Космологическая постоянная эйнштейна это: Космологическая постоянная • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Космологическая постоянная • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Космологическая постоянная, если таковая действительно существует, могла бы послужить объяснением наблюдаемому расширению Вселенной с нарастающей скоростью расширения.

Постулируя общую теорию относительности, Альберт Эйнштейн был уверен в стационарности Вселенной, то есть, в том, что положение галактик относительно друг друга практически не меняется. Однако он не мог не заметить, что в силу действия закона всемирного тяготения Ньютона Вселенная должна сжиматься, что противоречит здравому смыслу. Поэтому, чтобы уравновесить силы гравитации, ведущие Вселенную к неизбежному и скоропостижному коллапсу, Эйнштейну пришлось ввести в уравнения общей теории относительности дополнительное слагаемое — космологический член, своего рода антигравитационную поправку на необъяснимую силу отталкивания, буквально растаскивающую галактики и противодействующую силе их взаимного гравитационного притяжения. Эта сила, согласно Эйнштейну, возрастает с расстоянием с коэффициентом пропорциональности, равным так называемой космологической постоянной, которую ученый обозначил греческой прописной буквой Λ (лямбда).

Противореча, на первый взгляд, критерию красоты теории, эта добавка оказалась неизбежной с точки зрения сохранения ее непротиворечивости. Однако, после открытия явления расширения Вселенной (см. Закон Хаббла), Эйнштейн понял, что нужда в космологической постоянной отпала. Эйнштейн тут же исключил космологический член из своих уравнений и впоследствии неоднократно называл его первоначальное появление в них грубейшей из допущенных им за всю свою жизнь ошибок.

После этого почти до конца ХХ столетия космологическая постоянная впала в немилость в теоретической физике. Редкие смельчаки из числа физиков-теоретиков, пытавшихся хотя бы заикнуться об ее возвращении в модель устройства Вселенной для объяснения той или иной неразрешимой головоломки, немедленно подвергались жестокому высмеиванию со стороны коллег. А затем, в конце 1990-х годов история физики приняла неожиданный поворот, и Λ гордо вернулась на сцену и оказалась в центре всеобщего внимания.

Теория Большого взрыва неизбежно подразумевает вопрос: и чем всё это представление завершится? Либо разбегающиеся галактики в какой-то момент повернут вспять под воздействием сил гравитационного притяжения, и Вселенная сожмется обратно в точку в момент того, что иногда называют большой крах, по аналогии с большим взрывом; либо Вселенная так и будет расширяться до бесконечности во тьму пространства, пока не обратится в рассеянный холодный прах в результате тепловой смерти. Казалось бы, третьего не дано. Как правоверные христиане не видят для себя после смерти иной альтернативы, кроме попадания в рай или ад, все космологи строили догадки исключительно на предмет того, какая из двух судеб предначертана Вселенной.

Одним из методов получения ответа на этот вопрос явилось измерение скорости удаления галактик, отстоящих от Земли на самые большие расстояния — в миллиарды световых лет. Поскольку свет от них шел до Земли миллиарды лет, по доплеровскому смещению в их спектрах мы можем вычислить, с какой скоростью они удалялись миллиарды лет тому назад. Сравнив эту скорость с современной скоростью разбегания ближайших галактик, мы узнаем, насколько силы гравитационного притяжения успели замедлить расширение Вселенной, а там, можно надеяться, и вычислим ее судьбу.

Измерение скорости удаления галактик на сегодняшний день задача решаемая (см. Эффект Доплера) — достаточно измерить красное смещение в спектре излучения их звезд. Гораздо труднее измерить расстояние до этих галактик. Для этого астрономам нужна т. н. стандартная свеча — объект с заведомо известной исходной светимостью. Сравнив энергию доходящего до нас излучения с исходной энергией, испускаемой таким объектом в пространство по всем направлениям и рассеивающейся в нем, мы можем оценить расстояние до него.

В 1990-е годы астрофизикам удалось наконец найти подходящую стандартную свечу — на эту роль идеально подошли сверхновые типа Ia (см. Космический треугольник). Использование этого метода дало, мягко выражаясь, озадачивающие результаты. Расширение Вселенной не просто не замедляется со временем — оно ускоряется! Судя по всему, имеется какая-то неизвестная нам сила, которая буквально растаскивает Вселенную на куски, — какая-то, по сути, антигравитация, причем настолько сильная, что она побеждает силу тяжести, и под ее воздействием галактики разлетаются с неуклонно возрастающей скоростью. И, стоило астрофизикам осознать этот факт, как им пришлось срочно реабилитировать опальную космологическую постоянную Λ. Вся космологическая теория была еще раз поставлена с ног на голову, и теперь физики-теоретики бьются над тем, как вернуть «грубейшую ошибку» Эйнштейна на законное место в своих теориях. Другой вопрос, навсегда ли космологическая постоянная возвращается в теоретическую физику.

