Tumma energia

In cosmology , pimeä energia tai pimeä energia ( pimeä energia in Englanti ) on eräänlainen energian hypoteettinen täyttämällä tasaisesti koko Universe ja jonka paine negatiivinen, se käyttäytyy kuin vahvuus painovoiman repulsio. Olemassaolo pimeää energiaa tarvitaan selittämään erilaisia havaintoja astrofysiikan , kuten kiihtyvä laajeneminen maailmankaikkeuden havainnut vaihteessa XXI : nnen vuosisadan .

Vaikka hyvin pieni tiheys (suuruusluokkaa 10 -29 g / cm 3 ), pimeä energia on merkittävä osa Universe , jotka edustavat noin 68% koko energiatiheys Universumin. Sen luonne on edelleen tuntematon. Se voi olla yksinkertaisesti yleisen suhteellisuustason aiheuttama kosmologinen vakio , jolla olisi nollasta poikkeava arvo. On olemassa muita hypoteeseja, jotka johtavat joko aineen eri mallintamiseen ( kvintessenssi , k-olemus , yhtenäiset aineen ja pimeän energian mallit) tai toiseen gravitaation mallintamiseen (painovoima f (R), kentän skalaarit, branaarinen kosmologia ). Valinta näiden eri hypoteesien välillä riippuu olennaisesti rajoituksista, jotka aiheutuvat havainnoinnista, erityisesti tyypin Ia supernovojen , kosmologisen diffuusin taustan tai baryonien akustisten värähtelyjen havainnoinnista .

Pimeää energiaa ei pidä sekoittaa pimeään aineeseen, joka päinvastoin ei täytä tasaisesti maailmankaikkeutta ja joka vuorovaikutuksessa normaalisti (vetovoimat) painovoiman kanssa.

Synkän energiakonseptin syntymä

Lause tumma energia mainittiin ensimmäisen kerran Hutererin ja Turnerin artikkelissa vuonna 1998, muutama kuukausi universumin kiihtyvän laajenemisen löytämisen jälkeen . Itse asiassa 1990-luvun lopulla satelliitit ja teleskoopit mahdollistivat hyvin tarkkojen etäisten supernoovien ja mikroaaltouunien fossiilisen säteilyn mittaamisen . Useat havaitut piirteet, erityisesti maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtyminen , johtavat olettamaan, että on todellakin eräänlaista energiaa (kastettu pimeäksi ), jonka yhtenä pääominaisuutena olisi negatiivinen paine , jonka se tekee. se käyttäytyy kuin vastenmielinen painovoima .

Vastenmielisen luonteensa vuoksi pimeällä energialla on taipumus kiihdyttää maailmankaikkeuden laajentumista sen sijaan, että se hidastaisi, samoin kuin kenttä "normaali". Kiihtyvä maailmankaikkeus on juuri se, mitä näemme tarkkaillessamme kaikkein kaukaisimpia supernovoja. Huomattavasti nämä havainnot näyttävät osoittavan, että tumman energian on edustettava noin 70% maailmankaikkeuden kokonaisenergiatiheydestä.

Mutta ajatus maailmankaikkeuden kiihdyttävästä komponentista, näkymättömästä ja hajautetusta, on vanhempi.

Historiallisesti ainoa (hypoteettinen) energian muoto, joka käyttäytyi pimeän energian tavoin, oli kosmologinen vakio , jonka Albert Einstein ehdotti toisessa yhteydessä vuonna 1916 , ja ainoat tummaa energiaa käyttävät mallit käyttivät tosiasiallisesti kosmologista vakiota. Einsteinin alkuperäinen motivaatio oli kuitenkin kaukana niistä, jotka ajavat nykyistä kiinnostusta pimeään energiaan. Todellakin, vuonna 1916 , jolloin maailmankaikkeuden laajenemista ei tiedetty, Albert Einstein katsoi, että maailmankaikkeuden oli oltava staattinen, joten hänen täytyi ottaa käyttöön uusi voima, joka vastustaa gravitaatiovoimaa. Ihanteellinen ehdokas löydettiin kosmologisesta vakiosta, joka mahdollisti tietyissä hyvin erityisissä olosuhteissa tasapainottaa tarkkaan painovoiman houkuttelevan vaikutuksen.

