Donkere energie

Donkere energie, afstotende kracht die de dominante component (69,4 procent) van het heelal is. Het resterende deel van het heelal bestaat uit gewone materie en donkere materie. Donkere energie is, in tegenstelling tot beide vormen van materie, relatief uniform in tijd en ruimte en is gravitationeel afstotend, niet aantrekkelijk, binnen het volume dat het inneemt. De aard van donkere energie is nog steeds niet goed begrepen.

Lees meer over dit onderwerp

astronomie: Donkere energie

In de jaren tachtig begonnen astronomen Type Ia supernovae te gebruiken als standaardkaarsen. Men denkt dat deze op de volgende manier tot stand komen. Een witte…

Een soort kosmische afstotende kracht werd voor het eerst verondersteld door Albert Einstein in 1917 en werd weergegeven door een term, de “kosmologische constante”, die Einstein met tegenzin in zijn algemene relativiteitstheorie invoerde om de aantrekkingskracht van de zwaartekracht tegen te gaan en een statisch verondersteld heelal (dat noch uitdijt noch inkrimpt) te verklaren. Na de ontdekking in de jaren 1920 door de Amerikaanse astronoom Edwin Hubble dat het heelal niet statisch is maar in feite uitdijt, noemde Einstein de toevoeging van deze constante zijn “grootste blunder”. De gemeten hoeveelheid materie in de massa-energie-begroting van het heelal was echter onwaarschijnlijk laag, en dus was een onbekende “ontbrekende component”, net als de kosmologische constante, nodig om het tekort aan te vullen. Direct bewijs voor het bestaan van deze component, die donkere energie werd genoemd, werd voor het eerst gepresenteerd in 1998.

Donkere energie wordt gedetecteerd door zijn effect op de snelheid waarmee het heelal uitdijt en zijn effect op de snelheid waarmee grootschalige structuren zoals melkwegstelsels en clusters van melkwegstelsels zich vormen door gravitationele instabiliteiten. Voor het meten van de uitdijingssnelheid moeten telescopen worden gebruikt om de afstand (of reistijd van het licht) te meten van objecten die op verschillende grootteschalen (of roodverschuivingen) in de geschiedenis van het heelal te zien zijn geweest. Deze inspanningen worden over het algemeen beperkt door de moeilijkheid om astronomische afstanden nauwkeurig te meten. Aangezien donkere energie de zwaartekracht tegenwerkt, versnelt meer donkere energie de uitdijing van het heelal en vertraagt het de vorming van grootschalige structuren. Eén techniek om de uitdijingssnelheid te meten is het observeren van de schijnbare helderheid van objecten met een bekende helderheid, zoals Type Ia supernova’s. Donkere energie werd in 1998 met deze methode ontdekt door twee internationale teams, waaronder de Amerikaanse astronomen Adam Riess (de auteur van dit artikel) en Saul Perlmutter en de Australische astronoom Brian Schmidt. De twee teams gebruikten acht telescopen, waaronder die van het Keck Observatorium en het MMT Observatorium. Supernova’s van het type Ia die ontploften toen het heelal nog maar tweederde van zijn huidige omvang had, waren zwakker en dus verder weg dan ze zouden zijn in een heelal zonder donkere energie. Dit impliceert dat de uitdijingssnelheid van het heelal nu sneller is dan in het verleden, een gevolg van de huidige dominantie van donkere energie. (Donkere energie was verwaarloosbaar in het vroege heelal.)

Om het effect van donkere energie op de grootschalige structuur te bestuderen, moeten subtiele vervormingen in de vormen van sterrenstelsels worden gemeten die het gevolg zijn van de buiging van de ruimte door tussenliggende materie, een verschijnsel dat bekend staat als “zwakke lensing”. Op een bepaald moment in de laatste paar miljard jaar is donkere energie dominant geworden in het heelal, waardoor er niet meer sterrenstelsels en clusters van sterrenstelsels konden ontstaan. Deze verandering in de structuur van het heelal wordt zichtbaar door de zwakke lens. Een andere maatstaf is het tellen van het aantal clusters van melkwegstelsels in het heelal om het volume van de ruimte te meten en de snelheid waarmee dat volume toeneemt. De meeste waarnemingsstudies van donkere energie hebben tot doel de toestandsvergelijking (de verhouding tussen de druk en de energiedichtheid), de variaties in de eigenschappen ervan en de mate waarin donkere energie een volledige beschrijving van de gravitatiefysica biedt, te meten.

In de kosmologische theorie is donkere energie een algemene klasse van componenten in de spanning-energietensor van de veldvergelijkingen in Einsteins algemene relativiteitstheorie. In deze theorie is er een directe overeenkomst tussen de materie-energie van het heelal (uitgedrukt in de tensor) en de vorm van de ruimtetijd. Zowel de materie- (of energie-)dichtheid (een positieve grootheid) als de interne druk dragen bij tot het gravitatieveld van een component. Terwijl bekende componenten van de spanning-energietensor zoals materie en straling zorgen voor aantrekkelijke zwaartekracht door buiging van de ruimte-tijd, veroorzaakt donkere energie afstotende zwaartekracht door negatieve inwendige druk. Als de verhouding van de druk tot de energiedichtheid kleiner is dan -1/3, een mogelijkheid voor een component met negatieve druk, zal die component gravitationeel zelf-repulsief zijn. Als een dergelijke component het heelal domineert, zal deze de uitdijing van het heelal versnellen.

De eenvoudigste en oudste verklaring voor donkere energie is dat het een energiedichtheid is die inherent is aan de lege ruimte, oftewel een “vacuümenergie”. Wiskundig gezien is de vacuümenergie gelijk aan Einsteins kosmologische constante. Ondanks de verwerping van de kosmologische constante door Einstein en anderen, is het moderne begrip van het vacuüm, gebaseerd op de kwantumveldentheorie, dat vacuümenergie op natuurlijke wijze ontstaat uit de totaliteit van kwantumfluctuaties (d.w.z. virtuele deeltjes-antideeltjesparen die ontstaan en elkaar kort daarna vernietigen) in de lege ruimte. De waargenomen dichtheid van de kosmologische vacuüm-energie is echter ~10-10 ergs per kubieke centimeter; de uit de kwantumveldentheorie voorspelde waarde is ~10110 ergs per kubieke centimeter. Deze discrepantie van 10120 was reeds bekend vóór de ontdekking van de veel zwakkere donkere energie. Hoewel een fundamentele oplossing voor dit probleem nog niet is gevonden, zijn er probabilistische oplossingen geopperd, ingegeven door de snaartheorie en het mogelijke bestaan van een groot aantal ontkoppelde universa. In dit paradigma wordt de onverwacht lage waarde van de constante opgevat als het resultaat van een nog groter aantal mogelijkheden (d.w.z. universa) voor het optreden van verschillende waarden van de constante en de willekeurige selectie van een waarde die klein genoeg is om de vorming van sterrenstelsels (en dus sterren en leven) mogelijk te maken.

Een andere populaire theorie voor donkere energie is dat het een voorbijgaande vacuümenergie is die het resultaat is van de potentiële energie van een dynamisch veld. Deze vorm van donkere energie, bekend als “quintessence”, zou variëren in ruimte en tijd, waardoor het mogelijk is om het te onderscheiden van een kosmologische constante. Het is ook vergelijkbaar in mechanisme (hoewel enorm verschillend in schaal) met de scalaire veldeenergie waarop men zich beroept in de inflatie-theorie van de oerknal.

Een andere mogelijke verklaring voor donkere energie zijn topologische defecten in het weefsel van het heelal. In het geval van intrinsieke defecten in de ruimte-tijd (b.v. kosmische snaren of muren), is de productie van nieuwe defecten als het heelal uitdijt wiskundig vergelijkbaar met een kosmologische constante, hoewel de waarde van de toestandsvergelijking voor de defecten afhangt van de vraag of de defecten snaren (eendimensionaal) of muren (tweedimensionaal) zijn.

Er zijn ook pogingen geweest om de zwaartekracht te wijzigen om zowel kosmologische als lokale waarnemingen te verklaren zonder de noodzaak van donkere energie. Deze pogingen beroepen zich op afwijkingen van de algemene relativiteit op schalen van het gehele waarneembare heelal.

Een grote uitdaging bij het begrijpen van versnelde expansie met of zonder donkere energie is het verklaren van het relatief recente optreden (in de afgelopen paar miljard jaar) van bijna-ongelijkheid tussen de dichtheid van donkere energie en donkere materie, ook al moeten ze verschillend zijn geëvolueerd. (Opdat kosmische structuren zich in het vroege heelal zouden hebben gevormd, moet donkere energie een onbelangrijke component zijn geweest). Dit probleem staat bekend als het “toevalsprobleem” of het “fijnafstemmingsprobleem”. Het begrijpen van de aard van donkere energie en de vele gerelateerde problemen is een van de meest formidabele uitdagingen in de moderne fysica.