Karanlık enerji - Dark energy

İle karıştırılmamalıdır değil Koyu sıvı , Koyu akışı veya Karanlık madde .
Bir serinin parçası
fiziksel kozmoloji
Planck uzay aracı verilerinden elde edilen tam gökyüzü görüntüsü
erken evren
Arka plan
Genişletme  · Gelecek
Bileşenler  · Yapı
Bileşenler
Yapı
deneyler
Bilim insanları
Konu geçmişi

Gelen fiziksel kozmoloji ve astronomi , karanlık enerji bilinmeyen bir formudur enerji etkiler evreni üzerinde büyük ölçeklerde . Varlığına dair ilk gözlemsel kanıt , evrenin sabit bir hızla genişlemediğini gösteren süpernova ölçümlerinden geldi ; daha doğrusu, evrenin genişlemesi olduğunu hızlandırılması . Evrenin evrimini anlamak, evrenin başlangıç ​​koşulları ve bileşimi hakkında bilgi sahibi olmayı gerektirir. Bu gözlemlerden önce, evrendeki tüm madde ve enerji biçimlerinin yalnızca genişlemenin zaman içinde yavaşlamasına neden olacağı düşünülüyordu. Kozmik mikrodalga arka planının ölçümleri , evrenin , genel göreliliğin evrimini ve müteakip büyük ölçekli hareketi açıkladığı , sıcak bir Büyük Patlama'da başladığını gösteriyor . Yeni bir enerji biçimi sunmadan, hızlanan bir evrenin nasıl ölçülebileceğini açıklamanın bir yolu yoktu. 1990'lardan bu yana, karanlık enerji, hızlanan genişlemeyi hesaba katan en çok kabul edilen öncül olmuştur. 2021 itibariyle, karanlık enerjinin temel doğasını anlamaya yönelik aktif kozmoloji araştırma alanları var .

Lambda-CDM kozmoloji modelinin doğru olduğunu varsayarsak, mevcut en iyi ölçümler , karanlık enerjinin günümüzün gözlemlenebilir evrenindeki toplam enerjinin %68'ine katkıda bulunduğunu göstermektedir . Karanlık maddenin ve sıradan (baryonik) maddenin kütle-enerjisi sırasıyla %26 ve %5 katkıda bulunur ve nötrinolar ve fotonlar gibi diğer bileşenler çok küçük bir miktarda katkıda bulunur. Karanlık enerji yoğunluğu oldukça düşüktür (~ 7 x 10 -30  gr / cm 3 ), çok daha az sıradan madde veya galaksilerin içinde karanlık maddenin yoğunluğundan daha. Bununla birlikte, uzay boyunca tekdüze olduğu için evrenin kütle-enerjisine hakimdir.

Karanlık enerjinin önerilen iki biçimi, uzayı homojen olarak dolduran sabit bir enerji yoğunluğunu temsil eden kozmolojik sabit ve zaman ve uzayda değişebilen enerji yoğunluklarına sahip dinamik nicelikler olan öz veya modül gibi skaler alanlardır . Uzayda sabit olan skaler alanlardan gelen katkılar da genellikle kozmolojik sabite dahil edilir. Kozmolojik sabit, uzayın sıfır noktası radyasyonuna , yani vakum enerjisine eşdeğer olacak şekilde formüle edilebilir . Uzayda değişen skaler alanları kozmolojik bir sabitten ayırt etmek zor olabilir çünkü değişim son derece yavaş olabilir.

Uyum kozmolojisinin oyuncak modeli doğası nedeniyle , bazı uzmanlar gerçek evrende tüm ölçeklerde var olan yapıların daha doğru bir genel göreli tedavisinin karanlık enerjiyi çağırma ihtiyacını ortadan kaldırabileceğine inanmaktadır. Metrik üzerinde yapı oluşumunun geri tepkisini açıklamaya çalışan homojen olmayan kozmolojiler , genellikle Evrenin enerji yoğunluğuna herhangi bir karanlık enerji katkısını kabul etmez.

keşif ve önceki spekülasyon Tarihçesi

Einstein'ın kozmolojik sabiti

" Kozmolojik sabit " eklenebilir sabit terimdir Einstein'ın alan denkleminin ait genel görelilik . Alan denkleminde bir "kaynak terim" olarak kabul edilirse, boş uzayın kütlesine (kavramsal olarak pozitif veya negatif olabilir) veya " vakum enerjisine " eşdeğer olarak görülebilir .

Kozmolojik sabit, ilk olarak Einstein tarafından statik bir evrene yol açacak yerçekimi alanı denkleminin bir çözümünü elde etmek için bir mekanizma olarak önerildi ve karanlık enerjiyi yerçekimini dengelemek için etkin bir şekilde kullandı. Einstein kozmolojik sabite Λ (büyük lambda) sembolünü verdi. Einstein, kozmolojik sabitin "boş uzayın yıldızlararası uzayın her tarafına dağılmış olan negatif kütleleri çekme rolünü üstlenmesini" gerektirdiğini belirtti .

