1900-luvun alussa nuori tiedemies Albert Einstein tarkasteli valon ja massan ominaisuuksia ja niiden yhteyttä toisiinsa. Hänen pohdintansa tulos oli suhteellisuusteoria. Hänen työnsä muutti modernia fysiikkaa ja tähtitiedettä tavalla, joka tuntuu edelleenkin. Jokainen opiskelija tutkii kuuluisaa yhtälöään E=MC2 ymmärtääkseen kuinka massa ja energia liittyvät toisiinsa. Tämä on yksi kosmoksen olemassaolon perustavanlaatuisista tosiasioista.
Mikä on kosmologinen vakio?
Niin syviä kuin Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian yhtälöt olivatkin, ne esittivät ongelman. Hän yritti selittää, kuinka massa ja valo ovat olemassa maailmankaikkeudessa, kuinka niiden vuorovaikutus voi johtaa staattiseen (eli ei laajenevaan) universumiin. Valitettavasti hänen yhtälönsä ennustivat, että se joko supistuisi tai laajenee, ja jatkuisi niin ikuisesti, mutta saavuttaisi lopulta pisteen, jossa se supistuisi.
Se ei tuntunut hänestä oike alta, joten Einsteinin täytyi selittää tapa pitää painovoima.selittämään staattista maailmankaikkeutta. Loppujen lopuksi useimmat hänen aikansa fyysikot ja tähtitieteilijät yksinkertaisesti olettivat, että näin oli. Joten Einstein keksi Fudge-tekijän, jota kutsutaan "kosmologiseksi vakioksi", joka järjesti yhtälöt ja johti maailmankaikkeuteen, joka ei laajene eikä supistu. Hän keksi merkin "lambda" (kreikkalainen kirjain), joka ilmaisee energiatiheyttä avaruuden tyhjiössä. Se ohjaa laajentumista, ja sen puute pysäyttää tämän prosessin. Nyt tarvittiin tekijä kosmologisen teorian selittämiseen.
Miten lasketaan?
Albert Einstein esitteli ensimmäisen version yleisestä suhteellisuusteoriasta (GR) yleisölle 25. marraskuuta 1915. Einsteinin alkuperäiset yhtälöt näyttivät tältä:
Nykyajan maailmassa kosmologinen vakio on:
Tämä yhtälö kuvaa suhteellisuusteoriaa. Vakiota kutsutaan myös lambda-jäseneksi.
Galaksit ja laajeneva maailmankaikkeus
Kosmologinen vakio ei korjannut asioita niin kuin hän odotti. Itse asiassa se toimi, mutta vain hetken. Kosmologisen vakion ongelmaa ei ole ratkaistu.
Tämä jatkui, kunnes toinen nuori tiedemies Edwin Hubble teki syvän havainnon kaukaisten galaksien muuttuvista tähdistä. Niiden välkkyminen paljasti etäisyydet näihin kosmisiin rakenteisiin ja paljon muuta.
Hubblen työ on osoittanutei vain sitä, että maailmankaikkeus sisälsi monia muita galakseja, vaan kuten kävi ilmi, se laajeni, ja nyt tiedämme, että tämän prosessin nopeus muuttuu ajan myötä. Tämä vähensi Einsteinin kosmologisen vakion suurelta osin nollaan, ja suuren tiedemiehen oli tarkistettava oletuksiaan. Tutkijat eivät ole luopuneet siitä kokonaan. Myöhemmin Einstein kuitenkin kutsui vakion lisäämistä yleiseen suhteellisuusteoriaan elämänsä suurimmaksi virheeksi. Mutta onko se?
Uusi kosmologinen vakio
Vuonna 1998 Hubble-avaruusteleskoopin kanssa työskentelevä tiedemiesryhmä, joka tutki kaukaisia supernoveja, huomasi jotain täysin odottamatonta: universumin laajeneminen kiihtyy. Lisäksi prosessin vauhti ei ole sitä mitä he odottivat, ja se on ollut aiemminkin.
