Sötét energia

A kozmológiában , a sötét energia vagy a sötét energia ( sötét energia in English ) egyik formája az energia hipotetikus töltés egyenletesen az egész Univerzum , és egy nyomással negatív, úgy viselkedik, mint egy ereje gravitációs taszítás. A sötét energia létezésére különféle asztrofizikai megfigyelések magyarázatához van szükség , ideértve az Univerzum gyorsuló tágulását, amely a XXI . Század fordulóját észlelte .

A nagyon kis sűrűség ellenére ( 10–29 g / cm 3 nagyságrendű ) a sötét energia az Univerzum egyik fő alkotóeleme, amely az Univerzum teljes energiasűrűségének körülbelül 68% -át teszi ki. Ennek természete ma ismeretlen. Lehet, hogy egyszerűen az általános relativitáselmélet által kiváltott kozmológiai állandó értéke nem nulla. Vannak más hipotézisek, amelyek vagy az anyag más modellezéséhez vezetnek ( kvintesszencia , k-lényeg , az anyag és a sötét energia egységes modelljei), vagy a gravitáció más modellezéséhez vezetnek (f gravitációs f (R), mezők skalárjai , branáris kozmológia ). A választás ezek között a különböző hipotézisek alapvetően függ a korlátok által előidézett megfigyelés, különösen az la típusú szupernóvák , a kozmológiai diffúz háttérben , vagy a akusztikus rezgések a barionok .

A sötét energiát nem szabad összekeverni a sötét anyaggal, amely éppen ellenkezőleg, nem tölti ki egységesen az Univerzumot, és amely normálisan (vonzó erők) kölcsönhatásba lép a gravitációval.

A sötét energia koncepció születése

A sötét energia kifejezést Huterer és Turner egy cikkében idézte először 1998-ban, néhány hónappal az Univerzum gyorsuló tágulásának felfedezése után . Az 1990-es évek végén a műholdak és a távcsövek lehetővé tették a távoli szupernóvák és a mikrohullámú fosszilis sugárzás nagyon pontos mérését . Számos megfigyelt jellemző, különösen az Univerzum tágulásának gyorsulása arra enged következtetni, hogy valóban van egyfajta energia ( sötéten megkeresztelve ), amelynek egyik fő jellemzője az lenne, hogy negatív nyomást gyakoroljon rá , amit visszataszító gravitációs erőként viselkedik .

Visszataszító jellege miatt a sötét energia inkább felgyorsítja az Univerzum tágulását , mint lassul, csakúgy, mint a "normál" mező . Egy gyorsuló Világegyetem pontosan az, amit látunk, amikor a legtávolabbi szupernóvákat figyeljük meg. Figyelemre méltó, hogy ezek a megfigyelések jelzik, hogy a sötét energiának az Univerzum teljes energiasűrűségének körülbelül 70% -át kell képviselnie.

De az Univerzum gyorsíthatatlan, láthatatlan és diffúz komponensének gondolata régebbi.

Történelmileg, az egyetlen (feltételezett) energia formájában viselkedik, mint a sötét energia volt a kozmológiai állandó , javasolt egy másik kontextusban, Albert Einstein a 1916 , és az egyetlen modell segítségével a sötét energia ténylegesen használt kozmológiai állandó. Einstein kezdeti motivációja azonban távol állt azoktól, akik a sötét energia iránti érdeklődést ösztönzik. Valójában 1916-ban , amikor az Univerzum tágulása nem volt ismert, Albert Einstein úgy vélte, hogy az Univerzumnak statikusnak kell lennie, ezért új erőt kellett bevezetnie, amely szembeszáll a gravitációs vonzattal. Az ideális jelöltet a kozmológiai állandóval találták meg, amely lehetővé tette, hogy bizonyos nagyon meghatározott körülmények között pontosan ellensúlyozzák a gravitációs erő vonzó hatását.

Csak sokkal később, 1988-ban , Jim Peebles és Bharat Ratra asztrofizikusok javasoltak egy másik sötét energia modellt, amelyet később kvintesszenciának neveztek . A sötét energia iránti érdeklődés csak az 1990-es évek végén indult el , amikor a sötét energia valóságát kiemelte az Univerzum tágulásának felgyorsulása . Ezt követően más modellt javasoltunk, amelyek közül a fantom energiát , a K-lényege , és a gáz a Chaplyguine (a) . Mindegyiknek ugyanaz a lényeges jellemzője, hogy kellően negatív nyomással bír ahhoz, hogy legalább minőségileg meg tudja magyarázni az Univerzum tágulásának gyorsulását.

