Kozmološka konstanta: koncept, definicija, formula za izračun in težave

Na začetku 20. stoletja je mladi znanstvenik Albert Einstein preučeval lastnosti svetlobe in mase ter njuno medsebojno povezanost. Rezultat njegovega razmišljanja je bila teorija relativnosti. Njegovo delo je spremenilo sodobno fiziko in astronomijo na način, ki ga čutimo še danes. Vsak učenec preuči njihovo slavno enačbo E = MC2, da bi razumel, kako sta povezana masa in energija. To je eno od temeljnih dejstev o obstoju vesolja.

Kaj je kozmološka konstanta??

Einsteinove enačbe so bile za splošno teorijo relativnosti še tako globoke, vendar so predstavljale težavo. Poskušal je pojasniti, kako v vesolju obstajata masa in svetloba, kako lahko njuna interakcija privede do statičnega (tj. nerazširjajočega se) vesolja. Žal so njegove enačbe predvidevale, da se bodisi krči bodisi širi, kar bo trajalo v neskončnost, vendar bo sčasoma doseglo točko, ko se bo začelo krčiti.

To se mu ni zdelo pravilno, zato je moral Einstein pojasniti način, kako zadržati gravitacijo, da bi pojasnil statično vesolje. Navsezadnje je večina fizikov in astronomov njegovega časa preprosto domnevala, da je to storila in je. Zato je Einstein izumil faktor Fudge, imenovan "s kozmološko konstanto", kar je dalo enačbam red in pripeljalo do tega, da se vesolje ne širi in ne stiska. Izumil je znak "lambda" (grška črka), ki označuje gostoto energije v vesoljskem vakuumu. Spodbuja širitev, njeno pomanjkanje pa proces ustavi. Zdaj je bil potreben dejavnik, ki bi pojasnil kozmološko teorijo.

Kako ga izračunati?

Albert Einstein je 25. novembra 1915 javnosti predstavil prvo različico splošne teorije relativnosti (GTR). V izvirniku so bile Einsteinove enačbe videti takole:

V sodobnem svetu je kozmološka konstanta enaka:

Ta enačba opisuje teorijo relativnosti. Tudi stalen še vedno ki se imenuje član lambda.

Galaksije in širjenje vesolja

Kozmološka konstanta se ni popravila, kot je pričakoval. Dejansko je delovalo, vendar le nekaj časa. Problem kozmološke konstante ni bil rešen.

To je trajalo, dokler ni drug mladi znanstvenik, Edwin Hubble, opravil temeljito opazovanje spremenljivih zvezd v oddaljenih galaksijah. Njihovo svetlikanje je pokazalo razdalje do teh kozmičnih struktur in še veliko več.

Hubblovo delo je pokazalo, da vesolje ne vsebuje le številnih drugih galaksij, temveč tudi, da se širi, zdaj pa vemo, da se hitrost tega procesa s časom spreminja. To je Einsteinovo kozmološko konstanto močno zmanjšalo na nič, zato je moral veliki znanstvenik spremeniti svoje predpostavke. Raziskovalci ga niso povsem opustili. Vendar je Einstein pozneje dodatek svoje konstante k splošne teorije relativnosti je največja napaka v njegovem življenju. Vendar je to storil?

Nova kozmološka konstanta

Leta 1998 je skupina znanstvenikov, ki je s Hubblovim vesoljskim teleskopom preučevala oddaljene supernove, opazila nekaj povsem nepričakovanega: širjenje vesolja se je pospešilo. Poleg tega hitrost postopka ni takšna, kot so pričakovali, v preteklosti pa je bila drugačna.

Glede na to, da je vesolje napolnjeno z maso, se zdi logično, da se mora širjenje upočasniti, tudi če je tako neznatno. To odkritje je bilo torej v nasprotju z Einsteinovimi enačbami in kozmološko konstanto. Astronomi niso razumeli, kako razložiti navidezni pospešek širjenja. Zakaj in kako se to zgodi?

Odgovori na vprašanja

Da bi pojasnili pospešek in kozmološke zamisli o njem, so se znanstveniki vrnili k ideji prvotne teorije.

Njihove najnovejše predpostavke ne izključujejo obstoja nečesa, kar se imenuje temna energija. To je nekaj, česar ne morete videti ali čutiti, vendar njegove posledice je mogoče izmeriti. To je enako kot pri temni snovi: njene učinke lahko določimo glede na to, kako vpliva na svetlobo in vidno snov.

Astronomi morda še ne vedo, kaj je ta temna energija. Vedo pa, da vpliva na širjenje vesolja. Za razumevanje teh procesov je potrebno več časa za opazovanje in analizo. Morda kozmološka teorija ni tako slaba ideja? Navsezadnje ga je mogoče pojasniti s predpostavko, da temna energija obstaja. Očitno je bilo tako in znanstveniki so morali poiskati dodatne razlage.

Kaj je bilo na začetku?

Einsteinov prvotni kozmološki model je bil statični homogeni model s sferično geometrijo. Gravitacijski učinek snovi je v tej strukturi povzročil pospešek, ki ga Einstein ni znal razložiti, saj takrat še ni bilo znano, da se vesolje širi. Zato je znanstvenik v svoje enačbe splošne teorije relativnosti vnesel kozmološko konstanto. Ta konstanta se uporablja kot protiutež gravitacijski privlačnosti snovi in je zato opisana kot antigravitacijski učinek.

Omega Lambda

Namesto same kozmološke konstante se raziskovalci pogosto sklicujejo na razmerje med gostoto energije zaradi nje in kritično gostoto vesolja. Ta vrednost se običajno označuje kot: ΩΛ. V ravnem vesolju ΩΛ ustreza deležu gostote njegove energije, kar pojasnjuje tudi kozmološka konstanta.

Upoštevajte, da je ta definicija povezana s kritično gostoto sedanje epohe. S časom se spreminja, vendar gostota energije zaradi kozmološke konstante ostaja konstantna skozi vso zgodovino vesolja.

Razmislite, kako to teorijo razvijajo sodobni znanstveniki.

Kozmološki dokaz

Sedanje preučevanje pospeševanja vesolja je zdaj zelo aktivno, z mnogimi različnimi poskusi, ki zajemajo zelo različne časovne in dolžinske razsežnosti ter fizikalne procese. Oblikovan je bil kozmološki model CDM, v katerem je vesolje ravno in ima te značilnosti:

• gostota energije, ki je približno 4 % barionske snovi;
• 23 % temne snovi;
• 73 % kozmološka konstanta.

Ključni rezultat opazovanj, zaradi katerega je kozmološka konstanta postala tako pomembna, je bilo odkritje, da so oddaljene supernove tipa Ia (0

Podrobneje pojasnimo. V sodobnem kozmološkem konceptu je še posebej pomembno opazovanje, da supernove z izjemno visokim rdečim premikom (z>1) svetlejši od pričakovanega, kar je znak, ki se pričakuje od časa upočasnjevanja pred sedanjim obdobjem pospeševanja. Že pred objavo študije o supernovah leta 1998 je obstajalo več dokazov, ki so utrli pot do razmeroma hitrega sprejetja teorije o pospeševanju supernov v vesolju. Predvsem trije:

1. Vesolje je bilo mlajše od najstarejših zvezd. Njihov razvoj je dobro raziskan, opazovanja v kroglastih kopicah in drugod pa kažejo, da so najstarejše tvorbe stare več kot 13 milijard let. To lahko primerjamo s starostjo vesolja tako, da izmerimo današnjo hitrost širjenja in ji sledimo do časa velikega poka. Če bi se vesolje upočasnilo na sedanjo hitrost, bi bila njegova starost manjša, kot če bi se pospešilo na sedanjo hitrost. Ploščato vesolje, v katerem bi bila samo snov, bi bilo staro približno 9 milijard let, kar je resen problem, saj je nekaj milijard let mlajše od najstarejših zvezd. Po drugi strani pa bi bilo ravno vesolje s 74-odstotno kozmološko konstanto staro približno 13,7 milijarde let. Torej je opazovanje, da se trenutno pospešuje, rešilo starostni paradoks.
2. Preveč oddaljenih galaksij. Njihovo število se je že pogosto uporabljalo pri poskusih ocenjevanja upočasnitve širjenja vesolja. Obseg prostora med dvema rdečima premikoma se razlikuje glede na zgodovino širjenja (za dani kot telesa). Z uporabo števila galaksij med obema rdečima premikoma kot merila prostornine prostora so opazovalci ugotovili, da so oddaljeni objekti videti preveliki v primerjavi z napovedmi o upočasnjenem vesolju. Ali se je svetilnost galaksij ali njihovo število na enoto prostornine sčasoma nepričakovano spremenilo ali pa so bile izračunane prostornine napačne. Pospeševanje snovi bi lahko pojasnilo opazovanja, ne da bi sprožilo kakšno čudno teorijo evolucije galaksij.
3. Opazovana ploskost vesolja (kljub nepopolnim dokazom). Na podlagi meritev temperaturnih nihanj v kozmičnem mikrovalovnem sevanju ozadja (CMB) iz obdobja, ko je bilo vesolje staro približno 380.000 let, je mogoče sklepati, da je prostorsko ravno s točnostjo nekaj odstotkov. Če te podatke združimo z natančnimi meritvami gostote snovi v vesolju, ugotovimo, da je njegova gostota le približno 23 % kritične gostote. Eden od načinov za razlago manjkajoče gostote energije je uporaba kozmološke konstante. Izkazalo se je, da je del tega preprosto je potreben za razlaga za pospešek, ki ga je bilo mogoče opaziti na podlagi podatkov o supernovi. To je bil natanko tisti dejavnik, ki je bil potreben, da je vesolje postalo ravno. Zato je kozmološka konstanta razrešila navidezno protislovje med opazovanji gostote snovi in CMB.

Kakšen je smisel??

Da bi odgovorili na zastavljena vprašanja, upoštevajmo naslednje. Poskusimo razložiti fizikalni pomen kozmološke konstante.

Vzamemo enačbo GTR-1917 in odstranimo metrični tenzor g_ab. Zato v oklepaju dobimo izraz (R/2 - Λ). Vrednost R je predstavljena brez indeksov - gre za običajno skalarno ukrivljenost. Če vam razložim, je to število, ki je obratno od polmera kroga/sfere. R = 0 ustreza ravnemu prostoru.

V tej obravnavi neničelna vrednost Λ pomeni, da je naše vesolje ukrivljeno samo po sebi, vključno z v odsotnosti katere koli težnosti. Vendar večina fizikov v to ne verjame in meni, da mora imeti opazovana ukrivljenost nek notranji vzrok.

Temna snov

Na spletni strani izraz se uporablja za hipotetično snov v vesolju. Z njim naj bi pojasnili veliko težav standardnega kozmološkega modela velikega poka. Astronomi domnevajo, da približno 25 % vesolja sestavlja temna snov (morda sestavljena iz nestandardnih delcev, kot so nevtrini, aksioni ali šibko vzajemno delujoči masivni delci [WIMP]). V njihovih modelih 70 % vesolja sestavlja še bolj nejasna temna energija, za navadno snov pa ostane le 5 %.

Kreacionistična kozmologija

Leta 1915 je Einstein rešil problem z objavo splošne teorije relativnosti. Pokazalo se je, da je anomalna precesija posledica načina, kako gravitacija popači prostor in čas ter nadzoruje gibanje planetov, ko so ti še posebej blizu masivnih teles, kjer je ukrivljenost prostora najbolj izrazita.

Newtonova gravitacija ni dovolj natančen opis gibanja planetov. Še posebej takrat, ko ukrivljenost prostora odstopa od evklidske ravnine. Splošna teorija relativnosti skoraj natančno pojasnjuje opazovano vedenje. Tako za razlago anomalije nista bila potrebna niti temna snov, za katero so nekateri domnevali, da se nahaja v nevidnem obroču snovi okoli Sonca, niti sam planet Vulkan.

Sklepi

V prejšnjih časih bi bila kozmološka konstanta zanemarljiva. V poznejših časih bo gostota snovi v bistvu enaka nič in vesolje bo prazno. Živimo v tistem kratkem kozmološkem obdobju, ko sta snov in vakuum primerljiva.

Zdi se, da v komponento snovi prispevajo tako barionski kot nebarionski viri, ki so primerljivi (vsaj njihovo razmerje je neodvisno od časa). Ta teorija se maje pod bremenom svoje nenaravnosti, vendar kljub temu prečka ciljno črto veliko prej kot njeni konkurenti, saj se tako dobro ujema s podatki.

Poleg potrditve (ali ovržbe) tega scenarija bo glavni izziv za kozmologe in fizike v prihodnjih letih razumeti, ali so ti na videz neprijetni vidiki našega vesolja le neverjetna naključja ali pa dejansko odražajo osnovno strukturo, ki je še ne razumemo.

Če bomo imeli srečo, bo vse, kar se nam zdaj zdi nenaravno, služilo kot ključ do globljega razumevanja temeljne fizike.