Mekanizma bir ince ayar örneğiydi ve daha sonra Einstein'ın statik evreninin istikrarlı olmayacağı anlaşıldı: yerel homojensizlikler eninde sonunda evrenin kontrolden çıkmış genişlemesine ya da daralmasına yol açacaktı. Denge kararsız: evrenin ardından, biraz daha da genişlemesine neden olur genleşme bültenleri vakum enerji, genleştiğinde. Aynı şekilde, biraz daralan bir evren de büzülmeye devam edecektir. Maddenin evrendeki eşit olmayan dağılımı nedeniyle bu tür rahatsızlıklar kaçınılmazdır. Ayrıca, 1929'da Edwin Hubble tarafından yapılan gözlemler , evrenin hiç durağan değil genişliyor gibi göründüğünü gösterdi. Einstein'ın, statik bir evrenin aksine dinamik bir evren fikrini tahmin etmedeki başarısızlığından en büyük gaf olarak bahsettiği bildiriliyor.

Enflasyonist karanlık enerji

Alan Guth ve Alexei Starobinsky , 1980'de, kavram olarak karanlık enerjiye benzer bir negatif basınç alanının, çok erken evrende kozmik şişmeyi tetikleyebileceğini öne sürdüler . Enflasyon, niteliksel olarak karanlık enerjiye benzeyen bir itici gücün, Büyük Patlama'dan biraz sonra evrenin muazzam ve üstel bir genişlemesiyle sonuçlandığını varsayar . Bu genişleme, Big Bang'in en güncel modellerinin temel bir özelliğidir. Bununla birlikte, şişme, bugün gözlemlediğimiz karanlık enerjiden çok daha yüksek bir enerji yoğunluğunda gerçekleşmiş olmalı ve evrenin sadece bir saniyenin sadece bir parçası olduğu zaman tamamen sona erdiği düşünülmektedir. Karanlık enerji ve enflasyon arasında herhangi bir ilişki olup olmadığı belirsizdir. Şişme modelleri kabul edildikten sonra bile, kozmolojik sabitin mevcut evrenle alakasız olduğu düşünüldü.

Neredeyse tüm şişirme modelleri, evrenin toplam (madde+enerji) yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olması gerektiğini öngörür . 1980'lerde, çoğu kozmolojik araştırma, yalnızca maddede, genellikle %95 soğuk karanlık madde (CDM) ve %5 sıradan madde (baryonlar) olan kritik yoğunluğa sahip modellere odaklandı . Bu modellerin gerçekçi gökadalar ve kümeler oluşturmada başarılı oldukları bulundu, ancak 1980'lerin sonlarında bazı sorunlar ortaya çıktı: özellikle model, Hubble sabiti için gözlemler tarafından tercih edilenden daha düşük bir değer gerektiriyordu ve model, büyük gökadaların gözlemlerini yeterince tahmin etmiyordu. - ölçekli galaksi kümelenmesi. Bu zorluklar keşfinden sonra güçlendi anizotropi içinde kozmik mikrodalga arka plan ile COBE 1992 yılında uzay aracı ve birkaç modifiye CDM modelleri 1990'ların yoluyla aktif çalışma altına girdi: Bu bilgilere yer Lambda CDM modeli ve karışık soğuk / sıcak karanlık madde modeli. Karanlık enerji için ilk doğrudan kanıtı 1998 yılında süpernova gözlemlerinden geldi hızlandırılmış genişleme içinde Riess et al. ve Perlmutter ve ark. , ve Lambda-CDM modeli daha sonra lider model oldu. Kısa bir süre sonra, karanlık enerji bağımsız gözlemlerle desteklendi: 2000 yılında, BOOMERanG ve Maxima kozmik mikrodalga arka plan (CMB) deneyleri , CMB'de ilk akustik zirveyi gözlemledi ve toplam (madde+enerji) yoğunluğunun %100'e yakın olduğunu gösterdi. kritik yoğunluk. Daha sonra 2001'de, 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Araştırması , madde yoğunluğunun kritik değerin yaklaşık %30'u olduğuna dair güçlü kanıtlar verdi. Bu ikisi arasındaki büyük fark, farkı oluşturan karanlık enerjinin pürüzsüz bir bileşenini destekler. Çok daha hassas ölçümler WMAP 2003-2010 anahtar parametrelerin daha doğru ölçümler standart modeli desteklemek ve vermeye devam etmiştir.

1930'larda Fritz Zwicky'nin "karanlık madde" sini yansıtan "karanlık enerji" terimi, 1998'de Michael Turner tarafından icat edildi .

Zamanla genişlemede değişiklik

Karanlık enerji nedeniyle evrenin hızlandırılmış genişlemesini temsil eden diyagram.

