Наблюдения на далечни свръхнови и загадъчната отблъскваща сила, задвижваща космическото ускорение
Неочакван обрат в космическата еволюция
През по-голямата част от XX век космолозите смятаха, че разширяването на Вселената, започнало с Големия взрив, постепенно се забавя поради гравитационното привличане на материята. Основният въпрос беше дали Вселената ще се разширява вечно или в крайна сметка ще започне да се свива, в зависимост от общата плътност на масата ѝ. Но през 1998 г. два независими изследователски екипа, изследващи свръхнови от тип Ia при големи отмествания, направиха поразително откритие: вместо забавяне космическото разширяване ускорява. Това неочаквано ускорение показваше нов енергиен компонент – тъмната енергия, която съставлява около 68 % от цялата енергия на Вселената.
Присъствието на тъмната енергия коренно промени нашата космическа представа за света. То показва, че на голям мащаб действа отблъскващ ефект, който засенчва гравитацията на материята и ускорява разширяването. Най-простото обяснение е космологичната константа (Λ), отразяваща вакуумната енергия в пространство-времето. Въпреки това други теории предлагат динамично скаларно поле или екзотична физика. Макар да можем да измерим ефекта на тъмната енергия, нейната същност остава една от най-големите загадки в космологията, подчертавайки колко малко знаем за бъдещето на Вселената.
2. Доказателства за ускорение в наблюденията
2.1 Свръхнови от тип Ia като стандартни светлини
Астрономите използват свръхнови от тип Ia – експлозии на бели джуджета в двойни системи – като „стандартизирани светлини“. Тяхната максимална светимост след калибриране е сравнително постоянна, така че чрез сравняване на видимата яркост с червено отместване можем да определим космическите разстояния и историята на разширението. В края на 1990-те High-z Supernova Search Team (А. Риес, Б. Шмидт) и Supernova Cosmology Project (С. Перлмутър) установиха, че далечните свръхнови (~z 0,5–0,8) изглеждат по-бледи, отколкото се очаква, ако Вселената се забавя или е статична. Най-добре пасва ускоряващо разширение [1,2].
2.2 КМФ и изследвания на големи структури
По-нататъшните данни от WMAP и Planck сателитите за космическия микровълнов фон (КМФ) анизотропии определиха точни космически параметри, показващи, че цялата материя (тъмна + барионна) съставлява около ~31 % от критичната плътност, а останалата част (~69 %) е загадъчната тъмна енергия или „Λ“. Изследванията на големи структури (напр. SDSS), наблюдаващи барионните акустични колебания (BAO), подкрепят хипотезата за ускоряващо се разширение. Всички тези данни съвпадат, че в модела ΛCDM около 5 % от материята са бариони, ~26 % – тъмна материя и ~69 % – тъмна енергия [3,4].
2.3 Барионни акустични колебания и растеж на структури
Барионните акустични колебания (BAO), наблюдавани в разпределението на галактиките в големи мащаби, действат като „стандартна мерна линия“ за измерване на разширението във времето. Техните модели показват, че през последните ~няколко милиарда години разширението на Вселената се ускорява, поради което растежът на структурите е по-бавен, отколкото бихме очаквали само от доминиране на материята. Всички различни източници на данни сочат към един и същ извод: има ускоряващ компонент, който преодолява забавянето от материята.
3. Космологична константа: най-простото обяснение
3.1 Λ на Айнщайн и енергията на вакуума
Алберт Айнщайн през 1917 г. въвежда космологичната константа Λ, за да получи статична Вселена. Когато Хъбъл открива, че Вселената се разширява, Айнщайн се отказва от Λ, наричайки я „най-голямата си грешка“. Парадоксално, но Λ се завръща като основен кандидат за източник на ускорение: енергията на вакуума, чийто уравнение на състоянието p = -ρ c² създава отрицателно налягане и отблъскващ гравитационен ефект. Ако Λ наистина е константа, Вселената в бъдеще ще се доближава до експоненциално разширение, тъй като плътността на материята ще стане незначителна.
