Przyspieszona ekspansja wszechświata - Accelerating expansion of the universe

Lambda-CDM, przyspieszona ekspansja wszechświata . Oś czasu na tym schematycznym diagramie rozciąga się od ery Wielkiego Wybuchu /inflacji 13,7 miliarda lat temu do obecnego czasu kosmologicznego.

Obserwacje wykazują, że rozszerzenie w świata przyspiesza tak, że prędkość , z jaką odległe Galaxy ustępuje od obserwatora ciągle wzrasta z upływem czasu.

Przyspieszona ekspansja została odkryta w 1998 roku przez dwa niezależne projekty, Supernova Cosmology Project i High-Z Supernova Search Team , które wykorzystywały odległe supernowe typu Ia do pomiaru przyspieszenia. Pomysł polegał na tym, że supernowe typu Ia mają prawie taką samą jasność wewnętrzną ( standardowa świeca ), a ponieważ bardziej oddalone obiekty wydają się słabsze, możemy wykorzystać obserwowaną jasność tych supernowych do pomiaru odległości do nich. Odległość można następnie porównać do kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni supernowej , które mierzy, jak bardzo wszechświat rozszerzył się od czasu pojawienia się supernowej. Nieoczekiwanym rezultatem było to, że obiekty we wszechświecie oddalają się od siebie w przyspieszonym tempie. Kosmolodzy spodziewali się wówczas, że prędkość recesji zawsze będzie się zmniejszać z powodu przyciągania grawitacyjnego materii we wszechświecie. Trzech członków tych dwóch grup otrzymało następnie Nagrody Nobla za swoje odkrycie. Potwierdzające dowody znaleziono w barionowych oscylacjach akustycznych oraz w analizach gromadzących się galaktyk.

Uważa się, że przyspieszona ekspansja Wszechświata rozpoczęła się od momentu, gdy Wszechświat wszedł w erę zdominowaną przez ciemną energię około 4 miliardy lat temu. W ramach ogólnej teorii względności przyspieszoną ekspansję można wytłumaczyć dodatnią wartością stałej kosmologicznej Λ , równoważną obecności dodatniej energii próżni , zwanej „ ciemną energią ”. Chociaż istnieją alternatywne możliwe wyjaśnienia, opis zakładający ciemną energię (dodatni Λ ) jest używany w obecnym standardowym modelu kosmologii , który obejmuje również zimną ciemną materię (CDM) i jest znany jako model Lambda-CDM .

Tło

W dziesięcioleciach od wykrycia kosmicznego mikrofalowego tła (CMB) w 1965 roku model Wielkiego Wybuchu stał się najbardziej akceptowanym modelem wyjaśniającym ewolucję naszego Wszechświata. W Równania Friedmana określa sposób energia we wszechświecie napędy ekspansję.

gdzie κ reprezentuje krzywiznę wszechświata , a ( t ) jest współczynnikiem skali , ρ jest całkowitą gęstością energii wszechświata, a H jest parametrem Hubble'a .

Definiujemy gęstość krytyczną

i parametr gęstości

Następnie możemy przepisać parametr Hubble'a jako

gdzie cztery obecnie hipotetyczne czynniki przyczyniające się do gęstości energii wszechświata to krzywizna , materia , promieniowanie i ciemna energia . Każdy ze składników zmniejsza się wraz z ekspansją wszechświata (wzrost współczynnika skali), z wyjątkiem być może terminu ciemnej energii. To właśnie wartości tych parametrów kosmologicznych fizycy wykorzystują do określenia przyspieszenia wszechświata.

Równań przyspieszenia opisanie zmiany współczynnika skali z czasem

gdzie ciśnienie P jest określone przez wybrany model kosmologiczny. (patrz modele objaśniające poniżej)

Swego czasu fizycy byli tak pewni spowolnienia ekspansji wszechświata, że ​​wprowadzili tak zwany parametr hamowania q 0 . Bieżące obserwacje wskazują, że ten parametr opóźnienia jest ujemny.