Koska maailmankaikkeus on täynnä massaa, näyttää loogiselta, että laajeneminen hidastuu, vaikka se olisikin niin pieni. Näin ollen tämä löytö näytti olevan ristiriidassa yhtälöiden ja Einsteinin kosmologisen vakion ennustuksen kanssa. Tähtitieteilijät eivät ymmärtäneet, kuinka selittää laajenemisen ilmeistä kiihtymistä. Miksi, miten tämä tapahtuu?
Vastauksia kysymyksiin
Kiihtyvyyden ja sitä koskevien kosmologisten käsitysten selittämiseksi tiedemiehet ovat palanneet alkuperäisen teorian ajatukseen.
Heidän viimeisin spekulaatio ei sulje pois pimeän energian olemassaoloa. Se on jotain, jota ei voi nähdä tai tuntea, mutta sen vaikutuksia voidaan mitata. Se on sama kuin tummaaine: sen vaikutus voidaan määrittää sen perusteella, kuinka se vaikuttaa valoon ja näkyvään aineeseen.
Astronomit eivät ehkä vielä tiedä, mitä tämä pimeä energia on. He tietävät kuitenkin, että se vaikuttaa maailmankaikkeuden laajenemiseen. Näiden prosessien ymmärtäminen vaatii enemmän aikaa havainnointiin ja analysointiin. Ehkä kosmologinen teoria ei olekaan niin huono idea? Loppujen lopuksi se voidaan selittää olettamalla, että pimeää energiaa on olemassa. Ilmeisesti tämä on totta, ja tutkijoiden on etsittävä lisäselityksiä.
Mitä tapahtui alussa?
Einsteinin alkuperäinen kosmologinen malli oli staattinen homogeeninen malli, jolla oli pallomainen geometria. Aineen gravitaatiovaikutus aiheutti tässä rakenteessa kiihtyvyyden, jota Einstein ei osannut selittää, koska tuolloin ei tiedetty maailmankaikkeuden laajenemisesta. Siksi tiedemies lisäsi kosmologisen vakion yleisen suhteellisuusteorian yhtälöihinsä. Tätä vakiota käytetään estämään aineen vetovoima, ja siksi sitä on kuvattu painovoiman vastaiseksi vaikutukseksi.
Omega Lambda
Tutkijat viittaavat usein kosmologisen vakion sijaan siitä johtuvan energiatiheyden ja maailmankaikkeuden kriittisen tiheyden väliseen suhteeseen. Tämä arvo merkitään yleensä seuraavasti: ΩΛ. Litteässä universumissa ΩΛ vastaa murto-osaa sen energiatiheydestä, mikä selittyy myös kosmologisella vakiolla.
Huomaa, että tämä määritelmä liittyy nykyisen aikakauden kriittiseen tiheyteen. Se muuttuu ajan myötä, mutta tiheyskosmologisesta vakiosta johtuen energia pysyy muuttumattomana läpi maailmankaikkeuden historian.
Mietitään lisää, kuinka nykyajan tiedemiehet kehittävät tätä teoriaa.
Kosmologinen todiste
Nykyinen tutkimus kiihtyvästä maailmankaikkeudesta on nyt erittäin aktiivinen, ja monet erilaiset kokeet kattavat hyvin erilaisia aika-, pituus- ja fysikaalisia prosesseja. Kosmologinen CDM-malli on luotu, jossa universumi on litteä ja jolla on seuraavat ominaisuudet:
- energiatiheys, joka on noin 4 % baryonisesta aineesta;
- 23 % pimeää ainetta;
- 73 % kosmologisesta vakiosta.