Genişleme hızının zaman ve uzayda nasıl değiştiğini anlamak için evrenin genişlemesinin yüksek hassasiyetli ölçümleri gereklidir. Genel görelilikte, genişleme hızının evrimi , evrenin eğriliğinden ve kozmolojik durum denkleminden (uzayın herhangi bir bölgesi için sıcaklık, basınç ve birleşik madde, enerji ve vakum enerji yoğunluğu arasındaki ilişki) tahmin edilir . Karanlık enerji için durum denklemini ölçmek, günümüzde gözlemsel kozmolojideki en büyük çabalardan biridir. Kozmolojinin standart FLRW metriğine kozmolojik sabitin eklenmesi, gözlemlerle kesin uyumu nedeniyle " standart kozmoloji modeli " olarak adlandırılan Lambda-CDM modeline yol açar .

2013 itibariyle, Lambda-CDM modeli, Planck uzay aracı ve Supernova Legacy Survey de dahil olmak üzere, giderek daha titiz hale gelen bir dizi kozmolojik gözlemle tutarlıdır . SNLS'den elde edilen ilk sonuçlar, karanlık enerjinin ortalama davranışının (yani durum denklemi) %10'luk bir kesinlikte Einstein'ın kozmolojik sabiti gibi davrandığını ortaya koymaktadır. Hubble Uzay Teleskobu Yüksek-Z Takımı'ndan elde edilen son sonuçlar, karanlık enerjinin en az 9 milyar yıldır ve kozmik hızlanmadan önceki dönemde mevcut olduğunu gösteriyor.

Doğa

Karanlık enerjinin doğası, karanlık maddeninkinden daha varsayımsaldır ve onunla ilgili birçok şey spekülasyon alanında kalır. Karanlık enerjinin çok homojen ve çok yoğun olmadığı düşünülür ve yerçekimi dışında herhangi bir temel kuvvetle etkileştiği bilinmemektedir . Oldukça nadir ve masif olmadığı için (kabaca 10 −27  kg/m 3 ) laboratuvar deneylerinde saptanması pek olası değildir. Karanlık enerjinin evren üzerinde bu kadar derin bir etkiye sahip olabilmesinin, çok seyrelmiş olmasına rağmen evrensel yoğunluğun %68'ini oluşturmasının nedeni, aksi takdirde boş alanı eşit şekilde doldurmasıdır.

Bağımsız olarak gerçek doğası nedeniyle, koyu enerji gözlenen açıklamak için güçlü bir negatif basınç olması gerekir ivme ve evrenin genişlemesi . Genel göreliliğe göre, bir maddenin içindeki basınç, tıpkı kütle yoğunluğunun yaptığı gibi, diğer nesneler için yerçekimsel çekimine katkıda bulunur. Bunun nedeni, maddenin yerçekimi etkileri oluşturmasına neden olan fiziksel niceliğin, bir maddenin hem enerji (veya madde) yoğunluğunu hem de basıncını içeren stres-enerji tensörü olmasıdır . Gelen Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker mt , güçlü bir sabit bir negatif basınç (yani gösterilebilir yani gerilim) bütün dünyada evrenin zaten genişlemekte durumunda genişleme ivme veya daralma bir yavaşlama ise neden evren zaten büzüşüyor. Bu hızlanan genişleme etkisi bazen "yerçekimi itmesi" olarak etiketlenir.

Teknik tanım

Ayrıca bakınız: Friedmann denklemleri

Standart kozmolojide evrenin üç bileşeni vardır: madde, radyasyon ve karanlık enerji. Madde, enerji yoğunluğu ölçek faktörünün ters küpü ile ölçeklenen herhangi bir şeydir, yani, ρ  ∝  a −3 , radyasyon ise ölçek faktörünün ters dördüncü kuvvetine ölçeklenen herhangi bir şeydir ( ρ  ∝  a −4 ). Bu sezgisel olarak anlaşılabilir: küp şeklindeki bir kutudaki sıradan bir parçacık için kutunun bir kenarının uzunluğunu iki katına çıkarmak yoğunluğu (ve dolayısıyla enerji yoğunluğunu) sekiz kat (2 3 ) azaltır . Radyasyon için, enerji yoğunluğundaki azalma daha fazladır, çünkü uzaysal mesafedeki artış da kırmızıya kaymaya neden olur.

Son bileşen karanlık enerjidir; "karanlık enerji", aslında uzayın içsel bir özelliği olan herhangi bir şeydir: Söz konusu hacmin boyutlarından bağımsız olarak sabit bir enerji yoğunluğuna sahip olan ( ρ  ∝  a 0 ). Böylece, sıradan maddeden farklı olarak, uzayın genişlemesiyle seyreltilmez.

varlığın kanıtı

Karanlık enerjiye ilişkin kanıtlar dolaylıdır ancak üç bağımsız kaynaktan gelmektedir:

  • Mesafe ölçümleri ve bunların kırmızıya kayma ile ilişkisi, evrenin ömrünün ikinci yarısında daha fazla genişlediğini gösteriyor.
  • Gözlemsel olarak düz evreni oluşturmak için madde veya karanlık madde olmayan bir tür ek enerjiye teorik ihtiyaç (saptanabilir herhangi bir küresel eğriliğin olmaması).
  • Evrendeki kütle yoğunluğunun büyük ölçekli dalga modellerinin ölçüleri.

süpernova

Bir galaksinin yakınında Tip Ia süpernova (sol altta parlak nokta)

1998'de High-Z Supernova Search Team , Tip Ia ("one-A") süpernova gözlemlerini yayınladı . 1999'da Süpernova Kozmoloji Projesi , evrenin genişlemesinin hızlandığını öne sürdü . 2011 Nobel Fizik Ödülü, keşifteki liderliklerinden dolayı Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt ve Adam G. Riess'e verildi .