A témával kapcsolatos jelenlegi asztrofizikai kutatások fő célja az Univerzum tágulásának történetének pontos mérése annak meghatározása érdekében, hogy a tágulás hogyan változik az idő függvényében, és levezethetők a sötét energia tulajdonságai, különösen annak állapotegyenlete .

Sötét energia természet

A sötét energia pontos jellege nagyrészt spekuláció kérdése. Egyes fizikusok úgy vélik, hogy a sötét energia lenne energiája kvantum vákuum mintájára a kozmológiai állandó az általános relativitáselmélet , a nagysága feltételezték Albert Einstein mielőtt azt néhány évvel később, mint a „fő tudományos hiba”. Ez a legegyszerűbb magyarázat, és egy kozmológiai konstans kifejezés azt jelenti, hogy a sötét energia sűrűsége egyenletes és állandó az egész Univerzumban, változhatatlan az idővel. Ezt az alakot vezette be Einstein, és ez az alak összhangban áll a Világegyetem jelenlegi megfigyeléseinkkel. Ha a sötét energia valóban ezt a formát ölti, az azt jelenti, hogy ez az Univerzum alapvető tulajdonsága.

Más hipotéziseket vetettek fel. Így a sötét energiát ismeretlen részecskék megléte indukálhatja . Ezeket a modelleket kvintesszenciálisnak nevezzük . Egyes elméletek szerint ezek a részecskék elegendő mennyiségben jöttek létre az ősrobbanás során, hogy kitöltsék az összes teret. Ha azonban ez a helyzet állna fenn, akkor azt várnánk tőlük, hogy a klasszikus anyaggal megegyező módon csoportosuljanak, és megfigyeljék a sűrűség változásait az idő függvényében. Bizonyítékot nem figyeltek meg, de a megfigyelések pontossága nem teszi lehetővé ennek a hipotézisnek a kizárását. Ez a fajta hipotézis azonban nagyon közel áll az éter elavult elméleteihez , pontosan azért hagyták el, mert feltételezték az egész Univerzumot kitöltő maszkos anyag létét.

A sötét energia másik megközelítése az, hogy az Einstein-egyenlet részeként kozmológiai állandó nélkül figyelembe vesszük a struktúrák kialakulásának legújabb korai inhomogén görbületét, ellentétben azzal a homogén megközelítéssel, amely egységes térbeli görbületet ír elő az Univerzum megfigyelésének értelmezésére. amelyben nyilvánvalóak a nagy üregek és a kozmikus háló. Az inhomogén kozmológia ezen megközelítése mindenekelőtt az Einstein-egyenlet pontos inhomogén kozmológiai megoldásait és a skaláris eszközök megközelítését foglalja magában. Ebben az esetben a sötét energia az extragalaktikus megfigyelések túlságosan leegyszerűsített értelmezésének műve lenne, nem igényel új skalármezőt vagy az Einstein-egyenlet módosítását.

Kozmológiai állandó

A sötét energia lehet a kozmológiai állandóval közvetlenül összefüggő fogalom . Ez utóbbi a "módosított" Einstein-egyenlet második tagjában jelenik meg : . $\ Lambda$ $G _ {{\ alpha \ beta}} = 8 \ pi T _ {{\ alpha \ beta}} + \ Lambda g _ {{\ alpha \ beta}}$

Ezt az állandót Albert Einstein tette hozzá primitív egyenletéhez, hogy az statikus univerzumot modellezhessen (később be fogják bizonyítani, hogy Einstein statikus univerzuma instabil). Bevezet egyfajta energiát ( állandó skaláris mezőt ), amely jelen van a tér-idő időbeli folytonosság bármely pontján, amely megfelelő előjel és érték megválasztásával szembeszállhat a gravitációval és módosíthatja az "Univerzum méretének" evolúciós profilját. (skála tényező az FLRW metrikában ).

