Temná energie v kosmologii je hypotetický typ energie zavedený do matematického modelu vesmíru , aby vysvětlil jeho pozorovanou expanzi se zrychlením [1] .
Existují tři možnosti, jak vysvětlit podstatu temné energie:
Od roku 2020, se spolehlivými pozorovacími důkazy, jako jsou CMB měření potvrzující existenci temné energie, je model Lambda-CDM přijímán jako standard v kosmologii [3] .
Konečná volba mezi možnostmi vyžaduje velmi dlouhá a vysoce přesná měření rychlosti rozpínání vesmíru, abychom pochopili, jak se tato rychlost mění v čase. Rychlost expanze vesmíru je popsána kosmologickou stavovou rovnicí . Řešení stavové rovnice pro temnou energii je jedním z nejpalčivějších problémů moderní pozorovací kosmologie [3] .
Podle údajů z pozorování Planckovy vesmírné observatoře zveřejněných v březnu 2013 se celková hmotnost-energie pozorovatelného vesmíru skládá z temné energie z 68,3 % a temné hmoty z 26,8 % [4] [5] [6] .
Pozorování supernov typu Ia provedená koncem 90. let 20. století dospěla k závěru, že expanze vesmíru se s časem zrychluje. Tato pozorování pak byla podpořena jinými zdroji: měřením CMB , gravitační čočkou , nukleosyntézou velkého třesku . Všechna získaná data dobře zapadají do modelu lambda-CDM .
Vzdálenosti k jiným galaxiím jsou určeny měřením jejich rudého posuvu . Podle Hubbleova zákona je velikost rudého posuvu světla ze vzdálených galaxií přímo úměrná vzdálenosti od těchto galaxií. Vztah mezi vzdáleností a rudým posuvem se nazývá Hubbleův parametr (nebo, ne zcela přesně, Hubbleova konstanta).
Hodnota samotného Hubbleova parametru však musí být nejprve nějakým způsobem stanovena, a k tomu je nutné měřit hodnoty rudého posuvu pro galaxie, jejichž vzdálenosti již byly vypočteny jinými metodami . K tomu se v astronomii používají „standardní svíčky“, tedy předměty, jejichž svítivost je známá. Nejlepším typem „standardní svíčky“ pro kosmologická pozorování jsou supernovy typu Ia (všechny hvězdy vzplanutí Ia ve stejné vzdálenosti by měly mít téměř stejnou pozorovanou jasnost; je žádoucí korigovat rotaci a složení původní hvězdy). Porovnáním pozorované jasnosti supernov v různých galaxiích lze určit vzdálenosti k těmto galaxiím.
Koncem 90. let 20. století bylo zjištěno, že ve vzdálených galaxiích, jejichž vzdálenost byla určena Hubbleovým zákonem, mají supernovy typu Ia jas nižší, než by měly. Jinými slovy, vzdálenost k těmto galaxiím, vypočtená metodou „standardních svíček“ (supernovy Ia), se ukazuje být větší než vzdálenost vypočítaná na základě dříve stanovené hodnoty Hubbleova parametru. Došlo se k závěru, že vesmír se nejen rozpíná, ale rozpíná se zrychlením.
Dříve existující kosmologické modely předpokládaly, že expanze vesmíru se zpomaluje. Vycházeli z předpokladu, že hlavní částí hmoty Vesmíru je hmota – viditelná i neviditelná ( temná hmota ). Na základě nových pozorování naznačujících zrychlení expanze byla postulována existence neznámé formy energie s podtlakem (viz stavové rovnice ). Říkali tomu „temná energie“.
