Stała kosmologiczna: pojęcie, definicja, wzór na obliczenie i problemy

Na początku XX wieku młody naukowiec Albert Einstein przyjrzał się właściwościom światła i masy oraz temu, jak się one ze sobą wiążą. Efektem jego przemyśleń była teoria względności. Jego praca zmieniła współczesną fizykę i astronomię w sposób, który jest odczuwalny do dziś. Każdy student studiuje jego słynne równanie E = MC2, aby zrozumieć jak masa i energia są powiązane. Jest to jeden z podstawowych faktów dotyczących istnienia kosmosu.

Czym jest stała kosmologiczna??

Tak głębokie jak równania Einsteina były dla ogólnej teorii względności, przedstawiały problem. Starał się on wyjaśnić, jak masa i światło istnieją we Wszechświecie, jak ich wzajemne oddziaływanie może prowadzić do powstania statycznego (tj. nie rozszerzającego się) Wszechświata. Niestety, jego równania przewidywały, że będzie się ona albo kurczyć, albo rozszerzać, i będzie to trwało wiecznie, ale w końcu osiągnie punkt, w którym zacznie się kurczyć.

Nie wydawało mu się to słuszne, więc Einstein musiał wyjaśnić, w jaki sposób utrzymać grawitację, aby wyjaśnić statyczny wszechświat. W końcu większość fizyków i astronomów jego czasów po prostu zakładała, że jest i jest. Więc Einstein wymyślił czynnik Fudge, zwany "stała kosmologiczna", co nadało równaniom porządek i doprowadziło do nie rozszerzającego się i nie kompresującego wszechświata. Wynalazł znak "lambda" (litera grecka) oznaczająca gęstość energii w próżni kosmicznej. Kontroluje ekspansję, a jej brak zatrzymuje proces. Teraz potrzebowaliśmy czynnika, który wyjaśniłby teorię kosmologiczną.

Jak obliczyć?

Albert Einstein 25 listopada 1915 roku przedstawił publicznie pierwszą wersję ogólnej teorii względności (GTR). W oryginale równania Einsteina wyglądały tak:

We współczesnym świecie stała kosmologiczna jest równa:

To równanie opisuje teorię względności. Także niezmienny również zwany terminem lambda.

Galaktyki i rozszerzający się wszechświat

Stała kosmologiczna nie załatwiła sprawy tak, jak się spodziewał. Faktycznie, działało, ale tylko przez chwilę. Problem stałej kosmologicznej nie został rozwiązany.

Trwało to do czasu, gdy inny młody naukowiec, Edwin Hubble, dokonał wnikliwej obserwacji gwiazd zmiennych w odległych galaktykach. Ich migotanie pokazywało odległości do tych kosmicznych struktur i nie tylko.

Praca Hubble`a pokazała nie tylko, że wszechświat zawierał wiele innych galaktyk, ale że wydawał się rozszerzać, a obecnie wiemy, że tempo tego procesu zmienia się w czasie. To znacznie zredukowało stałą kosmologiczną Einsteina do zera, a wielki naukowiec musiał zrewidować swoje założenia. Naukowcy nie zrezygnowali całkowicie z. Jednak Einstein nazwał później dodanie swojej stałej do ogólnej teorii względności największym błędem jego życia. Ale czy tak się stało?

Nowa stała kosmologiczna

W 1998 roku zespół naukowców pracujących z Kosmicznym Teleskopem Hubble`a, badając odległe supernowe, zauważył coś zupełnie nieoczekiwanego: ekspansja Wszechświata przyspiesza. Ponadto tempo procesu nie jest takie, jakiego oczekiwali i w przeszłości było inne.

Biorąc pod uwagę, że wszechświat jest wypełniony masą, wydaje się logiczne, że ekspansja powinna spowolnić, nawet jeśli byłaby tak niewielka. Odkrycie to zdawało się więc przeczyć temu, co przewidywały równania Einsteina i stała kosmologiczna. Astronomowie nie rozumieli, jak wyjaśnić pozorne przyspieszenie ekspansji. Dlaczego, jak to się dzieje?

Odpowiedzi na pytania

Aby wyjaśnić przyspieszenie i kosmologiczne pomysły na jego temat, naukowcy powrócili do idei pierwotnej teorii.

Ich ostatnie założenia nie wykluczają istnienia czegoś, co nazywa się ciemną energią. To coś, czego nie można zobaczyć ani poczuć, ale jego skutki można zmierzyć. Jest taka sama jak ciemna materia: jej działanie można określić na podstawie tego, jak wpływa na światło i materię widzialną.

