Космологическая постоянная эйнштейна это: Космологическая постоянная

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: 12350

Запись опубликована: 03.03.2016
Автор: Владимир Соловьев

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 Эйнштейна и тёмная энергия – это одно и то же? / Хабр

В отдалённом будущем Вселенную могут ожидать различные варианты судеб, но если тёмная энергия и правда постоянная – а об этом свидетельствуют все данные – то её развитие продолжит идти по красной кривой. Эта кривая приведёт Вселенную к варианту тепловой смерти. Однако тёмная энергия не обязательно должна быть космологической постоянной.

Одна из самых загадочных составляющих Вселенной – тёмная энергия. Честно говоря, её вообще не должно было быть. Раньше мы довольно логично предполагали, что Вселенная сбалансирована, и что её расширению противодействуют силы гравитации, действующие на всё, что в ней есть. Если гравитация выиграет, Вселенная снова сколлапсирует. Если выиграет расширение, всё разлетится в небытие. Однако сделанные после 1990 года наблюдения говорят о том, что расширение не просто выигрывает – удалённые галактики удаляются от нас со всё возрастающей скоростью. Однако можно ли назвать это новой идеей, или же это просто воскрешение того, что Эйнштейн назвал когда-то своей величайшей ошибкой: космологической постоянной ? Такой вопрос задаёт наш читатель:

Космологическая постоянная Эйнштейна и тёмная энергия – это одно и то же? Почему со временем термин «тёмная энергия» заменил изначальный термин «космологическая постоянная»? Идентичны ли они, или нет, и почему?

Тут есть несколько вопросов. Давайте вернёмся назад, к изначальной идее Эйнштейна, космологической постоянной.

Сегодня мы знаем, что значительная часть галактик, отличных от Млечного Пути, имеют спиралевидную форму. Все спиральные туманности, которые мы изучали с 1920-х годов, представляют собой другие галактики. Однако во времена Эйнштейна это было далеко не очевидно.

Необходимо помнить, что когда Эйнштейн работал над теорией гравитации, которая должна была заменить и вытеснить закон всемирного тяготения Ньютона, нам мало что было известно о Вселенной. Конечно, астрономия существовала уже тысячи лет, и телескопы были в ходу значительную часть этого срока. Мы измеряли звёзды, кометы, астероиды, туманности. Мы видели рождение новых и сверхновых. Мы открывали переменные звёзды и атомы. Мы обнаруживали интересные структуры в небе – спиральные и эллиптические.

Но мы не знали, что эти спирали и эллипсы были самостоятельными галактиками. Эта идея была лишь второй по популярности; лидировало мнение о том, что это некие сущности (возможно, формирующиеся звёзды), находящиеся внутри Млечного Пути, который представлял собой всю вселенную. Эйнштейн искал такую теорию гравитации, которую можно было бы применить ко всему сущему – включая и всю известную Вселенную.

Гравитационное поведение Земли вблизи Солнца лучше объясняется не наличием невидимого гравитационного притяжения, а свободным падением Земли в искривлённом Солнцем пространстве. Кратчайшее расстояние между двумя точками – не прямая линия, а геодезическая – кривая линия, определяемая гравитационной деформацией пространства-времени.

Проблема стала очевидной, когда Эйнштейну удалось сформулировать своё величайшее достижение: общую теорию относительности (ОТО). Вместо того, чтобы полагаться на массы, бесконечно быстро воздействующие друг на друга на бесконечных расстояниях, Эйнштейн представил совершенно другую концепцию. Во-первых, поскольку пространство и время были не абсолютными, а относительными для каждого из наблюдателей, теория должна была делать идентичные предсказания для всех наблюдателей: как говорят физики, быть «релятивистски инвариантной». А это означало, что отдельные понятия пространства и времени необходимо было сплести в единую четырёхмерную ткань пространства-времени. Гравитационные эффекты уже распространялись не с бесконечной скоростью, а ограничились скоростью гравитации, которая, по теории Эйнштейна, равняется скорости света.

Ключевым прорывом Эйнштейна стала замена притягивающих друг друга масс на искривление пространства-времени, действующее как на материю, так и на энергию. Искривлённое пространство-время диктовало материи и энергии, как им нужно двигаться. А материя и энергия в каждый момент времени говорят пространству, как ему изгибаться. И так они воздействуют друг на друга – после каждого сдвига материи и энергии немного меняется кривизна пространства. Их изменениями управляют уравнения общей теории относительности.

Анимация реакции пространства-времени на движущуюся в нём массу. Она позволяет представить себе пространство-время не как двумерную «ткань», а как реальный объект. Трёхмерное пространство искривляется из-за наличия и свойств материи и энергии. Движение нескольких масс вокруг друг друга вызывает гравитационные волны.

Если бы Эйнштейн на этом и остановился, он бы запустил космическую революцию. С одной стороны (так сказать, с одной стороны знака равенства в уравнении) вся материя и энергия Вселенной. С другой стороны – кривизна пространства-времени. На этом всё должно заканчиваться – предсказания уравнения должны говорить о том, что произойдёт в будущем.

