Цёмная энергія () у касмалогіі — від энергіі, уведзены ў матэматычную мадэль Сусвету, дзеля тлумачэння назіранага яе пашырэння з паскарэннемАстронет > Темная энергия вблизи нас.
Існуе два варыянты тлумачэння сутнасці цёмнай энергіі: цёмная энергія ёсць касмалагічная канстанта — нязменная энергетычная шчыльнасць, якая раўнамерна запаўняе прастору Сусвету (іншымі словамі, пастулюецца ненулявая энергія і ціск вакууму)Астронет > Темная энергия вблизи нас; цёмная энергія ёсць нейкая квінтэсенцыя — дынамічнае поле, энергетычная шчыльнасць якога можа змяняцца ў прасторы і часе.
Дагэтуль (2014 год) усе вядомыя надзейныя назіральныя даныя не супярэчаць першай гіпотэзе, так што яна прымаецца ў касмалогіі як стандартная. Канчатковы выбар паміж двума варыянтамі патрабуе высокадакладных вымярэнняў хуткасці расшырэння Сусвету, каб зразумець, як гэта хуткасць змяняецца з часам. Тэмпы расшырэння Сусвету апісваюцца касмалагічным ураўненнем стану. Рашэнне ўраўнення стану для цёмнай энергіі з’яўляецца адной з самых надзённых задач сучаснай назіральнай касмалогіі.
Паводле апублікаваных у сакавіку 2013 года даных назіранняў касмічнай абсерваторыі «Планк», агульная маса-энергія назіранага Сусвету на 95,1 % складаецца з цёмнай энергіі (68,3 %) і цёмнай матэрыі (26,8 %) . Цёмная энергія таксама павінна складаць значную частку так званай скрытай масы СусветуТемная энергия вблизи нас // Астронет.
Адкрыццё цёмнай энергіі На падставе праведзеных у канцы 1990-х гадоў назіранняў звышновых зорак тыпу Ia была зроблена выснова, што расшырэнне Сусвету паскараецца з часам. Затым гэтыя назіранні былі падмацаваны іншымі крыніцамі: вымярэннямі рэліктавага выпраменьвання, гравітацыйнага лінзавання, нуклеасінтэзу Вялікага Выбуху. Усе атрыманыя даныя добра ўпісваюцца ў лямбда-CDM мадэль.
Звышновыя зоркі і Сусвет, які паскараецца Адлегласці да іншых галактык вызначаюцца вымярэннем іх чырвонага зрушэння. Паводле закона Хабла, велічыня чырвонага зрушэння святла аддаленых галактык прама прапарцыйная адлегласці да гэтых галактык. Суадносіны паміж адлегласцю і велічынёй чырвонага зрушэння называецца параметрам Хабла (ці, не зусім дакладна, пастаяннай Хабла).
Аднак само значэнне параметру Хабла патрабуецца спачатку якім-небудзь спосабам усталяваць, а для гэтага трэба вымераць значэнні чырвонага зрушэння для галактык, адлегласці да якіх ужо вылічаны іншымі метадамі. Для гэтага ў астраноміі ўжываюцца «стандартныя свечкі», гэта значыць аб’екты, свяцільнасць якіх вядомая. Лепшым тыпам «стандартнай свечкі» для касмалагічных назіранняў з’яўляюцца звышновыя зоркі тыпу Ia. Яны валодаюць вельмі высокай яркасцю і ўспыхваюць толькі тады, калі маса старой зоркі тыпу «белы карлік» дасягае мяжы Чандрасекара, значэнне якой вядома з высокай дакладнасцю. Такім чынам, усе звышновыя тыпу Ia, якія ўспыхваюць, размешчаныя на аднолькавай адлегласці, павінны мець амаль аднолькавую назіраную яркасць; пры гэтым пажадана рабіць папраўкі на вярчэнне і састаў зыходнай зоркі. Параўноўваючы назіраную яркасць звышновых у розных галактыках, можна вызначыць адлегласці да гэтых галактык.
У канцы 1990-х гадоў было выяўлена, што ў аддаленых галактыках, адлегласць да якіх была вызначана па законе Хабла, звышновыя тыпу Ia маюць яркасць ніжэйшую за тую, якую яны павінне мець. Іншымі словамі, адлегласць да гэтых галактык, вылічаная па метадзе «стандартных свечак» (звышновых Ia), апыняецца большай за адлегласць, вылічаную на падставе раней усталяванага значэння параметру Хабла. Была зроблена выснова, што Сусвет не проста расшыраецца, яна расшыраецца з паскарэннем.
Касмалагічныя мадэлі, якія існавалі раней, прадугледжвалі, што расшырэнне Сусвету запавольваецца. Яны зыходзілі са здагадкі, што асноўную частку масы Сусвету складае матэрыя — як бачная, так і нябачная (цёмная матэрыя). На аснове новых назіранняў, якія сведчаць пра паскарэнне расшырэння, было пастуліравана існаванне невядомага віду энергіі з адмоўным ціскам (гл. ураўненні стану). Яе назвалі «цёмнай энергіяй».