Az Univerzum tágulásának felfedezése során ( vö. Edwin Hubble ) Einstein tagadta ezt a szemölcsöt („ életem legkézenfekvőbb hibája ”) az eredeti ( esztétikusabbnak) tekintett egyenlet mellett. összhangban az akkori megfigyelésekkel. Az 1980-as évekig a kozmológiai állandót többé-kevésbé figyelmen kívül hagyták a "hagyományos" kozmológiában. $\ Lambda$

Valójában ez a "hiba" nem biztos, hogy a kozmológiai állandó a sötét energia problémájának egyik legegyszerűbb és legtermészetesebb megoldásának tűnik. Egy kozmológiai modell integrálja a kozmológiai állandót, mint sötét energiát: a ΛCDM modell , amelyet egyre inkább a kozmológusok működő modelljeként alkalmaznak.

Ez a megoldás azonban nem szükséges (bár továbbra is lehetséges) a következő okok miatt:

A kozmológiai állandó története Einstein óta egyelőre ugyanaz: egy ad hoc állandó hozzáadva mesterségesen, hogy megmagyarázza a megfigyeléseket vagy az Univerzum feltételezett állapotát, és amelyet végül elvetettek.
A részecskefizika szempontjából a kozmológiai állandó a vákuum energiasűrűségeként jelenik meg . Ennek az energiasűrűségnek a standard modell segítségével történő kiszámítása azonban egy nagyságrendű gigantikus értéket ad , míg a kozmológiai állandó várható értéke rendkívül alacsony . Ez az elméleti érték és a mért érték közötti, több mint 120 nagyságrendű különbség nem szerepel. Nincs magyarázat vagy fizikai térelmélet, amely alacsony, nulla értéket nem adna a vákuumenergiának. ${\ displaystyle \ rho _ {empty} = 10 ^ {74} GeV ^ {4}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {\ Lambda} = 10 ^ {- 47} GeV ^ {4}}$

Ha a részecskefizika teljes szuperszimmetriáját bevisszük , akkor a vákuum energiasűrűsége pontosan nulla, az egyes bozonok hozzájárulását szuperszimmetrikus fermionja megsemmisíti, és fordítva. Az Univerzum jelenlegi állapota azonban megfelel egy "törött" szuperszimmetria állapotnak , amely ezután a vákuumenergia kiszámításához ismét nagyobb értéket ad a vártnál, bár kisebb, mint a standard modell (a sorrendje helyett ).

10 ^ {{41}}

10 ^ {{120}}

Ez a nagyságrendbeli különbség a kozmológiai állandó finom beállítását is magában foglalja . Ennek biztosan meg kell egyeznie egy bizonyos értékkel, közel, hogy az Univerzum evolúciója meg tudja adni aktuális állapotát. Tudományosan nehéz elfogadni egy kozmológiai paraméter önkényes rögzítését ilyen pontossággal, elméleti alapok nélkül. $10 ^ {{- 123}}$
A sötét energia értékének az idő múlásával szigorúan állandónak kell maradnia. Ez a pont még nincs megállapítva. A megfigyelések a következő nagyságrendű sötét energiasűrűséget jelentik , az Univerzum tágulásának skálafaktorával, n értéke nulla, és nulla értékkel egyenlő (és lehet, hogy egyenlő nullával (így konstansot ad). Ezenkívül a vákuum energiája kvantumingadozásoknak van kitéve, míg a kozmológiai állandó alapvetően és szigorúan állandó. $\ rho _ {{\ Lambda}} \ kb a ^ {{- n}}$

Ezek az okok arra késztetik a tudósokat, hogy a sötét energia más modelljeit keressék, amelyek nulla értéket hagynak a kozmológiai állandó számára.

Más modellek

A sötét energiaminták a kozmológiai állandón kívül négy fő osztályba sorolhatók. Az első két osztály feltételezi, hogy a gravitációt az általános relativitáselmélet helyesen írja le, és új szabadságfokokat vezet be a standard modellhez képest .

A osztály: olyan modellek, ahol a gyorsulást új fizikai mezők , vagy - ami ugyanaz - új részecskék hatásai befolyásolják . Ezek az új mezők nincsenek összekapcsolva, és nem lépnek kölcsönhatásba normál vagy sötét anyaggal, vagy fotonokkal. Az ebbe a kategóriába tartozó modellek közé tartozik többek között a kvintesszenciális , a k-benzin és a Chaplygin-gáz .
B osztály: ezek a modellek új mezőket is bevezetnek, nagyon gyengék, hogy ne változtassák meg jelentősen az Univerzum tágulási sebességét, de amelyek fotonokhoz kapcsolhatók. Ezeknek a modelleknek a célja a szupernóvák fényének gyengülését nem az Univerzum tágulásának gyorsulásával, hanem a megfigyeléseket befolyásoló mező összekapcsolásával magyarázni. Például a foton-axion oszcilláció elmélete , amely azt feltételezi, hogy a fény a távolsággal gyengül a fotonok láthatatlan tengelyekké történő oszcillációjával .

