Mørk energi

Mørk energi, frastødende kraft, som er den dominerende komponent (69,4 procent) i universet. Den resterende del af universet består af almindeligt stof og mørkt stof. Mørk energi er i modsætning til begge former for stof relativt ensartet i tid og rum og er gravitationelt frastødende, ikke tiltrækkende, inden for det volumen, som den optager. Den mørke energis natur er stadig ikke velforstået.

Læs mere om dette emne

astronomi: Mørk energi

I 1980’erne begyndte astronomer at bruge type Ia-supernovaer som standardlys. Disse menes at være opstået på følgende måde. En hvid…

En slags kosmisk frastødende kraft blev først opstillet som hypotese af Albert Einstein i 1917 og blev repræsenteret af et begreb, den “kosmologiske konstant”, som Einstein modvilligt indførte i sin generelle relativitetsteori for at modvirke tyngdekraftens tiltrækningskraft og for at redegøre for et univers, der blev antaget at være statisk (hverken ekspanderende eller kontraherende). Efter at den amerikanske astronom Edwin Hubble i 1920’erne opdagede, at universet ikke er statisk, men faktisk udvider sig, kaldte Einstein tilføjelsen af denne konstant for sin “største fejltagelse”. Den målte mængde stof i universets masse-energibudget var imidlertid usandsynligt lav, og derfor var der behov for en ukendt “manglende komponent”, der i lighed med den kosmologiske konstant, for at udligne underskuddet. Direkte beviser for eksistensen af denne komponent, som blev døbt mørk energi, blev først fremlagt i 1998.

Mørk energi påvises ved dens virkning på den hastighed, hvormed universet udvider sig, og dens virkning på den hastighed, hvormed storskala strukturer såsom galakser og galaksehobe dannes gennem gravitationelle instabiliteter. Måling af ekspansionshastigheden kræver brug af teleskoper til at måle afstanden (eller lysets rejsetid) af objekter, der ses på forskellige størrelsesskalaer (eller rødforskydninger) i universets historie. Disse bestræbelser er generelt begrænset af vanskelighederne ved at måle astronomiske afstande nøjagtigt. Da mørk energi modarbejder tyngdekraften, fremskynder mere mørk energi universets udvidelse og forsinker dannelsen af storskala struktur. En teknik til måling af ekspansionshastigheden er at observere den tilsyneladende lysstyrke af objekter med kendt luminositet som f.eks. type Ia-supernovaer. Mørk energi blev opdaget i 1998 ved hjælp af denne metode af to internationale hold, der omfattede de amerikanske astronomer Adam Riess (forfatteren af denne artikel) og Saul Perlmutter samt den australske astronom Brian Schmidt. De to hold brugte otte teleskoper, herunder teleskoper fra Keck-observatoriet og MMT-observatoriet. Supernovas af type Ia, der eksploderede, da universet kun var to tredjedele af dets nuværende størrelse, var svagere og dermed længere væk, end de ville være i et univers uden mørk energi. Det betyder, at universets ekspansionshastighed er hurtigere nu end tidligere, hvilket er et resultat af den nuværende dominans af mørk energi. (Mørk energi var ubetydelig i det tidlige univers.)

For at studere effekten af mørk energi på strukturen i stor skala måler man subtile forvrængninger i galaksernes form, som skyldes, at rummet bøjes af mellemliggende stof, et fænomen, der er kendt som “weak lensing”. På et tidspunkt i de sidste par milliarder år blev mørk energi dominerende i universet og forhindrede dermed flere galakser og galaksehobe i at blive dannet. Denne ændring i universets struktur afsløres af den svage linsning. En anden måling kommer fra optælling af antallet af galaksehobe i universet for at måle rummets volumen og den hastighed, hvormed dette volumen vokser. Målet med de fleste observationsstudier af mørk energi er at måle dens tilstandsligning (forholdet mellem dens tryk og dens energitæthed), variationer i dens egenskaber og den grad, i hvilken mørk energi giver en fuldstændig beskrivelse af gravitationsfysikken.

