2014-04-11

Темна енергія

1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 Рейтинг 0.00 (0 голосів)

Залишки вибуху наднової

Кілька років тому астрофізики виявили інтригуючий факт. Результати спостережень за далекими надновими зірками показали, що Всесвіт розширюється помітно швидше, ніж йому "наказує" загальноприйнята теорія: його ніби "розпирає" якась сила, про природу якої майже нічого невідомо. Передбачається лише, що вона являє собою залишки якогось поля, що існувало в перші миті життя Всесвіту, якого, проте, вистачає, щоб вплинути на подальшу долю Всесвіту.

Не так давно була сформульована нова версія стандартної космологічної моделі Всесвіту, названа "космічною згодою" ("cosmic concordance"). Вона описує широке коло явищ в рамках тепер уже надійно обґрунтованої моделі гарячого Всесвіту, що веде початок з так званого Великого вибуху. Відповідно до цієї версії, вся матерія складається з трьох основних компонентів: баріонів (в основному це нуклони і гіперони), яку описує загальноприйнята модель елементарних частинок; небаріонної темної матерії, імовірно представленої або невідомими ще майже невзаємодіючими масивними частинками, або гіпотетичними аксіонами - дуже легкими і теж дуже слабо зв'язаними з баріонами частинками з нульовим спіном, існування яких також не суперечить основам сучасної квантової теорії, і, нарешті, - в цьому якраз і полягає досить несподіваний сюрприз - темної енергії, про фізичну природу якої ми практично ще нічого не знаємо. При цьому на частку баріонів доводиться всього лише близько 4% всієї маси (тут маса М розуміється в релятивістському сенсі як M = E/c2, де E - повна енергія, а c - швидкість світла, причому зазвичай користуються системою одиниць, в якій c = 1). Частина баріонів - теж "темна", а точніше холодна, в тому сенсі, що не виявляє себе безпосередньо світлом розпечених зірок. Темна матерія складає приблизно 20-25% всієї маси. Левова ж частка - 70-75% всієї маси - припадає на темну енергію, яка поки виявляє себе тільки тим, що впливає на швидкість глобального розширення Всесвіту. Ця фонова енергія розподілена рівномірно, у всякому разі, у просторових масштабах, що перевищують розміри всіх відомих неоднорідностей (скажімо, скупчень галактик).

Уявлення про темну енергію виникло в 1998 році і пов'язане зі спостереженнями за надновими зірками, які час від часу яскраво спалахують на небосхилі і потім досить швидко тьмяніють. Завдяки своїм унікальним властивостям ці зірки використовують в якості маркерів для визначення того, як космологічні відстані змінюються з часом. Так ось, в 1998 році дві групи астрофізиків - одна в США, а інша в Австралії - майже одночасно виявили, що найбільш віддалені наднові світять не так яскраво, як це очікувалося, виходячи з того, що Всесвіт заповнений матерією, що гравітує за законом Ньютона, тобто обернено пропорційно квадрату відстані. Це означало, що вони розташовані від нас далі, ніж повинні були б знаходитися, якщо б Всесвіт розширювався в полі звичайних гравітаційних сил. Таким чином, з вірогідністю 99% можна стверджувати, що у Всесвіті повинна бути ще якась додаткова енергія, здатна на космологічних відстанях протистояти гравітаційному тяжінню матерії. Вона і є те, що стали розуміти під словами "темна енергія".

Відтоді отримано безліч нових свідчень на користь цього твердження - як у ході подальших та більш надійних спостережень за найновішими, так і в результаті ряду інших досліджень. Такими були, перш за все, детальні вимірювання енергетичного спектру реліктового випромінювання в наземних лабораторіях і з супутників. Ці ж експерименти показали, що Всесвіт плоский (або майже плоский), тобто його видима просторова геометрія евклідова, що узгоджується з прогнозом інфляційної моделі. У той же час спостереження за скупченнями галактик говорять про те, що звичайна матерія (баріонна і темна) може забезпечити всього лише 20-30% необхідної для цього середньої густини енергії. Таким чином, все сходиться до того, що близько трьох чвертей цієї густини слід віднести на рахунок темної енергії, яка і прискорює розширення Всесвіту.