Hypotéza existence temné energie (ať už je to jakákoli) řeší i tzv. "problém neviditelné hmoty ". Teorie velkého třesku nukleosyntézy vysvětluje vznik lehkých chemických prvků, jako je helium , deuterium a lithium v raném vesmíru . Teorie rozsáhlé struktury vesmíru vysvětluje vznik struktury vesmíru: vznik hvězd , kvasarů , galaxií a kup galaxií. Obě tyto teorie naznačují, že hustota baryonové hmoty a temné hmoty je asi 30 % kritické hustoty potřebné pro vytvoření „uzavřeného“ vesmíru, to znamená, že odpovídá hustotě potřebné k tomu, aby tvar vesmíru byl plochý . . Nedávná měření CMB vesmíru družicí WMAP ukazují, že časoprostor ve vesmíru má skutečně globální zakřivení velmi blízké nule. Chybějících 70 % hustoty vesmíru proto musí představovat nějaká dříve neznámá forma neviditelné energie. [7]
Podstata temné energie je předmětem sporů. Je známo, že je velmi rovnoměrně distribuován v prostoru [7] , zažívá gravitační odpuzování namísto gravitační přitažlivosti [7] , má nízkou hustotu a neinteraguje znatelně s běžnou hmotou prostřednictvím známých základních typů interakce — s výjimkou gravitace. Hustota temné energie nezávisí na čase (za posledních 8 miliard let se její hustota nezměnila o více než 10 %). [7] Vzhledem k tomu, že hypotetická hustota temné energie je nízká (řádově 10 −29 g/cm³), je nepravděpodobné, že by byla detekována laboratorním experimentem. Temná energie může mít tak hluboký vliv na vesmír (zahrnující 70 % veškeré energie), protože rovnoměrně vyplňuje (jinak) prázdný prostor.
Nejjednodušším vysvětlením je, že temná energie je prostě „cena existence prostoru“: to znamená, že jakýkoli objem prostoru má nějakou základní, vlastní energii. Někdy se jí také říká energie vakua, protože jde o hustotu energie čistého vakua . Toto je kosmologická konstanta , někdy nazývaná „lambda termín“ (od jména řeckého písmena používaného k označení v rovnicích obecné relativity ) [8] . Zavedení kosmologické konstanty do standardního kosmologického modelu založeného na Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerově metrice vedlo k modernímu modelu kosmologie známému jako lambda-CDM model . Tento model je v dobré shodě s dostupnými kosmologickými pozorováními.
Mnoho fyzikálních teorií elementárních částic předpovídá existenci fluktuací vakua , to znamená, že dodávají vakuu přesně tento typ energie. Hodnota kosmologické konstanty se odhaduje v řádu 10 −29 g/cm 3 , neboli asi 1,03 keV / cm 3 ( asi 10 − 123 v Planckových jednotkách ) [9] .
Kosmologická konstanta má podtlak rovný její hustotě energie. Důvody, proč má kosmologická konstanta podtlak, pramení z klasické termodynamiky. Množství energie obsažené v „krabici s vakuem“ o objemu se rovná , kde je hustota energie kosmologické konstanty. Zvětšení objemu "krabice" ( pozitivně) vede ke zvýšení její vnitřní energie, což znamená, že vykonává negativní práci. Protože práce vykonaná změnou objemu se rovná , kde je tlak, pak je záporná a ve skutečnosti (koeficient spojující hmotnost a energii je roven 1) [2] .
Podle obecné teorie relativity závisí gravitace nejen na hmotnosti (hustotě), ale také na tlaku a tlak má větší koeficient než hustota. Negativní tlak by měl vyvolat odpuzování, antigravitaci , a proto způsobuje zrychlení rozpínání Vesmíru [10] .
Nejdůležitějším nevyřešeným problémem moderní fyziky je, že většina kvantových teorií pole , založených na energii kvantového vakua , předpovídá obrovskou hodnotu kosmologické konstanty – o mnoho řádů větší, než je přípustná hodnota podle kosmologických konceptů. Obvyklý vzorec kvantové teorie pole pro sčítání oscilací pole s nulovým bodem vakua (s omezením ve vlnovém počtu vibračních módů odpovídajícím Planckově délce ) dává obrovskou hustotu energie vakua [11] [12] . Tato hodnota proto musí být kompenzována nějakou akcí, téměř stejnou (ale ne přesně stejnou) v absolutní hodnotě, ale s opačným znaménkem. Některé teorie supersymetrie (SATHISH) vyžadují, aby kosmologická konstanta byla přesně nula, což také nepomáhá problém vyřešit. Toto je podstata „ problému kosmologické konstanty “, nejobtížnějšího problému „ jemného ladění “ v moderní fyzice: nebyl nalezen žádný způsob, jak z fyziky elementárních částic odvodit extrémně malou hodnotu kosmologické konstanty definované v kosmologii. Někteří fyzici, včetně Stevena Weinberga , zvažují tzv. „ Antropický princip “ je nejlepším vysvětlením pozorované jemné energetické rovnováhy v kvantovém vakuu.
