In die vroeë 20ste eeu het 'n jong wetenskaplike met die naam Albert Einstein gekyk na die eienskappe van lig en massa en hoe dit met mekaar verband hou. Die resultaat van sy refleksies was die relatiwiteitsteorie. Sy werk het moderne fisika en sterrekunde verander op 'n manier wat vandag nog gevoel word. Elke student bestudeer hul bekende E=MC2-vergelyking om te verstaan hoe massa en energie verband hou. Dit is een van die fundamentele feite van die bestaan van die kosmos.
Wat is die kosmologiese konstante?
Diep soos Einstein se vergelykings vir algemene relatiwiteit was, het hulle 'n probleem opgelewer. Hy het probeer om te verduidelik hoe massa en lig in die heelal bestaan, hoe hul interaksie kan lei tot 'n statiese (dit wil sê, nie uitdyende) heelal. Ongelukkig het sy vergelykings voorspel dat dit óf sal saamtrek óf uitbrei, en sal vir ewig so voortgaan, maar sal uiteindelik 'n punt bereik waar dit sal saamtrek.
Dit het nie vir hom reg gevoel nie, so Einstein moes 'n manier verduidelik om swaartekrag te hou,om die statiese heelal te verduidelik. Die meeste fisici en sterrekundiges van sy tyd het immers bloot aangeneem dat dit die geval was. Einstein het dus die Fudge-faktor uitgevind, wat die "kosmologiese konstante" genoem word, wat orde aan die vergelykings gegee het en gelei het tot 'n heelal wat nie uitbrei of saamtrek nie. Hy het vorendag gekom met die teken "lambda" (Griekse letter), wat die energiedigtheid in die vakuum van die ruimte aandui. Dit beheer die uitbreiding, en die gebrek daarvan stop hierdie proses. Nou was 'n faktor nodig om die kosmologiese teorie te verduidelik.
Hoe om te bereken?
Albert Einstein het die eerste weergawe van die algemene relatiwiteitsteorie (GR) op 25 November 1915 aan die publiek voorgehou. Einstein se oorspronklike vergelykings het soos volg gelyk:
In die moderne wêreld is die kosmologiese konstante:
Hierdie vergelyking beskryf die relatiwiteitsteorie. 'n Konstante word ook 'n lambda-lid genoem.
Sterrestelsels en die groeiende heelal
Die kosmologiese konstante het dinge nie reggemaak soos hy verwag het nie. Eintlik het dit gewerk, maar net vir 'n rukkie. Die probleem van die kosmologiese konstante is nie opgelos nie.
Dit het aangehou totdat 'n ander jong wetenskaplike, Edwin Hubble, 'n diep waarneming van veranderlike sterre in verafgeleë sterrestelsels gemaak het. Hulle flikkering het die afstande na hierdie kosmiese strukture en meer geopenbaar.
Hubble se werk het gedemonstreernie net dat die heelal baie ander sterrestelsels ingesluit het nie, maar soos dit geblyk het, het dit uitgebrei, en nou weet ons dat die tempo van hierdie proses met verloop van tyd verander. Dit het Einstein se kosmologiese konstante grootliks tot nul verminder, en die groot wetenskaplike moes sy aannames hersien. Navorsers het dit nie heeltemal laat vaar nie. Einstein het egter later die grootste fout van sy lewe genoem om sy konstante by algemene relatiwiteit te voeg. Maar is dit?
Nuwe kosmologiese konstante
In 1998 het 'n span wetenskaplikes wat met die Hubble-ruimteteleskoop gewerk het en verafgeleë supernovas bestudeer het, iets heeltemal onverwags opgemerk: die uitbreiding van die heelal versnel. Boonop is die tempo van die proses nie wat hulle verwag het en in die verlede was nie.
Gegewe dat die heelal met massa gevul is, lyk dit logies dat die uitbreiding verlangsaam, al was dit so klein. Dit het dus gelyk of hierdie ontdekking weerspreek wat die vergelykings en Einstein se kosmologiese konstante voorspel het. Sterrekundiges het nie verstaan hoe om die oënskynlike versnelling van uitbreiding te verduidelik nie. Hoekom, hoe gebeur dit?
Antwoorde op vrae
Om die versnelling en die kosmologiese idees daaroor te verduidelik, het wetenskaplikes teruggekeer na die idee van die oorspronklike teorie.
Hul jongste bespiegeling sluit nie die bestaan uit van iets wat donker energie genoem word nie. Dit is iets wat nie gesien of gevoel kan word nie, maar die uitwerking daarvan kan gemeet word. Dit is dieselfde as donkermaterie: die effek daarvan kan bepaal word deur hoe dit lig en sigbare materie beïnvloed.