Космологическая постоянная

Космологическая постоянная – безразмерная константа, которая была введена в уравнения общей теории относительности Альбертом Эйнштейном (1917 год) для противодействия силам гравитации во Вселенной.

Содержание:

• 1 Составление ОТО
• 2 Модель Фридмана и несостоятельность Лямбда-члена
• 3 Ускоренное расширение и возвращение Лямбда-члена
• 4 Космологическая константа сегодня

Составление ОТО

В период с 1915-й по 1916-й год А.Эйнштейн опубликовал свою величайшую работу, наиболее успешную теорию гравитации, ставшей фундаментом для космологии, применяемую и по сей день, в том числе Международным астрономическим союзом – общую теорию относительности (ОТО). В рамках этой теории А.Эйнштейн вывел уравнение, которое связывает кривизну пространства-времени с материей, веществом, заполняющим рассматриваемую искривленную область. Как и большинство физиков-теоретиков, великий ученый стремился свести свое уравнение к максимально простому виду, что собственно у него успешно получилось.

Работая над ОТО, А.Эйнштейн заметил один недостаток – согласно его уравнениям Вселенная должна либо расширяться либо сжиматься, что противоречило астрономическим наблюдениям и представлениям о Вселенной того времени. По этой причине им был введен дополнительный множитель, безразмерная константа, задача которой состояла в том, чтобы противостоять силам тяготения, гравитации, то бишь действовать в обратном направлении. Таким образом, А.Эйнштейн смог получить решение для статической и неизменной Вселенной. Значение же космологической постоянной, иначе Лямбда-члена (в силу обозначения константы греческой буквой Лямбда), предполагалось достаточно мизерным, чтобы не замечать его проявление в природе.

Черная дыра — еще одно открытие Теории относительности

Модель Фридмана и несостоятельность Лямбда-члена

В 1922-м году выдающийся советский физик Александр Фридман опубликовал свою научную работу, в которой описывалась нестационарная модель Вселенной. Основываясь на уравнениях ОТО, Фридман вывел несколько уравнений, которые в зависимости от принимаемых параметров прогнозируют несколько сценариев эволюции Вселенной. В случае со значением космологической постоянной существует три варианта, каждый из которых не предусматривает стационарную Вселенную:

• Λ < 0 – в таком случае имеют место лишь силы притяжения. По этой причине в некоторый момент Вселенная начнет сжиматься.
• Λ > 0 – Вселенная постепенно расширяется, при этом скорость самого расширения возрастает.
• Λ = 0 – эволюция Вселенной зависит от изначального значения плотности вещества. Отсюда также вытекает три варианта развития событий: торможение расширения и последующее обращение в сжатие, монотонное расширение с мизерным уменьшением скорости либо вовсе бесконечное.

Сценарии эволюции Вселенной по Фридману

Так или иначе, первое время космологическая модель Фридмана была раскритикована А.Эйнштейном, так как в случае с эволюционирующей Вселенной космологическая константа могла бы без последствий быть изъята из уравнений ОТО. Спустя несколько лет, в 1927-м году бельгийский астроном Жорж Леметр, наблюдая за галактиками различной удаленности, определил, что Вселенная расширяется. Еще позже, в 1929-м году американский астрофизик Эдвин Хаббл сформулировал свой одноименный закон, описывающий расширение Вселенной, которое также смог определить по красному смещению в спектре галактик. В результате упомянутых открытий А.Эйнштейн был вынужден принять модель Вселенной Фридмана. С того времени Лямбда-член в уравнениях ОТО в масштабах космологии не учитывался, а в других областях не делал заметный вклад в уравнения, а потому вводился лишь в связи с эстетическими взглядами самих ученых.

Ускоренное расширение и возвращение Лямбда-члена

В 1998-м году две независимые группы ученых, ведущие наблюдение за сверхновыми в других галактиках, обнаружили, что расстояние до этих звезд значительно больше прогнозируемого законом Хаббла. Из этого последовал вывод о том, что Вселенная расширяется с ростом скорости, то бишь ускоренно. Ранее считалось, что в силу наличия материи и гравитации расширение Вселенной замедляет свой темп (Λ = 0). Вскоре после других наблюдений, приведших к аналогичному выводу, ученые убедились в том, что существует некая неизвестная ранее энергия, действующая в противовес гравитации. Последнюю прозвали «темной энергией».