Vasta paljon myöhemmin, vuonna 1988 , astrofyysikot Jim Peebles ja Bharat Ratra ehdottivat toista tumman energian mallia, jota myöhemmin kutsuttiin kvintessenssiksi . Kiinnostus pimeää energiaa kohtaan herätti vasta 1990-luvun lopulla , jolloin pimeän energian todellisuus korostui maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen ilmiöllä . Myöhemmin ehdotettiin muita malleja, joista Phantom-energia , k-olemus ja Chaplyguinen kaasu (in) . Kaikilla on samat olennaiset piirteet, että niillä on riittävän negatiivinen paine, jotta voidaan selittää ainakin laadullisesti maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtyvyys.

Aihetta koskevan nykyisen astrofyysisen tutkimuksen päätavoitteena on mitata tarkasti maailmankaikkeuden laajenemisen historia sen määrittämiseksi, kuinka laajeneminen vaihtelee ajan mukaan, ja päätellä pimeän energian ominaisuudet, erityisesti sen tilayhtälö .

Pimeän energian luonne

Pimeän energian tarkka luonne on suurelta osin spekulointia. Jotkut fyysikot uskovat, että pimeä energia olisi kvanttityhjiön energia, jonka mallintaisena on yleisen suhteellisuusteollisuuden kosmologinen vakio , jonka suuruusluokan Albert Einstein oletti ennen pitävän sitä muutama vuosi myöhemmin "tärkeimpänä tieteellisenä virheenään". Tämä on yksinkertaisin selitys ja kosmologisen vakion asettaminen tarkoittaa, että pimeän energian tiheys on tasainen ja vakio koko maailmankaikkeudessa, muuttumaton ajan myötä. Tämä on Einsteinin esittämä muoto, ja tämä muoto on yhdenmukainen nykyisten havaintojemme kanssa maailmankaikkeudesta. Jos pimeä energia saa tämän muodon, se tarkoittaa, että se on maailmankaikkeuden perusominaisuus.

Muita hypoteeseja on esitetty. Täten tuntemattomien hiukkasten olemassaolo voisi aiheuttaa pimeän energian . Näitä malleja kutsutaan olennaisiksi . Jotkut teoriat väittävät, että näitä hiukkasia luotiin riittävän paljon ison räjähdyksen aikana täyttämään koko tila. Jos näin olisi, voidaan odottaa heidän ryhmittyvän yhteen samalla tavalla kuin tavallinen aine, ja voidaan tarkkailla tiheyden vaihteluja ajan funktiona. Todisteita ei havaittu, mutta havaintojen tarkkuus ei salli tämän hypoteesin poissulkemista. Tällainen hypoteesi tulee kuitenkin hyvin lähelle eetterin vanhentuneita teorioita , jotka hylättiin tarkalleen, koska ne olettivat, että naamioitunut aine täyttää koko maailmankaikkeuden.

Toinen lähestymistapa pimeään energiaan on ottaa huomioon rakenteiden muodostumisen viimeaikaisen aikakauden epähomogeeninen kaarevuus osana Einsteinin yhtälöä ilman kosmologista vakiota, toisin kuin homogeeninen lähestymistapa, joka asettaa yhtenäisen spatiaalisen kaarevuuden universumin havaintojen tulkitsemiseksi jossa suuret tyhjät tilat ja kosminen verkko ovat ilmeisiä. Tämä lähestymistapa epähomogeeniseen kosmologiaan sisältää ennen kaikkea Einsteinin yhtälön tarkat epähomogeeniset kosmologiset ratkaisut ja skalaaristen keinojen lähestymistavan. Tässä tapauksessa pimeä energia olisi artefakti ekstragalaktisten havaintojen liian yksinkertaistetusta tulkinnasta, joka ei vaadi uusia skalaarikenttiä tai Einsteinin yhtälön muuttamista.