Kriittinen havaintotulos, joka nosti kosmologisen vakion sen nykyiseen merkitykseen, oli havainto, että kaukaiset tyypin Ia (0<z<1) supernovat, joita käytettiin vakiokynttilöitä, olivat odotettua heikompia hidastuvassa universumissa. Sittemmin monet ryhmät ovat vahvistaneet tämän tuloksen lisäämällä supernoveja ja useammilla punasiirtymillä.
Selvitetään tarkemmin. Erityisen tärkeitä nykyisessä kosmologisessa ajattelussa ovat havainnot, joiden mukaan erittäin suuren punasiirtymän (z>1) supernovat ovat odotettua kirkkaampia, mikä on merkki, jota odotetaan nykyiseen kiihtyvyysjaksoomme johtav alta hidastusajasta. Ennen supernovatulosten julkistamista vuonna 1998 oli jo useita todisteita, jotka tasoittivat tietä suhteellisen nopealleUniversumin kiihtyvyysteorian hyväksyminen supernovien avulla. Erityisesti kolme niistä:
- Universumi osoittautui nuoremmaksi kuin vanhimmat tähdet. Niiden kehitystä on tutkittu hyvin, ja havainnot niistä pallomaisissa klusteissa ja muualla osoittavat, että vanhimmat muodostumat ovat yli 13 miljardia vuotta vanhoja. Voimme verrata tätä maailmankaikkeuden ikään mittaamalla sen nykyistä laajenemisnopeutta ja jäljittämällä alkuräjähdyksen aikaan. Jos maailmankaikkeus hidastuisi nykyiseen nopeuteensa, ikä olisi pienempi kuin jos se kiihtyisi nykyiseen nopeuteen. Litteä, vain ainetta sisältävä maailmankaikkeus olisi noin 9 miljardia vuotta vanha, mikä on suuri ongelma, koska se on useita miljardeja vuosia nuorempi kuin vanhimmat tähdet. Toisa alta litteä universumi, jossa on 74 % kosmologisesta vakiosta, olisi noin 13,7 miljardia vuotta vanha. Joten hänen kiihtymisen näkeminen ratkaisi iän paradoksin.
- Liian monia kaukaisia galakseja. Niiden lukumäärää on jo käytetty laaj alti yrityksissä arvioida universumin laajenemisen hidastuvuutta. Kahden punasiirtymän välinen tilan määrä vaihtelee laajennushistorian mukaan (tietylle avaruuskulmalle). Käyttämällä galaksien lukumäärää kahden punasiirtymän välillä avaruuden tilavuuden mittana tarkkailijat ovat päättäneet, että kaukana olevat kohteet näyttävät liian suurilta verrattuna ennusteisiin hidastuvasta universumista. Joko galaksien kirkkaus tai niiden lukumäärä tilavuusyksikköä kohti kehittyi ajan kuluessa odottamattomilla tavoilla, tai sitten laskemamme tilavuudet olivat vääriä. Kiihtyvä asia voisiselittäisi havainnot laukaisematta mitään outoa galaksien evoluutioteoriaa.
- Kaikkeuden havaittava tasaisuus (epätäydellisistä todisteista huolimatta). Kosmisen mikroa altotaustan (CMB) lämpötilanvaihtelumittausten avulla voidaan päätellä, että se on avaruudellisesti litteä muutaman prosentin tarkkuudella siitä ajasta, jolloin maailmankaikkeus oli noin 380 000 vuotta vanha. Yhdistämällä nämä tiedot universumin aineen tiheyden tarkkaan mittaukseen käy selväksi, että sillä on vain noin 23 % kriittisestä tiheydestä. Yksi tapa selittää puuttuva energiatiheys on soveltaa kosmologista vakiota. Kuten kävi ilmi, tietty määrä siitä on yksinkertaisesti välttämätöntä selittääkseen supernovatiedoissa havaitun kiihtyvyyden. Tämä oli juuri se tekijä, joka tarvittiin tehdäkseen maailmankaikkeudesta litteän. Siksi kosmologinen vakio ratkaisi näennäisen ristiriidan aineen tiheyden ja CMB:n välillä.