Ускоренное расширение Вселенной. График роста расстояний

Чтобы данное открытие согласовывалось с ОТО ученые вновь вернули Лямбда-член в уравнения Эйнштейна, при этом указав ее значение как положительное. Таким образом, темная энергия плотно связана с космологической константой. Дальнейшие попытки описать природу темной энергии привели физиков к тому, что Лямбда-член не просто дополнительный множитель, введенный в уравнения ОТО для состыковки теоретической конструкции с наблюдениями. Наиболее простое объяснение темной энергии указывает на то, что любой объем пространства имеет некую присущую ему энергию, называемую «энергией чистого вакуума», а космологическая постоянная выступает в роли плотности этой энергии. Таким образом, Альберт Эйнштейн, некогда называвший Лямбда-член «величайшей ошибкой» за всю его научную деятельность, косвенно предсказал наличие энергии, приводящей к ускоренному расширению Вселенной.

Также следует упомянуть, что как выяснилось учеными после жизни Эйнштейна, космологическая постоянная давала возможность существовать Вселенной в стабильном состоянии, лишь некоторое время при определенных условиях. И при первом же незначительном изменении в условиях начался бы либо процесс сжатия, либо процесс расширения Вселенной.

Наглядная модель расширения Вселенной со времен Большого Взрыва

Космологическая константа сегодня

Наибольший вклад в науку космологическая постоянная делает в области квантовой физики и космологии. Так на основании космологической модели Фридмана сформировалась современная модель Вселенной, под названием Лямбда-CDM, где космологическая постоянная является неотъемлемой частью теоретической конструкции и описывает свойства темной энергии.

Однако, несмотря на свой вклад, точное значение космологической константы остается под вопросом. Данная проблема даже имеет устоявшееся выражение в физике – «проблема космологической постоянной».Она состоит в том, что значение Лямбда-члена получается теоретически предсказать при помощи квантовой физики, но это значение будет немыслимо большим. При такой космологической константе энергия вакуума привела бы Вселенную к столь быстрому расширению, что не смогли бы сформироваться даже структуры вроде галактик. Для формирования последних значение Лямбда-члена должно быть как минимум на 120 порядков меньше (то есть в 10¹²⁰ раз).

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 12466

Запись опубликована: 03.03.2016
Автор: Владимир Соловьев

WMAP- Космологическая постоянная или темная энергия

Эйнштейн впервые предложил космологическую постоянную (не путать с Хаббловской константой).
Постоянная), обычно обозначаемая греческой буквой «лямбда» (Λ), как математическое уточнение общей теории относительности.
В своей простейшей форме общая теория относительности предсказывала, что Вселенная должна либо расширяться, либо
договор. Эйнштейн считал, что Вселенная статична, поэтому он добавил этот новый термин, чтобы остановить
расширение. Фридман, русский математик, понял, что это неустойчивая фиксация.
как балансирование карандаша на острие, и предложил модель расширяющейся Вселенной, которая теперь называется
теория большого взрыва. Когда Хаббл изучил близлежащие галактики
показал, что Вселенная на самом деле расширяется, Эйнштейн
сожалел о том, что изменил свою элегантную теорию, и рассматривал космологическую постоянную как свою
«величайшая ошибка».

Многие космологи выступают за возрождение термина космологической постоянной на теоретическом
основания. Современная теория поля связывает этот термин с плотностью энергии вакуума.
Чтобы эта плотность энергии была сравнима с другими формами материи во Вселенной,
потребует новой физики: добавление космологической постоянной
последствия для физики элементарных частиц и нашего понимания фундаментальных сил
природа.

Основная привлекательность члена космологической постоянной заключается в том, что он значительно улучшает
согласие между теорией и наблюдением. Наиболее ярким примером этого является
недавняя попытка измерить, насколько расширение Вселенной изменилось за последнее время.
несколько миллиардов лет. В общем случае гравитационное притяжение, создаваемое материей в
Вселенная замедляет расширение, вызванное Большим взрывом. Совсем недавно он стал
астрономы могут наблюдать за очень яркими редкими звездами, называемыми сверхновыми, в попытке
чтобы измерить, насколько замедлилось универсальное расширение за последние несколько миллиардов лет.
Удивительно, но результаты этих наблюдений указывают на то, что универсальное расширение
ускорение или ускорение! Хотя эти результаты следует считать предварительными, они
поднять вероятность того, что Вселенная содержит причудливую форму материи или энергии, которая
фактически является гравитационно отталкивающим. Примером этого является космологическая постоянная.
вид энергии. Чтобы разгадать эту тайну, предстоит еще много работы!