Přes tyto problémy je kosmologická konstanta v mnoha ohledech nejekonomičtějším řešením problému zrychlujícího se vesmíru. Jediná číselná hodnota vysvětluje mnoho pozorování. Proto současný obecně přijímaný kosmologický model ( lambda-CDM model ) zahrnuje kosmologickou konstantu jako základní prvek.
Alternativní přístup navrhl v roce 1987 německý teoretický fyzik Christoph Wetterich [13] [14] . Wetterich vycházel z předpokladu, že temná energie je druhem částicím podobným excitacím určitého dynamického skalárního pole zvaného „kvintesence“ [15] . Rozdíl od kosmologické konstanty spočívá v tom, že hustota kvintesence se může měnit v prostoru a čase. Aby se kvintesence nemohla „sbírat“ a vytvářet rozsáhlé struktury po vzoru běžné hmoty (hvězdy apod.), musí být velmi lehká, tedy mít velkou Comptonovu vlnovou délku .
Dosud nebyly objeveny žádné důkazy o existenci kvintesence, ale takovou existenci nelze vyloučit. Hypotéza kvintesence předpovídá o něco pomalejší zrychlení vesmíru než hypotéza kosmologické konstanty. Někteří vědci se domnívají, že nejlepším důkazem kvintesence by bylo porušení Einsteinova principu ekvivalence a variace základních konstant v prostoru nebo čase. Existenci skalárních polí předpovídá standardní model a teorie strun , ale to vyvolává problém podobný případu kosmologické konstanty: teorie renormalizace předpovídá, že skalární pole musí získat významnou hmotnost.
Problém vesmírné náhody vyvolává otázku, proč zrychlování vesmíru začalo v určitém časovém okamžiku. Pokud by zrychlování ve vesmíru začalo před tímto okamžikem, hvězdy a galaxie by se jednoduše nestihly zformovat a život by neměl šanci vzniknout, alespoň v podobě, kterou známe. Zastánci „ antropického principu “ považují tuto skutečnost za nejlepší argument ve prospěch svých staveb. Mnoho modelů kvintesence však poskytuje takzvané „následující chování“, které tento problém řeší. V těchto modelech má kvintesenční pole hustotu, která se přizpůsobuje hustotě záření (aniž by ji dosáhla) až do doby rozvoje velkého třesku, kdy se vytvoří rovnováha hmoty a záření. Po tomto bodě se kvintesence začne chovat jako požadovaná „temná energie“ a nakonec ovládne vesmír. Tento vývoj přirozeně nastavuje nízkou hodnotu úrovně temné energie.
Stavová rovnice (závislost tlaku na hustotě energie) pro kvintesenci: kde (pro vakuum ).
Byly navrženy další možné typy temné energie: fantomová energie , u níž hustota energie roste s časem (ve stavové rovnici tohoto typu temné energie ), a takzvaná "kinetická kvintesence", která má tvar nestandardní kinetická energie . Mají neobvyklé vlastnosti: například fantomová energie může vést k Big Rip [16] vesmíru.
V roce 2014 data z projektu BOSS ( Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ) ukázala, že s vysokou mírou přesnosti je hodnota temné energie konstantní [17] .
Existuje hypotéza, že neexistuje vůbec žádná temná energie a zrychlené rozpínání vesmíru je vysvětleno neznámými vlastnostmi gravitačních sil , které se začínají projevovat ve vzdálenostech řádově velikosti viditelné části vesmíru. [3] .
Odhaduje se, že zrychlující se rozpínání vesmíru začalo přibližně před 5 miliardami let. Předpokládá se, že předtím byla tato expanze zpomalena vlivem gravitačního působení temné hmoty a baryonové hmoty. Hustota baryonické hmoty v rozpínajícím se vesmíru klesá rychleji než hustota temné energie. Nakonec temná energie začne přebírat vládu. Například, když se objem vesmíru zdvojnásobí, hustota baryonické hmoty se sníží na polovinu, zatímco hustota temné energie zůstane téměř nezměněna (nebo přesně nezměněna - v případě kosmologické konstanty).