И когда Эйнштейн решал эти уравнения для большого расстояния от небольшой массы, он получал закон всемирного тяготения Ньютона. Но при приближении к массивному телу начинали вылезать поправки – как объяснявшие до того необъяснимые отклонения орбиты Меркурия, так и предсказывавшие, что свет звёзд, проходящий мимо Солнца, должен отклоняться от прямой. Именно так впервые общую теорию относительности и подтвердили на практике.

Однако в другой ситуации возникла ещё одна проблема. Если предположить, что Вселенная равномерно заполнена материей, то из уравнений получается, что она нестабильна. Если она начала существовать в статичном пространстве-времени, то должна схлопнуться. Для исправления ситуации Эйнштейн изобрёл космологическую постоянную.

Если Вселенная не расширяется, её можно заполнить стационарной материей любого вида, но она всегда будет схлопываться в чёрную дыру. В контексте гравитации Эйнштейна такая Вселенная нестабильна, и должна расширяться.

Нужно понять, откуда берётся идея космологической постоянной. В математике есть мощнейший инструмент, повсеместно использующийся и в физике: дифференциальное уравнение. Это может быть что-то настолько простое, как закон Ньютона F = ma. Подобное уравнение просто объясняет, как некие величины поведут себя в следующий момент. После того, как этот момент прошёл, их можно подставить в то же уравнение, и оно снова предскажет, что произойдёт с ними в следующий момент.

Дифференциальное уравнение, к примеру, может рассказать, что случится с шаром, катящимся с холма. Оно говорит, какой у него будет путь, как он будет ускоряться, как его местоположение будет меняться во времени. Решая дифференциальное уравнение, описывающее движение шара, катящегося с холма, вы сможете точно построить его траекторию.

Дифференциальное уравнение скажет вам почти всё, что вам захочется узнать о шаре, катящемся с холма. Но оно не может сказать вам одного: насколько высоко находится холм. Вы не знаете, расположен ли этот холм на горном плато, заканчивается ли он на уровне моря, или в кратере потухшего вулкана. Одинаковые холмы, расположенные на разных высотах, будут описываться одним и тем же дифференциальным уравнением.

Шар, едва балансирующий на вершине холма, являет пример нестабильного равновесия. Гораздо стабильнее для шара быть где-нибудь в низине. Но какое значение высоты этой низины – ноль, положительное или отрицательное? Математика качения шара с холма будет идентичной вплоть до константы, обозначающей эту высоту.

Похожая проблема возникает в матанализе, когда вы впервые учитесь брать неопределённый интеграл – печально известная «плюс константа», которую нужно добавлять в конце. Конечно, ОТО – это не одно дифференциальное уравнение, а матрица из 16 дифференциальных уравнений, 10 из которых друг от друга не зависят. Но к каждому из них можно определённым образом добавить константу – она и стала известной, как космологическая постоянная. Возможно, вы удивитесь, но это единственное, что можно прибавить к ОТО без фундаментального изменения сути теории (кроме ещё одной формы материи или энергии).

НО Эйнштейн добавил к своей теории космологическую постоянную не потому, что это можно было сделать, но потому, что с его точки зрения это было предпочтительнее. Без добавления константы его уравнения говорили, что Вселенная должна расширяться или сжиматься, но ничего подобного заметно не было. И вместо того, чтобы поверить уравнениям, Эйнштейн ввёл в них константу, чтобы «исправить» казавшуюся сломанной ситуацию. Прислушайся он к уравнениям, он предсказал бы расширение Вселенной. Вместо этого работы других учёных опровергли выбор Эйнштейна, а он сам отказался от космологической постоянной только в 1930-х годах, когда расширение Вселенной подтвердили наблюдения.

В процессе расширения Вселенной обычная и тёмная материи, а также излучение, становятся менее плотными. Однако тёмная энергия и энергия поля во время инфляции присущи самому пространству. Поэтому плотность тёмной энергии остаётся постоянной.

Проблема в том, что космологическая постоянная не похожа на известные нам формы энергии. Возьмём материю – во Вселенной присутствует постоянное количество её частиц. С расширением Вселенной оно не меняется, поэтому её плотность падает. Если взять излучение, то там не только количество квантов постоянно, но и излучение, путешествуя по расширяющейся Вселенной, растягивается с точки зрения наблюдателя, который его когда-нибудь уловит. Плотность его падает, а каждый квант со временем ещё и теряет энергию.

Но космологическая постоянная – это постоянная форма энергии, присущая самому пространству. Это как если бы поверхность Земли была не на уровне моря, а приподнялась бы на несколько метров. Да, эту новую высоту можно было бы просто назвать «уровнем моря», но со Вселенной так не получится. Нет способа узнать величину значения космологической постоянной – мы просто предположили, что она нулевая. Но это не обязательно – она может иметь любое значение, положительное, отрицательное, или нулевое.

Различные компоненты и вклады в плотность энергии Вселенной, и их относительное доминирование. Излучение доминировало над материей в первые 9000 лет, потом стала доминировать материя, а затем вперёд вышла космологическая постоянная. Всех остальных составляющих слишком мало. Однако тёмная энергия может оказаться не эквивалентной космологической постоянной.

