Часто задаваемые вопросы о тёмной энергии

в 14:46, , рубрики: faq, астрономия, Вселенная, Научно-популярное, тёмная материя, тёмная энергия, физика, чаво

image

[Шон Майкл Кэррол – космолог, профессор физики, специализируется на тёмной энергии и ОТО, занимается исследованиями на факультете физики в Калифорнийском Технологическом институте – прим. перев.]

Что такое «тёмная энергия»?

Это то, что заставляет Вселенную ускоряться, если на самом деле существует некая сущность с таким свойством.

Видимо, я должен спросить – что означает «ускорение» Вселенной?

Во-первых, Вселенная расширяется: Хаббл показал, что удалённые галактики убегают от нас со скоростями, примерно пропорциональными расстоянию до них. «Ускорение» означает, что если вы измерите скорость одной из этих галактик, а затем вернётесь к ней через миллиард лет, и измерите скорость снова, то увидите, что она увеличилась. Галактики удаляются от нас с возрастающей скоростью.

Но это какое-то объяснение простыми словами. Можно ли это объяснить более абстрактно и научно?

Относительное расстояние между удалёнными галактиками можно просуммировать в единый показатель, «масштабный коэффициент», часто записываемый, как a(t) или R(t). Это, по сути, «размер» Вселенной – хотя и не совсем, поскольку Вселенная может быть бесконечно большой. Точнее говоря, это относительный размер пространства от одного момента времени до другого. Расширение Вселенной означает увеличение масштабного коэффициента со временем. Ускорение Вселенной означает его увеличение с ускорением – то бишь, с положительной второй производной.

Значит ли это, что постоянная Хаббла, измеряющая скорость расширения, растёт?

Нет. «Постоянная» Хаббла (или «параметр» Хаббла, раз уж он изменяется со временем), описывает скорость расширения, но это не просто производная масштабного коэффициента: это производная, делённая на сам коэффициент. Почему? Потому, что так она становится безразмерной и не меняется при смене соглашений. Константа Хаббла – это множитель, показывающий скорость изменения масштабного коэффициента Вселенной.

Если Вселенная замедляется, постоянная Хаббла уменьшается. Если постоянная Хаббла увеличивается, Вселенная ускоряется. Но существует промежуточный режим, при котором Вселенная расширяется, но постоянная Хаббла уменьшается – и мы думаем, что наша Вселенная живёт именно в таком режиме. Скорости отдельных галактик увеличиваются, но удвоение размера Вселенной отнимает всё больше и больше времени.

Иначе говоря: закон Хаббла соотносит скорость галактики v с расстоянием до неё d в уравнении v = H * d. Эта скорость может увеличиваться, даже если параметр Хаббла уменьшается; если он уменьшается медленнее, чем растёт расстояние.

А что, астрономы реально ждали миллиард лет, чтобы провести повторное измерение скоростей галактик?

Нет. Мы меряем скорости очень удалённых галактик. Поскольку свет перемещается с фиксированной скоростью, один световой год за год, мы смотрим в прошлое. Реконструкция истории скоростей и их отличия в прошлом открывает нам факт ускорения Вселенной.

А как измерить расстояние до удалённой галактики?

Это непросто. Самый надёжный метод – через «стандартную свечу» – некий достаточно яркий объект, который видно издалека, и чья собственная яркость известна заранее. Затем можно подсчитать расстояние до него, просто измерив его яркость. Чем он тусклее, тем дальше.

К сожалению, стандартных свечей не существует.

Так как же они поступили?

К счастью, у нас есть метод, чуть уступающий наилучшему: стандартизируемые свечи. Сверхновые особого типа, типа Ia, очень яркие, и обладают не совсем, но примерно одинаковой яркостью. К счастью в 1990-х Марк Филипс открыл удивительное взаимоотношение между собственной яркостью и временем, которое требуется сверхновой для того, чтобы потускнеть после достижения максимальной яркости. В итоге, если мы измеряем яркость, и она со временем падает, мы можем сделать поправку на эту разницу, и построить универсальную шкалу яркостей, которую можно использовать для измерения расстояний.