Astronomowie mogą jeszcze nie wiedzieć, czym jest ta ciemna energia. Ale wiedzą, że wpływa na ekspansję wszechświata. Zrozumienie tych procesów wymaga więcej czasu na obserwację i analizę. Może teoria kosmologiczna nie jest takim złym pomysłem? Przecież można to wyjaśnić zakładając, że ciemna energia istnieje. To wydaje się być prawdą i naukowcy muszą szukać dalszych wyjaśnień.

Co było na początku?

Pierwotny model kosmologiczny Einsteina był statycznym modelem jednorodnym o geometrii sferycznej. Grawitacyjne oddziaływanie materii powodowało w tej strukturze przyspieszenie, którego Einstein nie potrafił wyjaśnić, gdyż nie wiedziano wówczas, że Wszechświat się rozszerza. Naukowiec wprowadził więc do swoich równań ogólnej teorii względności stałą kosmologiczną. Stała ta jest stosowana w celu przeciwdziałania grawitacyjnemu przyciąganiu materii, dlatego została opisana jako efekt antygrawitacyjny.

Omega Lambda

Zamiast samej stałej kosmologicznej, badacze często odwołują się do związku między gęstością energii wynikającą z niej a gęstością krytyczną Wszechświata. Wartość ta jest zwykle oznaczana jako: ΩΛ. W płaskim Wszechświecie ΩΛ odpowiada ułamkowi jego gęstości energii, co wynika również ze stałej kosmologicznej.

Zauważmy, że ta definicja jest związana z gęstością krytyczną obecnej epoki. Zmienia się to w czasie, ale gęstość energii wynikająca ze stałej kosmologicznej pozostaje stała w całej historii Wszechświata.

Rozważmy teraz, jak ta teoria jest rozwijana przez współczesnych naukowców.

Dowód kosmologiczny

Badania przyspieszającego Wszechświata są obecnie bardzo aktywne, z wieloma różnymi eksperymentami obejmującymi zupełnie różne okresy czasu, skale długości i procesy fizyczne. Stworzono kosmologiczny model CDM, w którym wszechświat jest płaski i ma takie cechy:

• gęstość energii, która wynosi około 4% materii barionowej;
• 23% ciemnej materii;
• 73% stała kosmologiczna.

Krytycznym wynikiem obserwacyjnym, który doprowadził stałą kosmologiczną do jej obecnego znaczenia, było odkrycie, że odległe supernowe typu Ia (0

Wyjaśnijmy to bardziej szczegółowo. Szczególne znaczenie dla współczesnej koncepcji kosmologicznej mają obserwacje, że supernowe o ekstremalnie wysokim redshifcie (z>1) są jaśniejsze niż się spodziewamy, co jest sygnaturą oczekiwaną od czasu spowolnienia poprzedzającego nasz obecny okres przyspieszenia. Zanim badania nad supernowymi ukazały się w 1998 roku, istniało już kilka linii dowodów, które utorowały drogę do stosunkowo szybkiej akceptacji teorii supernowych przyspieszających wszechświat. Trzy z nich w szczególności:

1. Wszechświat jest młodszy niż najstarsze gwiazdy. Ich ewolucja jest dobrze poznana, a obserwacje ich w gromadach kulistych i w innych miejscach sugerują, że najstarsze formacje mają ponad 13 miliardów lat. Możemy to porównać do wieku Wszechświata, mierząc tempo ekspansji dzisiaj i śledząc je wstecz do czasu Wielkiego Wybuchu. Gdyby Wszechświat zwolnił do obecnej prędkości, byłby mniej stary niż gdyby przyspieszył do obecnej prędkości. Płaski wszechświat składający się wyłącznie z materii miałby około 9 miliardów lat - to poważny problem, biorąc pod uwagę, że jest o kilka miliardów lat młodszy od najstarszych gwiazd. Z drugiej strony, płaski Wszechświat o stałej kosmologicznej 74% miałby około 13,7 mld lat. Więc obserwacja, że teraz przyspiesza rozwiązała paradoks wieku.
2. Zbyt wiele odległych galaktyk. Ich liczba była już szeroko wykorzystywana w próbach oszacowania spowolnienia ekspansji Wszechświata. Objętość przestrzeni pomiędzy dwoma przesunięciami ku czerwieni różni się w zależności od historii ekspansji (dla danego kąta bryłowego). Używając liczby galaktyk pomiędzy dwoma redshiftami jako miary objętości przestrzeni, obserwatorzy ustalili, że odległe obiekty wydają się zbyt duże w porównaniu z przewidywaniami spowalniającego Wszechświata. Albo jasność galaktyk, lub ich liczba na jednostkę objętości, zmieniała się w czasie w nieoczekiwany sposób, albo obliczone przez nas objętości były błędne. Przyspieszająca materia mogłaby wyjaśnić obserwacje bez wywoływania dziwnej teorii ewolucji galaktyk.
3. Obserwowalna płaskość Wszechświata (mimo niepełnych dowodów). Wykorzystując pomiary fluktuacji temperatury w kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła (CMB) z czasów, gdy wszechświat miał około 380 000 lat, można wywnioskować, że jest on przestrzennie płaski z dokładnością do kilku procent. Łącząc te dane z dokładnym pomiarem gęstości materii we wszechświecie, staje się jasne, że ma on tylko około 23% gęstości krytycznej. Jednym ze sposobów wyjaśnienia brakującej gęstości energii jest zastosowanie stałej kosmologicznej. Jak się okazuje, część z nich jest po prostu jest konieczne, aby aby wyjaśnić przyspieszenie obserwowane z supernowej. To jest właśnie czynnik potrzebny do tego, aby wszechświat był płaski. Dlatego stała kosmologiczna rozwiązała pozorną sprzeczność między obserwacjami gęstości materii i CMB.