Экстраполируя назад по времени, к более ранней, горячей, плотной и мелкой Вселенной, мы можем и не заметить космологической постоянной. На ранних этапах её значительно превосходили материя и излучение. Только после того, как Вселенная расширилась и охладилась, плотность материи и энергии упали достаточно для того, чтобы космологическая постоянная смогла проявиться.

Это если она вообще существует.

Тёмная энергия может оказаться космологической постоянной. И, действительно, учитывая все сегодняшние наблюдения, кажется, что так и есть – изменение скорости расширения Вселенной со временем проходит так, как диктует космологическая постоянная. Однако тут есть свои погрешности, поэтому тёмная энергия может со временем, в принципе:

• увеличиваться или уменьшаться,
• менять плотность энергии,
• развиваться каким-то новым сложным способом.

Хотя у нас есть ограничения на значения величин тёмной энергии за последние 6 млрд лет, мы не можем с абсолютной точностью назвать её постоянной.

Плотность материи, излучения и тёмной энергии хорошо известны. Однако для тёмной энергии в уравнениях всё ещё остаётся много пространства для манёвра. Она может оказаться постоянной, но может и меняться со временем.

Нам, конечно, хотелось бы знать, постоянная она или нет. И мы будем выяснять это, как обычно делается в науке – улучшая наблюдения и проводя их последовательно. Ключом к этому служат большие наборы данных, а также зондирование Вселенной в широком спектре расстояний. Ведь все мельчайшие подробности изменения скорости расширения Вселенной по времени нам помогает выяснять то, как менялся свет, путешествующий через Вселенную. Если тёмная энергия будет точно равняться космологической постоянной, то её развитие будет следовать определённой кривой. Если нет – то другой, и мы сможем это увидеть.

К концу 2020-х годов у нас будет огромный и сложный наземный комплекс для наблюдения за Вселенной. Всё благодаря обсерватории им. Веры Рубин, которая превзойдёт достижения всех существующих инструментов – таких, как Pan-STARRS и Слоановский обзор неба. У нас будет огромный набор космических наблюдений благодаря европейской обсерватории «Евклид» и телескопу Нэнси Роман от НАСА – они смогут увидеть в 50 раз больше подробностей, чем видит телескоп Хаббла. Все эти новые данные помогут нам определить, действительно ли тёмная энергия идентична тому, что предсказывает космологическая постоянная, и изменяется ли она во времени.

Вместо того чтобы добавлять в уравнение космологическую постоянную, сегодня тёмную энергию считают ещё одним энергетическим компонентом расширяющейся Вселенной. В такой обобщённой форме уравнение явно показывает невозможность существования статичной Вселенной, а также помогает увидеть разницу между добавлением космологической постоянной и включением в уравнение обобщённой формы тёмной энергии.

Существует большое искушение – иногда и я этим грешу – объединить два этих понятия и считать, что тёмная энергия – это просто космологическая постоянная. Понятно, почему так хочется сделать – космологическая постоянная уже является частью ОТО, и её не нужно отдельно объяснять. Более того, мы не знаем, как подсчитывать нулевую энергию пустого пространства в квантовой теории поля, а она вносит точно такой же вклад во Вселенную, как и космологическая постоянная. Наконец, все наши наблюдения соответствуют тому, что тёмная энергия является космологической постоянной, и ничего больше усложнять не нужно.

Однако именно из этого следует чрезвычайная важность новых измерений. Если бы мы не озаботились тщательным и точным измерением Вселенной, мы бы так и не открыли теорию относительности. Мы бы не обнаружили квантовую физику, не провели бы большую часть исследований, заслуживших нобелевские премии и продвинувшие нас в XX и XXI веках. Через 10 лет у нас будут данные, которые помогут определить, отличается ли тёмная энергия от космологической постоянной с погрешностью в 1%.

Слева вверху – область видимости телескопа Хаббл сегодня. Сравните с областью, которую сможет увидеть телескоп Нэнси роман (бывший WFIRST) – причём с таким же разрешением и за такое же время. Такое широкое поле зрения позволит нам собрать данные по большему количеству удалённых сверхновых, чем мы когда-либо собирали. Мы сможем проводить глубокие и широкие наблюдения за галактиками на огромных масштабах. Если тёмная энергия отличается от космологической постоянной хотя бы на 1%, мы узнаем об этом через десять лет.

Космологическая постоянная может оказаться идентичной тёмной энергии, но это не обязательно. И даже если они окажутся одним и тем же, нам всё равно захочется понять, почему космологическая постоянная ведёт себя так, а не иначе. В наступившем 2021 году важно помнить, что ответы на самые глубокие наши космические вопросы можно разглядеть на лице Вселенной. Единственный способ получить их – обратиться к самой физической реальности.

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 рассматривать как предсказание 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 в конце концов 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 снова может 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 драматическое 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 необходима какая-то другая темная энергия, возможно та, которая меняется со временем, или та, которая мотивирована 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 (уравнениями 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, что далекие сверхновые типа Ia (0 раз слабее 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 момента 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 проблемы

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 совпадений

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 затем 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 903:10 (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. в 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 г.). Космологическая постоянная — Вес вакуума Physics Reports 380:5-6: 235-320.
• Перлмуттер, Сол 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 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).