Sterrekundiges weet dalk nog nie wat hierdie donker energie is nie. Hulle weet egter dat dit die uitbreiding van die heelal beïnvloed. Om hierdie prosesse te verstaan, is meer tyd nodig vir waarneming en ontleding. Miskien is die kosmologiese teorie tog nie so 'n slegte idee nie? Dit kan immers verklaar word deur aan te neem dat donker energie wel bestaan. Dit is blykbaar waar en wetenskaplikes moet na verdere verduidelikings soek.
Wat het aan die begin gebeur?
Einstein se oorspronklike kosmologiese model was 'n statiese homogene model met 'n sferiese geometrie. Die gravitasie-effek van materie het 'n versnelling in hierdie struktuur veroorsaak, wat Einstein nie kon verklaar nie, aangesien dit op daardie stadium nie bekend was dat die heelal besig was om uit te brei nie. Daarom het die wetenskaplike die kosmologiese konstante in sy vergelykings van algemene relatiwiteit ingevoer. Hierdie konstante word toegepas om die aantrekkingskrag van materie teen te werk, en daarom is dit beskryf as die anti-swaartekrag effek.
Omega Lambda
In plaas van die kosmologiese konstante self, verwys navorsers dikwels na die verwantskap tussen die energiedigtheid as gevolg daarvan en die kritieke digtheid van die heelal. Hierdie waarde word gewoonlik soos volg aangedui: ΩΛ. In 'n plat heelal stem ΩΛ ooreen met 'n fraksie van sy energiedigtheid, wat ook deur die kosmologiese konstante verklaar word.
Let daarop dat hierdie definisie verband hou met die kritiese digtheid van die huidige epog. Dit verander met verloop van tyd, maar die digtheidenergie, as gevolg van die kosmologiese konstante, bly onveranderd deur die geskiedenis van die heelal.
Kom ons kyk verder hoe moderne wetenskaplikes hierdie teorie ontwikkel.
Kosmologiese bewys
Die huidige studie van die versnellende heelal is nou baie aktief, met baie verskillende eksperimente wat hemelsbreed verskillende tydskale, lengteskale en fisiese prosesse dek. 'n Kosmologiese CDM-model is geskep, waarin die Heelal plat is en die volgende kenmerke het:
- energiedigtheid, wat ongeveer 4% van barioniese materie is;
- 23% donker materie;
- 73% van die kosmologiese konstante.
Die kritieke waarnemingsresultaat wat die kosmologiese konstante tot sy huidige betekenis gebring het, was die ontdekking dat verafgeleë Tipe Ia (0<z<1) supernovas wat as standaard kerse gebruik is, swakker was as wat verwag is in 'n verlangsamende heelal. Sedertdien het baie groepe hierdie resultaat bevestig met meer supernovas en 'n groter reeks rooiverskuiwings.
Kom ons verduidelik in meer besonderhede. Van besondere belang in huidige kosmologiese denke is die waarnemings dat uiters hoë rooiverskuiwing (z>1) supernovas helderder is as wat verwag is, wat 'n teken is wat verwag word vanaf die vertragingstyd wat tot ons huidige versnellingstydperk lei. Voor die vrystelling van supernova-resultate in 1998 was daar reeds verskeie bewyse wat die weg gebaan het vir relatief vinnigeaanvaarding van die teorie van versnelling van die heelal met behulp van supernovas. Veral drie van hulle:
- Die heelal blyk jonger as die oudste sterre te wees. Hulle evolusie is goed bestudeer, en waarnemings van hulle in bolvormige trosse en elders toon dat die oudste formasies meer as 13 miljard jaar oud is. Ons kan dit vergelyk met die ouderdom van die heelal deur sy uitbreidingskoers vandag te meet en terug te spoor na die tyd van die Oerknal. As die heelal tot sy huidige spoed verlangsaam, dan sou die ouderdom minder wees as wanneer dit tot sy huidige tempo versnel het. 'n Plat heelal wat slegs materie bevat, sal ongeveer 9 biljoen jaar oud wees, 'n groot probleem aangesien dit 'n paar miljard jaar jonger as die oudste sterre is. Aan die ander kant sou 'n plat heelal met 74% van die kosmologiese konstante ongeveer 13,7 miljard jaar oud wees. So gesien dat sy tans versnel, het die ouderdomspardoks opgelos.
- Te veel verafgeleë sterrestelsels. Hulle getal is reeds wyd gebruik in pogings om die vertraging van die uitbreiding van die Heelal te skat. Die hoeveelheid spasie tussen twee rooiverskuiwings verskil na gelang van die uitbreidingsgeskiedenis (vir 'n gegewe soliede hoek). Deur die aantal sterrestelsels tussen twee rooiverskuiwings as 'n maatstaf van die volume van die ruimte te gebruik, het waarnemers vasgestel dat verafgeleë voorwerpe te groot lyk in vergelyking met voorspellings van 'n verlangsamende heelal. Óf die helderheid van sterrestelsels óf hul aantal per volume-eenheid het met verloop van tyd op onverwagte maniere ontwikkel, óf die volumes wat ons bereken het, was verkeerd. Die versnellende saak konsou die waarnemings verduidelik sonder om enige vreemde teorie van sterrestelsel-evolusie te ontketen.