Цёмная энергія і скрытая маса Гіпотэза пра існаванне цёмнай энергіі (чым бы яна ні з’яўлялася) вырашае і так званую «праблему нябачнай масы». Тэорыя нуклеасінтэзу Вялікага Выбуху тлумачыць фарміраванне ў маладым Сусвеце лёгкіх хімічных элементаў, такіх як гелій, дэйтэрый і літый. Тэорыя буйнамаштабнай структуры Сусвету тлумачыць фарміраванне структуры Сусвету: утварэнне зорак, квазараў, галактык і скопішчаў галактык. Абедзве гэтыя тэорыі прадугледжваюць, што шчыльнасць барыённай матэрыі і цёмнай матэрыі складае каля 30 % ад крытычнай шчыльнасці, патрэбнай для ўтварэння «закрытага» Сусвету, гэта значыць шчыльнасці, неабходнай, каб форма Сусвету была плоскай. Вымярэнні рэліктавага выпраменьвання Сусвету, нядаўна праведзеныя спадарожнікам WMAP, паказваюць, што форма Сусвету сапраўды вельмі блізкая да плоскай. Такім чынам, нейкая раней невядомая форма нябачнай энергіі павінна даваць адсутныя 70 % шчыльнасці Сусвету.
Прырода цёмнай энергіі Сутнасць цёмнай энергіі з’яўляецца прадметам спрэчак. Вядома, што яна вельмі раўнамерна размеркавана, мае нізкую шчыльнасць, і не ўзаемадзейнічае колькі-небудзь прыкметна са звычайнай матэрыяй пасродкам вядомых фундаментальных тыпаў узаемадзеяння — за выключэннем гравітацыі. Паколькі гіпатэтычная шчыльнасць цёмнай энергіі невялікая (каля 10−29 г/см³), яе ці наўрад удасца выявіць лабараторным эксперыментам. Цёмная энергія можа аказваць такі глыбокі ўплыў на Сусвет (складаючы 70 % усёй энергіі) толькі таму, што яна аднародна напаўняе пустую (у іншых планах) прастору.
Касмалагічная пастаянная Самае простае тлумачэнне складаецца ў тым, што цёмная энергія — гэта проста «кошт існавання прасторы»: гэта значыць, любы аб’ём прасторы мае нейкую фундаментальную, неад’емна ўласцівую яму энергію. Яе яшчэ часам называюць энергіяй вакууму, паколькі яна з’яўляецца энергетычнай шчыльнасцю чыстага вакууму. Гэта і ёсць касмалагічная пастаянная, часам званая «лямбда-член» (па імі грэчаскай літары Λ, якая выкарыстоўваецца для яе абазначэння ва ўраўненнях агульнай тэорыі адноснасці). Увядзенне касмалагічнай канстанты ў стандартную касмалагічную мадэль, заснаваную на метрыцы Фрыдмана — Лемэтра — Робертсана — Уокера, прывяло да з’яўлення сучаснай мадэлі касмалогіі, вядомай як лямбда-CDM мадэль. Гэта мадэль добра адпавядае наяўным касмалагічным назіранням.
Шматлікія фізічныя тэорыі элементарных часціц прадказваюць існаванне вакуумных флуктуацый, гэта значыць надзяляюць вакуум менавіта такім відам энергіі. Значэнне касмалагічнай канстанты ацэньваецца ў 10−29 г/см³, ці каля 1.03 кэВ/см³ (каля 10−123 у Планкаўскіх адзінках).
Касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, роўны яе энергетычнай шчыльнасці. Прычыны, па якіх касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, выцякаюць з класічнай тэрмадынамікі. Колькасць энергіі, заключанай у «скрынцы з вакуумам» аб’ёмам V, роўная ρV, дзе ρ — энергетычная шчыльнасць касмалагічнай канстанты. Павелічэнне аб’ёму «скрынкі» (dV дадатна) прыводзіць да ўзрастання яе ўнутранай энергіі, а гэта азначае выкананне ёю адмоўнай працы. З-за таго, што работа, выкананая змяненнем аб’ёму dV, роўная pdV, дзе p — ціск, то p адмоўна і, фактычна, p = −ρ (каэфіцыент с², які звязвае масу і энергію, прыраўнаваны да 1).
Паводле агульнай тэорыі адноснасці, гравітацыя залежыць не толькі ад масы (шчыльнасці), але і ад ціску, прычым ціск мае большы каэфіцыент, чым шчыльнасць. Адмоўны ціск павінен спараджаць адштурхванне, антыгравітацыю, і таму выклікае паскарэнне расшырэння СусветуАстронет > Темная энергия вблизи нас.