А почему сверхновые типа Ia оказались стандартизируемыми свечами?

Мы точно не уверены – в основном, всё подсчитано эмпирически. Но есть идея – мы думаем, что эти сверхновые получаются, когда белые карлики притягивают материю снаружи, пока не достигнут предела Чандрасекара и не взорвутся. И поскольку это ограничение одинаково по всей Вселенной, неудивительно, что у сверхновых получается схожая яркость. Отклонения, вероятно, происходят из-за разных составов звёзд.

А как узнать, когда возникнет сверхновая?

Никак. Они появляются редко, где-то раз в сто лет для средней галактики. Поэтому нужно смотреть сразу на кучу галактик широкоугольными камерами. Конкретно, сравниваются изображения неба, сделанные в разные моменты времени, отстоящие на несколько недель друг от друга (обычно изображения делаются в новолуние, когда небо темнее всего) – как раз такое время требуется сверхновым, чтобы резко прибавить в яркости. При помощи компьютеров изображения сравниваются в поисках новых ярких точек. Затем эти точки изучаются, чтобы выяснить, действительно ли это сверхновые типа Ia. Это, конечно же, очень тяжело, и было бы невозможным, если бы не ряд последних технологических новшеств – камеры с ПЗС-матрицами и гигантские телескопы. Сегодня можно быть уверенным, что в результате наблюдений сверхновые можно будет собирать десятками – но когда Перлмуттер начинал работу со своей группой, это было совсем не очевидно.

И что же они обнаружили, проделав такую работу?

Большинство астрономов (почти все) ждали, что Вселенная будет замедляться – галактики будут притягиваться друг к другу через гравитацию, что и замедлит их движение. Но оказалось, что удалённые сверхновые получаются более тусклыми, чем это ожидалось – признак того, что они расположены дальше, чем было предсказано, то есть, Вселенная ускоряется.

Почему космологи так быстро приняли этот результат?

Ещё до объявления результатов в 1998 году было ясно, что с Вселенной что-то не так. Было похоже на то, что возраст Вселенной был меньше, чем возраст её старейших звёзд. Материи было меньше, чем предсказывали теоретики. На крупных масштабах структуры были не такие выраженные. Открытие тёмной энергии решило все эти проблемы одним махом. Всё встало на свои места. Поэтому, хотя люди справедливо осторожничали, после этого наблюдения Вселенная стала намного понятнее.

А откуда мы знаем, что сверхновые выглядят тусклее не из-за того, что их что-то заслоняет, или из-за того, что в прошлом всё было по-другому?

Вопрос правомерный, и две команды, изучающие сверхновые, очень активно трудились над его анализом. Никогда нельзя быть уверенным на 100%, но можно постоянно получать новые подтверждения. К примеру, астрономы давно знали, что заслоняющая материя рассеивает голубой свет легче, чем красный, в результате чего звёзды, находящиеся за облаками газа и пыли, «краснеют». Можно искать такое покраснение, и в случае со сверхновыми оно оказывается незначительным. Более того, сейчас у нас есть обилие независимых доказательств, приводящих к одному и тому же выводу – так что, похоже, что изначальные измерения при помощи сверхновых нам не врали.

А правда, что есть независимые доказательства существования тёмной энергии?

О, да. Простейший аргумент – вычитание. Реликтовое излучение сообщает нам полное количество энергии, включая материю, во Вселенной. Локальные измерения галактик и скоплений дают общее количество материи. Оказывается, что материи существует всего 27% от общей энергии, что оставляет нам 73% в форме какой-то невидимой нам субстанции, но не материи: «тёмной энергии». Такого количества хватает для объяснения ускорения Вселенной. Другие доказательства – акустические барионные осцилляции (волны на крупномасштабных структурах, чей размер помогает изучать историю расширения Вселенной) и эволюция структур по мере расширения.

