Космологична константа: понятие, определение, формула за изчисление и проблеми

В началото на 20-ти век един млад учен, Алберт Айнщайн, разглежда свойствата на светлината и масата и връзката им помежду им. Резултатът от неговите разсъждения е теорията на относителността. Работата му променя съвременната физика и астрономия по начин, който се усеща и днес. Всеки ученик изучава известното уравнение E = MC2, за да разбере как са свързани масата и енергията. Това е един от основните факти в космоса.

Какво представлява космологичната константа?

Колкото и да са задълбочени уравненията на Айнщайн за общата теория на относителността, те представляват проблем. Той се опитва да обясни как масата и светлината съществуват във Вселената, как тяхното взаимодействие може да доведе до статична (т.е. неразширяваща се) Вселена. За съжаление уравненията му предсказват, че тя или се свива, или се разширява и това ще продължи вечно, но накрая ще достигне точка, в която ще започне да се свива.

Това не му се сторило правилно, така че Айнщайн трябвало да обясни начин за задържане на гравитацията, за да обясни статичната вселена. В края на краищата, повечето физици и астрономи от неговото време просто приемат, че те са и има. Затова Айнщайн измисля фактора на Фъдж, наречен "космологичната константа", което дава ред на уравненията и води до неразширяваща се и несгъстяваща се Вселена. Той измисля знака "lambda" (гръцка буква), обозначаваща плътността на енергията във вакуума на пространството. Той контролира разширяването, а липсата на разширяване спира процеса. Сега е необходим фактор, който да обясни космологичната теория.

Как да изчислите?

На 25 ноември 1915 г. Алберт Айнщайн представя пред обществеността първата версия на общата теория на относителността (ОТО). В оригинал уравненията на Айнщайн са изглеждали така:

В съвременния свят космологичната константа е равна:

Това уравнение описва теорията на относителността. Също така постоянна все още се нарича член ламбда.

Галактики и разширяваща се Вселена

Космологичната константа не поправя нещата по начина, по който той е очаквал. Всъщност работеше, но само за известно време. Проблемът с космологичната константа не е решен.

Това продължава до момента, в който друг млад учен, Едуин Хъбъл, прави задълбочено наблюдение на променливи звезди в далечни галактики. Тяхното трептене разкрива разстоянията до тези космически структури и още.

Работата на Хъбъл показа не само, че Вселената съдържа много други галактики, но и че тя се разширява, а сега знаем, че скоростта на този процес варира във времето. Това значително намали космологичната константа на Айнщайн до нула и великият учен трябваше да преразгледа предположенията си. Изследователите не са го изоставили напълно. По-късно обаче Айнщайн нарича добавянето на неговата константа към на общата теория на относителността е най-голямата грешка в живота му. Но дали е така?

Нова космологична константа

През 1998 г. екип от учени, работещи с космическия телескоп "Хъбъл" и изучаващи далечни свръхнови, забелязват нещо съвсем неочаквано: разширяването на Вселената се ускорява. Нещо повече, скоростта на процеса не е такава, каквато са очаквали, и е била различна в миналото.

Като се има предвид, че Вселената е изпълнена с маса, изглежда логично, че разширяването трябва да се забавя, дори ако е толкова незначително. Така че това откритие изглежда противоречи на това, което предсказват уравненията на Айнщайн и космологичната константа. Астрономите не разбират, как да обясним видимо ускорение на разширяването. Защо, как се случва?

Отговори на въпроси

За да обяснят ускорението и космологичните идеи за него, учените се връщат към идеята на първоначалната теория.

Последните им предположения не изключват съществуването на нещо, наречено тъмна енергия. То е нещо, което не може да се види или усети, но неговите ефекти могат да бъдат измерени. Тя е същата като тъмната материя: въздействието ѝ може да се определи по начина, по който влияе на светлината и видимата материя.

