Гордон - Диалоги: Тёмная энергия во Вселенной (23.10.2001)

http://www.youtube.com/watch?v=-gRQ7v7xLko

Тёмная эне́ргия (англ. dark energy) в космологии — феномен, объясняющий факт, что Вселенная расширяется с ускорением.

Существует два варианта объяснения сущности тёмной энергии:

тёмная энергия есть космологическая константа — неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной (другими словами, постулируется ненулевая энергия вакуума);

тёмная энергия есть некая квинтэссенция — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

Окончательный выбор между двумя вариантами требует высокоточных измерений скорости расширения Вселенной, чтобы понять, как эта скорость изменяется со временем. Темпы расширения Вселенной описываются космологическим уравнением состояния. Разрешение уравнения состояния для тёмной энергии является одной из самых насущных задач современной наблюдательной космологии.

Тёмная энергия также должна составлять значительную часть так называемой скрытой массы Вселенной.

http://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная энергия

В передаче рассматривается вариант космологической константы, хотя и упоминается о иных вариантах.
Ниже есть ещё пара цитат и материалы по теме.
Ниже есть продолжение.

Скры́тая ма́сса (в космологии и астрофизике также тёмная материя, тёмное вещество) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающих электромагнитного или нейтринного излучения достаточной для наблюдений интенсивности и не поглощающего их), но наблюдаемых косвенно по гравитационным эффектам (в частности по эффекту «гравитационной линзы»), оказываемым на видимые объекты.

http://ru.wikipedia.org/wiki/Скрытая масса

Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.

До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина (меньше чем 10 − 29 г/см3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространённых космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.

В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутника WMAP. Величина Λ соответствует плотности энергии вакуума $5{,}98\cdot10^{-10}$ Дж/м3.

http://ru.wikipedia.org/wiki/Космологическая постоянная


Форматирование не сохранено.

↓№ 24↑ Дата выхода в эфир 23.10.2001 Хронометраж 37:24

Оказывается, инфляция существует и в Космосе. О так называемой темной энергии, которая, как показывают последние открытия физики, составляет основную долю плотности энергии в современной Вселенной член-корреспондент Российской Академии Наук Алексей Старобинский.

Позиция

Открытие последних лет говорят, что основная доля материи во Вселенной совершенно отлична от материи, известной нам.

Знаем мы об это «другой» материи очень мало.

Любые предсказания о будущем Вселенной имеют конечный радиус глубины (любые надежные предсказания о будущей эволюции Вселенной возможны только на некоторый конечный срок, зависящий от принятых дополнительных гипотез. Типично, однако, такой срок не менее 20 миллиардов лет).

Вселенная более сложна, чем считали раньше.

Материалы по теме:

А. А. Старобинский

СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ ИНФЛЯЦИОННОГО СЦЕНАРИЯ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ

Инфляционный сценарий ранней Вселенной, впервые количественно разработанный в 1979–1982 гг., основан на гипотезе, которая в геометрической форме выражается следующим образом: в далеком прошлом (около 14 миллиардов лет тому назад) наша Вселенная в течение некоторого времени была в (почти) максимально симметричном состоянии. В частности, ее четырехмерная геометрия приближенно описывалась пространством-временем постоянной кривизны — пространством-временем де Ситтера 1-го рода, что соответствует изотропной космологический модели Фридмана с (квази) экспоненциальной зависимостью масштабного фактора от времени. Материя на де-ситтеровской (инфляционной) стадии эволюции Вселенной имела положительную и очень большую плотность энергии, а ее давление было почти равно минус плотности энергии. Такую структуру тензора-энергии импульса имеют как вакуумные состояния в квантовой теории поля, так и космологическая постоянная.

Инфляционный сценарий имеет много конкретных реализаций (моделей), отличающихся друг от друга количеством физических полей, кроме гравитационного, участвующих в создании де-ситтеровской стадии и видом их взаимодействия. Простейший класс моделей содержит одно феноменологическое скалярное поле (инфлатон) с некоторым потенциалом взаимодействия. Физическая его природа различна в разных моделях и остается пока неизвестной. Однако сильным аргументом в пользу самой возможности существования материи в таком «вакуумоподобном» виде является то, что как стало ясно в последние 3 года, основная доля плотности энергии в современной Вселенной — «темная энергия» (о которой пойдёт речь во второй лекции) — имеет качественно именно такие же свойства, хотя сама величина плотности энергии намного меньше. Наиболее замечательным свойством инфляционного сценария, кроме его исключительной эстетической элегантности и простоты, является то, что он приводит к наблюдательным предсказаниям относительно современного состояния Вселенной, которые не зависят от неизвестных физических процессов, происходивших во Вселенной в период между инфляционной стадией и обычной фридмановской радиационно-доминированной стадией.

Для класса простейших инфляционных моделей с одним инфлатонным полем, медленно эволюционирующим на инфляционной стадии, четыре наиболее важных универсальных предсказания есть:

1) полная плотность энергии негравитационной материи во Вселенной приближенно равна критической, с точностью до характерной амплитуды неоднородностей во Вселенной;

2) пространственные неоднородности во Вселенной в линейном режиме принадлежат к растущей моде скалярных (адиабатических) возмущений по классификации Лифшица;

3) спектр мощности начальных неоднородностей является приближенно плоским (спектром Харрисона-Зельдовича);

4) статистика начальных неоднородностей является гауссовой.