Kosmologinen vakio

Tumma energia voi olla käsitys, joka liittyy suoraan kosmologiseen vakioon . Jälkimmäinen esiintyy "muokatun" Einstein-yhtälön toisessa jäsenessä : . $\ Lambda$ $G _ {{\ alpha \ beta}} = 8 \ pi T _ {{\ alpha \ beta}} + \ Lambda g _ {{\ alpha \ beta}}$

Tämän vakion lisäsi Albert Einstein primitiiviseen yhtälöönsä, jotta se voisi mallintaa staattisen maailmankaikkeuden (myöhemmin osoitetaan, että Einsteinin staattinen maailmankaikkeus on epävakaa). Se tuo esiin eräänlaisen energian ( vakio skalaarikentän ), joka on läsnä missä tahansa aika-ajallisen jatkumon kohdassa, joka sopivalla merkin ja arvon valinnalla voi vastustaa painovoimaa ja muokata "maailmankaikkeuden koon" evoluutioprofiilia. (asteikkokerroin FLRW-metriikassa ).

Löytäessään maailmankaikkeuden laajenemisen ( vrt. Edwin Hubble ) Einstein kielsi tämän syylän (" elämäni ilmeisimmän virheen ") alkuperäisen yhtälön (missä ei näy) puolesta, jota pidettiin "esteettisemmänä" ja yhdenmukaisimpana ajan havaintoja. 1980-luvulle asti kosmologinen vakio jätettiin enemmän tai vähemmän huomiotta "tavanomaisessa" kosmologiassa. $\ Lambda$

Itse asiassa tämä "virhe" ei välttämättä ole, sillä kosmologinen vakio näyttää olevan yksi yksinkertaisimmista ja luonnollisimmista ratkaisuista pimeän energian ongelmaan. Kosmologisen malli yhdistää kosmologisen vakiona pimeä energia on olemassa: ΛCDM malli , joka käytetään yhä toimiva malli kosmologeja.

Tämä ratkaisu ei kuitenkaan ole välttämätön (vaikka se on edelleen mahdollista) seuraavista syistä:

Kosmologisen vakion tarina on toistaiseksi sama, koska Einstein: ad hoc -vakio lisättiin keinotekoisesti selittämään havaintoja tai oletettua maailmankaikkeuden tilaa ja joka lopulta pudotettiin.
Hiukkasfysiikan näkökulmasta kosmologinen vakio ilmestyy tyhjiön energiatiheydeksi . Tämän energiatiheyden laskeminen standardimallilla antaa kuitenkin jättimäisen arvon, joka on suuruusluokkaa , kun taas kosmologisen vakion odotettu arvo on erittäin matala . Tätä teoreettisen arvon ja mitatun välistä yli 120 suuruusluokan eroa ei oteta huomioon. Ei ole mitään selitystä tai fyysisen kentän teoriaa, joka antaa alhaisen, nollasta poikkeavan arvon tyhjiöenergialle. ${\ displaystyle \ rho _ {tyhjä} = 10 ^ {74} GeV ^ {4}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {\ Lambda} = 10 ^ {- 47} GeV ^ {4}}$

Jos tuomme hiukkasfysiikan kokonaissupersymmetrian, tyhjiön energiatiheys on tällöin tarkalleen nolla, jokaisen bosonin osuus kumoutuu sen supersymmetrisen fermionin kautta ja päinvastoin. Maailmankaikkeuden nykyinen tila vastaa kuitenkin "rikkoutunutta" supersymmetriatilaa, joka antaa sitten jälleen tyhjiöenergian laskennalle arvon, joka on paljon suurempi kuin odotettu, vaikkakin pienempi kuin vakiomallin (suhde järjestyksessä sijasta ).