- Die waarneembare platheid van die heelal (ten spyte van onvolledige bewyse). Deur gebruik te maak van metings van temperatuurskommelings in die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB), sedert die tyd toe die heelal ongeveer 380 000 jaar oud was, kan die gevolgtrekking gemaak word dat dit tot binne 'n paar persent ruimtelik plat is. Deur hierdie data te kombineer met 'n akkurate meting van die digtheid van materie in die heelal, word dit duidelik dat dit slegs sowat 23% van die kritieke digtheid het. Een manier om die ontbrekende energiedigtheid te verduidelik, is om die kosmologiese konstante toe te pas. Soos dit geblyk het, is 'n sekere hoeveelheid daarvan eenvoudig nodig om die versnelling wat in die supernova-data waargeneem word, te verduidelik. Dit was net die faktor wat nodig was om die heelal plat te maak. Daarom het die kosmologiese konstante die oënskynlike teenstrydigheid tussen waarnemings van materiedigtheid en CMB opgelos.
Wat is die punt?
Om die vrae wat ontstaan te beantwoord, oorweeg die volgende. Kom ons probeer om die fisiese betekenis van die kosmologiese konstante te verduidelik.
Ons neem die GR-vergelyking-1917 en plaas die metrieke tensor gab tussen hakies. Daarom, binne die hakies sal ons die uitdrukking (R / 2 - Λ) hê. Die waarde van R word sonder indekse voorgestel - dit is die gewone, skalêre kromming. As jy op die vingers verduidelik - dit is die wederkerige van die radius van die sirkel / sfeer. Plat spasie stem ooreen met R=0.
In hierdie interpretasie beteken 'n nie-nul waarde van Λ dat ons heelal geboë isop sigself, insluitend in die afwesigheid van enige swaartekrag. Die meeste fisici glo dit egter nie en glo dat die waargenome kromming een of ander interne oorsaak moet hê.
Donker materie
Hierdie term word gebruik vir hipotetiese materie in die heelal. Dit is ontwerp om baie probleme met die standaard Big Bang kosmologiese model te verduidelik. Sterrekundiges skat dat ongeveer 25% van die heelal uit donker materie bestaan (dalk saamgestel uit nie-standaard deeltjies soos neutrino's, aksions of Weakly Interacting Massive Particles [WIMP's]). En 70% van die Heelal in hul modelle bestaan uit selfs meer duister donker energie, wat net 5% oorbly vir gewone materie.
Kreasionistiese kosmologie
In 1915 het Einstein die probleem opgelos om sy algemene relatiwiteitsteorie te publiseer. Sy het gewys dat die abnormale presessie 'n gevolg is van hoe swaartekrag ruimte en tyd verdraai en die bewegings van die planete beheer wanneer hulle veral naby massiewe liggame is, waar die kromming van die ruimte die meeste uitgespreek is.
Newtonse swaartekrag is nie 'n baie akkurate beskrywing van planetêre beweging nie. Veral wanneer die kromming van die ruimte wegbeweeg van die Euklidiese platheid. En algemene relatiwiteit verduidelik die waargenome gedrag byna presies. Dus, nie donker materie, wat sommige voorgestel het in 'n onsigbare ring van materie om die Son, of die planeet Vulcan self, was nodig om die anomalie te verklaar nie.
Gevolgtrekkings
In die vroeë daedie kosmologiese konstante sou weglaatbaar wees. Op latere tye sal die digtheid van materie in wese nul wees, en die heelal sal leeg wees. Ons leef in daardie kort kosmologiese tydperk wanneer beide materie en vakuum van vergelykbare omvang is.
Binne die materie-komponent is daar blykbaar bydraes van beide barione en 'n nie-barion-bron, beide van hulle is vergelykbaar (ten minste, hul verhouding hang nie van tyd af nie). Hierdie teorie wankel onder die gewig van sy onnatuurlikheid, maar kruis nietemin die wenstreep ver voor die kompetisie, so goed pas dit by die data.
Benewens die bevestiging (of weerlegging) van hierdie scenario, sal die grootste uitdaging vir kosmoloë en fisici in die komende jare wees om te verstaan of hierdie oënskynlik onaangename aspekte van ons heelal bloot wonderlike toevallighede is of eintlik die basiese struktuur weerspieël wat ons verstaan nog nie.
As ons gelukkig is, sal alles wat nou onnatuurlik lyk, dien as 'n sleutel tot 'n dieper begrip van fundamentele fisika.