В последние годы все эти предсказания подтверждены независимыми наблюдательными данными как по угловым флуктуациям температуры реликтового теплового электромагнитного излучения, так и по корреляционным свойствам пространственного распределения больших выборок галактик и их скоплений.

В настоящее время основными экспериментальными и теоретическими задачами, связанными с инфляционным сценарием, являются:

1) измерение и восстановление соответствующего потенциала инфлатона;

2) поиск реликтового фона гравитационных волн, возникших (как и начальные адиабатические возмущения) на инфляционной стадии;

3) поиск возможных (хотя и не обязательных) локальных особенностей в начальном спектре возмущений, которые свидетельствовали бы о необходимости введения более сложного класса инфляционных моделей, в частности, с фазовыми переходами во время инфляционной стадии;

4) выяснение физической природы инфлатонного поля и установление связи между инфляционным сценарием и современными вариантами единой квантовой теории физических полей (супергравитация, теория струн, М-теория).

А. А. Старобинский

ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ ВО ВСЕЛЕННОЙ

Проведенные в последние 3 года измерения фотометрических расстояний до сверхновых звезд на космологических расстояниях, подкрепленные многочисленными независимыми аргументами (в особенности недавними наблюдательными данными об угловых флуктуациях температуры реликтового электромагнитного излучения во Вселенной), показывают, что основная доля плотности энергии материи в современной Вселенной принадлежит новому виду небарионной материи, не наблюдавшемуся в лабораторных экспериментах. Эта форма материи/энергии не взаимодействует с электромагнитным излучением — отсюда ее название «темная энергия», которое также отличает ее от нерелятивистского небарионного холодного темного вещества, ранее известного из астрономических и космологических наблюдений (оно также еще не открыто в лабораториях). «Темная энергия» отличается от темного вещества следующим:

1) в отличие от нерелятивистского темного вещества, она распределена однородно по пространству и не скучивается под действием гравитации во всех масштабах, в которых мы вообще видим скучивание обычного вещества;

2) она имеет сильно отрицательное давление порядка его плотности энергии (по модулю).

Простейшей возможностью для описания темной энергии, которая согласуется со всеми имеющимися наблюдательными данными, является космологическая постоянная (при этом ее природа и степень малости остаются загадкой). Однако наблюдательные данные не исключают и некоторую, достаточно слабую зависимость плотности темной энергии от времени. Замечательная качественная аналогия между свойствами темной энергии и свойствами материи, которые необходимы для существования де-ситтеровской (инфляционной) стадии в ранней Вселенной, позволяет использовать математический аппарат инфляционного сценария для описания темной энергии в современной Вселенной. Наиболее простой возможностью является введение одного скалярного поля (Lambda-поля, или «квинтэссенции») с некоторым потенциалом самодействия, минимально связанного с гравитацией. Однако эта простейшая модель может работать, только если для темной энергии выполняется так называемое слабое условие энергодоминантности. Верно это или нет — на это могут дать ответ только наблюдения. Если это неравенство выполняется, то из различных наблюдательных космологических тестов, например, из зависимости фотометрического расстояния от красного смещения или из закона роста амплитуды пространственных неоднородностей обычного вещества как функции красного смещения, можно однозначно восстановить потенциал.

Если же для темной энергии слабое условие энергодоминантности нарушается, то для его непротиворечивого описания приходится переходить к более общей теории гравитации, чем эйнштейновская — скалярно-тензорной.

Качественная аналогия с инфляционным сценарием ранней Вселенной, в котором «вакуумоподобное» состояние материи является не стабильным, а только метастабильным, показывает, что и современная темная энергия может соответствовать метастабильному состоянию материи. Поэтому любые надежные предсказания о будущей эволюции Вселенной возможны только на некоторый конечный срок, зависящий от принятых дополнительных гипотез. Типично, однако, такой срок не менее 20 миллиардов лет.

Библиография

Efstathiou G, Moody S., Peacock J. Evidence for a non-zero Lambda and a low matter density from a combined analysis of the 2dF Galaxy//Redshift Survey and cosmic microwave background anisotropies. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2001, to be published.

Garnavich P, Kirshner R, Challis P. et al. Constraints on cosmological models from Hubble Space Telescope observations of high-z supernovae//Astroph. J. Lett. 1998. № 493.

Perlmutter S., Aldering G. M. Discovery of a supernova Explosion at half the age of the Universe and its cosmological implications//Nature. 1998. № 391.

Riess A. The case for an accelerating universe from supernovae//Invited review for PASP. 2000.

Saini T., Raychaudhury S., Sahni V., Starobinsky A. Reconstructing the cosmic equation of state from supernova distances//Phys. Rev. Lett. 2000. № 85.

Sahni V, Starobinsky A. The case for a positive cosmological Lambda-term//Int. J. Mod. Phys. 2000. № 9.

Starobinsky A. How to determine an effective potential for a variable cosmological term//Письма в ЖЭТФ. 1998. № 68.

Starobinsky A. Future and origin of our Universe: modern view//Gravit. & Cosmology. 2000. № 6.

Turner M. Dark energy and the new cosmology//Talk at the Snowmass SNAP conference. USA, 2001.

Тема № 24

Эфир 23.10.2001

Хронометраж 37:24

http://gordon0030.narod.ru/archive/1986/index.html