Ну ладно, и что такое тёмная энергия?

Рад, что вы спросили! У тёмной энергии есть три главных свойства. Во-первых, она тёмная. Мы не видим её, и насколько нам говорят измерения, она вообще не взаимодействует с материей (если взаимодействует, то это превосходит возможности наших наблюдений). Во-вторых, она равномерно распределена. Она не скапливается в галактиках и скоплениях, или же мы обнаружили бы её, изучая их динамику. В-третьих, она постоянна. Плотность тёмной энергии (количество энергии на кубический световой год) остаётся постоянным по мере расширения Вселенной. Она не рассеивается, подобно материи.

Два последних свойства позволяют нам называть её «энергией», а не «материей». Тёмная энергия не ведёт себя, как частицы, обладающие локальной динамикой и рассеивающиеся по мере расширения Вселенной. Тёмная энергия – это что-то другое.

Интересная история. А чем конкретно может оказаться тёмная энергия?

Ведущий кандидат на это место – самый простой: «энергия вакуума» или «космологическая константа». Поскольку мы знаем, что тёмная энергия равномерно распределена и постоянна, то первое, что приходит в голову – это что она идеально распределена и идеально постоянна. Это будет энергия вакуума: фиксированное количество энергии, которой обладает каждый кусочек космоса, и которое не меняется ни при переходе от одного места к другому, ни с течением времени. Одна стомиллионная эрга на кубический сантиметр, если вам интересно.

А что, вакуумная энергия ничем не отличается от космологической константы?

Да. Не верьте тому, кто отрицает это. Когда эту идею впервые придумал Эйнштейн, он не думал о ней, как об «энергии», он думал о ней, как о модификации способа, которым кривизна пространства-времени взаимодействует с энергией. Но оказывается, что это одно и то же. Если кто-то не поверит в это, спросите, какими наблюдениями он собирается отличать их друг от друга.

А разве вакуумная энергия происходит не от квантовых флуктуаций?

Не совсем. Целая гора всяких явлений может создавать энергию пустого пространства, и некоторые из них полностью классические, не имеющие ничего с квантовыми флуктуациями. Но к классическим явлениям, приводящим к возникновению этой энергии, добавляются ещё и квантовые флуктуации. Они довольно сильные, и это приводит нас к проблеме космологической константы.

Что за проблема космологической константы?

Если бы нам была известна только классическая механика, то космологическая константа была бы просто числом – для неё не было бы причин быть особенно большой или малой, положительной или отрицательной. Мы просто измерили бы её и успокоились.

Но наш мир не классический, а квантовый. И в квантовой теории поля классические величины должны подвергаться квантовым поправкам. В случае энергии вакуума эти поправки имеют вид энергии виртуальных частиц, флуктуации которых происходят в вакууме пустого пространства.

Мы можем сложить количество энергии, получающееся в этих флуктуациях, и получим бесконечность. Это, по-видимому, неправда, и мы подозреваем, что преувеличиваем подсчёт. Например, в этот грубый подсчёт входят флуктуации всех размеров, включая длины волн меньше планковской длины, на которых, возможно, пространство-время теряет свою концептуальную достоверность. Если мы просуммируем только длины волн большие, чем планковская длина, мы получим прикидку величины космологической константы.

И в результате выходит в 10120 больше наблюдаемого значения. Эта разница и есть проблема космологической константы.

Почему космологическая константа такая маленькая?

Никто не знает. Пока мы не умели работать со сверхновыми, многие физики верили в существование скрытой симметрии или динамического механизма, обнуляющего космологическую константу, поскольку мы были уверены в том, что она меньше наших оценок. Теперь же нам нужно объяснить как то, почему она маленькая, так и то, почему она ненулевая. А, кроме того, существует проблема совпадения – почему совпадают порядки величин плотности тёмной энергии и материи.