Stosunek do inflacji

Zgodnie z teorią kosmicznej inflacji , bardzo wczesny wszechświat przeszedł okres bardzo szybkiej, quasi-wykładniczej ekspansji. Chociaż skala czasowa tego okresu ekspansji była znacznie krótsza niż obecnej ekspansji, był to okres przyspieszonej ekspansji z pewnymi podobieństwami do obecnej epoki.

Definicja techniczna

Definicja „przyspieszającej ekspansji” polega na tym, że druga pochodna współczynnika skali kosmicznej, , jest dodatnia, co jest równoważne parametrowi spowolnienia , , który jest ujemny. Należy jednak pamiętać, że nie oznacza to, że parametr Hubble'a rośnie z czasem. Ponieważ parametr Hubble'a jest zdefiniowany jako , to z definicji wynika, że ​​pochodna parametru Hubble'a jest dana przez

więc parametr Hubble'a maleje z czasem, chyba że . Obserwacje preferują , co oznacza, że jest to pozytywne, ale negatywne. Zasadniczo oznacza to, że kosmiczna prędkość recesji każdej konkretnej galaktyki rośnie z czasem, ale jej stosunek prędkości do odległości wciąż maleje; w ten sposób różne galaktyki rozszerzające się w sferze o stałym promieniu przecinają sferę wolniej w późniejszych czasach.

Jak widać z góry, przypadek „zerowego przyspieszenia/zwolnienia” odpowiada funkcji liniowej , , , i .

Dowody na przyspieszenie

Aby poznać tempo rozszerzania się wszechświata, przyjrzymy się relacjom między jasnością a przesunięciem ku czerwieni obiektów astronomicznych przy użyciu standardowych świec lub ich relacjom odległość-przesunięcie ku czerwieni przy użyciu standardowych linijek . Możemy również przyjrzeć się wzrostowi struktury wielkoskalowej i stwierdzić, że obserwowane wartości parametrów kosmologicznych najlepiej opisują modele uwzględniające przyspieszoną ekspansję.

Obserwacja supernowej

Wrażenie artysty dotyczące supernowej typu Ia, ujawnione w obserwacjach spektropolarymetrycznych

W 1998 roku pierwszy dowód na przyspieszenie pochodzi z obserwacji supernowych typu Ia , które są wybuchającymi białymi karłami , które przekroczyły limit stabilności . Ponieważ wszystkie mają podobne masy, ich jasność wewnętrzną można standaryzować. Do odkrycia supernowych wykorzystywane jest wielokrotne obrazowanie wybranych obszarów nieba, a następnie obserwacje podają ich szczytową jasność, która jest przekształcana na wielkość znaną jako odległość jasności (szczegóły w miarach odległości w kosmologii ). Linie widmowe ich światła można wykorzystać do określenia ich przesunięcia ku czerwieni .

W przypadku supernowych o przesunięciu ku czerwieni mniejszym niż około 0,1 lub czasie podróży światła krótszym niż 10 procent wieku wszechświata, daje to prawie liniową relację odległość-przesunięcie ku czerwieni zgodnie z prawem Hubble'a . Przy większych odległościach, ponieważ tempo ekspansji Wszechświata zmieniało się w czasie, relacja odległość-przesunięcie ku czerwieni odbiega od liniowości, a to odchylenie zależy od tego, jak tempo ekspansji zmieniało się w czasie. Pełne obliczenie wymaga komputerowej integracji równania Friedmanna, ale proste wyprowadzenie można wyprowadzić w następujący sposób: przesunięcie ku czerwieni z bezpośrednio podaje współczynnik skali kosmicznej w momencie wybuchu supernowej.

