Temná energie

Temná energie, odpudivá síla, která je dominantní složkou (69,4 %) vesmíru. Zbývající část vesmíru tvoří běžná hmota a temná hmota. Temná energie je na rozdíl od obou forem hmoty relativně rovnoměrná v čase a prostoru a v rámci objemu, který zaujímá, je gravitačně odpudivá, nikoli přitažlivá. Povaha temné energie není dosud dobře objasněna.

Přečtěte si více o tomto tématu

astronomie: V 80. letech 20. století začali astronomové používat supernovy typu Ia jako standardní svíčky. Předpokládá se, že vznikají následujícím způsobem. Bílá…

Jakousi kosmickou odpudivou sílu poprvé předpokládal Albert Einstein v roce 1917 a představoval ji termín „kosmologická konstanta“, který Einstein neochotně zavedl do své obecné teorie relativity, aby působil proti přitažlivé síle gravitace a vysvětlil vesmír, o němž předpokládal, že je statický (ani se nerozpíná, ani nesmršťuje). Poté, co americký astronom Edwin Hubble ve 20. letech 20. století zjistil, že vesmír není statický, ale ve skutečnosti se rozpíná, označil Einstein přidání této konstanty za svůj „největší omyl“. Naměřené množství hmoty v hmotnostně-energetickém rozpočtu vesmíru však bylo nepravděpodobně nízké, a proto bylo nutné, aby tento deficit doplnila nějaká neznámá „chybějící složka“, podobně jako kosmologická konstanta. Přímý důkaz existence této složky, která byla nazvána temnou energií, byl poprvé předložen v roce 1998.

Temná energie se zjišťuje na základě jejího vlivu na rychlost rozpínání vesmíru a jejího vlivu na rychlost vzniku velkorozměrových struktur, jako jsou galaxie a kupy galaxií, prostřednictvím gravitačních nestabilit. Měření rychlosti rozpínání vyžaduje použití teleskopů k měření vzdálenosti (nebo doby cesty světla) objektů pozorovaných v různých měřítkách velikosti (nebo červených posuvech) v historii vesmíru. Tyto snahy jsou obecně omezeny obtížemi při přesném měření astronomických vzdáleností. Jelikož temná energie působí proti gravitaci, větší množství temné energie urychluje rozpínání vesmíru a zpomaluje vznik velkorozměrových struktur. Jednou z technik měření rychlosti rozpínání je pozorování zdánlivé jasnosti objektů známé svítivosti, jako jsou supernovy typu Ia. Temná energie byla touto metodou objevena v roce 1998 dvěma mezinárodními týmy, které tvořili američtí astronomové Adam Riess (autor tohoto článku) a Saul Perlmutter a australský astronom Brian Schmidt. Oba týmy použily osm dalekohledů včetně dalekohledů Keckovy observatoře a observatoře MMT. Supernovy typu Ia, které explodovaly v době, kdy měl vesmír pouze dvě třetiny své současné velikosti, byly slabší, a tedy vzdálenější, než by byly ve vesmíru bez temné energie. To znamenalo, že rychlost rozpínání vesmíru je nyní rychlejší než v minulosti, což je důsledek současné převahy temné energie. (V raném vesmíru byla temná energie zanedbatelná.)

Studium vlivu temné energie na velkorozměrovou strukturu zahrnuje měření jemných deformací tvarů galaxií vznikajících ohýbáním prostoru zasahující hmotou, což je jev známý jako „slabé čočkování“. V určitém okamžiku v posledních několika miliardách let se temná energie stala ve vesmíru dominantní a zabránila tak vzniku dalších galaxií a kup galaxií. Tuto změnu ve struktuře vesmíru odhaluje slabé čočkování. Další měřítko vychází z počítání počtu kup galaxií ve vesmíru, aby bylo možné změřit objem vesmíru a rychlost, jakou se tento objem zvětšuje. Cílem většiny pozorovacích studií temné energie je změřit její stavovou rovnici (poměr jejího tlaku a hustoty energie), změny jejích vlastností a míru, do jaké temná energie poskytuje úplný popis gravitační fyziky.