10 ^ {{41}}

10 ^ {{120}}

Tämä suuruusluokan ero merkitsee myös kosmologisen vakion hienosäätöä . Tämän on täytynyt olla yhtä suuri kuin tietty arvo, lähellä, jotta maailmankaikkeuden kehitys voi antaa sen nykyisen tilan. Kosmologisen parametrin mielivaltainen vahvistaminen niin tarkasti ilman teoreettista perustaa on tieteellisesti vaikea hyväksyä. $10 ^ {{- 123}}$
Pimeän energian arvon on pysyttävä tiukasti vakiona ajan mittaan. Tätä kohtaa ei ole vielä vahvistettu. Havainnot viittaavat pimeään energiatiheyteen, joka on luokkaa , maailmankaikkeuden laajenemisen asteikkokertoimella ja n lähellä nollaa ja mahdollisesti yhtä suuri kuin nolla (jolloin saadaan vakio). Lisäksi tyhjiön energiaan kohdistuu kvanttivaihteluja, kun taas kosmologinen vakio on pohjimmiltaan ja tiukasti vakio. $\ rho _ {{\ Lambda}} \ noin a ^ {{- n}}$

Nämä syyt saavat tutkijat etsimään muita pimeän energian malleja, jotka jättävät nolla-arvon kosmologiselle vakiolle.

Muut mallit

Pimeän energian mallit, kosmologisen vakion lisäksi, voidaan luokitella neljään pääluokkaan. Kaksi ensimmäistä luokkaa olettavat, että painovoima on kuvattu oikein suhteellisessa suhteellisuudessa ja tuovat uusia vapausasteita tavalliseen malliin verrattuna .

Luokka A: mallit, joissa kiihtyvyyteen vaikuttavat uusien fyysisten kenttien tai - mikä sama - uusien hiukkasten vaikutukset. Nämä uudet kentät eivät ole kytkettyinä eivätkä ole vuorovaikutuksessa normaalin tai tumman aineen tai fotonien kanssa. Tämän luokan malleja ovat muun muassa pohjimmainen , k-bensiini ja Chaplygin-kaasu .
Luokka B: nämä mallit tuovat myös uusia kenttiä, erittäin heikkoja, jotta ne eivät muuttaisi merkittävästi maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta, mutta jotka voidaan kytkeä fotoneihin. Näiden mallien tarkoituksena on selittää supernovojen valon heikkeneminen ei maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtyvyydellä, vaan havainnoihin vaikuttavan kentän kytkemisellä. Esimerkiksi fotoni-aksionvärähtelyn teoria , joka olettaa, että valo heikkenee etäisyydellä fotonien värähtelyillä näkymättömiksi aksioiksi .

Kaksi muuta luokkaa muokkaavat yleistä suhteellisuusteoriaa:

Luokka C: nämä mallit tuovat uusia kenttiä yhdistettynä voimakkaasti standardimallin kenttiin, kunnes ne hallitsevat normaalia ainetta. Tähän vahvaan kytkentään sisältyy yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden muokkaaminen ja / tai tiettyjen perusvakioiden arvojen muuttaminen painovoiman vaikutusten kuvaamiseksi. Näihin malleihin kuuluvat f (R) painovoima tai pohjimmiltaan laajennetut mallit ja kaikki mallit, joihin liittyy voimakkaasti kytkettyjä skalaarikenttiä.
Luokka D: nämä mallit esittävät dramaattisia muutoksia yleiseen suhteellisuusteoriaan, useilla gravitoneilla , aina äärettömään asti . Nämä mallit sisältävät branar-malleja, joissa on lisämitat, monigravitaatio tai simuloitu painovoima.