Zatem supernowa ze zmierzonym przesunięciem ku czerwieni z = 0,5 oznacza, że ​​wszechświat był1/1 + 0,5 = 2/3obecnego rozmiaru, gdy wybuchła supernowa. W przypadku przyspieszonej ekspansji jest dodatni; dlatego był mniejszy w przeszłości niż dzisiaj. W ten sposób przyspieszający wszechświat potrzebował więcej czasu na rozszerzenie się od 2/3 do 1 razy jego obecnego rozmiaru, w porównaniu do wszechświata bez przyspieszania o stałej i tej samej obecnej wartości stałej Hubble'a. Skutkuje to dłuższym czasem podróży światła, większą odległością i słabszymi supernowymi, co odpowiada rzeczywistym obserwacjom. Adam Riess i in. odkryli, że „odległości SNE Ia o wysokim przesunięciu ku czerwieni były średnio o 10% do 15% większe niż oczekiwano we wszechświecie o niskiej gęstości masy Ω M = 0,2 bez stałej kosmologicznej”. Oznacza to, że zmierzone odległości przy dużym przesunięciu ku czerwieni były zbyt duże w porównaniu do pobliskich, jak na zwalniający wszechświat.

Oscylacje akustyczne barionu

We wczesnym wszechświecie, zanim nastąpiła rekombinacja i rozprzęganie , fotony i materia istniały w pierwotnej plazmie . Punkty o większej gęstości w plazmie fotonowo-barionowej kurczą się, ściskane przez grawitację, aż ciśnienie staje się zbyt duże i ponownie się rozszerzają. To kurczenie się i rozszerzanie powodowało wibracje plazmy analogiczne do fal dźwiękowych . Ponieważ ciemna materia oddziałuje tylko grawitacyjnie , pozostawała w centrum fali dźwiękowej, źródło pierwotnej nadgęstości. Kiedy nastąpiło rozdzielenie, około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu, fotony oddzieliły się od materii i mogły swobodnie przepływać przez Wszechświat, tworząc kosmiczne mikrofalowe tło, jakie znamy. Pozostawiło to muszle materii barionowej w ustalonym promieniu od nadmiernej gęstości ciemnej materii, w odległości zwanej horyzontem dźwiękowym. W miarę upływu czasu i rozszerzania się wszechświata to właśnie w tych niejednorodnych gęstościach materii zaczęły powstawać galaktyki. Tak więc patrząc na odległości, na których galaktyki z różnymi przesunięciami ku czerwieni mają tendencję do skupiania się, można określić standardową odległość średnicy kątowej i użyć jej do porównania z odległościami przewidywanymi przez różne modele kosmologiczne.

Piki zostały znalezione w funkcji korelacji (prawdopodobieństwo, że dwie galaktyki będą znajdować się w pewnej odległości od siebie) przy 100 h- 1 Mpc (gdzie h jest bezwymiarową stałą Hubble'a ), co wskazuje, że jest to rozmiar dzisiejszego horyzontu dźwiękowego, oraz porównując to z horyzontem dźwiękowym w czasie rozprzęgania (za pomocą CMB), możemy potwierdzić przyspieszoną ekspansję Wszechświata.

Gromady galaktyk

Pomiar funkcji masy gromad galaktyk , które opisują gęstość liczbową gromad powyżej masy progowej, również dostarcza dowodów na ciemną energię. Porównując te funkcje masy przy wysokich i niskich przesunięciach ku czerwieni z przewidywanymi przez różne modele kosmologiczne, uzyskuje się wartości w i Ω m, które potwierdzają niską gęstość materii i niezerową ilość ciemnej energii.

Wiek wszechświata

Mając model kosmologiczny z określonymi wartościami parametrów gęstości kosmologicznej, możliwe jest zintegrowanie równań Friedmanna i wyznaczenie wieku Wszechświata.

Porównując to z rzeczywistymi zmierzonymi wartościami parametrów kosmologicznych, możemy potwierdzić słuszność modelu, który obecnie przyspiesza, aw przeszłości rozwijał się wolniej.