Mitä järkeä on?
Vastaaksesi esiin tuleviin kysymyksiin, harkitse seuraavaa. Yritetään selittää kosmologisen vakion fyysinen merkitys.
Otamme GR-yhtälön-1917 ja laitamme metrisen tensorin gab sulkeisiin. Siksi suluissa on lauseke (R / 2 - Λ). R:n arvo esitetään ilman indeksejä - tämä on tavallinen skalaarikaarevuus. Jos selität sormilla - tämä on ympyrän / pallon säteen käänteisluku. Tasainen tila vastaa R=0.
Tässä tulkinnassa Λ:n nollasta poikkeava arvo tarkoittaa, että universumimme on kaarevaitsestään, myös ilman painovoimaa. Useimmat fyysikot eivät kuitenkaan usko tähän ja uskovat, että havaitulla kaarevalla on oltava jokin sisäinen syy.
Pimeä aine
Tätä termiä käytetään hypoteettisesta aineesta universumissa. Se on suunniteltu selittämään monia standardin Big Bangin kosmologisen mallin ongelmia. Tähtitieteilijät arvioivat, että noin 25 % maailmankaikkeudesta koostuu pimeästä aineesta (ehkä koottu epätyypillisistä hiukkasista, kuten neutriinoista, aksioneista tai heikosti vuorovaikuttavista massiivisista hiukkasista [WIMP]). Ja heidän mallissaan 70 % maailmankaikkeudesta koostuu vieläkin hämärämästä pimeästä energiasta, joten tavalliselle aineelle jää vain 5 %.
Kreationistinen kosmologia
Vuonna 1915 Einstein ratkaisi yleisen suhteellisuusteoriansa julkaisemisen ongelman. Hän osoitti, että poikkeava precessio on seurausta siitä, kuinka painovoima vääristää tilaa ja aikaa ja ohjaa planeettojen liikkeitä, kun ne ovat erityisen lähellä massiivisia kappaleita, joissa avaruuden kaarevuus on selkein.
Newtonin painovoima ei ole kovin tarkka kuvaus planeettojen liikkeestä. Varsinkin kun avaruuden kaarevuus siirtyy pois euklidisesta tasaisuudesta. Ja yleinen suhteellisuusteoria selittää havaitun käyttäytymisen melkein täsmälleen. Siten pimeää ainetta, jonka jotkut ovat ehdottaneet olevan Auringon ympärillä olevassa näkymättömässä ainerenkaassa, eikä itse Vulcan-planeettaa tarvittu poikkeaman selittämiseen.
Johtopäätökset
Alkuaikoinakosmologinen vakio olisi mitätön. Myöhemmin aineen tiheys on oleellisesti nolla ja maailmankaikkeus on tyhjä. Elämme siinä lyhyessä kosmologisessa aikakaudella, jolloin sekä aine että tyhjiö ovat suuruusluokkaa.
Materiaalisessa komponentissa ilmeisesti on panoksia sekä baryoneista että ei-baryonista, molemmat ovat vertailukelpoisia (ainakaan niiden suhde ei riipu ajasta). Tämä teoria horjuu luonnottomuutensa painon alla, mutta ylittää kuitenkin maaliviivan paljon ennen kilpailijoita, joten se sopii niin hyvin dataan.
Tämän skenaarion vahvistamisen (tai kumoamisen) lisäksi tulevien vuosien suurin haaste kosmologille ja fyysikoille on ymmärtää, ovatko nämä epämiellyttävältä vaikuttavat universumimme puolet yksinkertaisesti uskomattomia yhteensattumia vai heijastavatko ne todellisuudessa perusrakennettamme. en vielä ymmärrä.
Jos olemme onnekkaita, kaikki mikä nyt näyttää luonnottom alta, toimii avaimena perusfysiikan syvempään ymmärtämiseen.