Co to znaczy??

Aby odpowiedzieć na pojawiające się pytania, rozważ następujące kwestie. Spróbujmy wyjaśnić fizyczne znaczenie stałej kosmologicznej.

Bierzemy równanie GTR-1917 i umieszczamy poza nawiasem tensor metryczny g_ab. Zatem wewnątrz nawiasu pozostaje nam wyrażenie (R/2 - Λ). Wartość R przedstawiona jest bez indeksów - jest to normalna, skalarna krzywizna. Tłumacząc na palcach, jest to liczba odwrotna do promienia koła/sfery. Płaska przestrzeń odpowiada R = 0.

W tej interpretacji niezerowa wartość Λ oznacza, że nasz wszechświat jest zakrzywiony sam w sobie, m.in przy braku o jakimkolwiek ciężarze. Jednak większość fizyków nie wierzy w to i uważa, że obserwowana krzywizna musi mieć jakąś wewnętrzną przyczynę.

Ciemna materia

Ten termin ten ma zastosowanie Dla hipotetycznej materii we Wszechświecie. Ma on na celu wyjaśnienie wielu problemów ze standardowym modelem kosmologicznym Wielkiego Wybuchu. Astronomowie spekulują, że około 25% Wszechświata składa się z ciemnej materii (prawdopodobnie zebranej z niestandardowych cząstek, takich jak neutrina, aksjony czy słabo oddziałujące masywne cząstki [WIMP]). A 70% Wszechświata w ich modelach składa się z jeszcze bardziej niejasnej ciemnej energii, pozostawiając tylko 5% dla zwykłej materii.

Kosmologia kreacjonistyczna

W 1915 roku Einstein rozwiązał ten problem publikując swoją ogólną teorię względności. Wykazał on, że anomalna precesja jest konsekwencją sposobu, w jaki grawitacja zniekształca przestrzeń i czas oraz kontroluje ruchy planet, gdy znajdują się one szczególnie blisko masywnych ciał, gdzie zakrzywienie przestrzeni jest najbardziej wyraźne.

Newtonowska grawitacja nie jest wystarczająco dokładnym opisem ruchu planetarnego. Zwłaszcza gdy krzywizna przestrzeni odbiega od euklidesowej płaskości. A ogólna teoria względności wyjaśnia obserwowane zachowanie niemal dokładnie. Zatem ani ciemna materia, którą niektórzy zakładali, że znajduje się w niewidzialnym pierścieniu materii wokół Słońca, ani sama planeta Vulcan nie były konieczne do wyjaśnienia anomalii.

Wnioski

W czasach wcześniejszych stała kosmologiczna byłaby pomijalna. W późniejszym czasie gęstość materii będzie zasadniczo zerowa i wszechświat będzie pusty. Żyjemy w tej krótkiej epoce kosmologicznej, kiedy zarówno materia, jak i próżnia mają porównywalną wielkość.

W ramach składnika materii, wydaje się, że istnieje wkład ze źródeł zarówno barionowych jak i niebarionowych, z których oba są porównywalne (przynajmniej ich stosunek nie zależy od czasu). Teoria ta słabnie pod ciężarem swojej nienaturalności, ale mimo to przekracza linię mety znacznie wcześniej niż jej konkurenci, tak dobrze zgadza się z danymi.

Poza potwierdzeniem (lub obaleniem) tego scenariusza, głównym wyzwaniem dla kosmologów i fizyków w nadchodzących latach będzie zrozumienie, czy te pozornie nieprzyjemne aspekty naszego Wszechświata są po prostu zaskakującymi zbiegami okoliczności, czy też w rzeczywistości odzwierciedlają strukturę, której jeszcze nie rozumiemy.

Jeśli będziemy mieli szczęście, wszystko, co teraz wydaje się nienaturalne, posłuży nam jako wskazówka do głębszego zrozumienia fundamentalnej fizyki.