Внешние ссылки

См. также

Темная энергия, Точные решения уравнений Эйнштейна, Уравнения Фридмана, Общая теория относительности, Энергия вакуума,

«Самая большая ошибка» Эйнштейна оказалась верной

На этом изображении Хаббла изображена пара спиральных галактик с закрученными рукавами. Двойная галактическая система расположена в созвездии Дракона, на расстоянии около 350 миллионов световых лет (100 миллионов парсеков) от нас. Астрономы изучали такие пары галактик, чтобы определить геометрию Вселенной, которая проливает свет на темную энергию.
(Изображение предоставлено: НАСА, ЕКА, Наследие Хаббла (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration и А. Эванс (Университет Вирджинии, Шарлоттсвилль/NRAO/Университет Стоуни-Брук))

То, что Эйнштейн называл своей худшей ошибкой, теперь зависит от того, что помогает ученым объяснить вселенную.

В 1917 году Альберт Эйнштейн ввел термин, называемый космологической постоянной, в свою общую теорию относительности, чтобы заставить уравнения предсказывать стационарную Вселенную в соответствии с представлениями физиков того времени. Когда стало ясно, что Вселенная на самом деле не статична, а расширяется, Эйнштейн отказался от константы, назвав ее «самой большой ошибкой» в своей жизни.

Но недавно ученые возродили космологическую постоянную Эйнштейна (обозначаемую греческой заглавной буквой лямбда), чтобы объяснить таинственную силу, называемую темной энергией, которая, кажется, противодействует гравитации — заставляя Вселенную расширяться с ускорением.

Новое исследование подтверждает, что космологическая постоянная лучше всего подходит для темной энергии, и предлагает наиболее точную оценку ее значения, говорят исследователи. Вывод сделан в результате измерения геометрии Вселенной, которое предполагает, что наша Вселенная плоская, а не сферическая или искривленная.

Геометрия Вселенной

Физики Кристиан Маринони и Аделина Буззи из Университета Прованса во Франции нашли новый способ проверки модели темной энергии, полностью независимый от предыдущих исследований. Их метод основан на удаленных наблюдениях за парами галактик для измерения кривизны пространства.

«Самый захватывающий аспект работы заключается в том, что мы не подключаем никаких внешних данных», — сказал Маринони SPACE.com, имея в виду, что их результаты не зависят от других расчетов, которые могут быть ошибочными.

Исследователи исследовали темную энергию, изучая геометрию Вселенной. Форма пространства зависит от того, что в нем находится — это было одним из открытий общей теории относительности Эйнштейна, которая показала, что масса и энергия (две стороны одной медали) искривляют пространство-время под действием гравитационной силы.

Маринони и Буцци решили рассчитать содержимое Вселенной – то есть, сколько массы и энергии, включая темную энергию, она содержит – путем измерения ее формы.

Было три основных варианта исхода.

Физика утверждает, что Вселенная может быть плоской, как плоскость, сферической, как шар, или гиперболически искривленной, как седло. Предыдущие исследования отдавали предпочтение модели плоской Вселенной, и этот новый расчет подтвердился.

Плоская Вселенная

Геометрия пространства-времени может искажать структуры внутри него. Исследователи изучили наблюдения за парами далеких галактик, вращающихся вокруг друг друга, чтобы найти доказательства этого искажения, и использовали величину искажения как способ проследить форму пространства-времени.

Чтобы выяснить, насколько сильно искажаются формы пар галактик, исследователи измерили, насколько свет каждой галактики смещен в красную сторону ? то есть сдвигается в сторону красного конца визуального спектра в результате процесса, называемого доплеровским сдвигом, который влияет на движущиеся световые или звуковые волны.

Измерения красного смещения позволили определить ориентацию и положение вращающихся вокруг пар галактик. Результат этих вычислений указывал на плоскую Вселенную.

Маринони и Баззи подробно описали свои открытия в выпуске журнала Nature от 25 ноября.

Понимание темной энергии

Предоставляя больше доказательств того, что Вселенная плоская, результаты подтверждают модель космологической постоянной для темной энергии по сравнению с конкурирующими теориями, такими как идея о том, что уравнения общей теории относительности для гравитации ошибочны.

«На данный момент у нас есть самое точное измерение лямбда, которое может дать один метод», — сказал Маринони. «Наши данные указывают на космологическую постоянную, потому что значение лямбда, которое мы измеряем, близко к минус единице, что является значением, предсказанным, если темная энергия является космологической постоянной».

К сожалению, знание того, что космологическая постоянная является лучшим математическим объяснением того, как темная энергия растягивает нашу Вселенную, не сильно помогает понять, почему она вообще существует.

«Многие космологи считают определение природы темной энергии и темной материи самым важным научным вопросом десятилетия», — написал Алан Хевенс из Эдинбургского университета Шотландии в сопроводительном эссе в том же номере журнала Nature. «Наша картина Вселенной включает в себя сбор множества доказательств, поэтому интересно услышать о новой методике Маринони и Буцци для проверки космологической модели, не в последнюю очередь потому, что она обеспечивает очень прямое и простое измерение геометрии Вселенной. вселенная».