3.2 Размер и проблем на „Fine-tuning“
Наблюдаваната стойност на плътността на тъмната енергия (Λ) е ~ (10-12 GeV)4, а квантовата теория на полетата прогнозира много по-голяма вакуумна енергия. Този проблем на космологичната константа пита: защо измерената Λ е толкова малка в сравнение с прогнозите на Планковия мащаб? Опитвайки се да се намери какво компенсира тази огромна стойност, досега не е намерено убедително обяснение. Това е едно от най-големите предизвикателства на физиката по отношение на „fine-tuning“.
4. Динамична тъмна енергия: квинтесенция и алтернативи
4.1 Квинтесенциални полета
Вместо постоянна Λ някои учени предлагат динамично скаларно поле φ с потенциал V(φ), променящ се с времето – често наричано „квинтесенция“. Уравнението на състоянието му w = p/ρ може да се различава от -1 (както би трябвало да бъде за чиста космологична константа). Наблюденията показват w ≈ -1 ± 0,05, оставяйки възможност за леко отклонение. Ако w се променя с времето, може би ще научим за различна скорост на разширение в бъдещето. Въпреки това засега няма ясни признаци за времеви промени.
4.2 „Фантомна“ енергия или k-есенция
Някои модели позволяват w < -1 („фантомна“ енергия), водеща до „Голямото разкъсване“ (big rip), когато разширяването в крайна сметка разкъсва дори атомите. Или „k-есенция“ въвежда неконформни форми на кинетични членове. Това е спекулативно, и при оценка на данните от свръхнови, BAO и КМФ, досега нищо не е показало ясно предимство пред простата, почти постоянна Λ.
4.3 Модифицирана гравитация
Друг подход е да се промени общата теория на относителността на големи мащаби, вместо да се въвежда тъмна енергия. Например, допълнителни измерения, f(R) теории или модели на брани могат да създадат очевидно ускорение. Въпреки това е трудно да се съчетаят прецизните тестове в Слънчевата система с космическите данни. До момента нито един опит не е надминал ясно простата Λ теория в по-широкия контекст на наблюденията.
5. Въпросът „Защо точно сега?“ и проблемът на съвпадението
5.1 Космическо съвпадение
Тъмната енергия започна да доминира едва преди няколко милиарда години – защо Вселената се ускорява точно сега, а не по-рано или по-късно? Това се нарича „проблем на съвпадението“, който предполага, че може би антропният принцип („разумните наблюдатели се появяват ~по времето, когато размерите на материята и Λ са от сходен порядък“) обяснява това съвпадение. Стандартният ΛCDM не решава това сам по себе си, но го приема като част от антропния контекст.
5.2 Антропният принцип и мулти-вселени
Виени обяснява, че ако Λ беше много по-голяма, структурите нямаше да се образуват преди натрупванията на материята да попречат на ускорението. Ако Λ беше отрицателна или различна, щяха да се създадат други условия за еволюция. Антропният принцип казва, че наблюдаваме Λ точно с този размер, който позволява формирането на галактики и наблюдатели. С мулти-вселени идеите може да се твърди, че в различните „балончета“ (Вселените) важи различна стойност на вакуумната енергия, а ние се намираме именно в тази поради благоприятните условия.
6. Перспективи за бъдещето на Вселената
6.1 Вечен ускорител?
Ако тъмната енергия наистина е постоянна Λ, Вселената в бъдеще ще претърпи експоненциално разширение. Галактиките, които не са гравитационно свързани (не принадлежащи на местната група), ще се отдалечат отвъд нашия космологичен хоризонт, постепенно „изчезвайки“ от зрителното поле и оставяйки ни в „солената Вселена“, където ще останат само местните слети галактики.
6.2 Други сценарии
- Динамична квинтесенция: ако w > -1, разширението ще бъде по-бавно от експоненциалното, близко до състоянието на де Ситър, но не толкова силно.
- Фантомна енергия (w < -1): Може да завърши с „Голямото разкъсване“, когато разширението надвиши дори свързването на атомите помежду им. Настоящите данни донякъде противоречат на силния „фантомен“ сценарий, но не изключват малко w < -1.
