Tālu supernovu novērojumi un noslēpumaina atgrūdoša spēka, kas virza kosmisko paātrinājumu, klātbūtne
Pārsteidzošs pavērsiens kosmiskajā evolūcijā
Lielāko XX gadsimta daļu kosmologi uzskatīja, ka Visuma paplašināšanās, kas sākās Lielā sprādziena laikā, galu galā palēnināsies vielas gravitācijas pievilkšanas dēļ. Galvenais jautājums bija, vai Visums paplašināsies mūžīgi vai galu galā sāks sarauties, atkarībā no kopējā masas blīvuma. Tomēr 1998. gadā divas neatkarīgas pētniecības grupas, pētot Ia tipa supernovas ar lieliem sarkano nobīžu attālumiem, veica pārsteidzošu atklājumu: vietā, lai palēninātos, kosmiskā paplašināšanās paātrinās. Šis negaidītais paātrinājums norādīja uz jaunu enerģijas komponenti – tumšo enerģiju, kas veido aptuveni 68 % no visas Visuma enerģijas.
Tumšās enerģijas klātbūtne būtiski mainīja mūsu kosmisko pasaules uzskatu. Tā liecina, ka plašā mērogā darbojas atgrūdošs efekts, kas pārslogo vielas gravitāciju, tādējādi paplašināšanās paātrinās. Vienkāršākais skaidrojums ir kosmoloģiskā konstante (Λ), kas atspoguļo vakuuma enerģiju telpā un laikā. Tomēr citas teorijas piedāvā dinamisku skalāru lauku vai eksotisku fiziku. Lai gan varam izmērīt tumšās enerģijas ietekmi, tās būtība joprojām ir viena no lielākajām mīklām kosmoloģijā, uzsverot, cik daudz vēl nezinām par Visuma nākotni.
2. Paātrinājuma pierādījumi novērojumos
2.1 Ia tipa supernovas kā standartizētas laternas
Astronomi izmanto Ia tipa supernovas – sprāgstošus baltos pundurus dubultsistēmās – kā „standartizētas laternas“. To maksimālais spožums pēc kalibrēšanas ir diezgan stabils, tāpēc salīdzinot redzamo spožumu ar sarkano nobīdi, var noteikt kosmiskos attālumus un paplašināšanās vēsturi. 1990. gadu beigās High-z Supernova Search Team (A. Riess, B. Schmidt) un Supernova Cosmology Project (S. Perlmutter) atklāja, ka tālas supernovas (~z 0,5–0,8) izskatās vājākas, nekā gaidīts, ja Visums palēninātos vai būtu nemainīgs. Vislabāk atbilst paātrināta paplašināšanās [1,2].
2.2 KMF un lielu struktūru pētījumi
Turpmākie WMAP un Planck pavadoņu kosmiskā mikroviļņu fona (KMF) anizotropijas dati noteica precīzus kosmiskos parametrus, kas rāda, ka visa matērija (tumšā + bariona) veido tikai ~31 % no kritiskā blīvuma, pārējo (~69 %) veido noslēpumainā tumšā enerģija jeb „Λ“. Lielu struktūru pētījumi (piemēram, SDSS), novērojot bariona akustiskos viļņus (BAO), atbilst paātrinātas paplašināšanās hipotēzei. Visi šie dati saskan, ka ΛCDM modelī ap 5 % matērijas ir barioni, ~26 % – tumšā matērija un ~69 % – tumšā enerģija [3,4].
2.3 Bariona akustiskie viļņi un struktūru augšana
Bariona akustiskie viļņi (BAO), novēroti galaktiku izplatībā lielos mērogos, darbojas kā „standarta lineāla mērogs“, mērot paplašināšanos dažādos laikos. To modeļi rāda, ka pēdējo ~dažu miljardu gadu laikā Visuma paplašināšanās paātrinās, tāpēc struktūru augšana ir lēnāka, nekā varētu gaidīt tikai no matērijas dominances. Visi dažādi datu avoti sniedz vienu un to pašu secinājumu: pastāv paātrinājuma komponents, kas pārspēj matērijas bremzēšanu.
3. Kosmoloģiskā konstante: vienkāršākais skaidrojums
3.1 Einšteina Λ un vakuma enerģija
Albert Einšteins 1917. gadā ieviesa kosmoloģisko konstanti Λ, lai iegūtu statisku Visumu. Kad Hablss atklāja, ka Visums paplašinās, Einšteins atteicās no Λ, saucot to par "lielāko kļūdu". Paradoksāli, bet Λ atgriezās kā galvenais kandidāts paātrinājuma avotam: vakuma enerģijai, kuras stāvokļa vienādojums p = -ρ c² rada negatīvu spiedienu un atgrūdošu gravitācijas efektu. Ja Λ tiešām ir konstants, Visums nākotnē tuvojas eksponenciālai paplašināšanai, jo matērijas blīvums kļūs nenozīmīgs.