A másik két osztály módosítja az általános relativitáselméletet:

C osztály: ezek a modellek új mezőket vezetnek be, erősen párosulva a standard modell mezőivel, amíg a normál anyagban nem uralkodnak. Ez az erős összekapcsolás magában foglalja az általános relativitásegyenletek módosítását és / vagy bizonyos alapvető állandók értékeinek megváltoztatását a gravitáció hatásainak leírására. Ezek a modellek tartalmazzák az f (R) gravitációs vagy kvintesszenciális kiterjesztett modelleket, és mindazokat, amelyek erősen összekapcsolt skaláris mezőket tartalmaznak.
D osztály: ezek a modellek az általános relativitáselmélet drasztikus módosítását vezetik be, a gravitonok több típusával, a végtelenségig . Ezek a modellek további méretekkel, multigravitációval vagy szimulált gravitációjú branar modelleket tartalmaznak.

Következmények az Univerzum sorsára

Ha továbbra is a sötét energia uralja az Univerzum energiamérlegét, akkor a tér megfigyelt tágulása tovább gyorsul. Azok a struktúrák, amelyek nem kapcsolódnak gravitációhoz, végül a fénynél nagyobb látszólagos sebességgel távolodnak el egymástól. Így ez a gyorsulás végső soron megakadályoz bennünket abban, hogy az Univerzum ma látható nagy részeit megfigyeljük; a kozmológiai horizont , ahelyett, visszahúzódó, végül közelebb hozzánk.

Ha a sötét energia sűrűsége nem növekszik, akkor a gravitáció által összekapcsolt rendszerek, például galaxisok vagy bolygórendszerek létét nem fenyegetik. Tehát a Naprendszer vagy a Tejút lényegében ugyanaz marad, mint ma, míg az Univerzum többi része, a helyi szuperklaszterünkön túl, úgy tűnik, folyamatosan visszahúzódik.

Másrészt, ha a sötét energia az idő múlásával növekszik, akkor egy Big Rip típusú forgatókönyvbe kerülünk , ahol az Univerzum összes anyaga egészen atomjaig szétesik, végtelen és teljesen üres Univerzumot hagyva maga után.

Végül a sötét energia hígulhat az idő múlásával, vagy akár meg is fordulhat. A megfigyelések bizonytalansága nyitva hagyja az ajtót annak a ténynek, hogy a gravitáció egy nap uralhatja az Univerzumot, amely aztán önmagával összehúzódik és eltűnik egy nagy összeomlásban . Ezt a forgatókönyvet mindazonáltal a legkevésbé valószínűnek tartják.

Ban ben 2004. május , a kiadvány a 26 távoli galaxishalmaz távolságát mérő Chandra műholddal végzett munka megerősíteni látszik, hogy a terjeszkedés 6 milliárd évvel ezelőtt kezdett felgyorsulni, és a sötét energia látszólag állandó marad, vagy nagyon lassan változik. Ezek az eredmények azonban nem egyeznek az XMM-Newton európai műhold eredményeivel .

Ez összhangban van egy kozmológiai állandó létezésével, és nagyon valószínűtlenné teszi a Big Crunch forgatókönyvet .

Egyéb hipotézisek

2017-ben André Maeder , a Genfi Egyetem (UNIGE) javasolta egy új hipotézis figyelembe vételét, a "vákuum léptékének változatlansága" néven. A modell első tesztjei látszólag megerősítik a megfigyeléseket. Az új modell - ha beigazolódik - sötét anyag és energia nélkül járna.

Univerzum modellek sötét energia nélkül

2019-ben egy tanulmány kimutatta, hogy ha a sötét anyag viszkózus és képes egymással kölcsönhatásba lépni, akkor a sötét energiához kapcsolódó hatásokat anélkül számolja fel, hogy feltételezné annak létezését.

