Kaugete supernoovade vaatlemine ja salapärane tõrjuv jõud, mis ajendab kosmilist kiirendust
Kosmilise evolutsiooni ootamatu pööre
Suure osa 20. sajandist arvasid kosmoloogid, et Universumi laienemine, mis algas Suure Paugu ajal, aeglustub lõpuks aine gravitatsioonilise tõmbe tõttu. Keskne küsimus oli, kas Universum laieneb igavesti või hakkab lõpuks kokku tõmbuma, sõltuvalt selle kogu massitihedusest. Kuid 1998. aastal tegid kaks sõltumatut uurimisrühma, uurides Ia tüüpi supernoovasid suurte punanihetega, hämmastava avastuse: aeglustumise asemel kosmiline laienemine kiireneb. See ootamatu kiirenemine näitas uut energia komponenti – tumeda energiat, mis moodustab umbes 68 % kogu Universumi energiast.
Tumedate energia olemasolu on põhimõtteliselt muutnud meie kosmilist maailmapilti. See näitab, et suures mahus toimib tõrjuv efekt, mis varjutab aine gravitatsiooni, mistõttu laienemine kiireneb. Lihtsaim seletus on kosmoloogiline konstant (Λ), mis peegeldab vaakumi energiat aegruumi. Kuid teised teooriad pakuvad dünaamilist skalaarvälja või eksootilist füüsikat. Kuigi suudame mõõta tumeda energia mõju, jääb selle olemus kosmoloogias üheks suurimaks mõistatuseks, rõhutades, kui palju me Universumi tuleviku kohta veel ei tea.
2. Kiireneva laienemise tõendid vaatlustes
2.1 Ia tüüpi supernoovad kui standardlaternad
Astronoomid kasutavad Ia tüüpi supernoovasid – plahvatavaid valgete kääbuste kaheastmelistes süsteemides – kui „standardiseeritud laternaid“. Nende maksimaalne heledus pärast kalibreerimist on üsna konstantne, nii et võrreldes nähtavat heledust punanihega saame määrata kosmilisi kaugusi ja laienemise ajalugu. 1990. aastate lõpus tuvastasid High-z Supernova Search Team (A. Riess, B. Schmidt) ja Supernova Cosmology Project (S. Perlmutter), et kauged supernoovad (~z 0,5–0,8) näivad tugevamalt nõrgemad, kui oodatud, kui universum aeglustuks või oleks stabiilne. Parim sobivus on kiirenev laienemine [1,2].
2.2 KMF ja suurte struktuuride uuringud
Edasised WMAP ja Plancki satelliidi kosmilise mikrolaine tausta (KMF) anisotroopia andmed määrasid täpsed kosmilised parameetrid, mis näitavad, et kogu aine (pime + baariooniline) moodustab vaid ~31 % kriitilisest tihedusest, ülejäänud (~69 %) moodustab salapärane pime energia ehk „Λ“. Suurte struktuuride uuringud (nt SDSS) baariooniliste akustiliste võnkumiste (BAO) kaudu toetavad kiireneva laienemise hüpoteesi. Kõik need andmed ühtivad, et ΛCDM mudelis on umbes 5 % ainest baarioonid, ~26 % pime aine ja ~69 % pime energia [3,4].
2.3 Baarioonilised akustilised võnkumised ja struktuuride kasv
Baarioonilised akustilised võnkumised (BAO), mida täheldatakse galaktikate jaotuses suurtes mõõtkavades, toimivad kui „standardskaala“ universumi laienemise mõõtmisel erinevatel aegadel. Nende mudelid näitavad, et viimase ~mõne miljardi aasta jooksul universumi laienemine kiireneb, mistõttu struktuuride kasv on aeglasem, kui võiks eeldada ainult aine domineerimise põhjal. Kõik erinevad andmeallikad näitavad sama järeldust: on olemas kiirendav komponent, mis ületab aine pidurduse.
3. Kosmoloogiline konstant: lihtsaim seletus
3.1 Einsteini Λ ja tühja ruumi energia
Albert Einstein tutvustas 1917. aastal kosmoloogiline konstant Λ, et saada staatiline universum. Kui Hubble avastas, et universum laieneb, loobus Einstein Λ-st, nimetades seda „suurimaks eksimuseks“. Paradookselt naasis Λ kui peamine kandidaat kiirenemise allikaks: tühja ruumi energia, mille olekuvõrrand p = -ρ c² tekitab negatiivse rõhu ja tõrjub gravitatsiooni mõju. Kui Λ on tõepoolest konstantne, läheneb universum tulevikus eksponentsiaalsele laienemisele, kuna aine tihedus muutub ebaoluliseks.