• Что такое темная энергия?
• Топ-5 космических мифов
• Топ-10 странных вещей в космосе

Присоединяйтесь к нашим космическим форумам, чтобы продолжать обсуждать последние миссии, ночное небо и многое другое! А если у вас есть новость, исправление или комментарий, сообщите нам об этом по адресу: [email protected].

Клара Московиц – писатель, занимающийся наукой и космонавтикой, присоединившаяся к команде Space.com в 2008 году и работавшая помощником управляющего редактора с 2011 по 2013 год. У Клары есть степень бакалавра астрономии и физики Уэслианского университета, Калифорнийский университет в Санта-Круз. Она занимается всем, от астрономии до пилотируемых космических полетов, и однажды прошла программу обучения суборбитальным космическим полетам NASTAR для космических миссий. Клара в настоящее время является помощником редактора журнала Scientific American. Чтобы увидеть ее последний проект, подпишитесь на Клару в Твиттере.

Новое поколение принимает космологическую постоянную — Physics World

Взято из мартовского номера Physics World за 2021 год. Члены Института физики могут ознакомиться с полным выпуском через приложение Physics World .

Давняя проблема космологической постоянной, которую Эйнштейн назвал «худшим предсказанием в истории физики», а Эйнштейн — «самой большой ошибкой», сегодня решается с новой силой современными космологами. Роб Леа исследует

Космологическая постоянная была занозой в боку физиков на протяжении десятилетий. Несмотря на то, что ее назначение в современной космологии отличается от ее первоначальной роли, постоянная, обычно обозначаемая буквой Λ, по-прежнему представляет собой проблему для моделей, призванных объяснить расширение Вселенной.

Проще говоря, Λ описывает плотность энергии пустого пространства. Одна из основных проблем связана с тем фактом, что теоретическое значение Λ, полученное с помощью квантовой теории поля (КТП), далеко не близко к значению, полученному при изучении сверхновых типа Ia и космического микроволнового фонового излучения (CMB) — фактически оно расходится. на целых 10 ¹²¹ . Поэтому неудивительно, что космологи стремятся разобраться с этим несоответствием.

Больше, чем кажется на первый взгляд Исследование темной энергии использует телескоп Victor M Blanco в Чили для изучения крупномасштабной структуры Вселенной. (Предоставлено DES Collaboration)

«Проблема космологической постоянной в той или иной форме является загадкой столетней давности. Это одна из самых больших проблем в современной физике», — говорит физик-теоретик Лукас Ломбрайзер из Женевского университета (UNIGE), Швейцария. «Более того, космологическая постоянная является самым доминирующим компонентом в нашей Вселенной. Он составляет 70% текущего энергетического бюджета. Как можно не захотеть выяснить, что же это на самом деле?»

Действительно, сейчас, когда на сцене появилось новое поколение космологов, появились некоторые довольно радикальные идеи и пересмотры старых теорий. Но может ли поле принять эти революционные идеи, или Λ стало привычным бременем?

Все еще сумасшедший после стольких лет

Космологическая постоянная впервые была введена в модели Вселенной Альбертом Эйнштейном в 1917 году. К собственному удивлению физика, его общая теория относительности (ОТО), казалось, предполагала, что Вселенная сжимается, благодаря действию гравитации. В то время существовало общее мнение, что Вселенная статична, и, несмотря на то, что Эйнштейн уже произвел революцию в нескольких давних идеях, он не желал оспаривать эту конкретную парадигму. Это желание сохранить стабильность Вселенной побудило Эйнштейна внести дополнение в уравнения ОТО. Позже он позорно назовет это своей «самой большой ошибкой».

«Когда Эйнштейн применял ОТО к космологии, он понял, что может добавить константу к своим уравнениям, и они все равно будут верны», — объясняет Питер Гарнавич, космолог из Университета Нотр-Дам, Франция. «Эту «космологическую постоянную» можно рассматривать двумя эквивалентными способами: как искривление пространства-времени, которое было просто естественным аспектом Вселенной; или как фиксированная плотность энергии во всей Вселенной».

Таким образом, первоначальная роль Λ заключалась в том, чтобы уравновесить эффекты гравитации и помочь обеспечить стационарное состояние Вселенной, которое не расширяется и не сжимается. Эта роль, однако, устарела после открытия Эдвина Хаббла в 1929 что Вселенная расширяется. Когда Эйнштейн окончательно в этом убедился, Λ отправили на космическую помойку. Тем не менее, как и пресловутый плохой пенни, спустя десятилетия он снова появится в другой форме.

В то время как когда-то космологическая постоянная использовалась, чтобы сбалансировать вселенную против расширения, в современной космологии Λ представляет энергию вакуума — плотность энергии, присущую пустому пространству, — которая больше не просто уравновешивает гравитацию , но подавляет ее. Однако это не означает, что Λ стал менее проблематичным. «В 1998 группа по поиску сверхновых с высоким Z обнаружила, что скорость расширения увеличивается, а не замедляется», — говорит Гарнавич, принимавший участие в исследованиях с использованием сверхновых типа Ia для изучения расширения Вселенной. Это требует какой-то формы дополнительной энергии во Вселенной или каких-то более экзотических объяснений. Эта движущая сила называется «темной энергией», и сам термин стал заполнителем для различных теоретических сущностей, которые могут объяснить это ускоряющееся расширение. Подозреваемые варьируются от энергии вакуума, наиболее популярной в настоящее время модели; к квантовым полям; и даже поля путешествующих во времени тахионов — гипотетических частиц, движущихся со скоростью, превышающей скорость света.