Вот, насколько всё плохо: в настоящий момент лучшим объяснением значения космологической константы служит антропный принцип. Если мы живём в мультивселенной, в которой значения энергии вакуума отличаются в разных районах, можно сказать, что жизнь может существовать (а также делать наблюдения и выигрывать нобелевские премии) только в тех районах, в которых энергия вакуума гораздо меньше оценочной. Если бы она была большой и положительной, галактики и даже атомы разорвало бы. Если бы она была большой и отрицательной, Вселенная быстро бы реколлапсировала. В таких ситуациях типичный наблюдатель получил бы значение, близкое к наблюдаемому. Стивен Вайнберг сделал это предсказание в 1988 году, задолго до открытия ускорения Вселенной. Но он не сильно его отстаивал, просто сказал, что «если всё будет именно так, то мы увидим примерно следующее». С этими подсчётами много проблем, особенно, когда мы начинаем вовлекать «типичных наблюдателей», даже если поверить в существование мультивселенной. Я с удовольствием поразмышляю о мультивселенной, но довольно скептически отношусь к нашей возможности сделать какие-либо предсказания, касающиеся наблюдаемых величин, относящихся к этой теоретической платформе.

Нам нужна простая формула, предсказывающая космологическую константу как функцию всех остальных констант природы. У нас её нет, но мы стараемся её вывести. Предлагаемые варианты работают с квантовой гравитацией, дополнительными измерениями, червоточинами, суперсимметрией, нелокальностью и другими интересными, но умозрительными идеями. Пока ещё ничего не прижилось.

Влияли ли какие-либо эксперименты на развитие теории струн?

Да: ускорение Вселенной. До этого теоретики предполагали необходимость описания Вселенной с нулевой энергией вакуума. Когда же появился шанс отличия её от нуля, встал вопрос, можно ли впихнуть этот факт в теорию струн. Оказалось, что это не так сложно сделать. Проблема в том, что если найти одно решение, находится абсурдно большое количество других. Такой ландшафт теории струн убивает надежду на одно уникальное решение, способное объяснить реальный мир. Это было бы неплохо, но науке приходится брать то, что предлагает природа.

Что за проблема совпадения?

При расширении Вселенной материя размывается, а плотность тёмной энергии остаётся постоянной. Значит, относительная плотность тёмной энергии и материи со временем сильно меняется. В прошлом материи было больше, в будущем тёмная энергия будет доминировать. Но сегодня их примерно поровну. Когда числа могут отличаться в 10100 раз или больше, разница в три раза не считается. С чего это нам так повезло родиться, когда тёмной энергии достаточно много, чтобы её открыли, и достаточно мало, чтобы такие попытки заслужили нобелевку? Либо это совпадение (почему бы и нет), либо мы живём в какое-то особенное время. Частично по этой причине люди так охотно принимают антропный принцип. Вселенная получается какой-то несообразной.

Если у тёмной энергии постоянная плотность, а пространство расширяется, значит ли это, что энергия не сохраняется?

Да, и это нормально.

В чём разница между тёмной энергией и энергией вакуума?

Тёмная энергия – общепринятый термин равномерно распределённой и постоянной субстанции, заставляющей Вселенную ускоряться. Энергия вакуума – один из кандидатов на роль тёмной энергии, который идеально распределён и постоянен.

Так что, есть другие кандидаты на роль тёмной энергии?

Да. Вам нужно просто что-то довольно равномерно распределённое и постоянное. Выясняется, что большинство таких вещей теряют плотность, поэтому найти источники постоянной энергии непросто. Простейшая и лучшая из идей – квинтэссенция, просто скалярное поле, заполняющее Вселенную, и медленно изменяющееся со временем.

А идея квинтэссенции естественна?

Не особенно. Изначально планировалось, что рассмотрев нечто динамическое и изменяющееся, а не просто фиксированное, можно найти какое-то хитроумное объяснение тому, почему тёмная энергия такая слабая, и может быть объяснить и проблему совпадения. Но эти надежды не оправдались.

