Pimeä energia, hylkivä voima, joka on maailmankaikkeuden hallitseva komponentti (69,4 prosenttia). Loppuosa maailmankaikkeudesta koostuu tavallisesta aineesta ja pimeästä aineesta. Pimeä energia, toisin kuin molemmat aineen muodot, on ajassa ja avaruudessa suhteellisen yhtenäinen, ja se on vetovoimaisesti hylkivä, ei vetovoimainen, siinä tilavuudessa, jonka se täyttää. Pimeän energian luonnetta ei vieläkään tunneta hyvin.
Kuva AURA/STScI/NASA/JPL (NASA photo # STScI-PRC98-02a-js)
© Avoin yliopisto (Britannica Publishing Partner)Katso kaikki tämän artikkelin videot
Albert Einstein esitti ensimmäisen kerran vuonna 1917 hypoteesin eräänlaisesta kosmisesta repulsiivisesta voimasta, jota edustaa termi ”kosmologinen vakio”, jonka Einstein otti vastahakoisesti käyttöön yleisessä suhteellisuusteoriassaan vastapainoksi painovoiman vetovoimaiselle voimalle ja selitykseksi maailmankaikkeudelle, joka oletettiin staattiseksi (ei laajenevaksi eikä supistuvaksi). Kun amerikkalainen tähtitieteilijä Edwin Hubble oli 1920-luvulla havainnut, että maailmankaikkeus ei ole staattinen vaan itse asiassa laajenee, Einstein kutsui tämän vakion lisäämistä ”suurimmaksi virheekseen”. Mitattu aineen määrä maailmankaikkeuden massa-energiabudjetissa oli kuitenkin epätodennäköisen pieni, ja siksi tarvittiin jokin tuntematon ”puuttuva komponentti”, joka muistutti kosmologista vakiota, kattamaan vaje. Suorat todisteet tämän pimeäksi energiaksi kutsutun komponentin olemassaolosta esitettiin ensimmäisen kerran vuonna 1998.
Pimeä energia havaitaan sen vaikutuksesta maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen ja sen vaikutuksesta siihen, kuinka nopeasti suurikokoisia rakenteita, kuten galakseja ja galaksijoukkoja, muodostuu gravitaation epävakauksien kautta. Laajenemisnopeuden mittaaminen edellyttää teleskooppien käyttöä, jotta voidaan mitata maailmankaikkeuden historiassa eri kokoluokissa (tai punasiirtymissä) havaittujen kohteiden etäisyyttä (tai valon kulkuaikaa). Näitä pyrkimyksiä rajoittaa yleensä vaikeus mitata tarkasti tähtitieteellisiä etäisyyksiä. Koska pimeä energia toimii painovoimaa vastaan, pimeän energian lisääntyminen kiihdyttää maailmankaikkeuden laajenemista ja hidastaa suuren mittakaavan rakenteiden muodostumista. Yksi tekniikka laajenemisnopeuden mittaamiseksi on havaita tunnetun valovoiman omaavien kohteiden, kuten tyypin Ia supernovien, näennäinen kirkkaus. Pimeän energian löysi vuonna 1998 tällä menetelmällä kaksi kansainvälistä ryhmää, joihin kuuluivat amerikkalaiset tähtitieteilijät Adam Riess (tämän artikkelin kirjoittaja) ja Saul Perlmutter sekä australialainen tähtitieteilijä Brian Schmidt. Nämä kaksi ryhmää käyttivät kahdeksan teleskooppia, muun muassa Keckin observatorion ja MMT-observatorion teleskooppeja. Tyypin Ia supernovat, jotka räjähtivät, kun maailmankaikkeus oli vain kaksi kolmasosaa nykyisestä koostaan, olivat himmeämpiä ja siten kauempana kuin ne olisivat maailmankaikkeudessa, jossa ei olisi pimeää energiaa. Tämä merkitsi sitä, että maailmankaikkeuden laajenemisnopeus on nyt nopeampi kuin aiemmin, mikä on seurausta pimeän energian nykyisestä ylivallasta. (Pimeä energia oli vähäpätöinen varhaisessa maailmankaikkeudessa.)
Pimeän energian vaikutuksen tutkiminen laajamittaiseen rakenteeseen edellyttää galaksien muodon hienovaraisten vääristymien mittaamista, jotka johtuvat välissä olevan aineen aiheuttamasta avaruuden taipumisesta, ilmiöstä, joka tunnetaan nimellä ”heikko linssi”. Jossain vaiheessa viimeisten miljardien vuosien aikana pimeästä energiasta tuli maailmankaikkeudessa hallitsevaa, mikä esti useampien galaksien ja galaksiryhmien muodostumisen. Tämä muutos maailmankaikkeuden rakenteessa käy ilmi heikosta linssiutumisesta. Toinen mittari saadaan laskemalla maailmankaikkeudessa olevien galaksiryhmien lukumäärästä, jolla mitataan avaruuden tilavuutta ja sitä, kuinka nopeasti tämä tilavuus kasvaa. Useimpien pimeän energian havainnointitutkimusten tavoitteena on mitata sen olomuotoyhtälöä (paineen ja energiatiheyden suhdetta), pimeän energian ominaisuuksien vaihtelua ja sitä, missä määrin pimeä energia antaa täydellisen kuvauksen gravitaatiofysiikasta.