Про природу темної енергії

Звідки ж все-таки береться ця темна енергія? Зрозумілої відповіді на це питання поки немає, але зазвичай його намагаються знайти, комбінуючи рівняння загальної теорії відносності (ЗТВ) з рівняннями стану речовини. Під рівняннями стану речовини розуміється взаємозалежність між густиною повної енергії e і тиском p. Найпростішим прикладом є рівняння Клапейрона для ідеального газу p = 2/3 kek = 2/3 k (e - r), де k - постійна Больцмана, ek - густина кінетичної енергії і r - густина маси спокою.

У нерелятивістському середовищі (де величина маси набагато перевищує кінетичну енергію частинок) тиск мізерно малий в порівнянні з густиною повної енергії, так що в даному контексті його можна з дуже хорошою точністю вважати просто рівним нулю. У релятивістському середовищі (коли навпаки кінетична енергія набагато більша за масу спокою) густина енергії всього лише втричі більша від тиску, e = 3p. А у вакуумі сума e + p = 0, тобто вони відрізняються тільки знаком (інакше кажучи, e/p = -1). Останнє прямо випливає з того, що за самим своїм змістом вакуум повинен бути релятивістськи інваріантним, тобто виглядати однаково у всіх системах координат, а згадане щойно рівняння стану - єдине, яке задовольняє цій вимозі. На перший погляд здається, що у вакуумі взагалі "нічого немає", і, отже, просто e = p = 0. Але такі "природні" аргументи проходять тільки в рамках класичної теорії. Вже давно і добре відомо, що густина енергії квантового вакууму може відрізнятися від нуля до того ж дуже значно (прикладом тому служать непереборні нульові коливання).

Тепер звернемося до рівнянь ЗТВ. У них тиск сам "гравітує", тобто у певному сенсі стає еквівалентним масі (енергії), і знак повної гравітаційної взаємодії визначається знаком суми e + 3p. Якщо він позитивний - а це, очевидно, так і є для будь-якого середовища, крім вакууму, - має місце добре знайоме нам тяжіння. А от у вакуумі може бути що завгодно: там eвak + pвak = 0, так що eвak + 3pвak = 2pвak, і все залежить від знаку тиску. Якщо pвak І 0 (і, значить, eвak Ј 0), то якісно мало що змінюється: вакуум або не вплине ніяк, або ж додасть в "загальний котел" деяке додаткове рівномірно розмазане по Всесвіту тяжіння. Але якщо pвak <0 (і, значить, eвak> 0), то вакуум привнесе в цей "загальний котел" антигравітаційну складову - відштовхування, а це зовсім не безневинна складова. Справа в тому, що, будучи рівномірно розмазаною по всьому простору, вона зі зростанням відстані стане все сильніше придушувати тяжіння "локалізованої" матерії і рано чи пізно обов'язково візьме гору в сумарному внеску по всьому об'єму, забезпечивши, таким чином, відштовхування (а не тяжіння! ) матерії за його межі! По суті, саме це міркування покладено в основу інфляційної моделі, яка каже, що в дуже ранньому Всесвіті абсолютно домінувала величезна (позитивна!) енергія вакууму, який з цієї причини стрімко роздувався, а речовина з'явилася лише пізніше. Формально такий режим можна змоделювати математично, ввівши в рівняння ЗТВ позитивну космологічну константу. Вакуум ЗТВ з ненульовою космологічною константою давно і детально вивчений і відомий під назвою "світ де-Сіттера". Його властивості дуже цікаві і багато в чому парадоксальні, але їх обговорення відвело б нас убік. Однак цікаво те, що рівняння ЗТВ з позитивною космологічної константою, які включають в себе не тільки гравітацію, а й антигравітацію, могли б на перший погляд пролити світло якщо не на фізичний зміст, то хоча б на певну математичну інтерпретацію темної енергії. Але тут ми опиняємося перед лицем майже нерозв'язної проблеми.