Есть ряд других наблюдений, которые указывают на необходимость
космологическая постоянная. Например, если космологическая постоянная сегодня включает большую часть
плотность энергии Вселенной, затем экстраполированное
возраст Вселенной намного больше, чем он был бы без
такой термин, который помогает избежать дилеммы, заключающейся в том, что экстраполированный возраст Вселенной
моложе некоторых из самых старых звезд, которые мы наблюдаем! космологический постоянный член, добавленный к
Стандартная модель Теория Большого взрыва приводит к модели, которая, по-видимому, согласуется с наблюдаемой
крупномасштабное распределение галактик и скоплений, с
Измерения WMAP флуктуаций космического микроволнового фона, а также
наблюдаемые свойства рентгеновских кластеров.

WMAP и космологическая постоянная

Характеризуя подробную структуру космического микроволнового фона
колебания, WMAP может точно определить
основные космологические параметры, включая
космологическая постоянная лучше 1% (по состоянию на 2013 год).

Дополнительная литература:

• Дональд Голдсмит, «Величайшая ошибка Эйнштейна? Космологическая постоянная и
  Другие фальшивые факторы в физике Вселенной» (издательство Гарвардского университета:
  Кембридж, Массачусетс) Хорошо написанное популярное описание космологической постоянной и
  современное состояние космологии.

Космологическая постоянная — Scholarpedia

Постпубликационная деятельность

Куратор: Брендан Гриффен

Авторы:

0,40 —

Тамара Дэвис

0,40 —

Ник Орбек

0,20 —

Оливье Минаццоли

0,20 —

Шон М. Кэрролл

0,20 —

Ижикевич Евгений Михайлович

Серен Бертил Ф. Дорх

Риккардо Гуида

• Тамара Дэвис, Центр космологии DARK

• Г-н Брендан Гриффен, Университет Квинсленда, Австралия

Рисунок 1: Космологическая постоянная была первоначально введена Эйнштейном в 1917 году как сила отталкивания, необходимая для поддержания Вселенной в статическом равновесии. В современной космологии это главный кандидат на темную энергию, причину ускорения расширения Вселенной.

В контексте космологии космологическая постоянная — это однородная плотность энергии, которая вызывает ускорение расширения Вселенной. Первоначально предложенный в начале развития общей теории относительности, чтобы разрешить статическое решение Вселенной, от него впоследствии отказались, когда было обнаружено, что Вселенная расширяется. Теперь космологическая постоянная используется для объяснения наблюдаемого ускорения расширения Вселенной. Космологическая постоянная — это простейшая реализация темной энергии, которая является более общим названием, данным неизвестной причине ускорения Вселенной. Его существование также предсказывает квантовая физика, куда он входит как форма энергии вакуума, хотя величина, предсказываемая квантовой теорией, не соответствует наблюдаемой в космологии.

История

Космологическая постоянная впервые появилась в статье Эйнштейна 1917 года, озаглавленной «Космологические соображения в общей теории относительности» (Эйнштейн, 1917), в которой он мотивирует ее введение в общую теорию относительности необходимо стабилизировать Вселенную против притягательного эффекта гравитации:

«Этот термин необходим только для того, чтобы сделать возможным квазистатическое распределение материи, как того требует факт малых скоростей звезд» (Эйнштейн, 1917) .

В то время наблюдения за нашей Вселенной ограничивались в основном звездами в нашей собственной галактике, поэтому действительно имелись данные наблюдений, подтверждающие предположение, что Вселенная статична.
Цель Эйнштейна состояла в том, чтобы получить Вселенную, которая удовлетворяла бы принципу Маха относительности инерции (историческое обсуждение см. в Pais 19).82, раздел 15е) и построить космологию, которая была бы конечной, но устойчивой к гравитационному коллапсу. Попытка оказалась тщетной, поскольку вскоре после этого де Ситтер (1917) продемонстрировал решение уравнений Эйнштейна для пустой вселенной (допуская инерцию относительно пространства, свободного от материи), а Фридман (1922) вывел решения уравнений Эйнштейна, соответствующие расширяющейся Вселенной. Эти результаты можно считать предсказанием того, что Вселенная должна расширяться или сжиматься, — замечательное следствие общей теории относительности, которое позднее было подтверждено наблюдениями.
Когда Хаббл с помощью наблюдений открыл расширение Вселенной, Эйнштейн, наконец, полностью отказался от космологической постоянной (Эйнштейн 1931).