Найважнейшая нявырашаная праблема сучаснай фізікі складаецца ў тым, што большасць квантавых тэорый поля, грунтуючыся на энергіі квантавага вакууму, прадказваюць вялізнае значэнне касмалагічнай канстанты — на шматлікія парадкі праўзыходнае дапушчальнае па касмалагічных уяўленнях. Звычайная формула квантавай тэорыі поля для сумавання вакуумных нулявых ваганняў поля (з абразаннем па хвалеваму ліку вагальных мод, які адпавядае планкаўскай даўжыні), дае вялізную шчыльнасць энергіі вакуумуС. Вайнберг «Проблема космологической постоянной», Успехи физических наук, август 1989 г., т. 158, вып. 4, стр. 640—678Я. Б. Зельдович «Теория вакуума, быть может, решает загадку космологии», Успехи физических наук, март 1981 г., т. 133, вып. 3, стр. 479—503. Гэта значэнне, такім чынам, павінна быць скампенсавана нейкім дзеяннем, амаль роўным (але не дакладна роўным) па модулі, але якое мае процілеглы знак. Некаторыя тэорыі суперсіметрыі (SATHISH) патрабуюць, каб касмалагічная канстанта ў была дакладна роўная нулю, што таксама не спрыяе рашэнню праблемы. Такая сутнасць «праблемы касмалагічнай канстанты», найбольш цяжкай праблемы «тонкай настройкі» ў сучаснай фізіцы: не знойдзена ніводнага спосабу вывесці з фізікі элементарных часціц надзвычай малое значэнне касмалагічнай канстанты, вызначанае ў касмалогіі. Некаторыя фізікі, уключаючы Стывена Вайнберга, лічаць т.зв. «антропны прынцып» найлепшым тлумачэннем назіранага тонкага балансу энергіі квантавага вакууму.
Нягледзячы на гэтыя праблемы, касмалагічная канстанта — гэта ў шмат ў чым самае эканомнае рашэнне праблемы Сусвету, які паскараецца. Адзінае лікавае значэнне тлумачыць мноства назіранняў. Таму цяперашняя агульнапрынятая касмалагічная мадэль (лямбда-CDM мадэль) уключае касмалагічную канстанту як істотны элемент.
Квінтэсенцыя Альтэрнатыўны падыход быў прапанаваны ў 1987 годзе нямецкім фізікам-тэарэтыкам Крыстафам ВетэрыхамCosmology and the Fate of Dilatation Symmetry, C. Wetterich, Nucl. Phys. B 302, 668 (1988)The Cosmon Model for an Asymptotically Vanishing Time Dependent Cosmological «Constant», C. Wetterich, Astron. Astrophys. 301, 321 (1995), arXiv: hep-th/9408025v1. Ветэрых зыходзіў са здагадкі, што цёмная энергія — гэта свайго роду часціцападобныя ўзбуджэнні нейкага дынамічнага скалярнага поля, названага квінтэсенцыяйCaldwell R. R., Steinhardt P. J. Phys.Rev. D 57, 6057 (1998).. Адрозненне ад касмалагічнай канстанты ў тым, што шчыльнасць квінтэсенцыі можа вар’іравацца ў прасторы і часе. Каб квінтэсенцыя не магла «збірацца» і фарміраваць буйнамаштабныя структуры па прыкладзе звычайнай матэрыі (зоркі і да т.п.), яна павінна быць вельмі лёгкай, гэта значыць мець вялікую комптанаўскую даўжыню хвалі.
Ніякіх сведчанняў існавання квінтэсенцыі пакуль не выяўлена, але выключыць такое існаванне нельга. Гіпотэза квінтэсенцыі прадказвае трохі больш павольнае паскарэнне Сусвету, у параўнанні з гіпотэзай касмалагічнай канстанты. Некаторыя навукоўцы мяркуюць, што найлепшым сведчаннем на карысць квінтэсенцыі былі б парушэнні прынцыпу эквівалентнасці Эйнштэйна і варыяцыі фундаментальных канстант у прасторы ці часе. Існаванне скалярных палёў прадказваецца стандартнай мадэллю і тэорыяй струн, але пры гэтым узнікае праблема, аналагічная варыянту з касмалагічнай канстантай: тэорыя рэнармалізацыі прадказвае, што скалярныя палі павінны набываць значную масу.
Праблема касмічнага супадзення ставіць пытанне, чаму паскарэнне Сусвету пачалося менавіта ў пэўны момант часу. Калі б паскарэнне ў Сусвеце пачалося раней за гэты момант, зоркі і галактыкі проста не паспелі б сфарміравацца, і ў жыцця не было б ніякіх шанцаў на ўзнікненне, прынамсі, у вядомай нам форме. Прыхільнікі «антропнага прынцыпу» лічаць гэты факт найлепшым аргументам на карысць сваіх пабудоў. Зрэшты, многія мадэлі квінтэсенцыі прадугледжваюць так званыя «сачыльныя паводзіны», якія вырашаюць гэту праблему. У гэтых мадэлях поле квінтэсенцыі мае шчыльнасць, якая падстройвацца да шчыльнасці выпраменьвання (не дасягаючы яе) да таго моманту развіцця Вялікага Выбуху, калі ўзнікае раўнавага рэчыва і выпраменьвання. Пасля гэтага моманту квінтэсенцыя пачынае паводзіць сябе як шукаемая «цёмная энергія» і ўрэшце пануе ў Сусвеце. Такое развіццё натуральным чынам усталёўвае нізкае значэнне ўзроўню цёмнай энергіі.
Ураўненне стану (залежнасць ціску ад шчыльнасці энергіі) для квінтэсенцыі: дзе (для вакууму ).