Астрономите може би все още не знаят какво представлява тази тъмна енергия. Въпреки това те знаят, че тя влияе върху разширяването на Вселената. За да се разберат тези процеси, е необходимо повече време за наблюдение и анализ. Може би космологичната теория не е толкова лоша идея? В края на краищата, това може да се обясни, ако приемем, че тъмната енергия съществува. Това изглежда е така и учените трябва да потърсят допълнителни обяснения.

Какво се случи в началото?

Първоначалният космологичен модел на Айнщайн е статичен хомогенен модел със сферична геометрия. Гравитационното въздействие на материята предизвиква ускорение в тази структура, което Айнщайн не може да обясни, тъй като по това време не е известно, че Вселената се разширява. Ето защо ученият въвежда космологичната константа в уравненията на общата теория на относителността. Тази константа се прилага, за да противодейства на гравитационното привличане на материята, и затова е описана като антигравитационен ефект.

Омега Ламбда

Вместо за самата космологична константа изследователите често говорят за връзката между плътността на енергията, дължаща се на нея, и критичната плътност на Вселената. Тази стойност обикновено се обозначава по следния начин: ΩΛ. В една плоска Вселена ΩΛ съответства на част от нейната енергийна плътност, което се обяснява и с космологичната константа.

Обърнете внимание, че това определение е свързано с критичната плътност на настоящата епоха. Тя се променя с времето, но плътността на енергията, дължаща се на космологичната константа, остава постоянна през цялата история на Вселената.

Нека разгледаме по-подробно как съвременните учени развиват тази теория.

Космологично доказателство

Настоящото изследване на ускоряващата се Вселена е много активно, с много различни експерименти, обхващащи напълно различни времеви интервали, мащаби на дължината и физически процеси. Създаден е космологичен CDM модел, в който Вселената е плоска и има тези характеристики:

• енергийна плътност от около 4% от барионната материя;
• 23% от тъмната материя;
• 73% от космологичната константа.

Решаващият резултат от наблюденията, който доведе до сегашното значение на космологичната константа, беше откритието, че далечни свръхнови като Ia (0

Нека обясним по-подробно. От особено значение за съвременната космологична концепция е наблюдението, че свръхновите с изключително високо червено отместване (z>1) по-ярка от очакваното, което е знак за очаквано забавяне преди настоящия период на ускоряване. Преди публикуването на изследването на свръхновите през 1998 г. вече имаше няколко доказателства, които проправиха пътя за сравнително бързото приемане на теорията за ускоряването на Вселената чрез свръхнови. По-специално три от тях:

1. Вселената изглежда по-млада от най-старите звезди. Еволюцията им е добре проучена, а наблюденията им в кълбовидните купове и на други места показват, че най-старите образувания са на възраст над 13 милиарда години. Можем да сравним това с възрастта на Вселената, като измерим скоростта на разширяване днес и я проследим до времето на Големия взрив. Ако Вселената се беше забавила до сегашната си скорост, нейната възраст щеше да е по-малка, отколкото ако се беше ускорила до сегашната си скорост. Плоска вселена, състояща се само от материя, би била на около 9 милиарда години - сериозен проблем, като се има предвид, че тя е с няколко милиарда години по-млада от най-старите звезди. От друга страна, една плоска Вселена с космологична константа от 74% би била на около 13,7 милиарда години. Така че наблюдението, че в момента тя се ускорява, е разрешило възрастовия парадокс.
2. Твърде много далечни галактики. Техният брой вече е използван широко в опитите да се оцени забавянето на разширяването на Вселената. Обемът на пространството между две червени отмествания се различава в зависимост от историята на разширяването (за даден ъгъл на твърдо тяло). Използвайки броя на галактиките между двете червени отмествания като мярка за обема на пространството, наблюдателите са установили, че отдалечените обекти изглеждат твърде големи в сравнение с прогнозите за забавяне на Вселената. Или светимостта на галактиките, или техният брой на единица обем се е променил с течение на времето по неочакван начин, или изчислените от нас обеми са били погрешни. Ускоряващата се материя може да обясни наблюденията, без да предизвиква странна теория за еволюцията на галактиките.
3. Наблюдаваната плоскост на Вселената (въпреки непълните доказателства). С помощта на измервания на температурните колебания в космическото микровълново фоново лъчение (CMB) от времето, когато Вселената е била на около 380 000 години, може да се заключи, че тя е пространствено плоска с точност до няколко процента. При комбинирането на тези данни с точното измерване на плътността на материята във Вселената става ясно, че тя има само около 23% от критичната плътност. Един от начините да се обясни липсващата плътност на енергията е да се приложи космологичната константа. Оказва се, че част от него е просто необходими за Обяснение на ускорението, наблюдавано от данните за свръхнови. Това е правилният фактор, за да се превърне Вселената в плоска. Следователно космологичната константа разрешава очевидното противоречие между наблюденията на плътността на материята и CMB.