I kosmologisk teori er mørk energi en generel klasse af komponenter i stress-energi tensor i feltligningerne i Einsteins generelle relativitetsteori. I denne teori er der en direkte korrespondance mellem universets stof-energi (udtrykt i tensor) og rumtidens form. Både stof- (eller energi-) tætheden (en positiv størrelse) og det indre tryk bidrager til en komponents gravitationsfelt. Mens velkendte komponenter af spændingsenergitensoren som f.eks. stof og stråling giver tiltrækkende tyngdekraft ved at bøje rumtiden, forårsager mørk energi frastødende tyngdekraft gennem negativt indre tryk. Hvis forholdet mellem trykket og energitætheden er mindre end -1/3, hvilket er en mulighed for en komponent med negativt tryk, vil denne komponent være gravitationelt selvafvisende. Hvis en sådan komponent dominerer universet, vil den fremskynde universets ekspansion.

Den enkleste og ældste forklaring på mørk energi er, at det er en energitæthed, der er iboende i det tomme rum, eller en “vakuum-energi”. Matematisk set svarer vakuumenergien til Einsteins kosmologiske konstant. På trods af Einsteins og andres afvisning af den kosmologiske konstant er den moderne forståelse af vakuumet, baseret på kvantefeltteori, at vakuumenergi opstår naturligt af samtlige kvantefluktuationer (dvs. virtuelle partikel-antipartikelpar, der opstår og kort efter annihilerer hinanden) i det tomme rum. Den observerede tæthed af den kosmologiske vakuumenergitæthed er imidlertid ~10-10 ergs pr. kubikcentimeter; den værdi, der forudsiges af kvantefeltteorien, er ~10110 ergs pr. kubikcentimeter. Denne uoverensstemmelse på 10120 var kendt allerede før opdagelsen af den langt svagere mørke energi. Selv om der endnu ikke er fundet en grundlæggende løsning på dette problem, er der blevet foreslået probabilistiske løsninger, som er motiveret af strengteorien og den mulige eksistens af et stort antal usammenhængende universer. I dette paradigme forstås den uventet lave værdi af konstanten som et resultat af et endnu større antal muligheder (dvs. universer) for forekomst af forskellige værdier af konstanten og det tilfældige valg af en værdi, der er lille nok til at muliggøre dannelsen af galakser (og dermed stjerner og liv).

En anden populær teori om mørk energi er, at den er en forbigående vakuumenergi, der er et resultat af den potentielle energi i et dynamisk felt. Denne form for mørk energi, der er kendt som “kvintessens”, ville variere i rum og tid, hvilket giver en mulig måde at skelne den fra en kosmologisk konstant. Den ligner også i mekanisme (om end den er meget forskellig i skala) den skalarfelt-energi, der påberåbes i den inflationære teori om big bang.

En anden mulig forklaring på mørk energi er topologiske defekter i universets struktur. I tilfælde af iboende defekter i rumtiden (f.eks. kosmiske strenge eller vægge) svarer produktionen af nye defekter, efterhånden som universet udvider sig, matematisk set til en kosmologisk konstant, selv om værdien af tilstandsligningen for defekterne afhænger af, om defekterne er strenge (endimensionale) eller vægge (todimensionale).

Der har også været forsøg på at ændre tyngdekraften for at forklare både kosmologiske og lokale observationer uden behov for mørk energi. Disse forsøg påberåber sig afvigelser fra den generelle relativitetsteori på skalaer af hele det observerbare univers.

En stor udfordring for forståelsen af accelereret ekspansion med eller uden mørk energi er at forklare den relativt nylige forekomst (i de sidste par milliarder år) af næsten lige stor tæthed mellem mørk energi og mørkt stof, selv om de må have udviklet sig forskelligt. (For at kosmiske strukturer kan have dannet sig i det tidlige univers, må mørk energi have været en ubetydelig komponent). Dette problem er kendt som “tilfældighedsproblemet” eller “fintuningsproblemet”. Forståelsen af den mørke energis natur og de mange relaterede problemer er en af de mest formidable udfordringer i moderne fysik.