Pokud bude zrychlující se expanze vesmíru pokračovat donekonečna, pak v důsledku toho galaxie mimo naši Nadkupu galaxií dříve nebo později překročí horizont událostí a stanou se pro nás neviditelnými, protože jejich relativní rychlost překročí rychlost světla . Toto není porušení speciální teorie relativity . Ve skutečnosti je dokonce nemožné definovat "relativní rychlost" v zakřiveném časoprostoru. Relativní rychlost má smysl a lze ji určit pouze v plochém časoprostoru nebo na dostatečně malém (k nule) úseku zakřiveného časoprostoru. Jakákoli forma komunikace za horizontem událostí se stává nemožným a veškerý kontakt mezi objekty je ztracen. Země , Sluneční soustava , naše Galaxie a naše Nadkupa budou vzájemně viditelné a v zásadě dosažitelné vesmírnými lety, zatímco zbytek Vesmíru zmizí v dálce. Postupem času se naše Nadkupa dostane do stavu tepelné smrti , to znamená, že se naplní scénář předpokládaný pro předchozí plochý model Vesmíru s převahou hmoty.
Existují exotičtější hypotézy o budoucnosti vesmíru. Jeden z nich naznačuje, že fantomová energie povede k tzv. "divergentní" rozšíření. To znamená, že rozpínající se síla temné energie bude neustále narůstat, dokud nepřekoná všechny ostatní síly ve vesmíru. Podle tohoto scénáře temná energie nakonec rozbije všechny gravitačně vázané struktury vesmíru, poté překoná síly elektrostatických a intranukleárních interakcí , rozbije atomy, jádra a nukleony a zničí vesmír ve velkém roztržení .
Na druhou stranu se temná energie může nakonec rozptýlit nebo dokonce změnit z odpudivé na přitažlivou. V tomto případě zvítězí gravitace a přivede vesmír do " velké krize ". Některé scénáře předpokládají „cyklický model“ vesmíru. Přestože tyto hypotézy nejsou dosud potvrzeny pozorováním, nejsou zcela zamítnuty. Rozhodující roli při stanovení konečného osudu vesmíru (vyvíjejícího se podle teorie velkého třesku ) musí sehrát přesná měření rychlosti zrychlení.
Zrychlené rozpínání vesmíru bylo objeveno v roce 1998 při pozorování supernov typu Ia [18] [19] . Za tento objev obdrželi Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt a Adam Riess v roce 2006 cenu Shao za astronomii a v roce 2011 Nobelovu cenu za fyziku .
Pravidelně se objevují rezonanční články kritizující temnou energii, a přestože se autoři v dílech samotných většinou vyjadřují zdrženlivě, v anotacích a komentářích novinářům své závěry prezentují v přehnané formě, [20] např. jako zpochybňující samotnou existence temné energie:
Část práce kritizující temnou energii je založena na skutečnosti, že bylo zjištěno, že spektra supernov typu Ia , která byla považována za stejná, jsou ve skutečnosti odlišná; navíc forma supernovy typu Ia, která je dnes relativně vzácná, byla mnohem běžnější dříve v historii vesmíru :
Existují různé experimentální instalace, jejichž úkolem je detekce temné energie (zabývají se především hledáním částic WIMP a od roku 2018 nemají žádné pozitivní výsledky): [28]
Ve vědecké komunitě však převládá názor, že přítomnost temné energie je prokázanou skutečností. [22] Ačkoli neexistují žádná přímá pozorování temné energie, pozorování CMB vesmírnou observatoří Planck jsou nejsilnějším důkazem existence temné energie. [20] Mnoho výsledků pozorování, zejména baryonové oscilace [20] a slabá gravitační čočka , nenachází přesvědčivé vysvětlení jinde než v rámci modelu Lambda-CDM .
![]() | |
---|---|
V bibliografických katalozích |
|
Kosmologie | |
---|---|
Základní pojmy a objekty | |
Historie vesmíru | |
Struktura vesmíru | |
Teoretické pojmy | |
Experimenty | |
Portál: Astronomie |
standardního modelu | Fyzika nad rámec|
---|---|
Důkaz | |
teorie | |
supersymetrie | |
kvantová gravitace | |
Experimenty |