Какво е значението на?

За да отговорим на следните въпроси, нека разгледаме. Нека се опитаме да обясним физическото значение на космологичната константа.

Да вземем уравнението GR-1917 и да премахнем метричния тензор g от скобите_ab. Следователно в скобите имаме израза (R/2 - Λ). Стойността на R е представена без индекси - това е обичайно, скаларна кривина. Казано по-просто, това е обратната стойност на радиуса на окръжност/сфера. Плоското пространство отговаря на R = 0.

При това тълкуване ненулева стойност на Λ означава, че нашата Вселена е изкривена сама по себе си, включително в отсъствието на от всякаква тежест. Повечето физици обаче не вярват в това и смятат, че наблюдаваната кривина трябва да има някаква вътрешна причина.

Тъмна материя

Този прилага се терминът за хипотетична материя във Вселената. Той има за цел да обясни много от проблемите на стандартния космологичен модел на Големия взрив. Астрономите предполагат, че около 25% от Вселената се състои от тъмна материя (вероятно събрана от нестандартни частици като неутрино, аксиони или слабо взаимодействащи масивни частици [WIMP]). А 70% от Вселената в техните модели се състои от още по-неясна тъмна енергия, като за обикновената материя остават само 5%.

Креационистка космология

През 1915 г. Айнщайн решава проблема с публикуването на своята обща теория на относителността. Той показа, че аномалната прецесия е следствие от начина, по който гравитацията изкривява пространството и времето и контролира движенията на планетите, когато те са особено близо до масивни тела, където кривината на пространството е най-силно изразена.

Нютоновата гравитация не е достатъчно точно описание на движението на планетите. Особено когато кривината на пространството се отклонява от евклидовата плоскост. А общата теория на относителността обяснява наблюдаваното поведение почти точно. Следователно нито тъмната материя, която според някои е в невидим пръстен от материя около Слънцето, нито самата планета Вулкан са необходими за обяснение на аномалията.

Заключения

В ранните времена космологичната константа е била незначителна. В по-късни времена плътността на материята би била почти нулева и Вселената би била празна. Живеем в онази кратка космологична епоха, в която и материята, и вакуумът са със съпоставима величина.

В компонента на материята изглежда има принос както от барионни, така и от небарионни източници, като и двата са сравними (поне съотношението им не зависи от времето). Тази теория се клати под тежестта на своята неестественост, но въпреки това пресича финалната линия много по-рано от своите конкуренти, тъй като се съгласува с данните.

Освен потвърждаването (или опровергаването) на този сценарий, основното предизвикателство пред космолозите и физиците през следващите години ще бъде да разберат дали тези очевидно неприятни аспекти на нашата Вселена са просто изненадващи съвпадения или всъщност отразяват основна структура, която все още не разбираме.

Ако имаме късмет, всичко, което сега изглежда неестествено, ще послужи като ключ към по-дълбокото разбиране на фундаменталната физика.