За прошедшие годы космологическая постоянная входила в моду и выходила из нее, поскольку новые результаты наблюдений неоднократно, казалось, требовали ее, но затем объяснялись другими способами. В начале 1990-х появились дразнящие намеки на то, что космологическая постоянная может снова понадобиться. Вселенная оказалась моложе самых старых содержащихся в ней звезд, и эта особенность была исправлена, если Вселенная в настоящее время находилась в ускоряющейся фазе. Подсчет количества галактик показал, что объем, заключенный в пределах телесного угла при большом красном смещении, был больше, чем ожидалось в замедляющейся Вселенной. Теоретические аргументы, основанные на инфляции, и более поздние результаты наблюдений космического микроволнового фонового излучения указывали на то, что Вселенная должна быть плоской, но наблюдения за крупномасштабной структурой указывали на то, что плотность материи недостаточна для достижения этого — энергия вакуума могла восполнить недостаток.

Рисунок 2: Массово-энергетический состав Вселенной. Космологическая постоянная — это одна из возможных форм темной энергии, которая, как полагают, стоит за ускорением расширения Вселенной.

Это подготовило почву для открытия ускоряющейся Вселенной двумя командами в 1998/1999 годах. Группа сверхновых High-Z и проект Supernova Cosmology обнаружили, что сверхновые с большим красным смещением были слабее, чем ожидалось для замедляющейся Вселенной, и что эту разницу можно было бы объяснить, если бы существовала космологическая постоянная именно той величины, которая необходима для того, чтобы сделать Вселенную плоской. .

Это было впечатляющее совпадение наблюдений и теории. С тех пор все более точные зонды с высокой точностью подтвердили необходимость темной энергии, но сейчас исследуется природа темной энергии. По состоянию на 2010 год измеренные свойства темной энергии по-прежнему соответствуют свойствам космологической постоянной. Тем не менее, предпринимаются огромные усилия по наблюдению, чтобы проверить, является ли это правильным объяснением ускорения, или для объяснения ускорения необходим какой-то другой вид темной энергии, возможно, тот, который меняется со временем, или тот, который мотивирован какой-то формой квантовой гравитации. ускорение мы видим.

Величайшая ошибка

В своей автобиографии Моя мировая линия Георгий Гамов сообщил о беседе с Эйнштейном о введении космологической постоянной в уравнения поля.

Намного позже, когда я обсуждал космологические проблемы с Эйнштейном, он заметил, что введение космологического термина было самой большой ошибкой в ​​его жизни.
(Гамов, 1970).

Этот рассказ из вторых рук стал одной из наиболее часто повторяемых цитат в космологии.

Физика космологической постоянной

Чтобы глубже изучить природу Вселенной, мы должны использовать математический язык общей теории относительности Эйнштейна, чтобы связать геометрию пространства-времени (выражаемую метрическим тензором, \(g_{\ mu\nu}\)) к энергетическому содержанию Вселенной (выраженное тензором энергии-импульса, \(T_{\mu\nu}\)).

Уравнения поля Эйнштейна

Возможно, одним из самых значительных открытий Эйнштейна было то, что распределение энергии определяет геометрию пространства-времени, которая закодирована в его уравнении поля,

\[\тег{1}
R _ {\ mu \ nu} — \ frac {1} {2} Rg _ {\ mu \ nu} = 8 \ pi G T _ {\ mu \ nu} \ , \]

где \(G\) — гравитационная постоянная.
Хотя это простейшая форма уравнений, остается свобода добавления постоянного члена. Эта «космологическая постоянная» была добавлена ​​Эйнштейном для получения статической Вселенной, и ей присвоен символ \(\Lambda\ . \)

\[\тег{2}
R _ {\ mu \ nu} — \ frac {1} {2} Rg _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = 8 \ pi GT _ {\ mu \ nu} \]

Когда \(\Lambda\) положительна, она действует как сила отталкивания.

Энергия вакуума

Энергия вакуума естественным образом возникает в квантовой механике благодаря принципу неопределенности. В физике элементарных частиц вакуум относится к основному состоянию теории — конфигурации с самой низкой энергией. Принцип неопределенности не допускает состояний с нулевой энергией даже в вакууме (рождаются виртуальные частицы). Поскольку в общей теории относительности все формы энергии тяготеют, эта энергия вакуума в основном состоянии влияет на динамику расширения Вселенной.
9{vac} = \frac{\Lambda}{8\pi G}.\]

Космология

Рисунок 4: Александр Фридман (1888-1925) вывел знаменитое уравнение, названное его именем, в 1922 году, незадолго до своей безвременной смерти в возрасте 37 лет от брюшного тифа. Георгий Гамов (1904-1968) был одним из его учеников.