Добавились только новые проблемы. Согласно квантовой теории поля, скалярным полям нравится быть тяжёлыми. Но в случае с квинтэссенцией скалярное поле должно быть нереально лёгким, 10-30 от массы самого лёгкого нейтрино (но не нулевым). И это уже одна проблема, а вторая – лёгкое скалярное поле должно взаимодействовать с обычной материей. Даже если такое взаимодействие будет хилым, должна быть возможность его обнаружить – а его не нашли. Конечно, это не только проблема, но и возможность – может, лучшие эксперименты найдут «силу квинтэссенции», и мы, наконец, разберёмся с тёмной энергией.

Как ещё мы можем проверить идею квинтэссенции?

Напрямую – использовать сверхновые, только умнее. В общем: построить карту расширения Вселенной с такой точностью, чтобы было видно, меняется ли со временем плотность тёмной энергии. Обычно это представляется в виде попытки измерения параметра w уравнения состояния тёмной энергии. Если w равен -1, то тёмная энергия постоянна – это энергия вакуума. Если w чуть больше -1, плотность тёмной энергии уменьшается. Если оно чуть меньше -1 (например, -1,1), то плотность тёмной энергии растёт. По многим теоретическим причинам это опасно, но мы всё же должны следить за этим.

Что такое w?

Он называется параметром уравнения состояния, потому что связывает давление тёмной энергии p с его плотностью энергии ρ, через w = p/ρ. Конечно, никто не измеряет давление тёмной энергии, поэтому определение довольно глупое – но это просто исторический случай. Имеет значение то, как тёмная энергия меняется со временем, но в ОТО это напрямую связано с параметром уравнения состояния.

Значит ли это, что давление тёмной энергии отрицательное?

Именно. Отрицательное давление означает, что субстанция тянет, а не толкает – как вытянутая пружина, тянущая внутрь с обоих концов. Часто это называют натяжением. Поэтому я предлагал термин «плавного натяжения» вместо «тёмной энергии», но опоздал.

Почему тёмная энергия заставляет Вселенную ускоряться?

Потому что она постоянная. Эйнштейн говорит, что энергия заставляет пространство-время искривляться. В случае Вселенной, это искривление проявляется в виде искривления пространства (а не пространства-времени) и расширения Вселенной. Мы измерили кривизну пространства, и она по сути нулевая. Поэтому постоянная энергия приводит к постоянной скорости расширения. В частности, параметр Хаббла близок к константе, и если вспомнить закон Хаббла, v = H*d, вы поймёте, что если H – практически постоянная, то v будет увеличиваться из-за увеличения расстояний. Вот вам и ускорение.

Если отрицательное давление подобно натяжению, почему она не стягивает всё вместе, а расталкивает в стороны?

Иногда можно услышать выражения типа «тёмная энергия ускоряет Вселенной из-за отрицательного давления». Строго говоря, так и есть, но всё немного наоборот: такое выражение даёт лишь иллюзию понимания. Вам говорят, что «сила гравитации зависит от плотности и утроенного давления, поэтому если давление равно и противоположно плотности, гравитация будет отталкивать». Звучит разумно, но никто не объяснит вам, почему гравитация зависит от плотности и тройного давления. И вообще, от этого зависит не сила гравитации, а локальное расширение пространства.

Вопрос «почему натяжение не стягивает вещи вместе?» правомерен. Ответ состоит в том, что тёмная энергия ни на что не давит и ничего не тянет. Она не взаимодействует с обычной материей, а также равномерно распределена в пространстве, поэтому любое натяжение, которое она оказывала бы в одном направлении, компенсировалось бы ровно таким же в противоположном. Вселенную ускоряет непрямой эффект тёмной энергии, работающий через гравитацию.

На самом деле тёмная энергия заставляет Вселенную ускоряться, потому что она постоянная.

Похожа ли тёмная энергия на антигравитацию?