A világegyetem tágulásának gyorsulásának megkérdőjelezése

Egyes tudósok feltételezik, hogy az Univerzum gyorsuló tágulása, amely a sötét energia fogalmának megalkotását ösztönözte, valójában megfigyelési torzítás eredménye lehet. De ezt a tanulmányt cáfolta egy újbóli elemzés2020 május egy másik csapat által.

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

Abszolút értelemben nagyon alacsony, még a csillagközi anyagéhoz képest is .
sötét energiát tömegegységekben számszerűsítik Einstein tömeg-energia egyenértékűségével ( ), de nem anyagból képződik, és definíciója szerint nincs saját tömege. ${\ displaystyle E = m \, c ^ {2}}$

Hivatkozások

D. Huterer, MS Turner kilátásai tapintási Sötét Energia keresztül szupernóva távolság mértékek Phys. fordulat. D 60 (1999)
Krasinski, A., Inhomogén kozmológiai modellek , (1997) Cambridge UP, ( ISBN 0-521-48180-5 )
Thomas Buchert , „ Sötét energia a struktúrából: állapotjelentés ”, Általános relativitáselmélet és gravitáció , vol. 40,2008, P. 467 ( DOI 10.1007 / s10714-007-0554-8 , Bibcode 2008GReGr..40..467B , arXiv 0707.2153 , online olvasás )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley és David L. Wiltshire : „ Van bizonyíték hogy az inhomogenitások visszareagálása lényegtelen a kozmológiában? », Klasszikus és kvantumgravitáció , Fizikai Intézet , vol. 32,2015. október 13, P. 215021 ( DOI 10.1088 / 0264-9381 / 32/21/215021 , Bibcode 2015CQGra..32u5021B , arXiv 1505.07800 , online olvasás )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley és David L. Wiltshire : „ Az univerzum inhomogén. Számít? » , A CQG + -on , Fizikai Intézet ,2016. január 20(megtekintés : 2016. január 21. )
L. Patantonopoulos: A láthatatlan univerzum, a sötét anyag és a Dark Energy Springer (2007) p. 236-238
J.F Hawley, KA Holcomb Fundations of Modern Cosmology Oxford University Press, 2005, pp. 472-473
J.P. Uzan sötét energiája, a gravitáció és a kopernikuszi elv , a sötét energia megfigyelési és elméleti megközelítésében , Cambridge University Press, 2010
Cskasi (2002) Phys. fordulat. Lett. 88 , 161302, Deffayet és mtsai. (2002) Phys Rev. D 66 , 0435172002
" Sötét anyag és sötét energia megkérdőjeleződik - Sajtóközlemények - UNIGE " , a www.unige.ch oldalon (hozzáférés : 2018. január 8. )
" Egy genfi professzor megkérdőjelezi a sötét anyagot ", Le Temps ,2017. november 22( online olvasás , konzultáció 2018. január 8 - án )
(in) Abhishek Atreyaa, R Bhattb Jitesh Kumar és Arvind Mishrab, " Viszkózus, egymással kölcsönhatásban lévő sötét anyag kozmológia a kis vöröseltolódáshoz " , Journal of Cosmology and Astroparticle Physics (in) ,2019. február 20( DOI 10.1088 / 1475-7516 / 2019/02/045 , olvassa el online )
(in) Jacques Colin, Roya Mohayaee Mohamed Rameez és Subir Sarkar, " Bizonyítékok a kozmikus gyorsulás anizotropiájára " , Csillagászat és asztrofizika , vol. 631,2019 november( online előadás , online olvasás ), szabad hozzáférés.
(in) David Rubin és Jessica Heitlauf, " Az univerzum tágulását felgyorsítása? Az összes jel továbbra is Igen-re mutat: A helyi dipólus anizotropia nem magyarázhatja a sötét energiát ” , The Astrophysical Journal , vol. 894,2020 május( online előadás , online olvasás ).

Lásd is

Bibliográfia

(en) Paul Preuss, a BOSS kvazárok segítségével vizsgálja a sötét energiát a múltban 11,5 milliárd évig , DOE Pulse, n ° 378, 2012-12-17
en) Matarrese, Colpi, Gorini, Moschella , Sötét anyag és sötét energia: A modern kozmológia kihívása , Springer,2011 :

(en) Luca Amendola , Sötét energia: elmélet és megfigyelések , Cambridge University Press ,2010 :

o. 427
o. 1
p. 3

Kapcsolódó cikkek