NASA/WMAP Science Team
Kosmologisessa teoriassa pimeä energia on Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kenttäyhtälöiden kenttäyhtälöiden jännitys-energiatensorissa olevien komponenttien yleinen luokka. Tässä teoriassa maailmankaikkeuden aine-energian (tensorilla ilmaistuna) ja avaruusajan muodon välillä on suora vastaavuus. Sekä aineen (tai energian) tiheys (positiivinen suure) että sisäinen paine vaikuttavat komponentin gravitaatiokenttään. Kun tutut jännitys-energiatensorin komponentit, kuten aine ja säteily, aiheuttavat vetovoimaa taivuttamalla aika-avaruutta, pimeä energia aiheuttaa negatiivisen sisäisen paineen kautta vastenmielistä vetovoimaa. Jos paineen suhde energiatiheyteen on pienempi kuin -1/3, mikä on mahdollista komponentille, jolla on negatiivinen paine, kyseinen komponentti on gravitaatioltaan itseään vastenmielinen. Jos tällainen komponentti hallitsee maailmankaikkeutta, se kiihdyttää maailmankaikkeuden laajenemista.
© MinutePhysics (A Britannica Publishing Partner)Katso kaikki tämän artikkelin videot
Yksinkertaisin ja vanhin selitys pimeälle energialle on, että se on tyhjälle avaruudelle ominainen energiatiheys eli ”tyhjiöenergia”. Matemaattisesti tyhjiöenergia vastaa Einsteinin kosmologista vakiota. Huolimatta siitä, että Einstein ja muut hylkäsivät kosmologisen vakion, nykyaikainen, kvanttikenttäteoriaan perustuva käsitys tyhjiöstä on, että tyhjiöenergia syntyy luonnollisesti tyhjässä avaruudessa esiintyvien kvanttifluktuaatioiden (eli virtuaalisten hiukkas-antihiukkas-parien, jotka syntyvät ja annihiloituvat pian sen jälkeen) muodostamasta kokonaisuudesta. Kosmologisen tyhjiön energiatiheyden havaittu tiheys on kuitenkin ~10-10 ergs kuutiosenttimetriä kohti; kvanttikenttäteorian ennustama arvo on ~10110 ergs kuutiosenttimetriä kohti. Tämä 10120:n ero tiedettiin jo ennen paljon heikomman pimeän energian löytymistä. Vaikka tähän ongelmaan ei ole vielä löydetty perustavanlaatuista ratkaisua, on esitetty todennäköisyysratkaisuja, jotka perustuvat säieteoriaan ja suureen määrään irrallisia universumeja. Tässä paradigmassa vakion odottamattoman alhainen arvo ymmärretään seuraukseksi vielä suuremmasta määrästä mahdollisuuksia (eli universumeja) vakion eri arvojen esiintymiselle ja riittävän pienen arvon satunnaisesta valinnasta, joka mahdollistaa galaksien (ja siten tähtien ja elämän) muodostumisen.
Toinen suosittu teoria pimeästä energiasta on, että se on ohimenevää tyhjiöenergiaa, joka on seurausta dynaamisen kentän potentiaalienergiasta. Tämä ”kvintessenssiksi” kutsuttu pimeän energian muoto vaihtelisi tilassa ja ajassa, mikä tarjoaisi mahdollisen tavan erottaa se kosmologisesta vakiosta. Se on myös mekanismiltaan samanlainen (vaikkakin mittakaavaltaan hyvin erilainen) kuin skalaarikenttien energia, johon vedotaan alkuräjähdyksen inflaatioteoriassa.
Toinen mahdollinen selitys pimeälle energialle ovat topologiset viat maailmankaikkeuden rakenteessa. Kun kyseessä ovat avaruusajan luontaiset viat (esim. kosmiset säikeet tai seinät), uusien vikojen syntyminen maailmankaikkeuden laajentuessa on matemaattisesti samankaltaista kuin kosmologinen vakio, vaikkakin vikojen olotilayhtälön arvo riippuu siitä, ovatko viat säikeitä (yksiulotteisia) vai seiniä (kaksiulotteisia).
On myös yritetty muuttaa gravitaatiota niin, että se selittäisi sekä kosmologiset että paikalliset havainnot ilman pimeän energian tarvetta. Näissä yrityksissä vedotaan poikkeamiin yleisestä suhteellisuusteoriasta koko havaittavan maailmankaikkeuden mittakaavassa.
Suurimpana haasteena kiihtyneen laajenemisen ymmärtämisessä pimeän energian kanssa tai ilman pimeää energiaa on selittää se, että pimeän energian ja pimeän aineen tiheys on suhteellisen hiljattain (viimeisten miljardien vuosien aikana) ollut lähes yhtä tiheää, vaikka niiden on täytynyt kehittyä eri tavoin. (Jotta kosmiset rakenteet olisivat muodostuneet varhaisessa maailmankaikkeudessa, pimeän energian on täytynyt olla merkityksetön komponentti.) Tämä ongelma tunnetaan nimellä ”sattumaongelma” tai ”hienosäätöongelma”. Pimeän energian luonteen ja siihen liittyvien monien ongelmien ymmärtäminen on yksi nykyfysiikan suurimmista haasteista.