Fale grawitacyjne jako standardowe syreny

Niedawne odkrycia fal grawitacyjnych za pośrednictwem LIGO i VIRGO nie tylko potwierdziły przewidywania Einsteina, ale także otworzyły nowe okno na wszechświat. Te fale grawitacyjne mogą działać jak standardowe syreny do pomiaru tempa ekspansji wszechświata. Opat i in. W 2017 roku zmierzono stałą Hubble'a na około 70 kilometrów na sekundę na megaparsek. Amplitudy odkształcenia „h” zależą od mas obiektów wywołujących fale, odległości od punktu obserwacji oraz częstotliwości detekcji fal grawitacyjnych. Powiązane miary odległości zależą od parametrów kosmologicznych, takich jak stała Hubble'a dla pobliskich obiektów i będą zależne od innych parametrów kosmologicznych, takich jak gęstość ciemnej energii, gęstość materii itp. dla odległych źródeł.

Modele objaśniające

Ekspansja Wszechświata przyspiesza. Czas płynie od dołu do góry

Ciemna energia

Najważniejszą właściwością ciemnej energii jest to, że posiada ona podciśnienie (działanie odpychające), które jest rozłożone stosunkowo jednorodnie w przestrzeni.

gdzie c to prędkość światła, a ρ to gęstość energii. Różne teorie ciemnej energii sugerują różne wartości w , gdzie w < −1/3dla przyspieszenia kosmicznego (prowadzi to do dodatniej wartości ä w powyższym równaniu przyspieszenia ).

Najprostszym wyjaśnieniem ciemnej energii jest to, że jest to stała kosmologiczna lub energia próżni ; w tym przypadku w = -1 . Prowadzi to do modelu Lambda-CDM , który od 2003 r. do chwili obecnej jest ogólnie znany jako Standardowy Model Kosmologii, ponieważ jest to najprostszy model, dobrze zgodny z różnymi niedawnymi obserwacjami. Riess i in. odkryli, że ich wyniki z obserwacji supernowych faworyzują modele rozszerzające się z dodatnią stałą kosmologiczną ( Ω λ > 0 ) i przyspieszoną ekspansją prądu ( q 0 < 0 ).

Energia fantomowa

Obecne obserwacje pozwalają na istnienie modelu kosmologicznego zawierającego składnik ciemnej energii o równaniu stanu w < −1 . Ta widmowa gęstość energii stałaby się nieskończona w skończonym czasie, powodując tak ogromne odpychanie grawitacyjne, że wszechświat utraciłby całą strukturę i zakończyłby się Wielkim Rozdarciem . Na przykład dla w = −3/2i H 0  =70 km·s −1 ·Mpc −1 , czas pozostały do ​​zakończenia Wszechświata w tym Wielkim Rozdarciu wynosi 22 miliardy lat.

Teorie alternatywne

Istnieje wiele alternatywnych wyjaśnień przyspieszającego wszechświata. Niektóre przykłady to kwintesencja , proponowana forma ciemnej energii o równaniu stanu niestałego, której gęstość maleje z czasem. Masa ujemna kosmologia nie zakłada, że gęstość masy wszechświata jest dodatni (jak to się dzieje w obserwacji supernowych), a zamiast znajdzie negatywny stałą kosmologiczną. Brzytwa Ockhama sugeruje również, że jest to „bardziej oszczędna hipoteza”. Ciemny płyn jest alternatywnym wyjaśnieniem przyspieszania ekspansji, które próbuje zjednoczyć ciemną materię i ciemną energię w jedną strukturę. Alternatywnie, niektórzy autorzy argumentowali, że przyspieszona ekspansja wszechświata może być spowodowana odpychającym oddziaływaniem grawitacyjnym antymaterii lub odchyleniem praw grawitacji od ogólnej teorii względności, takiej jak masywna grawitacja , co oznacza, że ​​same grawitony mają masę. Pomiar prędkości grawitacji ze zdarzeniem fali grawitacyjnej GW170817 wykluczył wiele zmodyfikowanych teorii grawitacji jako alternatywne wyjaśnienie ciemnej energii.