3.2 Suurus ja „Fine-tuning“ probleem
Täheldatud tumeda energia (Λ) tihedus on ligikaudu ~ (10-12 GeV)4, samas kui kvantväljade teooria prognoosib palju suuremat vaakumenergiat. See kosmoloogilise konstandi probleem küsib: miks mõõdetud Λ on nii väike võrreldes Plancki skaala prognoosidega? Püüdes leida, mis kompenseerib seda tohutut hulka, pole seni leitud veenvat seletust. See on üks suurimaid füüsika „fine-tuning“ väljakutseid.
4. Dünaamiline tume energia: kvintessents ja alternatiivid
4.1 Kvintessentsiaalsed väljad
Püsiva Λ asemel pakuvad mõned teadlased dünaamilist skalaarvälja φ potentsiaaliga V(φ), mis muutub ajas – sageli nimetatakse seda „kvintessentsiks“. Selle olekuvõrrand w = p/ρ võib erineda -1-st (nagu peaks olema puhtal kosmoloogilisel konstantil). Vaatlused näitavad w ≈ -1 ± 0,05, jättes ruumi väikesele kõrvalekaldele. Kui w muutuks ajas, võiksime ehk tulevikus teada saada teisest laienemiskiirusest. Kuid seni pole mingeid kindlaid ajutise muutuse märke nähtud.
4.2 „Fantoom“ energia või k-essentsia
Mõned mudelid lubavad w < -1 („fantoom“ energia), mis viib „Suurte rebendini“ (big rip), kus laienemine lõpuks rebib laiali isegi aatomid. Või „k-essentsia“ tutvustab mitte-konformseid kineetilisi liikmeid. See on spekulatiivne ning supernoovade, BAO ja KMF andmete hindamisel pole keegi seni näidanud selget eelist lihtsa, peaaegu konstantsena püsinud Λ ees.
4.3 Muudetud gravitatsioon
Teine lähenemine on muuta üldist relatiivsusteooriat suurtes mõõtkavades, mitte lisada tumedat energiat. Näiteks täiendavad dimensioonid, f(R) teooriad või branimaailmade mudelid võivad tekitada nähtava kiirenduse. Kuid Päikesesüsteemi täpsustestide ja kosmiliste andmete kooskõlastamine on keeruline. Seni pole ükski katse selgelt ületanud lihtsat Λ teooriat laiemas vaatluskontekstis.
5. Küsimus „Miks just nüüd?“ ja kokkusattumise probleem
5.1 Kosmiline kokkusattumus
Tume energia hakkas domineerima alles paar miljardit aastat tagasi – miks universum kiireneb just nüüd, mitte varem või hiljem? Seda nimetatakse „kokkusattumise probleemiks“, mis pakub, et ehk antroopiline printsiip („targad vaatlejad tekivad umbes siis, kui aine ja Λ suurused on sarnase järjekorraga“) seletab seda kokkusattumist. Standardne ΛCDM seda iseenesest ei lahenda, kuid võtab selle osa antropilisest kontekstist.
5.2 Antroopiline printsiip ja mitme universumi kontseptsioon
Mõned selgitavad, et kui Λ oleks palju suurem, ei moodustuks struktuurid enne, kui kiirendust takistavad aine kogunemised. Kui Λ oleks negatiivne või erinev, kujuneksid välja teistsugused evolutsioonitingimused. Antroopiline printsiip ütleb, et me vaatleme Λ just sellise suurusega, mis võimaldab galaktikate ja vaatlejate tekkimist. Mitme universumi ideedega võib väita, et erinevates "mullides" (universumites) kehtib erinev vaakumenergia suurus ning meie sattusime just sellesse tingimuste tõttu.
6. Universumi tuleviku perspektiivid
6.1 Igavene kiirenemine?
Kui tumeenergia on tõepoolest konstantne Λ, kogeb Universum tulevikus eksponentsiaalset laienemist. Galaktikad, mis ei ole gravitatsiooniliselt seotud (ei kuulu kohaliku rühma hulka), kaugenevad meie kosmoloogilise horisondi taha, lõpuks „kaovad“ vaateväljast ja jätavad meid „saare Universumis“, kus jäävad alles vaid kohalikud ühendatud galaktikad.
6.2 Muud stsenaariumid
- Dünaamiline kvintessents: kui w > -1, on laienemine aeglasem kui eksponentsiaalne, lähedane de Sitteri olekule, kuid mitte nii tugev.
- Fantoomenergia (w < -1): Võib lõppeda „Suurte rebendiga“, kui laienemine ületab isegi aatomite omavahelise sideme. Praegused andmed on tugeva „fantoomi“ stsenaariumi suhtes mõnevõrra vastuolulised, kuid ei välista väikest w < -1.