Справа в тому, що величина космологічної константи, необхідна для пояснення спостережуваних розмірів Всесвіту за допомогою інфляційної моделі, настільки велика, що зараз темна енергія повинна була б перевищувати енергію, пов'язану зі звичайною матерією, приблизно на 120 порядків, тобто бути в 10120 разів більшою ! А між тим вона, як вже згадувалося, хоча і більша, та все-таки має той самий порядок величини. Звичайно, в результаті фазового переходу з перебудовою вакууму, який майже безсумнівно трапився в ранньому Всесвіті, космологічна константа могла змінитися (і напевно змінилася), але все ж таки поки зовсім незрозуміло, як і чому відбулася така "тонка настройка", чому вона зменшилася саме на 120 порядків, а не, скажімо, в 10 або 100 разів. Правда, можлива і так звана антропологічна позиція: якщо б сталося інакше, то зараз було б нікому задаватися подібними питаннями. Однак якщо не ставати на позицію фаталістів і не вважати, що все суще зобов'язане волі випадку, то варто все-таки пошукати більш змістовну відповідь.

І її інтенсивно шукають. Гонитва за все новими експериментальними свідоцтвами присутності темної енергії і спроби теоретично осмислити їх результати перетворилися сьогодні на цілу космологічну індустрію, що включає найрізноманітніші дослідження по всьому тимчасовому спектру від раннього до сучасного Всесвіту. Є багато вказівок на те, що рівняння стану темної енергії змінювалося з часом, так що для відтворення повної картини необхідно накопичити інформацію, яка відноситься до всіх епох еволюції Всесвіту. Інакше кажучи, потрібно "просканувати" рівняння його стану за відповідною величиною червоного зсуву, який виникає в результаті ефекту Доплера. Таким чином, космологи отримають інформацію про уповільнення розширення Всесвіту внаслідок притягання матерії і про його прискорення темною вакуумною енергією в різні історичні періоди подібно до того, як відомості про зміну клімату на Землі черпають зі спостережень за шириною кілець на спилах дерев. Тут вирішальна роль відводиться надновим зіркам, видима яскравість яких дозволяє досить точно судити про їх віддаленість від нас а, значить, про момент їх вибуху, а червоне зміщення у спектрах - це не що інше, як співвідношення розмірів Всесвіту зараз і в той час. Взяті в сукупності, вони дадуть повне уявлення про характер еволюції Всесвіту.

Другий напрямок перспективних досліджень включає накопичення даних про зростання швидкості формування великомасштабних структур у Всесвіті типу скупчень галактик.

І, нарешті, третій напрямок - це виявлення надзвичайно малих просторових флуктуацій темної енергії за надточним (прецизійним) вимірюванням настільки ж мізерної анізотропії спектру реліктового випромінювання. Можливості останніх двох напрямків серйозно обмежені природними невизначеностями, неминуче притаманними астрофізиці та космічній статистиці. Як вже згадувалося вище, вони тим не менше можуть виявитися дуже корисними для перехресного порівняння результатів.

У реалізації всієї цієї грандіозної програми і складається найфундаментальніше завдання космології на найближчі роки. Подальші дослідження повинні також обмежити довільність у виборі параметрів різних теоретичних моделей і передбачити більш виразно долю нашого Всесвіту, включаючи, можливо, і оцінку часу, що залишився до "Страшного космічного суду" (про всяк випадок - він не може бути меншим багатьох мільярдів років ).

За матеріалами: astrogalaxy.ru.

 

Читайте також:

 

Коментарі:

blog comments powered by Disqus