- Вакуумно разпадане: Ако вакуумът е само метастабилен, той може внезапно да премине в състояние с по-ниска енергия – това би било съдбоносно явление за физиката. Но засега това са само спекулации.
7. Настоящи и бъдещи изследвания
7.1 Изключително точни космологични проекти
Проекти като DES (Dark Energy Survey), eBOSS, Euclid (ESA) или бъдещата обсерватория Vera C. Rubin (LSST) ще изследват милиарди галактики, ще измерват историята на разширението чрез свръхнови, BAO, слабо лещиране и растеж на структури. Очаква се да се определи параметърът на уравнението на състоянието w с точност до ~1%, за да се провери дали наистина е равен на -1. Ако бъде отклонение на w, това ще свидетелства за динамична тъмна енергия.
7.2 Гравитационни вълни и мултисигнална астрономия
В бъдеще откриването на гравитационни вълни от стандартни „сирени“ (сливания на неутронни звезди) ще позволи самостоятелно измерване на космическото разстояние и разширение. В съчетание с електромагнитни сигнали това ще уточни още повече еволюцията на тъмната енергия. Също така измерванията на 21 см лъчи в епохата на космическата зора могат да помогнат за изследване на разширението на по-големи разстояния и да увеличат нашето знание за поведението на тъмната енергия.
7.3 Теоретични пробиви?
Може да успеем да решим проблема с космологичната константа или да открием микрофизичната основа на квинтесенцията, ако се развият перспективите на квантовата гравитация или теорията на струните. Също така нови принципи на симетрия (напр. суперсиметрия, която за съжаление все още не е открита в LHC) или антропни аргументи могат да обяснят защо тъмната енергия е толкова малка. Ако бъдат открити „възбуждания на тъмната енергия“ или допълнителна „пета сила“, това напълно би променило нашето разбиране. За момента, за съжаление, наблюденията не подкрепят това.
8. Заключение
Тъмната енергия е една от най-големите загадки в космологията: отблъскващата компонента, отговорна за ускоряващото се разширение на Вселената, неочаквано открита в края на XX век при изследване на отдалечени свръхнови тип Ia. Множество допълнителни данни (КМФ, БАО, лещиране, растеж на структурата) потвърждават, че тъмната енергия съставлява около 68–70 % от енергията на Вселената, според стандартния ΛCDM модел. Най-простият вариант е космологичната константа, но тя поставя предизвикателства като проблема с космологичната константа и въпроси за „съвпадението“.
Тези идеи (квинтесенция, модифицирана гравитация, холографска концепция) все още са доста спекулативни и нямат толкова добре проверено емпирично съответствие като почти стабилната Λ. Бъдещите обсерватории – Euclid, LSST, Roman Space Telescope – през следващите години значително ще уточнят нашите знания за уравнението на състоянието и може да изяснят дали скоростта на ускорение се променя с времето или съдържа улики за нова физика. Разгадаването на това какво е тъмната енергия не само ще определи съдбата на Вселената (дали тя ще се разширява вечно, ще настъпи „голямото разкъсване“ или други крайни състояния), но и ще помогне да разберем как квантовите полета, гравитацията и самото пространство-време се съчетават помежду си. Следователно решаването на загадката на тъмната енергия е ключова стъпка в космическата детективска история, разказваща как Вселената се развива, съществува и може би в крайна сметка изчезва от нашия поглед, ускорявайки космическото разширение.
Връзки и допълнително четене
- Riess, A. G., et al. (1998). „Наблюдателни доказателства от свръхнови за ускоряваща се вселена и космологична константа.“ The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Perlmutter, S., et al. (1999). „Измервания на Ω и Λ от 42 свръхнови с висок червен отместване.“ The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
- Planck Collaboration (2018). „Резултати от Planck 2018. VI. Космологични параметри.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Weinberg, S. (1989). „Проблемът с космологичната константа.“ Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
- Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). „Тъмната енергия и ускоряващата се вселена.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.