O zamandan beri, bu gözlemler birkaç bağımsız kaynak tarafından doğrulandı. Ölçümleri kozmik arka , yerçekimi mercekleme ve evrenin büyük ölçekli yapısı , hem de süpernovaların geliştirilmiş ölçümleri Lambda-CDM modeli ile tutarlı olmuştur. Bazı insanlar, karanlık enerjinin varlığının tek göstergesinin, mesafe ölçümlerinin gözlemleri ve bunlarla ilişkili kırmızıya kaymalar olduğunu iddia ediyor. Kozmik mikrodalga arka plan anizotropileri ve baryon akustik salınımları, yalnızca belirli bir kırmızıya kaymaya olan mesafelerin "tozlu" bir Friedmann-Lemaitre evreninden ve yerel olarak ölçülen Hubble sabitinden beklenenden daha büyük olduğunu göstermeye hizmet eder.

Süpernovalar, kozmolojik mesafeler boyunca mükemmel standart mumlar oldukları için kozmoloji için faydalıdır . Araştırmacıların, bir nesneye olan uzaklık ile bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını veren kırmızıya kayması arasındaki ilişkiye bakarak evrenin genişleme tarihini ölçmelerine olanak tanırlar. Hubble yasasına göre ilişki kabaca doğrusaldır . Kırmızıya kaymayı ölçmek nispeten kolaydır, ancak bir nesneye olan mesafeyi bulmak daha zordur. Genellikle, gökbilimciler standart mumlar kullanırlar: gerçek parlaklığı veya mutlak büyüklüğü bilinen nesneler . Bu, nesnenin gerçek gözlenen parlaklığından veya görünen büyüklüğünden mesafesinin ölçülmesini sağlar . Tip Ia süpernovalar, aşırı ve tutarlı parlaklıkları nedeniyle kozmolojik mesafelerde en iyi bilinen standart mumlardır .

Son zamanlarda yapılan süpernova gözlemleri, karanlık enerjinin % 71.3'ünden ve karanlık madde ve baryonik madde kombinasyonunun %27.4'ünden oluşan bir evrenle tutarlıdır .

Kozmik mikrodalga arka plan

Beş yıllık WMAP verilerine dayalı olarak evrendeki toplam enerjinin madde, karanlık madde ve karanlık enerjiye tahmini bölümü.

Hangi biçimde olursa olsun karanlık enerjinin varlığı, ölçülen uzay geometrisini evrendeki toplam madde miktarıyla uzlaştırmak için gereklidir. Ölçümleri kozmik arka (CMB) , anizotropik evrenin yakın olduğunu göstermektedir düz . İçin evrenin şekli düz olması, evrenin seri enerji yoğunluğu eşit olmalıdır kritik yoğunluk . CMB spektrumundan ölçüldüğü gibi , evrendeki toplam madde miktarı ( baryonlar ve karanlık madde dahil ), kritik yoğunluğun sadece %30'unu oluşturur. Bu, kalan %70'i hesaba katan ek bir enerji formunun varlığını ima eder. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) uzay aracı yedi yıllık analizi % 72.8 karanlık enerji,% 22.7 karanlık madde ve% 4.5 sıradan madde oluşan bir evren tahmin. 2013 yılında SPK'nın Planck uzay aracı gözlemlerine dayalı olarak yapılan çalışma , %68,3 karanlık enerji, %26,8 karanlık madde ve %4,9 sıradan madde hakkında daha doğru bir tahmin verdi.

Büyük ölçekli yapı

Evrendeki yapıların ( yıldızlar , kuasarlar , galaksiler ve galaksi grupları ve kümeleri ) oluşumunu yöneten büyük ölçekli yapı teorisi , aynı zamanda evrendeki madde yoğunluğunun kritik yoğunluğun sadece %30'u olduğunu ileri sürer.

2011'de 200.000'den fazla gökadayı kapsayan WiggleZ gökada araştırması, karanlık enerjinin varlığına dair daha fazla kanıt sağladı, ancak arkasındaki kesin fizik bilinmiyor. Avustralya Astronomi Gözlemevi'nden WiggleZ araştırması , kırmızıya kaymalarını belirlemek için galaksileri taradı. Ardından, baryon akustik salınımlarının galaksilerle çevrili düzenli olarak ≈150 Mpc çapında boşluklar bıraktığı gerçeğinden yararlanılarak, boşluklar galaksilere olan mesafeleri 2.000 Mpc'ye (kırmızıya kayma 0.6) kadar tahmin etmek için standart cetveller olarak kullanıldı ve doğru sonuçlar için izin verdi. kırmızıya kayma ve uzaklıklarından galaksilerin hızlarının tahmini. Veriler , evrenin yaşının yarısına kadar (7 milyar yıl) kozmik ivmeyi doğruladı ve homojen olmama durumunu 10'da 1 parça ile sınırladı. Bu, süpernovalardan bağımsız kozmik ivmenin doğrulanmasını sağlar.