Vaikutukset maailmankaikkeuden kohtaloon

Jos pimeä energia hallitsee edelleen maailmankaikkeuden energiatasapainoa, havaittu avaruuden laajeneminen kiihtyy edelleen. Rakenteet, jotka eivät liity gravitaatioon, siirtyvät lopulta toisistaan näennäisillä nopeuksilla kuin valoa. Siten tämä kiihtyvyys estää viime kädessä meitä tarkkailemasta suuria maailmankaikkeuden osia, jotka ovat näkyvissä tänään; Meidän Kosmologinen horisontti , eikä vetäytyvät, lopulta vetää lähemmäksi meitä.

Jos pimeän energian tiheys ei kasva, painovoiman yhdistämien järjestelmien, kuten galaksien tai planeettajärjestelmien, olemassaolo ei ole uhattuna. Joten aurinkokunta tai Linnunrata pysyvät olennaisilta osiltaan samalla tavoin kuin nykyään, kun taas muu maailmankaikkeus, paikallisen superklusterimme ulkopuolella, näyttää olevan jatkuvasti vetäytymässä.

Toisaalta, jos pimeä energia lisääntyy ajan myötä, päädymme Big Rip -tyyppiseen skenaarioon , jossa kaikki maailmankaikkeuden aine, aina sen atomiin saakka, hajoaisi, jättäen loputtoman ja täysin tyhjän maailmankaikkeuden.

Lopulta pimeä energia voi laimentaa ajan myötä tai jopa kääntyä. Havaintojen epävarmuus jättää oven avoimeksi sille, että painovoima voisi jonain päivänä hallita maailmankaikkeutta, joka sitten supistuisi itsestään ja katoaisi isossa murskauksessa . Tätä skenaariota pidetään kuitenkin vähiten todennäköisenä.

Sisään Toukokuu 2004, julkaisu työ Chandra- satelliitin kanssa, joka mittaa 26 kaukaisen galaksiryhmän etäisyyksiä, näyttää vahvistavan, että laajeneminen alkoi kiihtyä 6 miljardia vuotta sitten ja että pimeä energia näyttää pysyvän vakiona tai vaihtelee sitten hyvin hitaasti. Nämä tulokset eivät kuitenkaan ole yhdenmukaisia eurooppalaisen satelliitin XMM-Newton tulosten kanssa .

Tämä on yhdenmukaista kosmologisen vakion olemassaolon kanssa ja tekee Big Crunch -skenaariosta erittäin epätodennäköisen.

Muut hypoteesit

Vuonna 2017, André Maeder ja University of Geneva (UNIGE) ehdotti otetaan huomioon uusi hypoteesi nimeltään "laajuuden invariance tyhjiö". Mallin ensimmäiset testit näyttävät vahvistavan havaintoja. Uusi malli toimisi, jos se vahvistettaisiin, ilman pimeää ainetta ja energiaa.

Universumin mallit ilman pimeää energiaa

Vuonna 2019 tutkimus osoitti, että jos pimeä aine on viskoosia ja sillä on kyky olla vuorovaikutuksessa itsensä kanssa, se ottaa huomioon pimeään energiaan liittyvät vaikutukset ennakoimatta sen olemassaoloa.

Kyseenalaistaa maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtyvyys

Jotkut tutkijat olettavat, että maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen, joka sai aikaan pimeän energian käsitteen luomisen, voi itse asiassa olla seurausta havainnointivirheestä. Mutta tämä tutkimus kumottiin uudelleenanalyysillä vuonnaToukokuu 2020 toinen joukkue.