Космологическая постоянная служит простейшим из возможных объяснений темной энергии, вызывающей это ускоряющееся расширение, поэтому ее теоретическое значение должно соответствовать наблюдениям. К сожалению, как уже упоминалось, первое больше второго примерно на 120 порядков. Ясно, что репутация Λ как «худшего предсказания в истории физики» не просто преувеличение.

Начало работы над проблемой

Роль темной энергии в ранней Вселенной занимала ум Лус Анхела Гарсия, физика и астронома из Университета ECCI, Богота, Колумбия. Вместе со своими коллегами Леонардо Кастанеда и Хуаном Мануэлем Техейро из Национальной астрономической обсерватории Колумбийского национального университета Гарсия выдвигает модель «ранней темной энергии» (EDE) в качестве потенциального решения проблемы космологической постоянной (9). 0065 Новая астрономия 84 101503).

Радикальным элементом предложения команды является идея о том, что космологические модели могут вообще не нуждаться в космологической постоянной. Конечно, это ускорение расширения все еще необходимо учитывать, поэтому Гарсия обращается к другим источникам, чтобы объяснить это. «Когда я впервые подошла к этой области, я столкнулась с несоответствием значениям, предсказанным как космологией, так и физикой высоких энергий, и попыталась сформулировать модель, альтернативную Λ, изучая возможных кандидатов для объяснения ускоренного расширения Вселенной», — сказала она. говорит.

Λ, как это считается в настоящее время, объясняет расширение Вселенной только после того, как материя начала формировать структуру — эра, которая длилась от 47 000 лет до 9,8 миллиардов лет после Большого взрыва. Гарсия хотел рассмотреть форму темной энергии, которая начала играть роль в более раннюю эпоху «доминирования излучения», с самых ранних моментов «космической инфляции». Считается, что инфляция — внезапное и очень быстрое расширение ранней Вселенной — произошло примерно через 10 ⁻³⁶ секунд после Большого взрыва, но считается, что это быстрое расширение было вызвано квантовыми флуктуациями, а не темной энергией. В конце концов сила притяжения замедлила это расширение примерно до 90,8 миллиарда лет в истории Вселенной, когда темная энергия снова начала ускорять свое расширение (рисунок 1). Однако Гарсия и его коллеги описывают эту темную энергию как сущность, которая могла присутствовать как в эпоху преобладания излучения, так и в эпоху преобладания материи как «не взаимодействующую идеальную жидкость», которая эволюционировала вместе с другими компонентами Вселенной.

1 Космическая загадка Различные эпохи космической экспансии. Темная энергия доминирует в последнюю эру, вызывая ускоренное расширение – и это характеризуется космологической постоянной. Однако модели «ранней темной энергии» предполагают, что этот элемент мог присутствовать в самые ранние моменты существования Вселенной, хотя и не оказал большого влияния. (Предоставлено Энн Фейлд, STScI)

«Сильные стороны модели заключаются в следующем: во-первых, она дает убедительное описание ускоренного расширения Вселенной в ее текущую эпоху, начавшуюся около четырех миллиардов лет назад», — объясняет Гарсия. «Во-вторых, наша формулировка допускает эволюцию с красным смещением вместо космологической постоянной, при которой плотность энергии не меняется со временем». Это может объяснить, почему теоретическое значение, предложенное КТП, больше, чем значение, данное красными смещениями далеких сверхновых. Значение менялось с течением времени.

Гарсия выделяет еще одну сильную сторону своей модели EDE, заключающуюся в том, что она предлагает несколько предсказаний, которые хорошо согласуются с практическими измерениями и данными высокого разрешения, касающимися различных стадий эволюции Вселенной. Результатом является теоретическая картина, которая соответствует соотношению, которое мы наблюдаем в текущую эпоху нашей Вселенной, где преобладает темная энергия, когда в ее материи/энергии преобладает ускоряющая сила. «Конечно, мы могли бы использовать и космологическую постоянную, и наш EDE, но это излишне усложняет описание, и для этого нет физического оправдания», — говорит Гарсия. «Нам нужен только один компонент, чтобы описать ускоренное расширение Вселенной сегодня».

Если решение исключить космологическую постоянную или приравнять ее к нулю, принятое Гарсией и ее сотрудниками, кажется несколько произвольным, она указывает, что в первую очередь введение постоянной присуще почти «произвольному». «Нет фундаментальной причины считать само собой разумеющимся, что темная энергия должна проявляться как космологическая постоянная», — отмечает она. «Мы не обнаружили ни формы темной энергии, ни космологической постоянной; следовательно, любая форма темной энергии действительна до тех пор, пока данные не подтвердят или не опровергнут ее существование».