Inny typ modelu, hipoteza reakcji zwrotnej, zaproponował kosmolog Syksy Räsänen: tempo ekspansji nie jest jednorodne, ale jesteśmy w regionie, w którym ekspansja jest szybsza niż tło. Niejednorodności we wczesnym wszechświecie powodują powstawanie ścian i baniek, w których wnętrze bańki ma mniej materii niż przeciętnie. Zgodnie z ogólną teorią względności przestrzeń jest mniej zakrzywiona niż na ścianach, a zatem wydaje się mieć większą objętość i większą szybkość rozszerzania. W gęstszych regionach ekspansja jest spowalniana przez wyższe przyciąganie grawitacyjne. Dlatego wewnętrzne zapadanie się gęstszych regionów wygląda tak samo, jak przyspieszająca ekspansja bąbelków, co prowadzi nas do wniosku, że wszechświat przechodzi przyspieszoną ekspansję. Zaletą jest to, że nie wymaga żadnej nowej fizyki, takiej jak ciemna energia. Räsänen nie uważa modelu za prawdopodobny, ale bez jakiegokolwiek fałszowania musi pozostać możliwym. Wymagałoby to dość dużych wahań gęstości (20%).

Ostatnia możliwość jest taka, że ​​ciemna energia jest iluzją spowodowaną pewnym odchyleniem w pomiarach. Na przykład, jeśli znajdujemy się w pustym niż przeciętnie regionie przestrzeni, obserwowane tempo ekspansji kosmicznej można pomylić ze zmianą czasu lub przyspieszeniem. Inne podejście wykorzystuje kosmologiczne rozszerzenie zasady równoważności, aby pokazać, jak przestrzeń może wydawać się rozszerzać szybciej w pustkach otaczających naszą lokalną gromadę. Choć słabe, takie efekty rozważane łącznie przez miliardy lat mogą stać się znaczące, tworząc iluzję kosmicznego przyspieszenia i sprawiając wrażenie, jakbyśmy żyli w bańce Hubble'a . Jeszcze inne możliwości są takie, że przyspieszona ekspansja wszechświata jest iluzją spowodowaną względnym ruchem nas do reszty wszechświata lub że wielkość użytej próbki supernowej nie była wystarczająco duża.

Teorie konsekwencji dla wszechświata

W miarę rozszerzania się wszechświata gęstość promieniowania i zwykłej ciemnej materii maleje szybciej niż gęstość ciemnej energii (patrz równanie stanu ) i ostatecznie dominuje ciemna energia. W szczególności, gdy skala wszechświata podwaja się, gęstość materii zmniejsza się 8-krotnie, ale gęstość ciemnej energii pozostaje prawie niezmieniona (jest dokładnie taka sama, jeśli ciemna energia jest stałą kosmologiczną ).

W modelach, w których ciemna energia jest stałą kosmologiczną, wszechświat będzie się rozszerzał wykładniczo z czasem w odległej przyszłości, zbliżając się coraz bardziej do wszechświata de Sittera . To ostatecznie doprowadzi do zniknięcia wszystkich dowodów na zniknięcie Wielkiego Wybuchu, ponieważ kosmiczne mikrofalowe tło zostanie przesunięte ku czerwieni do niższych intensywności i dłuższych długości fal. W końcu jego częstotliwość będzie na tyle niska, że ​​zostanie pochłonięta przez ośrodek międzygwiazdowy , a więc zostanie osłonięta przed obserwatorami w galaktyce. Nastąpi to, gdy wszechświat będzie mniej niż 50 razy starszy od obecnego wieku, prowadząc do końca kosmologii, jaką znamy, gdy odległy wszechświat pociemnieje.

Stale rozszerzający się wszechświat o niezerowej stałej kosmologicznej ma malejącą z czasem gęstość masy. W takim scenariuszu, zgodnie z obecnym stanem wiedzy, cała materia ulegnie jonizacji i rozpadowi na izolowane, stabilne cząstki, takie jak elektrony i neutrina , przy czym wszystkie złożone struktury rozproszą się. Ten scenariusz jest znany jako „ śmierć cieplna wszechświata ”.

Alternatywy dla ostatecznego losu wszechświata obejmują wspomniane wyżej Big Rip , Big Bounce , Big Freeze lub Big Crunch .

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia