Sötét energia, taszító erő, amely a világegyetem domináns összetevője (69,4 százalék). A világegyetem fennmaradó része közönséges anyagból és sötét anyagból áll. A sötét energia, ellentétben az anyag mindkét formájával, időben és térben viszonylag egyenletes, és az általa elfoglalt térfogaton belül gravitációsan taszító, nem pedig vonzó. A sötét energia természetét még mindig nem értjük jól.
Fotó AURA/STScI/NASA/JPL (NASA photo # STScI-PRC98-02a-js)
© Open University (A Britannica Publishing Partner)See all videos for this article
Egyfajta kozmikus taszító erőt először Albert Einstein tételezett fel 1917-ben, és egy kifejezés, a “kozmológiai állandó” jelentette, amelyet Einstein vonakodva vezetett be az általános relativitáselméletébe, hogy ellensúlyozza a gravitáció vonzó erejét, és magyarázatot adjon a statikusnak feltételezett (sem táguló, sem összehúzódó) világegyetemre. Miután az 1920-as években Edwin Hubble amerikai csillagász felfedezte, hogy a világegyetem nem statikus, hanem valójában tágul, Einstein “legnagyobb baklövésének” nevezte ennek az állandónak a hozzáadását. A világegyetem tömeg-energia költségvetésében mért anyagmennyiség azonban valószínűtlenül kevés volt, ezért a hiány pótlására valamilyen ismeretlen “hiányzó komponensre” volt szükség, hasonlóan a kozmológiai állandóhoz. Ennek az összetevőnek a létezésére, amelyet sötét energiának neveztek el, először 1998-ban mutattak be közvetlen bizonyítékot.
A sötét energiát a világegyetem tágulási sebességére gyakorolt hatása és a nagyméretű struktúrák, például a galaxisok és galaxishalmazok gravitációs instabilitások révén történő kialakulásának sebességére gyakorolt hatása alapján mutatták ki. A tágulási sebesség méréséhez távcsöveket kell használni a világegyetem történetében különböző méretskálákon (vagy vöröseltolódásokban) látható objektumok távolságának (vagy a fény utazási idejének) mérésére. Ezeket az erőfeszítéseket általában korlátozza a csillagászati távolságok pontos mérésének nehézsége. Mivel a sötét energia a gravitáció ellen hat, a nagyobb mennyiségű sötét energia felgyorsítja a világegyetem tágulását és lassítja a nagyméretű struktúrák kialakulását. A tágulási sebesség mérésének egyik technikája az ismert fényességű objektumok, például az Ia típusú szupernóvák látszólagos fényességének megfigyelése. A sötét energiát 1998-ban fedezte fel ezzel a módszerrel két nemzetközi csapat, amelynek tagjai Adam Riess (e cikk szerzője) és Saul Perlmutter amerikai csillagászok, valamint Brian Schmidt ausztrál csillagász voltak. A két csapat nyolc távcsövet használt, köztük a Keck Obszervatórium és az MMT Obszervatórium távcsöveit. Az Ia típusú szupernóvák, amelyek akkor robbantak fel, amikor az univerzum a jelenlegi méretének csak kétharmada volt, halványabbak és így messzebb voltak, mint amilyenek egy sötét energia nélküli univerzumban lennének. Ez azt jelentette, hogy az univerzum tágulási sebessége most gyorsabb, mint a múltban volt, ami a sötét energia jelenlegi dominanciájának eredménye. (A korai világegyetemben a sötét energia elhanyagolható volt.)
A sötét energia nagyméretű struktúrára gyakorolt hatásának tanulmányozásához a galaxisok alakjának finom torzulásait kell mérni, amelyek a térnek a közbeeső anyag általi elhajlásából erednek, ez a jelenség a “gyenge lencsézés”. Valamikor az elmúlt néhány milliárd év során a sötét energia uralkodóvá vált a világegyetemben, és így megakadályozta, hogy több galaxis és galaxishalmaz alakuljon ki. Az univerzum szerkezetének ezt a változását a gyenge lencsézés mutatja meg. Egy másik mérőszám a világegyetemben lévő galaxishalmazok számának megszámlálásából származik, amellyel a tér térfogatot és a térfogat növekedésének ütemét mérhetjük. A sötét energiával kapcsolatos legtöbb megfigyeléses vizsgálat célja a sötét energia állapotegyenletének (a nyomás és az energiasűrűség arányának), tulajdonságainak változásainak és annak mérése, hogy a sötét energia mennyire nyújt teljes leírást a gravitációs fizikáról.
NASA/WMAP Science Team
A kozmológiai elméletben a sötét energia az Einstein általános relativitáselméletének mezőegyenleteiben szereplő feszültség-energia tenzor összetevőinek egy általános osztálya. Ebben az elméletben közvetlen megfelelés van a világegyetem (a tenzorban kifejezett) anyag-energiája és a téridő alakja között. Mind az anyag (vagy energia) sűrűsége (pozitív mennyiség), mind a belső nyomás hozzájárul egy komponens gravitációs teréhez. Míg a feszültség-energia tenzor ismert összetevői, mint például az anyag és a sugárzás a téridő meggörbítésével vonzó gravitációt biztosítanak, addig a sötét energia a negatív belső nyomáson keresztül taszító gravitációt okoz. Ha a nyomás és az energiasűrűség aránya kisebb, mint -1/3, ami egy negatív nyomású komponens esetében lehetséges, akkor az adott komponens gravitációsan öntaszító lesz. Ha egy ilyen komponens uralja a világegyetemet, akkor felgyorsítja a világegyetem tágulását.
Encyclopædia Britannica, Inc.
© MinutePhysics (A Britannica Publishing Partner)See all videos for this article
A sötét energia legegyszerűbb és legrégebbi magyarázata, hogy az üres térben rejlő energiasűrűség, vagyis a “vákuumenergia”. Matematikailag a vákumenergia Einstein kozmológiai állandójával egyenértékű. Annak ellenére, hogy Einstein és mások elutasították a kozmológiai állandót, a vákuumról alkotott modern, kvantumtérelméleten alapuló felfogás szerint a vákumenergia természetes módon keletkezik az üres térben a kvantumfluktuációk (azaz a virtuális részecske-antirészecske párok, amelyek létrejönnek, majd röviddel ezután megsemmisítik egymást) összességéből. A megfigyelt kozmológiai vákumenergia-sűrűség azonban ~10-10 ergs/köbcentiméter; a kvantumtérelmélet által megjósolt érték ~10110 ergs/köbcentiméter. Ez a 10120-as eltérés már a jóval gyengébb sötét energia felfedezése előtt is ismert volt. Bár alapvető megoldást még nem találtak erre a problémára, a húrelmélet és a nagyszámú szétválasztott univerzum lehetséges létezése által motivált valószínűségi megoldásokat vetettek fel. Ebben a paradigmában a konstans váratlanul alacsony értékét úgy értelmezik, hogy a konstans különböző értékeinek előfordulására még több lehetőség (azaz univerzum) van, és véletlenszerűen választanak ki egy olyan kis értéket, amely lehetővé teszi a galaxisok (és így a csillagok és az élet) kialakulását.
Egy másik népszerű elmélet szerint a sötét energia egy dinamikus mező potenciális energiájából eredő átmeneti vákumenergia. A “kvintesszencia” néven ismert sötét energiának ez a formája térben és időben változna, ami egy lehetséges módot biztosítana arra, hogy megkülönböztessük a kozmológiai állandótól. Mechanizmusát tekintve is hasonló (bár nagyságrendileg eltérő) a skalármező energiájához, amelyre az ősrobbanás inflációs elméletében hivatkoznak.
A sötét energia másik lehetséges magyarázata a világegyetem szövetének topológiai hibái. A téridőben rejlő hibák (pl. kozmikus húrok vagy falak) esetében az új hibák keletkezése az univerzum tágulása során matematikailag hasonló a kozmológiai állandóhoz, bár a hibák állapotegyenletének értéke attól függ, hogy a hibák húrok (egydimenziós) vagy falak (kétdimenziós).
A gravitáció módosítására is történtek kísérletek, hogy mind a kozmológiai, mind a lokális megfigyeléseket megmagyarázzák sötét energia nélkül. Ezek a kísérletek az általános relativitáselmélettől való eltérésekre hivatkoznak a teljes megfigyelhető univerzum léptékében.
A gyorsuló tágulás megértésének egyik fő kihívása sötét energiával vagy sötét energia nélkül az, hogy megmagyarázzuk a sötét energia és a sötét anyag sűrűsége közötti közel egyenlőség viszonylag új keletű előfordulását (az elmúlt néhány milliárd évben), annak ellenére, hogy ezek különbözőképpen fejlődhettek. (Ahhoz, hogy a kozmikus struktúrák a korai világegyetemben kialakulhattak, a sötét energiának jelentéktelen összetevőnek kellett lennie). Ezt a problémát “egybeesési problémának” vagy “finomhangolási problémának” nevezik. A sötét energia természetének és a vele kapcsolatos számos problémának a megértése a modern fizika egyik legfélelmetesebb kihívása.