Geç zamanlı entegre Sachs-Wolfe etkisi

Hızlandırılmış kozmik genişleme , fotonlar içinden geçerken yerçekimi potansiyeli kuyularının ve tepelerin düzleşmesine neden olarak , SPK üzerinde geniş süper boşluklar ve üstkümelerle hizalanmış soğuk noktalar ve sıcak noktalar üretir. Geç zamanlı Entegre Sachs-Wolfe etkisi (ISW) olarak adlandırılan bu , düz bir evrende karanlık enerjinin doğrudan bir sinyalidir. 2008 yılında Ho ve ark. ve Giannantonio ve ark.

Gözlemsel Hubble sabit verileri

Gözlemsel Hubble sabit verileri (OHD) aracılığıyla karanlık enerjinin kanıtlarını test etmeye yönelik yeni bir yaklaşım , son yıllarda büyük ilgi gördü.

Hubble sabiti, H ( z ), kozmolojik kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak ölçülür . OHD, pasif olarak gelişen erken tip galaksileri “kozmik kronometreler” olarak alarak evrenin genişleme tarihini doğrudan izler. Bu noktadan hareketle bu yaklaşım evrende standart saatler sağlar. Bu fikrin özü, bu kozmik kronometrelerin kırmızıya kaymasının bir fonksiyonu olarak farklı yaş evriminin ölçülmesidir. Böylece, Hubble parametresinin doğrudan bir tahminini sağlar.

Diferansiyel niceliğe olan güven, Δ z/Δ t, daha fazla bilgi getiriyor ve hesaplama için çekici: Birçok yaygın sorunu ve sistematik etkiyi en aza indirebilir. Süpernova ve baryon akustik salınımlarının (BAO) analizleri Hubble parametresinin integrallerine dayanırken,Δ z/Δ t doğrudan ölçer. Bu nedenlerden dolayı, bu yöntem, hızlandırılmış kozmik genişlemeyi incelemek ve karanlık enerjinin özelliklerini incelemek için yaygın olarak kullanılmıştır.

Doğrudan gözlem

Bir laboratuvarda karanlık enerjiyi doğrudan gözlemleme girişimi, yeni bir gücü tespit edemedi. Son zamanlarda, İtalya'daki XENON1T dedektöründe gözlemlenen şu anda açıklanamayan fazlalığın bir bukalemun karanlık enerji modelinden kaynaklanmış olabileceği tahmin ediliyor .

Karanlık enerji teorileri

Karanlık enerjinin özellikleri bilinmeyen varsayımsal bir güç olarak statüsü, onu çok aktif bir araştırma hedefi haline getiriyor. Sorun, hakim yerçekimi teorisini (genel görelilik) değiştirmek, karanlık enerjinin özelliklerini belirlemeye çalışmak ve gözlemsel verileri açıklamak için alternatif yollar bulmak gibi çok çeşitli açılardan saldırıya uğradı.

Redshift'in 4 yaygın modeli için Karanlık Enerjinin durum denklemi.
A: CPL Modeli,
B: Jassal Modeli,
C: Barboza & Alcaniz Modeli,
D: Weterich Modeli

kozmolojik sabit

Ana madde: Kozmolojik sabit
Daha fazla bilgi: Devlet denklemi (kozmoloji)
Evrendeki madde ve enerjinin tahmini dağılımı

Karanlık enerjinin en basit açıklaması, uzayın içsel, temel bir enerjisi olduğudur. Bu, genellikle Yunanca Λ harfiyle temsil edilen kozmolojik sabittir (Lambda, dolayısıyla Lambda-CDM modeli ). Enerji ve kütle, E = mc 2 denklemine göre ilişkili olduğundan , Einstein'ın genel görelilik kuramı , bu enerjinin yerçekimi etkisi olacağını öngörür. Bu bazen bir denir vakum enerjisi - bu boşluğun enerji yoğunluğu olduğu için vakum .

Önemli bir sorun , aynı kuantum alan teorilerinin çok büyük , yaklaşık 120  büyüklük mertebesi çok büyük bir kozmolojik sabiti öngörmesidir . Bunun, tam olarak olmasa da, tam olarak değil, zıt işaretin eşit derecede büyük bir terimiyle iptal edilmesi gerekir.

Bazı süpersimetrik teoriler, tam olarak sıfır olan bir kozmolojik sabit gerektirir. Ayrıca, sicim teorisinde pozitif bir kozmolojik sabite sahip yarı kararlı bir vakum durumu olup olmadığı bilinmemektedir ve Ulf Danielsson ve diğerleri tarafından tahmin edilmiştir . ki böyle bir devlet yok. Bu varsayım, sicim teorisiyle uyumlu olabilecek öz gibi diğer karanlık enerji modellerini dışlamaz.

Öz

Ana madde: Öz (fizik)

Olarak öz karanlık enerji modelleri, ölçek faktörü gözlenen ivme dinamik bir potansiyel enerjinin neden olduğu alan , öz alanı olarak adlandırılır. Quintessence, kozmolojik sabitten, uzayda ve zamanda değişebilmesi bakımından farklıdır. Topaklanmaması ve madde gibi bir yapı oluşturmaması için alanın çok hafif olması ve Compton dalga boyunun büyük olması gerekir .

Öze dair hiçbir kanıt henüz mevcut değil, ancak bu da göz ardı edilmedi. Genel olarak, evrenin genişlemesinin kozmolojik sabitten biraz daha yavaş bir hızlanmasını öngörür. Bazı bilim adamları öz en iyi kanıtı Einstein'ın ihlal gelecekti düşünüyorum denklik ilkesine ve temel sabitlerin değişimi boşluk veya zamanında. Skaler alanlar , parçacık fiziğinin Standart Modeli ve sicim teorisi tarafından tahmin edilir , ancak kozmolojik sabit problemine (veya kozmolojik enflasyon modelleri oluşturma problemine) benzer bir problem ortaya çıkar: renormalizasyon teorisi, skaler alanların büyük kütleler kazanması gerektiğini tahmin eder.

Tesadüf sorunu , Evrenin ivmesinin neden başladığı zaman başladığını sorar . Evrende hızlanma daha erken başlasaydı, galaksiler gibi yapıların oluşmaya asla zamanı olmayacaktı ve yaşam, en azından bildiğimiz şekliyle, asla var olma şansına sahip olmayacaktı. Antropik ilkenin savunucuları bunu argümanlarına destek olarak görüyorlar. Bununla birlikte, birçok öz modeli, bu sorunu çözen sözde "izleyici" davranışına sahiptir. Bu modellerde, öz alan, madde-radyasyon eşitliğine kadar radyasyon yoğunluğunu yakından izleyen (ancak bundan daha az olan) bir yoğunluğa sahiptir ; bu, özün karanlık enerji olarak davranmaya başlamasını ve nihayetinde evrene hakim olmasını tetikler. Bu, doğal olarak karanlık enerjinin düşük enerji ölçeğini belirler .

2004 yılında, bilim adamları karanlık enerjinin evrimini kozmolojik verilerle bağdaştırdıklarında, durum denkleminin muhtemelen yukarıdan aşağıya kozmolojik sabit sınırını (w = -1) geçtiğini buldular. Bu senaryonun en az iki tür öze sahip modeller gerektirdiğini bir no-go teoremi kanıtlamıştır. Bu senaryo Quintom senaryosu olarak adlandırılır .

Özün bazı özel durumları, özün enerji yoğunluğunun zamanla arttığı hayalet enerji ve negatif kinetik enerji gibi standart olmayan bir kinetik enerji biçimine sahip olan k-öz (kinetik özün kısaltması) . Alışılmadık özelliklere sahip olabilirler: örneğin hayali enerji , Büyük Yırtılma'ya neden olabilir .

Etkileşen karanlık enerji

Bu teori sınıfı, yerçekimi yasalarını çeşitli ölçeklerde değiştiren tek bir fenomen olarak hem karanlık madde hem de karanlık enerjinin her şeyi kapsayan bir teorisini ortaya çıkarmaya çalışır. Bu, örneğin, karanlık enerjiyi ve karanlık maddeyi aynı bilinmeyen maddenin farklı yüzleri olarak ele alabilir veya soğuk karanlık maddenin bozunarak karanlık enerjiye dönüştüğünü varsayabilir. Karanlık maddeyi ve karanlık enerjiyi birleştiren başka bir teori sınıfının, değiştirilmiş kütleçekimlerin kovaryant teorileri olduğu ileri sürülmektedir. Bu teoriler, uzay-zamanın dinamiklerini öyle değiştirir ki, değiştirilmiş dinamikler, karanlık enerji ve karanlık maddenin varlığına atanmış olandan kaynaklanır. Karanlık enerji, prensipte yalnızca karanlık sektörün geri kalanıyla değil, aynı zamanda sıradan maddeyle de etkileşime girebilir. Bununla birlikte, kozmoloji tek başına karanlık enerji ve baryonlar arasındaki bağlantının gücünü etkili bir şekilde sınırlamak için yeterli değildir, bu nedenle diğer dolaylı tekniklerin veya laboratuvar araştırmalarının benimsenmesi gerekir. Yakın tarihli bir öneri , İtalya'daki XENON1T dedektöründe gözlemlenen şu anda açıklanamayan fazlalığın bir bukalemun karanlık enerji modelinden kaynaklanmış olabileceğini tahmin ediyor .

Değişken karanlık enerji modelleri

Karanlık enerjinin yoğunluğu, evrenin tarihi boyunca zaman içinde değişmiş olabilir. Modern gözlemsel veriler, karanlık enerjinin mevcut yoğunluğunu tahmin etmemizi sağlar. Baryon akustik salınımlarını kullanarak , karanlık enerjinin Evren tarihindeki etkisini araştırmak ve karanlık enerjinin durum denkleminin parametrelerini kısıtlamak mümkündür . Bu amaçla çeşitli modeller önerilmiştir. En popüler modellerden biri Chevallier–Polarski–Linder modelidir (CPL). Diğer bazı yaygın modeller ise, (Barboza ve Alcaniz. 2008), (Jassal ve ark. 2005), (Wetterich. 2004), (Öztaş ve ark. 2018).

gözlemsel şüphecilik

Homojen olmayan kozmoloji gibi karanlık enerjiye bazı alternatifler , gözlemsel verileri yerleşik teorilerin daha rafine bir kullanımıyla açıklamayı amaçlar. Bu senaryoda, karanlık enerji aslında yoktur ve yalnızca bir ölçüm eseridir. Örneğin, uzayın ortalamadan daha boş bir bölgesinde bulunuyorsak, gözlemlenen kozmik genişleme hızı, zamandaki bir değişim veya ivme ile karıştırılabilir. Farklı bir yaklaşım, yerel kümemizi çevreleyen boşluklarda uzayın nasıl daha hızlı genişliyor görünebileceğini göstermek için eşdeğerlik ilkesinin kozmolojik bir uzantısını kullanır . Zayıf olsa da, milyarlarca yıl boyunca kümülatif olarak düşünülen bu tür etkiler, kozmik hızlanma yanılsaması yaratarak ve sanki bir Hubble balonunda yaşıyormuşuz gibi görünmesini sağlayarak önemli hale gelebilir . Diğer olasılıklar, evrenin hızlanan genişlemesinin, evrenin geri kalanına göreli hareketimizin neden olduğu bir yanılsama olduğu veya kullanılan istatistiksel yöntemlerin kusurlu olduğudur. Ayrıca yerel Evrenin anizotropisinin karanlık enerji olarak yanlış temsil edildiği öne sürülmüştür. Bu iddia, fizikçiler D. Rubin ve J. Heitlauf'un bir makalesi de dahil olmak üzere başkaları tarafından hızla karşılandı. Bir laboratuvar doğrudan algılama girişimi, karanlık enerjiyle ilişkili herhangi bir kuvveti tespit edemedi.

2020'de yayınlanan bir araştırma, Tip Ia süpernovalarının parlaklığının yıldız popülasyonunun yaşına göre değişmediğine dair temel varsayımın geçerliliğini sorguladı ve karanlık enerjinin aslında var olmayabileceğini öne sürdü. Yeni çalışmanın baş araştırmacısı, Yonsei Üniversitesi'nden Young-Wook Lee, "Sonuçlarımız , 2011 Nobel Fizik Ödülü'ne yol açan SN kozmolojisinden gelen karanlık enerjinin, kırılgan ve yanlış bir varsayımın eseri olabileceğini gösteriyor" dedi. Bu makaleyle ilgili birçok konu , karanlık enerjinin keşfi için 2011 Nobel Ödülü'nü kazanan Adam Riess de dahil olmak üzere diğer kozmologlar tarafından gündeme getirildi .

Diğer mekanizma sürüş ivmesi

Değiştirilmiş yerçekimi

Ayrıca bakınız: Büyük yerçekimi

Karanlık enerjinin kanıtı, büyük ölçüde genel görelilik teorisine bağlıdır. Bu nedenle, genel göreliliğe yapılan bir değişikliğin karanlık enerji ihtiyacını da ortadan kaldırması düşünülebilir. Bu tür pek çok teori var ve araştırmalar devam ediyor. Yerçekimi olmayan yollarla ( GW170817 ) ölçülen ilk yerçekimi dalgasındaki yerçekimi hızının ölçümü, karanlık enerjiye açıklama olarak birçok değiştirilmiş yerçekimi teorisini dışladı.

Astrofizikçi Ethan Siegel , bu tür alternatifler ana akım basında çokça yer bulurken, neredeyse tüm profesyonel astrofizikçilerin karanlık enerjinin var olduğundan emin olduklarını ve rakip teorilerin hiçbirinin gözlemleri standart karanlık enerjiyle aynı kesinlikte başarıyla açıklamadığını belirtiyor.

Evrenin kaderi için çıkarımlar

Kozmologlar, ivmenin yaklaşık 5 milyar yıl önce başladığını tahmin ediyor . Bundan önce, maddenin çekici etkisi nedeniyle genişlemenin yavaşladığı düşünülüyordu. Genişleyen bir evrendeki karanlık maddenin yoğunluğu, karanlık enerjiden daha hızlı azalır ve sonunda karanlık enerji hakim olur. Spesifik olarak, evrenin hacmi iki katına çıktığında, karanlık maddenin yoğunluğu yarıya iner, ancak karanlık enerjinin yoğunluğu neredeyse değişmez (kozmolojik bir sabit durumunda tam olarak sabittir).

Geleceğe yönelik projeksiyonlar, farklı karanlık enerji modelleri için kökten farklı olabilir. Bir kozmolojik sabit veya hızlanma süresiz devam edeceği tahmin başka bir model için, nihai sonuç dışında bu galaksileri olacak Yerel Grubu olarak da kullanıcılar çizgi arasında engel hızını sürekli sonunda kadar hızını aşan, zamanla arttığını ışık. Bu ihlali değil özel görelilik Burada kullanılan "hız" kavramı yerel hızın farklıdır çünkü referans atalet çerçevesi hala az herhangi masif nesne için ışık hızından daha olacak şekilde tahdit edilmiş, (bkz Kullanımları kozmolojide herhangi bir göreli hız kavramını tanımlamanın inceliklerini tartışmak için uygun mesafe ). Çünkü Hubble parametre zamanla azalmaktadır aslında ışıktan daha hızlı bizden uzaklaştığını bir galaksi sonunda bize ulaşmadan sinyali verecek şekilde yönetmek gelmez durumlar da olabilir.

Bununla birlikte, hızlanan genişleme nedeniyle, çoğu galaksinin eninde sonunda bir tür kozmolojik olay ufkunu geçeceği ve bu noktadan sonra yaydıkları herhangi bir ışığın sonsuz gelecekte hiçbir zaman bize ulaşamayacağı, çünkü ışığın asla ulaşamayacağı tahmin edilmektedir. bize doğru olan "tuhaf hızının" bizden uzaktaki genişleme hızını aştığı bir nokta (bu iki hız kavramı ayrıca Uygun mesafenin Kullanımları'nda tartışılmıştır ). Karanlık enerjinin sabit (bir kozmolojik sabit ) olduğunu varsayarsak, bu kozmolojik olay ufkuna olan mevcut mesafe yaklaşık 16 milyar ışıkyılıdır, yani şu anda meydana gelen bir olaydan gelen bir sinyal, eğer olay gerçekleşirse gelecekte bize ulaşabilecektir. 16 milyar ışıkyılı uzaklıktaydılar, ancak olay 16 milyar ışıkyılı uzaklıkta olsaydı sinyal bize asla ulaşamazdı.

Galaksiler bu kozmolojik olay ufkunu geçme noktasına yaklaştıkça, onlardan gelen ışık , dalga boyunun pratikte tespit edilemeyecek kadar büyüdüğü ve galaksilerin tamamen ortadan kaybolduğu noktaya giderek daha fazla kırmızıya kayacaktır ( bkz . Genişleyen bir evrenin geleceği) ). Dünya Gezegeni, Samanyolu ve Samanyolu'nun bir parçası olduğu Yerel Grup, evrenin geri kalanı geri çekilirken ve gözden kaybolurken neredeyse hiç bozulmadan kalacaktır. Bu senaryoda, Yerel Grup , tıpkı kozmik ivme ölçümlerinden önce düz, maddenin egemen olduğu evren için varsayıldığı gibi, eninde sonunda ısı ölümüne maruz kalacaktı .

Evrenin geleceği hakkında daha spekülatif başka fikirler de var. Fantom enerjisi karanlık enerji sonuçlarının modeli farklı evrenin tüm diğer güçleri hakim kadar karanlık enerjinin etkin gücü büyümeye devam ima ediyorum genişleme. Bu senaryoya göre, karanlık enerji eninde sonunda galaksiler ve güneş sistemleri de dahil olmak üzere yerçekimsel olarak bağlı tüm yapıları parçalayacak ve sonunda elektrik ve nükleer kuvvetlerin üstesinden gelerek atomları parçalayacak ve evreni bir " Büyük Yırtılma" ile sona erdirecektir . Öte yandan, karanlık enerji zamanla dağılabilir ve hatta çekici hale gelebilir. Bu tür belirsizlikler, kütleçekiminin eninde sonunda hüküm sürmesi olasılığını açık bırakır ve bir " Büyük Çatlak " ta kendi üzerine büzüşen bir evrene , hatta her yinelemenin içinde döngüsel bir evren modelini ima eden karanlık bir enerji döngüsünün olabileceğine yol açar. ( Big Bang, ardından sonunda Big Crunch ) yaklaşık bir trilyon (10 12 ) yıl sürer . Bunların hiçbiri gözlemlerle desteklenmese de, dışlanmazlar.

Bilim felsefesinde

Gelen bilim felsefesi , karanlık enerjinin "yardımcı hipotezi", bir örneğidir geçici gözlemlere karşılık olarak bir teoriye eklenir postülatı tahrif bunu. Karanlık enerji hipotezi bir olduğunu iddia edilmiştir conventionalist hipotez olduğunu, dolayısıyla hiçbir ampirik içeriğini ekler ve bir hipotez çürütülemez tarafından tanımlanan anlamda Karl Popper .

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

Dış bağlantılar