EDE, предложенный Гарсией, не идеален. Действительно, в нем есть элементы, которые более широкое научное сообщество может не захотеть принять. Но она не уклоняется от указания на потенциальные недостатки в своих собственных идеях. «Есть две проблемы, которые могут беспокоить сообщество», — признает Гарсия. «С одной стороны, более сложные модели предполагают более широкий набор свободных параметров. Это не то, чего мы желаем для наших формулировок, потому что эти параметры могут не иметь прямой физической интерпретации. В этом смысле космологическая постоянная является выгодной моделью, поскольку она имеет минимальное количество свободных параметров, и все они ограничены текущими наблюдениями».

Мы пересматриваем и ищем дополнительные наборы данных наблюдений для проверки наших моделей. Следовательно, мы создаем мост между теорией и наблюдательной космологией

.

Второй момент, который, по признанию Гарсии, может вызвать некоторую осторожность, заключается в том, что модель еще предстоит подвергнуть многим наблюдательным исследованиям. «Мы пересматривали и искали дополнительные наборы данных наблюдений для проверки наших моделей. Следовательно, мы создаем мост между теорией и наблюдательной космологией».

«Уравновешенная» космологическая постоянная

Принуждение космологической постоянной к нулевому значению может привести любознательного космолога к размышлению о том, что произойдет, если мы поступим наоборот. Другими словами, что произойдет, если мы позволим ему принимать произвольно большое значение, подобное значению, предполагаемому КТП.

Стивен Эпплби, космолог из Азиатско-Тихоокеанского центра теоретической физики в Пхохане, Республика Корея, использует этот подход для решения проблемы. Он начинает с предположения, что предсказание, данное КТП, верно, что позволяет Λ принимать чрезвычайно большое значение, которое оно предсказывает ( Журнал космологии и физики астрофизики 2018 034). «Используя современные космологические наблюдения сверхновых типа Ia и реликтового излучения, мы можем измерить общую плотность энергии Вселенной, включая энергию вакуума», — объясняет Эпплби. «Значение, полученное в результате этих измерений, ничтожно мало по сравнению с масштабами физики элементарных частиц».

Это связано с тем, что, согласно КТП, каждая частица во Вселенной должна вносить свой вклад в энергию вакуума, создавая таким образом отрицательное давление, которое стимулирует расширение Вселенной. Проблема заключается в том, что, учитывая предполагаемое количество частиц во Вселенной, а также пары виртуальных частиц, которые появляются и исчезают в пустом пространстве, энергия вакуума должна ускорять расширение намного быстрее, чем астрономы видят в красных смещениях сверхновых ( фигура 2).

2 Сверхновая типа Ia На изображении показана сверхновая звезда с красным смещением z = 0,40 (что соответствует расстоянию около 6000 миллионов световых лет), наблюдаемая 3,6-метровым телескопом New Technology в Чили. Наблюдения за такими далекими сверхновыми, которые кажутся намного тусклее, чем ожидалось, несмотря на их расстояние, предоставили наблюдательные доказательства того, что расширение нашей Вселенной ускоряется — открытие, которое вдохновило на повторное введение космологической постоянной. (CC BY SA 4.0/ESO)

КТП говорит, что значение этого вклада определяется массой частиц, которые хорошо известны, а это означает, что с этим аспектом КТП проблем нет. В качестве примера этой радикальной разницы между вкладом в темную энергию и космологическую постоянную, которую, по мнению КТП, должны вносить частицы, и величиной, которую мы на самом деле наблюдаем, Эпплби приводит электрон и бозон Хиггса. Основываясь на их массах, вклад, вносимый исключительно этими частицами в вакуумную энергию Вселенной, должен быть примерно на 40–60 порядков больше, чем предполагают наши астрономические измерения.

Предполагая, что значение, предоставленное QFT, правильное, Эпплби и его сотрудник Эрик Линдер из Калифорнийского университета в Беркли должны объяснить, почему наблюдаемое значение настолько мало. Они делают это, совершенствуя саму идею гравитации. «Мы задались вопросом: можем ли мы построить теорию гравитации, обладающую вакуумными состояниями с низкой энергией, за счет меньшего вклада частиц, несмотря на большую космологическую постоянную?» объясняет Эпплби. «Наш анализ показывает, что такую ​​теорию можно построить, но только путем введения в модели Вселенной дополнительных гравитационных полей».

Эпплби и Линдер построили общий класс гравитационных моделей, который предполагает наличие энергии вакуума, но не влияет на кривизну пространства-времени. Это приводит к тому, что пространство-время выглядит как наша Вселенная с низкой энергией, а не с огромной вакуумной энергией КТП. «Мы выбираем определенные модели гравитации с поведением, которое мы ищем», — продолжает он. «Энергия вакуума присутствует в нашем подходе, но она не влияет на кривизну пространства-времени. Он действительно тяготеет, но его эффект ощущается только благодаря новому гравитационному полю, которое мы ввели. При таком подходе проблема космологической постоянной становится спорной, потому что она может принимать любые значения, но ее влияние не ощущается непосредственно».