3.2 Dydis ir „Fine-tuning“ problema
Stebima tamsiosios energijos (Λ) tankio reikšmė yra ~ (10-12 GeV)4, o kvantinė laukų teorija prognozuotų daug didesnę vakuumo energiją. Ši kosmologinės konstantos problema klausia: kodėl matuojama Λ yra tokia menka, palyginti su Plancko mastelio prognozėmis? Bandant rasti, kas kompensuoja tą milžinįšką kiekī, kol kas nerasta įtikinamo paaiškinimo. Tai vienas iš didžiausių fizikos „fine-tuning“ iššūkų.
4. Dinaminė tamsioji energija: kvintesencija ir alternatyvos
4.1 Kvintesenciniai laukai
Vietoj pastovios Λ kai kurie mokslininkai siůbia dinaminį skaliarinį lauką φ su potencialu V(φ), kintantį su laiku – neretai vadinamą „kvintesencija“. Jos būsenos lygtis w = p/ρ gali skirtis nuo -1 (kaip turėtų būti grynai kosmologinei konstantai). Stebėjimai rodo w ≈ -1 ± 0,05, dar palikdami galimybę nežymiam nukrypimui. Jei w kistų su laiku, tai galbūt sužinotume apie kitokį plėtimosi tempą ateityje. Tačiau jokių tvirtų laikinio kitimo požymių kol kas nematyti.
4.2 „Fantom“ energija vai k-esencija
Kai kurie modeliai leidžia w < -1 („fantom“ energija), lemiančią „Didžiajį plyšimą“ (big rip), kada plėtra galiausiai išdrasko net atomus. Arba „k-esencija“ įveda nekonformines kinetikos narių formas. Tai spekuliatyvu, ir vertinant supernovas, BAO bei KMF duomenis, niekas kol kas neparodė ryškaus pranašumo prieš paprastą, beveik pastovią Λ.
4.3 Modifikuota gravitacija
Kitas požiūris – keisti bendrąjī reliatyvumą didelėse skalėse, o ne įvesti tamsiąjī energiją. Pavyzdžui, papildomos dimensijos, f(R) teorijos vai branų pasaulių modeliai gali sukurti akivaizdią akceleraciją. Tačiau suderinti Saulės sistemos tikslumo testus su kosminiais duomenimis sunku. Iki šiol jokie bandymai akivaizdžiai nepralenkė paprastos Λ teorijos platesniame stebėjimų kontekste.
5. „Kodėl būtent dabar?“ klausimas ir sutapimo problema
5.1 Kosminis sutapimas
Tamsioji energija pradėjo dominuoti tik priek kelis mlrd. gadus – kodėl Visata greitėja būtent dabar, o ne anksčiau vai vėliau? Tai vadinama „sutapimo problema“, siůbanti, kad galbūti antropinis principas („protingi stebėtojai atsiranda ~tuo metu, kai materijos ir Λ dydžiai panašios eilės“) paaiškina šį sutapimā. Standartinis ΛCDM nesprendžia to savaime, bet priima kaip dalī antropinio konteksto.
5.2 Antropinis principas un multi-visatos
Daži skelbia, kaž jei Λ būtų daug didesnė, struktūras nesusidarytų dar prieš akceleracijai trukdant medžiagos sankaupoms. Jei Λ būtų neigiama vai cita, susidarytų kitokios evoliucijos sąlygos. Antropinis principas teigia, kad stebime Λ būtent tokio dydžio, kuris leidžia susidaryti galaktikoms ir stebėtojams. Su multi-visatos idėjomis galima teigti, kad skirtinguose „burbuluose“ (Visatose) galioja kitoks vakuumo energijos dydis, o mes atsidūrėme būtent šiame dėl palankių sąlygų.
6. Visuma nākotnes perspektīvas
6.1 Mūžīgā paātrināšanās?
Ja tumšā enerģija patiešām ir konstanta Λ, Visums nākotnē piedzīvos eksponenciālu paplašināšanos. Galaktikas, kas nav gravitacionāli saistītas (nepieder vietējai grupai), attālināsies aiz mūsu kosmoloģiskā horizonta, galu galā "izzūdot" no redzesloka un atstājot mūs "sāls Visumā", kur paliks tikai vietējās saplūdušās galaktikas.
6.2 Citi scenāriji
- Dinamiskā kvintesence: ja w > -1, paplašināšanās būs lēnāka par eksponenciālu, tuva de Sitter stāvoklim, bet ne tik spēcīga.
- Fantoma enerģija (w < -1): Var beigties ar "Lielo plīsumu", kad paplašināšanās pārsniedz pat atomu savstarpējo saistību. Pašreizējie dati nedaudz pretrunā spēcīgam "fantoma" scenārijam, bet neizslēdz nelielu w < -1.