Нет. Тёмная энергия это не антигравитация, а просто гравитация. Представьте мир с нулевой тёмной энергией, за исключением двух пузырей тёмной энергии. Эти два пузыря не отталкиваются, они притягиваются. Но внутри пузырей тёмная энергия расталкивает пространство, и оно расширяется. Такие вот чудеса неэвклидовой геометрии.

Это новая отталкивающая сила?

Нет. Это просто новы тип источника старой силы – гравитации. Никаких новых сил.

В чём разница между тёмной энергией и тёмной материей?

Это абсолютно разные вещи. Тёмная материя – это некая, пока не открытая нами, частица. Мы знаем о её существовании, потому что видим, как она влияет при помощи гравитации на различные объекты (галактики, скопление, крупномасштабные структуры, реликтовое излучение). Она составляет 23% от Вселенной. Но по сути, это старая добрая материя, просто такая, которую мы (пока) не можем зафиксировать. Она скапливается под воздействием гравитации и рассеивается при расширении Вселенной. Тёмная энергия, с другой стороны, не скапливается и не рассеивается. Она не сделана из частиц, это нечто совсем другое.

А может, нет никакой тёмной энергии, просто нужно слегка подправить гравитацию на космологических масштабах?

Это возможно. Существует не менее двух популярных подходов к этой идее: гравитация f®, которую помогали разрабатывать Марк Филипс и я, и гравитация DGP – Двали, Габададзе и Порати. Первый подход – феноменологический, в нём просто меняется уравнение поля Эйнштейна через исправление действия в четырёх измерениях, а второй использует дополнительные измерения, которые можно зафиксировать только на больших расстояниях. У обеих есть проблемы – не обязательно непреодолимые, но серьёзные – с новыми степенями свободы и сопутствующей этому нестабильностью.

Модифицированная гравитация достойна серьёзного рассмотрения. Но, как и в случае с квинтэссенцией, она порождает больше проблем, чем решает, по крайней мере, пока. Я предпочитаю следующие прогнозы шансов на успех: космологическая константа: 0,9, динамическая тёмная энергия = 0,09, модифицированная гравитация = 0,01.

Что тёмная энергия говорит о будущем Вселенной?

Зависит от того, что такое тёмная энергия. Если это вечная космологическая постоянная, то Вселенная продолжит расширяться, охлаждаться и опустошаться. В результате не останется ничего, кроме пустого пространства.

Космологическая постоянная может быть постоянной временно; то есть, в будущем может произойти фазовый переход, после которого энергия вакуума уменьшится. Тогда Вселенная, возможно, реколлапсирует.

Если тёмная энергия динамическая, то возможно всё. Если она динамическая и увеличивающаяся (w меньше -1 всегда), мы даже можем получить Большой разрыв.

Что же дальше?

Мы хотели бы разобраться с тёмной энергией (или модифицированной гравитацией) путём улучшенных космологических наблюдений. Это означает измерения параметра уравнения состояния, а также улучшение наблюдений за гравитацией в галактиках и кластерах для сравнения различных моделей. К счастью, в то время как в США отказываются от амбициозных научных проектов, Европейское космическое агентство разрабатывает спутник для измерения тёмной энергии. Разрабатываются и наземные научные проекты, и большой обзорный телескоп (Large Synoptic Survey Telescope) должен дать нам очень много после его запуска.

Но ответ может оказаться скучным – тёмная энергия будет простой космологической константой. Это просто одно число, и что с ним можно сделать? В этом случае нам, очевидно, потребуются улучшенные теории, а также вклад из смежных эмпирических источников данных – ускорителей частиц, поисков пятой силы, проверок гравитации – отовсюду, где можно получить информацию о том, как пространство-время и квантовая теория поля сочетаются на базовом уровне.

Что в науке здорово – в конце книжки нет правильных ответов, до всего необходимо докапываться самостоятельно. И тёмная энергия – одна из крупнейших задач.

Автор: SLY_G

Источник

Поделиться

* - обязательные к заполнению поля