Сила модели —  которую дуэт называет «хорошо сбалансированной космологической постоянной» —  заключается в том, что в ней не нужно точно настраивать энергетические шкалы. Поскольку энергия вакуума в их моделях не влияет на кривизну пространства-времени, отдельные вклады частиц не будут влиять на красное смещение сверхновых, тем самым устраняя наблюдательное несоответствие. Следовательно, энергия вакуума в их модели может быть любой величиной, которую предсказывает КТП и физика элементарных частиц, не противореча наблюдаемым астрономическим значениям. Эта энергия может даже измениться за счет фазового перехода.

Несмотря на эту полезность, Эпплби, как и Гарсия, признает, что модель, предложенная им и Линдером, не идеальна и нуждается в доработке. «Главная проблема нашей работы заключается в том, что мы должны ввести новые гравитационные поля, которые еще не наблюдались, а кинетическая энергия и потенциал этих дополнительных полей должны принять совершенно особую форму», — говорит он. «Это открытый вопрос, можно ли включить такое поле в какую-то более фундаментальную модель квантовой гравитации».

Эпплби также отмечает, что его модель требует пересмотра ОТО, чрезвычайно успешной теории гравитации. Действительно, ОТО подтверждается множеством экспериментальных данных как здесь, на Земле, так и за пределами Млечного Пути. «Когда вы каким-то образом изменяете гравитацию, вы должны показать, что эта новая теория также может пройти те же строгие наблюдательные тесты, что и ОТО», — соглашается Эпплби. «Это трудное препятствие для любой гравитационной модели, и мы должны проводить такие проверки в будущем».

Настройка на проблему космологической постоянной

Стремление скорректировать теории гравитации для учета проблемы космологической постоянной также является подходом, который Ломбрайзер рассматривал в Женеве. «Мои исследования в этой области начались с изучения модификаций эйнштейновской теории ОТО как альтернативной движущей силы позднего ускоренного расширения нашего космоса до космологической постоянной», — объясняет Ломбрайзер. «В 2015 году я понял, что для того, чтобы модификации теории гравитации были непосредственной причиной космического ускорения, а не нарушали космологические наблюдения, скорость гравитационных волн должна была бы отличаться от скорости света. Это не звучало правильно, и я начал сосредотачиваться на других объяснениях».

Ломбризер начал исследовать идею о том, что, хотя модификации ОТО или скалярных энергетических полей могут не быть причиной непосредственного ускорения позднего времени, вместо этого они могут «настроить» космологическую постоянную для этого. «Я был удивлен, что мне даже не пришлось модифицировать уравнения Эйнштейна, чтобы решить задачу», — говорит Ломбрайзер. «Мне просто нужно было выполнить дополнительную вариацию по отношению к величине, которая уже фигурирует в уравнениях — массе Планка, которая представляет собой силу гравитационного взаимодействия».

Давать и брать Противоборствующие силы гравитации (зеленый) и темной энергии (фиолетовый) объединяются, чтобы определить расширение Вселенной. (Любезно предоставлено: NASA/JPL-Caltech)

Изменение приводит к дополнительному уравнению, которое ограничивает Λ объемом пространства-времени в наблюдаемой Вселенной ( Phys. Lett. B 797 134804). Это также объясняет, почему энергия вакуума не может свободно тяготеть. Ломбрайзер добавляет, что оценивая это уравнение ограничения с некоторыми минимальными предположениями о нашем месте в космической истории, он и его коллеги могут оценить значение, которое Λ занимает в нашем текущем космическом энергетическом балансе. Они обнаружили, что это на 70% согласуется с вкладом темной энергии, предложенным наблюдениями.

«Модель решает как старые, так и новые аспекты проблемы космологической постоянной, — объясняет Ломбрайзер. «Старая проблема энергии гравитирующего вакуума и новая проблема космического ускорения с малой космологической постоянной приводят к странному совпадению того, что нам приходится жить во времена, когда плотность энергии сравнима с плотностью космологической постоянной. Явной сильной стороной модели является ее простота».

Ломбризер также признает, что в предлагаемом им решении есть элементы, которые ошибочны или нуждаются в доработке. В частности, он указывает на то, что из-за сходства со стандартной теорией предлагаемую им модель может быть невозможно фальсифицировать. «Я думаю, что путь вперед здесь заключается в том, чтобы посмотреть, можно ли расширить этот новый подход, чтобы естественным образом объяснить другие плохо изученные явления, такие как создание естественной инфляционной фазы в ранней Вселенной», — говорит он. «Или мы можем исследовать, как механизм самонастройки возникает из взаимодействий фундаментальной теории. Это может привести к еще неизвестным явлениям, которые можно проверить в лаборатории».

«Ванильная» привлекательность космологической постоянной

Конечно, три идеи, обсуждаемые здесь, могут оказаться для всех теоретическим тупиком — слишком далеко для исследователей, привыкших к тайне космологической постоянной.

Действительно, Λ может оставаться проблемой для описания Вселенной и ее расширения на десятилетия вперед. «Эта космологическая постоянная как ванильное мороженое, очень вкусное, но какое-то скучное», — заключает Гарнавич. «Если его убрать, дом рухнет, если не будет лучшей теории, чтобы заменить его».