- Vakuma sabrukums: Ja vakums ir tikai metastabils, tas var pēkšņi pāriet uz zemākas enerģijas stāvokli – tas būtu liktenīgs notikums fizikas kontekstā. Tomēr līdz šim tas ir tikai spekulācijas.
7. Pašreizējie un nākotnes pētījumi
7.1 Ļoti precīzi kosmoloģiskie projekti
Tādi projekti kā DES (Dark Energy Survey), eBOSS, Euclid (ESA) vai topošā Vera C. Rubin (LSST) observatorija pētīs miljardus galaktiku, mērīs paplašināšanās vēsturi caur supernovām, BAO, vājo lēšošanu un struktūru augšanu. Paredzams noteikt stāvokļa vienādojuma parametru w ar aptuveni 1 % precizitāti, lai pārbaudītu, vai tas tiešām ir -1. Ja tiks konstatēta w novirze, tas liecinās par dinamisku tumšo enerģiju.
7.2 Gravitācijas viļņi un daudzsignālu astronomija
Nākotnē gravitācijas viļņu atklāšana no standarta "sirēnas" (neitronzvaigžņu saplūšanas) ļaus patstāvīgi mērīt kosmisko attālumu un paplašināšanos. Saskaņojot ar elektromagnētiskajiem signāliem, tas vēl precīzāk noteiks tumšās enerģijas evolūciju. Tāpat 21 cm starojuma mērījumi kosmiskās rītausmas periodā var palīdzēt izpētīt paplašināšanos lielākos attālumos un palielināt mūsu zināšanas par tumšās enerģijas uzvedību.
7.3 Teorētiskie pavērsieni?
Varbūt izdosies atrisināt kosmoloģiskās konstantas problēmu vai atklāt mikrofizisko kvintesences pamatu, ja attīstīsies kvantu gravitācijas vai stīgu teorijas perspektīvas. Tāpat jauni simetrijas principi (piemēram, supersimetrija, kuru diemžēl līdz šim neesam atklājuši LHC), vai antropiskie argumenti var izskaidrot, kāpēc tumšā enerģija ir tik maza. Ja tiktu atklāti "tumšās enerģijas uzbudinājumi" vai papildu "piektais spēks", tas pilnībā mainītu mūsu uztveri. Diemžēl līdz šim novērojumi to nepamato.
8. Secinājums
Tumšā enerģija ir viena no lielākajām mīklām kosmoloģijā: atgrūdošā sastāvdaļa, kas atbild par paātrinātu Visuma paplašināšanos, kas neticami tika atklāta 20. gadsimta beigās, pētot tālās Ia tipa supernovas. Daudzi papildu dati (KMF, BAO, lēcēšana, struktūras augšana) apstiprina, ka tumšā enerģija veido aptuveni 68–70 % no Visuma enerģijas, balstoties uz standarta ΛCDM modeli. Vienkāršākais variants ir kosmoloģiskā konstante, taču tā rada tādas problēmas kā kosmoloģiskās konstantes problēma un “sakritības” jautājumi.
Citas idejas (kvintesence, modificētā gravitācija, hologrāfiskā pieeja) joprojām ir diezgan spekulatīvas un nav tik labi pārbaudītas empīriski kā gandrīz stabilā Λ. Nākamās observatorijas – Euclid, LSST, Roman Space Telescope – nākamo gadu laikā ievērojami precizēs mūsu zināšanas par stāvokļa vienādojumu un var atklāt, vai paātrinājuma ātrums laika gaitā nemainās, vai arī tas norāda uz jaunu fiziku. Noskaidrot, kas ir tumšā enerģija, ne tikai noteiks Visuma likteni (vai mūžīga paplašināšanās, “lielais plīsums” vai citas beigas), bet arī palīdzēs saprast, kā kvantu lauki, gravitācija un pats telp-laiks savstarpēji saskan. Tādējādi tumšās enerģijas mīklas atrisināšana ir būtisks solis kosmiskā detektīva stāstā, kas vēsta, kā Visums attīstās, pastāv un, iespējams, galu galā pazūd mūsu redzeslokā, paātrinoties kosmiskajai paplašināšanai.
Saites un turpmākā lasīšana
- Riess, A. G., et al. (1998). “Novērojumu pierādījumi no supernovām par paātrinātu Visuma paplašināšanos un kosmoloģisko konstanti.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Perlmutter, S., et al. (1999). “Ω un Λ mērījumi no 42 augsta sarkano nobīžu supernovām.” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
- Planck Collaboration (2018). “Planck 2018 rezultāti. VI. Kosmoloģiskie parametri.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Weinberg, S. (1989). “Kosmoloģiskā konstantes problēma.” Modernās fizikas apskati, 61, 1–23.
- Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “Tumšā enerģija un paātrinātā Visuma paplašināšanās.” Gada astronomijas un astrofizikas apskats, 46, 385–432.