Huomautuksia ja viitteitä

Huomautuksia

Absoluuttisesti mitattuna erittäin matala, jopa tähtienväliseen aineeseen verrattuna .
Tumma energia kvantifioidaan massayksikköinä Einsteinin massa-energia-ekvivalenssin ( ) kautta, mutta sitä ei muodosteta aineesta, mutta sillä ei määritelmän mukaan ole omaa massaa. ${\ displaystyle E = m \, c ^ {2}}$

Viitteet

D. Huterer, MS Turner näkymät luotaa pimeän energian kautta supernova etäisyysmittaukset Phys. rev. D 60 (1999)
Krasinski, A., Epähomogeeniset kosmologiset mallit , (1997) Cambridge UP, ( ISBN 0-521-48180-5 )
Thomas Buchert , " Pimeä energia rakenteesta: tilaraportti ", General Relativity and Gravitation , voi. 40,2008, s. 467 ( DOI 10.1007 / s10714-007-0554-8 , Bibcode 2008GReGr..40..467B , arXiv 0707,2153 , lukea verkossa )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley ja David L. Wiltshire : " Onko olemassa todisteita että epähomogeenisuuksien vastareaktiolla ei ole merkitystä kosmologiassa? », Klassinen ja kvanttigravitaatio , Fysiikan instituutti , voi. 32,13. lokakuuta 2015, s. 215021 ( DOI 10,1088 / 0264-9381 / 32/21/215021 , Bibcode 2015CQGra..32u5021B , arXiv +1505,07800 , lukea verkossa )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley ja David L. Wiltshire , " Universumi on epähomogeeninen. Onko sillä väliä? » , CQG + , Fysiikan instituutti ,20. tammikuuta 2016(käytetty 21. tammikuuta 2016 )
L. Patantonopoulos Invisible Universe, Dark Matter and Dark Energy Springer (2007) s. 236-238
J.F Hawley, KA Holcomb Foundations of Modern Cosmology Oxford University Press, 2005, s. 472 - 473
J.P.Uzanin pimeä energia, gravitaatio ja kopernikalainen periaate , pimeän energian havainnointi- ja teoreettisissa lähestymistavoissa , Cambridge University Press, 2010
Cskasi (2002) Phys. rev. Lett. 88 , 161302, Deffayet et ai. (2002) Phys Rev. D 66 , 0435172002
" Pimeä aine ja tumma energia kyseenalaistettiin - Lehdistötiedotteet - UNIGE " , www.unige.ch (käytetty 8. tammikuuta 2018 )
" Geneven professori kyseenalaistaa pimeän aineen ", Le Temps ,22. marraskuuta 2017( lue verkossa , tutustunut 8. tammikuuta 2018 )
(sisään) Abhishek Atreyaa, R Bhattb Jitesh Kumar ja Arvind Mishrab, " Viscous self interacting dark matter cosmology for small redshift " , Journal of Cosmology and Astroparticle Physics (in) ,20. helmikuuta 2019( DOI 10.1088 / 1475-7516 / 2019/02/045 , lue verkossa )
(in) Jacques Colin, Roya Mohayaee Mohamed Rameez ja Subir Sarkar, " Todisteita kosmisen kiihtyvyyden anisotropiasta " , Astronomy and Astrophysics , voi. 631,marraskuu 2019( online-esitys , lue verkossa ), vapaa pääsy.
(in) David Rubin ja Jessica Heitlauf, " Onko maailmankaikkeuden laajeneminen nopeuttaminen? Kaikki merkit viittaavat edelleen kyllä: paikallinen dipolianisotropia ei voi selittää pimeää energiaa " , The Astrophysical Journal , voi. 894,Toukokuu 2020( online-esitys , lue verkossa ).

Katso myös

Bibliografia

(en) Paul Preuss, BOSS käyttää kvasaareja tutkiakseen pimeää energiaa jopa 11,5 miljardiin vuoteen menneisyydessä , DOE Pulse, nro 378, 2012-12-17
(en) Matarrese, Colpi, Gorini, Moschella , tumma aine ja tumma energia: haaste modernille kosmologialle , Springer,2011 :

(en) Luca Amendola , Pimeä energia: teoria ja havainnot , Cambridge University Press ,2010 :

s. 427
s. 1
s. 3

Aiheeseen liittyvät artikkelit