В однородной изотропной Вселенной геометрия определяется метрикой Фридамна-Лемэтра-Робертсона-Уокера (метрика FLRW), а динамика Вселенной определяется уравнениями Фридмана (уравнения Фридмана). Динамика управляется энергетическим содержанием Вселенной и уравнением состояния компонентов, составляющих плотность энергии. Уравнение состояния связывает плотность \(\rho\) с давлением \(p\) согласно \(w = p/\rho\ .\). Космологическая постоянная входит в эти уравнения следующим образом, где \(a\) — масштабный фактор Вселенной, нормированный к 1 в настоящее время, \(H=\dot{a}/a\) — постоянная Хаббла (две точки обозначают дифференцирование по времени), а \(k\) — это кривизна Вселенной, заданная +1, 0 и -1 для положительной, плоской и отрицательной кривизны соответственно,
9{-3(1+w_i)}\]

Чтобы давление выполняло работу, должен существовать градиент давления — область относительно высокого давления рядом с областью относительно низкого давления — который затем вызовет движение от высокого давления к низкому. В однородной Вселенной нет градиентов давления, поэтому положительное давление не работает и не имеет эффекта расширения (нет областей низкого давления, куда оно могло бы вытолкнуть материю). Напротив, в общей теории относительности все формы энергии тяготеют, поэтому давление эффективно притягивает, усиливая силу притяжения гравитации (таким образом, коэффициент \(p\) в уравнении (9)), чего нет в ньютоновской гравитации). Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, \(w=-1\,\), поэтому ее общий релятивистский вклад противодействует нормальной силе гравитации и обеспечивает внешнее ускорение.

Данные наблюдений

Данные наблюдений в пользу ускоряющейся Вселенной в настоящее время очень убедительны, существует множество различных экспериментов, охватывающих совершенно разные масштабы времени, масштабы длины и физические процессы, и все они поддерживают стандартную космологическую модель \(\Lambda\)CDM, в которой Вселенная плоская с плотностью энергии, состоящей примерно из 4% барионной материи, 23% темной материи и 73% космологической постоянной. Более подробную информацию и ссылки см. в обзоре Frieman, Turner and Huterer 2008.

Важнейшим результатом наблюдений, приведшим к тому, что космологическая постоянная приобрела современное значение, стало открытие того, что далекие сверхновые типа Ia (0 раз тусклее на , чем ожидалось, в замедляющейся Вселенной (Riess et al. , 1998, Перлмуттер и др., 1999). С тех пор многие группы подтвердили этот результат с большим количеством сверхновых и более широким диапазоном красных смещений. Особое значение имеют наблюдения, что сверхновые с чрезвычайно большим красным смещением (z>1) имеют ярче , чем ожидалось, что является сигнатурой наблюдений, ожидаемой от периода замедления, предшествующего нашему текущему периоду ускорения. Эти наблюдения более ярких, чем ожидалось, сверхновых с более высоким красным смещением защищают нас от любых систематических эффектов, которые могли бы затемнить сверхновые по причинам, отличным от ускорения.

До опубликования в 1998 году результатов наблюдений сверхновых уже существовало несколько свидетельств, проложивших путь к относительно быстрому признанию свидетельств сверхновых ускорением Вселенной. В частности, три включали:

Рисунок 5: Относительный размер Вселенной как функция времени для плоской Вселенной, полностью состоящей из материи (красный цвет) и Вселенной, состоящей на 30% из материи и на 70% из космологической постоянной (зеленый). В обоих случаях нуль времени соответствует сегодняшнему дню, и он был определен так, чтобы наклон соответствовал текущей скорости расширения Вселенной (постоянная Хаббла принята равной 70 км/с/Мпк). Оба типа Вселенной изначально должны были замедляться, но позже Вселенная с космологической постоянной переключилась и начала ускоряться. Вселенная с космологической постоянной старше, потому что ей потребовалось больше времени, чтобы достичь нынешней скорости расширения (13,5 млрд лет), чем Вселенной, состоящей только из материи (9 млрд лет). 0,3 млрд. лет).

• Вселенная оказалась моложе самых старых звезд.

Звездная эволюция хорошо изучена, и наблюдения за звездами в шаровых скоплениях и в других местах показывают, что самым старым звездам более 13 миллиардов лет. Мы можем сравнить это с возрастом Вселенной, измерив скорость расширения Вселенной сегодня и проследив ее до времени Большого взрыва. Если бы Вселенная замедлилась до своей текущей скорости, то возраст был бы меньше, чем если бы она ускорилась до своей текущей скорости (см. рис. 5). Плоская Вселенная, состоящая только из материи, была бы всего около 9миллиардов лет — серьезная проблема, учитывая, что она на несколько миллиардов лет моложе самых старых звезд. С другой стороны, плоской Вселенной с космологической постоянной 74% было бы около 13,7 миллиардов лет. Таким образом, наблюдение, что Вселенная в настоящее время ускоряется, разрешило парадокс возраста.

• Слишком много далеких галактик.

Подсчет числа галактик уже широко использовался в попытках оценить замедление расширения Вселенной. Объем пространства между двумя красными смещениями различается в зависимости от истории расширения Вселенной (для данного телесного угла). Используя количество галактик между двумя красными смещениями в качестве меры объема пространства, наблюдатели определили, что далекие объемы кажутся слишком большими по сравнению с предсказаниями о замедлении Вселенной. Либо светимость галактик, либо число галактик в единице объема изменялись со временем неожиданным образом, либо объемы, которые мы вычисляли, были неверны. Ускоряющаяся Вселенная могла бы объяснить наблюдения, не прибегая к какой-либо странной эволюции галактик.

• Наблюдаемая плоскостность Вселенной несмотря на недостаток материи.

Используя измерения температурных флуктуаций космического микроволнового фонового излучения (CMB), когда Вселенной было около 380 000 лет, можно сделать вывод, что Вселенная пространственно плоская с точностью до нескольких процентов. Объединив эти данные с точными измерениями \(H_0\) и/или измерениями плотности материи во Вселенной, становится ясно, что материя во Вселенной составляет лишь приблизительно 23% критической плотности. Один из способов объяснить недостающую плотность энергии — обратиться к космологической постоянной. Как оказалось, количество космологической постоянной, необходимое для объяснения ускорения, наблюдаемого в данных о сверхновых, было как раз тем, что было необходимо, чтобы также сделать Вселенную плоской. Следовательно, космологическая постоянная разрешила кажущееся противоречие между плотностью материи и наблюдениями реликтового излучения.

Нерешенные вопросы

Несмотря на свой успех, космологическая постоянная не лишена проблем (дополнительную информацию по всем вопросам, приведенным ниже, см. Вайнберг (1989), Кэрролл (2001) и Падманабхан (2003)).

Проблема космологической постоянной

Проблема космологической постоянной возникает потому, что, используя наивные аргументы естественности в квантовой теории поля, нельзя объяснить, почему наблюдаемая космологическая постоянная так мала. Квантово-механические расчеты, суммирующие вклады всех мод вакуума ниже порога ультрафиолетового излучения в масштабе Планка, дают плотность энергии вакуума \(\rho_\Lambda\sim10^{112} {\rm эрг/см}^3\ . 3\) примерно на 120 порядков. См., например, Вайнберг (1989) и Кэрролл (2004), раздел 4.5.

Проблема совпадения

Космологическая постоянная не разбавляется по мере расширения Вселенной, тогда как плотность материи падает обратно пропорционально объему. Это означает, что существует только мимолетный момент космологического времени, в течение которого плотность материи будет сравнима по величине с плотностью энергии вакуума. Многие утверждают, что жить в тот момент слишком маловероятно, чтобы быть совпадением. Это было названо проблемой совпадения , и обосновал теории, выходящие за рамки космологической постоянной, более общими формами темной энергии, которые могут меняться со временем.

Темная энергия или космологическая постоянная

Эти нерешенные вопросы мотивировали текущую наблюдательную попытку проверить, является ли космологическая постоянная действительной причиной ускорения Вселенной. Другие теории, такие как зарождающиеся теории квантовой гравитации (например, космология, основанная на бранах), естественным образом производят кандидатов на темную энергию со свойствами, отличными от стандартной космологической постоянной (Padmanabhan, 2003). Также были предложены феноменологические теории, такие как квинтэссенция, которые имеют изменяющееся во времени значение темной энергии. Хотя эти модели частично разработаны для того, чтобы свести на нет проблему совпадений, имея решения темной энергии, которые могут отслеживать плотность материи, они сталкиваются с новой проблемой тонкой настройки, поскольку вводят дополнительные параметры, значения которых необходимо точно настроить для получения необходимой эволюции. (Вайнберг 1989, 2000).

Антропные решения

Многие утверждают, что проблема совпадения проще всего решается с помощью антропных соображений. То есть, если бы значение космологической постоянной было намного выше или ниже наблюдаемого значения, это нарушило бы структурообразование во Вселенной, и люди не существовали бы. Хотя многие выступают против антропных решений на философских основаниях, отдавая предпочтение решениям, основанным на более глубоких физических принципах, антропные аргументы приобретают все большее значение, особенно в свете появления струнного ландшафта. Была надежда, что теория струн даст хорошо мотивированное фундаментальное объяснение значений констант природы, но теперь кажется, что наше решение — лишь одно из многих возможных решений, в котором мы случайно оказываемся ограниченными антропными требованиями (Polchinski, 2006).

Темная гравитация

Темная энергия также включает в себя возможность того, что во Вселенной нет дополнительного компонента плотности энергии, а скорее что уравнения общей теории относительности нуждаются в пересмотре. В этом смысле общая теория относительности может быть пределом более полной теории гравитации точно так же, как ньютоновская гравитация является низкоэнергетическим пределом общей теории относительности. Эта возможность также известна как темная гравитация .

Ссылки

• Кэрролл, Шон; Пресс, Уильям и Тернер, Эдвин (1992). Космологическая постоянная Annual Review of Astronomy and Astrophysics 30: 499-542.
• Кэрролл, Шон (2001). Космологическая постоянная Living Reviews in Relativity 4:1.
• Кэрролл, Шон (2004). Пространство-время и геометрия. Эддисон Уэсли, Сан-Франциско, Калифорния. 171-174
• Эйнштейн, Альберт (1917). Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie (Космологические соображения в общей теории относительности) Koniglich Preußische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte 903:30 (Берлин): 142–152.
  • Английский перевод см. в Einstein, Albert (1997). Сборник статей Альберта Эйнштейна (Альфред Энгель, переводчик) Princeton University Press, Принстон, Нью-Джерси.
• Эйнштейн, Альберт (1931). Sitzungsberichte Preussische Akademie der Wissenschaften, Берлин.
• Фридманн, Александр (1922). Über die Krümmung des Raumes Z. Phys 10: 377-386.
  • Английский перевод см. Friedmann, Alexander (1999). Генерал Отн. Грав. 31: 1991-2000.
• Фриман, Джош; Тернер, Майкл и Хутерер, Драган (2008). Темная энергия и ускоряющаяся Вселенная Ежегодный обзор астрономии и астрофизики 46: 385-432. архив: 0803.0982
• Гамов, Джордж (1970). Моя мировая линия. Викинг, Нью-Йорк. 44
• Падманабхан, Тану (2003). Космологическая постоянная — Вес вакуума Physics Reports 380:5-6: 235-320.
• Перлмуттер, Саул и др. (1999). Измерения Ω и Λ 42 сверхновых с большим красным смещением The Astrophysical Journal 517: 565-586.
• Полчински, Джозеф (2006). Космологическая постоянная и струнный ландшафт  : . hep-th/0603249 astro-ph/0005265v1
• Рисс, Адам и др. (1998). Данные наблюдений сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной The Astronomical Journal 116: 1009-1038.
• Вайнберг, Стивен (1989). Проблема космологической постоянной Обзоры современной физики 61: 1-23.
• Вайнберг, Стивен (2000). Проблемы космологической постоянной  : . astro-ph/0005265v1
• де Ситтер, Виллем (1917). Об относительности инерции. Замечания относительно последней гипотезы Эйнштейна Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings 19: 1217-1225.

Внутренние ссылки

• Эрик Линдер (2008) Темная энергия. Академия, 3(2):4900.

• Джеймс Мейсс (2007) Динамические системы. Scholarpedia, 2 (2): 1629.

• Карло Ровелли (2008) Квантовая гравитация. Scholarpedia, 3 (5): 7117.

Дополнительная литература

• Введение в космологическую постоянную см. в разделе 4.5 Кэрролла, Пресса и Тернера (1992) и Кэрролла (2004).
• Для прямого обзора, включая ограничения наблюдений и теоретические соображения, см. Carroll (2001).
• Отличное историческое резюме космологической постоянной см. в Разделе 3 работы Фримана, Тернера и Хутерера (2008) и продолжайте читать количественный обзор темной энергии в целом, как теории, так и данных наблюдений.
• Техническое резюме, особенно о многогранных теоретических возможностях космологической постоянной, см. в Padmanabhan (2003).
• Основополагающим обзорным документом является статья Weinberg (1989).