- Vakuumi lagunemine: Kui vakuum on vaid metastabiilne, võib see järsult minna madalama energiataseme olekusse – see oleks füüsika kontekstis saatuslik nähtus. Kuid seni on see vaid spekulatsioon.
7. Praegused ja tulevased uuringud
7.1 Väga täpsed kosmoloogilised projektid
Sellised projektid nagu DES (Dark Energy Survey), eBOSS, Euclid (ESA) või tulevane Vera C. Rubin (LSST) observatoorium uurivad miljardeid galaktikaid, mõõdavad laienemise ajalugu supernoovade, BAO, nõrga läätsestamise ja struktuuri kasvuga. Oodatakse, et olekuvõrrandi parameeter w määratakse kuni ~1% täpsusega, et kontrollida, kas see on tõepoolest -1. Kui leitakse w kõrvalekalle, viitab see dünaamilisele tumeenergiale.
7.2 Gravitatsioonilained ja mitmesignaaliline astronoomia
Tulevikus võimaldab gravitatsioonilainete avastamine standardsetest „sireenidest“ (neutronitähtede kokkupõrked) iseseisvalt mõõta kosmilist kaugust ja laienemist. Kooskõlas elektromagnetiliste signaalidega täpsustab see veelgi tumeenergia evolutsiooni. Samuti võivad 21 cm lainepikkuse mõõtmised kosmilise koidiku perioodil aidata uurida laienemist suurematel kaugustel ja suurendada meie teadmisi tumeenergia käitumisest.
7.3 Teoreetilised läbimurded?
Kosmoloogilise konstandi probleemi lahendamine või mikrofüüsikalise kvintessentsi aluse avastamine võib õnnestuda, kui arenevad kvantgravitatsiooni või keerdteooria perspektiivid. Samuti võivad uued sümmeetria printsiibid (nt supersümmeetria, mida kahjuks LHC-s seni ei ole avastatud) või antropilised argumendid seletada, miks tumeenergia on nii väike. Kui avastataks „tumeenergia ergastused“ või täiendav „viies jõud“, muudaks see täielikult meie arusaama. Seni pole vaatlustel selleks kahjuks tõendeid.
8. Kokkuvõte
Tumeenergia on üks suurimaid mõistatusi kosmoloogias: tõrjuv komponent, mis vastutab universumi kiireneva laienemise eest, mis avastati ootamatult 20. sajandi lõpus kaugete Ia tüüpi supernoovade uurimisel. Paljud täiendavad andmed (KMF, BAO, kõverdamine, struktuuri kasv) kinnitavad, et tumeenergia moodustab ~68–70 % universumi energiast, tuginedes standardsele ΛCDM mudelile. Lihtsaim variant on kosmoloogiline konstant, kuid see tekitab selliseid väljakutseid nagu kosmoloogilise konstandi probleem ja „kokkusattumise“ küsimused.
Kitsad ideed (kvintessents, muudetud gravitatsioon, holograafiline kontseptsioon) on endiselt üsna spekulatiivsed ega oma nii hästi kontrollitud empiirilist vastet nagu peaaegu stabiilne Λ. Järgmised observatooriumid – Euclid, LSST, Roman Space Telescope – täpsustavad meie teadmisi olekuvõrrandi kohta lähiaastatel oluliselt ning võivad selgitada, kas kiirenduskiirus aja jooksul muutub või vihjab uuele füüsikale. Tumeenergia olemuse mõistmine ei määra mitte ainult universumi saatust (kas lõputu laienemine, „suur rebend“ või muud lõppseisundid), vaid aitab ka mõista, kuidas kvantväljad, gravitatsioon ja ise ruum-aeg omavahel suhestuvad. Seega on tumeenergia mõistatuse lahendus kosmilise detektiivi loo keskne samm, mis räägib, kuidas universum areneb, püsib ja võib-olla lõpuks meie vaateväljast kaob, kiireneva kosmilise laienemise taustal.
Viited ja edasine lugemine
- Riess, A. G., et al. (1998). „Vaatlused supernoovade põhjal, mis tõendavad kiirenevat universumit ja kosmoloogilist konstant.“ The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Perlmutter, S., et al. (1999). „Ω ja Λ mõõtmised 42 kõrge punanihkega supernoova põhjal.“ The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
- Planck Collaboration (2018). „Planck 2018 tulemused. VI. Kosmoloogilised parameetrid.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Weinberg, S. (1989). „Kosmoloogilise konstandi probleem.“ Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
- Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). „Tumeenergia ja kiirenev universum.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.