologického modelu velkého třesku. Astronomové naznačují, že asi 25% vesmíru je tvořeno temnou hmotou (možná shromážděnou z nestandardních částic, jako jsou neutrina, axiony nebo slabě interagující masivní částice [WIMPs]). A 70% vesmíru v jejich modelech je složeno z ještě temnější temné energie, přičemž na obyčejnou hmotu zbývá jen 5% .

Kreacionistická kosmologie

V roce 1915 Einstein vyřešil problém zveřejněním své obecné relativity. Ukázala, že anomální precese je důsledkem toho, jak gravitace deformuje prostor a čas a řídí pohyby planet, když se obzvláště přibližují k masivním tělesům, kde je zakřivení prostoru nejvýraznější.

Newtonovská gravitace není dostatečně přesným popisem planetárního pohybu. Zvláště když se zakřivení prostoru odchyluje od euklidovské rovinnosti. A obecná relativita vysvětluje pozorované chování téměř přesně. K vysvětlení anomálie tedy nebyla nutná ani temná hmota, o které někteří předpokládali, že je v neviditelném kruhu hmoty kolem Slunce, ani samotná planeta sopka.

Závěry

V raných dobách by kosmologická konstanta byla zanedbatelná. V pozdějších letech bude hustota hmoty v podstatě nulová a vesmír bude prázdný. Žijeme v této krátké kosmologické době, kdy hmota i vakuum mají srovnatelnou velikost.

Zdá se, že v rámci složky hmoty existují příspěvky jak od baryonů, tak od nebaryonického zdroje, oba jsou srovnatelné (alespoň jejich poměr je časově nezávislý). Tato teorie se potácí pod břemenem své nepřirozenosti, ale přesto překračuje cílovou čáru daleko před konkurencí, je tak dobře sladěna s daty.

Kromě potvrzení (nebo vyvrácení) tohoto scénáře bude hlavním úkolem kosmologů a fyziků v nadcházejících letech pochopit, zda tyto zdánlivě nepříjemné aspekty našeho vesmíru jsou jen úžasné náhody, nebo skutečně odrážejí základní strukturu, které ještě nerozumíme.

Pokud budeme mít štěstí, vše, co se nyní zdá nepřirozené, bude sloužit jako klíč k hlubšímu pochopení základní fyziky.