V kosmologické teorii je temná energie obecnou třídou složek tenzoru napětí a energie v rovnicích pole v Einsteinově obecné teorii relativity. V této teorii existuje přímá korespondence mezi hmotou-energií vesmíru (vyjádřenou v tenzoru) a tvarem časoprostoru. Ke gravitačnímu poli složky přispívá jak hustota hmoty (nebo energie) (kladná veličina), tak vnitřní tlak. Zatímco známé složky tenzoru napětí-energie, jako je hmota a záření, zajišťují přitažlivou gravitaci ohýbáním časoprostoru, temná energie způsobuje odpudivou gravitaci prostřednictvím záporného vnitřního tlaku. Pokud je poměr tlaku k hustotě energie menší než -1/3, což je u složky se záporným tlakem možné, bude tato složka gravitačně samoodpudivá. Pokud taková složka ve vesmíru převládne, bude urychlovat rozpínání vesmíru.

Nejjednodušší a nejstarší vysvětlení temné energie je, že se jedná o hustotu energie vlastní prázdnému prostoru neboli „energii vakua“. Matematicky je energie vakua ekvivalentní Einsteinově kosmologické konstantě. Navzdory odmítnutí kosmologické konstanty Einsteinem a dalšími, moderní chápání vakua, založené na kvantové teorii pole, je takové, že energie vakua vzniká přirozeně ze souhrnu kvantových fluktuací (tj. virtuálních párů částice-antičástice, které vznikají a krátce poté se navzájem anihilují) v prázdném prostoru. Pozorovaná hustota hustoty energie kosmologického vakua je však ~10-10 ergů na centimetr krychlový; hodnota předpovězená kvantovou teorií pole je ~10110 ergů na centimetr krychlový. Tento rozdíl 10120 byl znám ještě před objevem mnohem slabší temné energie. Ačkoli fundamentální řešení tohoto problému nebylo dosud nalezeno, objevují se pravděpodobnostní řešení motivovaná teorií strun a možnou existencí velkého počtu nespojitých vesmírů. V tomto paradigmatu je nečekaně nízká hodnota konstanty chápána jako důsledek ještě většího počtu příležitostí (tj. vesmírů) pro výskyt různých hodnot konstanty a náhodného výběru dostatečně malé hodnoty umožňující vznik galaxií (a tedy i hvězd a života).

Další populární teorií pro temnou energii je, že se jedná o přechodnou energii vakua, která je výsledkem potenciální energie dynamického pole. Tato forma temné energie, známá jako „kvintesence“, by se měnila v prostoru a čase, a poskytovala by tak možný způsob, jak ji odlišit od kosmologické konstanty. Svým mechanismem (i když značně odlišným měřítkem) je také podobná energii skalárního pole, na kterou se odvolává inflační teorie velkého třesku.

Dalším možným vysvětlením temné energie jsou topologické defekty ve struktuře vesmíru. V případě vnitřních defektů v časoprostoru (např. kosmických strun nebo stěn) je produkce nových defektů při rozpínání vesmíru matematicky podobná kosmologické konstantě, ačkoli hodnota stavové rovnice pro defekty závisí na tom, zda se jedná o struny (jednorozměrné) nebo stěny (dvourozměrné).

Proběhly také pokusy upravit gravitaci tak, aby vysvětlovala kosmologická i lokální pozorování bez potřeby temné energie. Tyto pokusy se odvolávají na odchylky od obecné teorie relativity na měřítkách celého pozorovatelného vesmíru.

Významnou výzvou pro pochopení zrychlené expanze s temnou energií nebo bez ní je vysvětlení relativně nedávného výskytu (v posledních několika miliardách let) téměř rovnosti mezi hustotou temné energie a temné hmoty, přestože se musely vyvíjet odlišně. (Aby se v raném vesmíru vytvořily kosmické struktury, musela temná energie tvořit nevýznamnou složku). Tento problém je znám jako „problém náhody“ nebo „problém jemného vyladění“. Pochopení podstaty temné energie a mnoha souvisejících problémů je jedním z nejtěžších úkolů moderní fyziky.