Темна енергія

У 1916 році Альбертом Ейнштейном була створена Загальна теорія відносності — найбільш точна і донині теорія гравітації. Проте з її рівнянь випливало, що Всесвіт не може бути стабільним, а натомість стягується силами тяжіння в одну точку. Ейнштейн же вважав тоді, що Всесвіт є стаціонарним, тому він модифікував свою теорію, додавши до неї ще один член, що отримав назву космологічна стала або лямбда-член. Космологічна стала відповідала антигравітаційній силі, що зростала пропорційно відстані. При цьому, у доступних людству масштабах вона була занадто слабкою, щоб бути виявленою.

У 1922 році Олександр Фрідман створив іншу модель, що не включала в себе антигравітації, але не була стаціонарною — Всесвіт Фрідмана розширювався або навпаки, стискався. Вже наступного року Едвін Габбл розробив метод вимірювання відстаней до далеких туманностей за допомогою цефеїд[1], завдяки чому до 1929 року виміряв відстані до кількох сотень галактик, і показав, що швидкість віддалення інших галактик від нашої росте пропорційно відстані до них. Швидкість вздовж лінії зору можна доволі точно визначити, вимірявши червоний зсув у спектрах їх зірок, і ще у 1917 році Весто Слайфер виміряв відносні швидкості туманностей, і помітив, що майже всі вони швидко віддаляються від Землі, проте тоді ще не було зрозуміло, що спіральні туманності — це галактики, подібні нашій [2].

З іншого боку, 1925 року Жорж Леметр показав, що рівновага моделі з космологічною сталою є нестійкою.

Всі ці відкриття призвели до того, що загальноприйнятою стала модель нестаціонарного Всесвіту що розширюється, а космологічна стала була виключена Ейнштейном з його рівнянь. Протягом життя він неодноразово визнавав цю спробу помилкою [3]. До 1990-х років ідея космологічної константи стала непопулярною, хоча зустрічалася у деяких теоретичних роботах: наприклад, у 1965 році Ераст Глінер створив сучасну інтерпретацію космологічної сталої як антигравітаційного середовища зі сталою густиною [4].

На початку 90-х виникла нова космологічна проблема — стало зрозуміло, що кривина Всесвіту пов'язана з його густиною і сталою Габбла. При цьому густина Всесвіту, включаючи темну матерію, була втричі нижчою, ніж мала б бути для того, щоб простір мав нульову кривину. З іншого боку, припущення про велику кривину Всесвіту породжувало нові проблеми через те, що інфляційна модель Всесвіту передбачала саме нульову кривину. Втім, незважаючи на це, моделі з кривиною були популярними [5].

Проте, все змінилося 1998 року, коли більш точні виміри залежності швидкості розбігання галактик від відстані, зроблені за допомогою більш яскравих «стандартних свічок» — наднових зірок типу Ia — показали, що у минулому швидкість розбігання була нижчою[6]. Це було сильним підтвердженням гіпотези про наявність іншої форми матерії, що не взаємодіє гравітаційно звичайним чином, завдяки чому і прискорювалося розбігання галактик. Маса цієї матерії створювала додаткові 70 % густини Всесвіту. 2011 року Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт і Адам Рісс отримали Нобелівську премію з фізики за відкриття прискореного розширення Всесвіту.

Остаточно наявність темної енергії, а також її долю від усієї матерії вдалося встановити вивчаючи анізотропію реліктового випромінювання. Це було зроблено у експериментах BOOMERanG і MAXIMA. Найбільш точні вимірювання були зроблені космічним телескопом «Планк» у період від 2009 до 2013 року. Згідно з ними, темна енергія складає близько 68 % від всієї маси Всесвіту.

Для пояснення властивостей темної енергії можна порівняти її з більш звичним середовищем, таким як газ. Газ у ємності створює тиск, що намагається розштовхнути стінки ємності. Тому при збільшенні об'єму газу його енергія зменшується, через те, що газ виконує роботу (адіабатичний процес). Темну енергію також можна розглядати як суцільне середовище, що заповнює Всесвіт. Проте при збільшенні об'єму Всесвіту загальна кількість темної енергії зростає (адже її густина незмінна), тому, хоча густина темної енергії додатна, її тиск — від'ємний[8]. Розрахунки показують, що він дорівнює за абсолютним значенням густині темної матерії (з точністю до множника с²), ${\displaystyle p=-\rho c^{2}}$[9]. Експериментальні дані підтверджують це рівняння з точністю до 10 %.

У Загальній теорії відносності ефективна гравітуюча густина дорівнює ${\displaystyle \rho _{eff}=\rho +3p/c^{2}}$. Через від'ємний тиск ця величина також виявляється від'ємною, що і створює ефект антигравітації (хоча насправді так проявляється звична нам гравітація)[10].

Уявімо собі всесвіт, у якому є тільки темна енергія. Як відомо з рівнянь Ейнштейна, кривина простору-часу пропорційна кількості речовини, що знаходиться в ньому. Проте, оскільки густина темної енергії не змінюється з часом, кривина такого всесвіту також буде постійною. Кривина всесвіту відповідає його темпу розширення, який через це також не буде змінюватись. Проте під темпом розширення треба розуміти час, що потрібен, щоб відстань між двома точками збільшилася вдвічі — легко бачити, що рівномірний темп розширення відповідає експоненційному прискоренню точок. У нашому Всесвіті крім темної енергії присутня і матерія, тому наш Всесвіт наразі розширюється повільніше — проте чим більш домінуючою буде темна енергія, тим ближчим буде темп розширення до постійного (а швидкості — до експоненційно зростаючих)[11].

Наднова типу Ia (у лівому нижньому куті)

Співвідношення Філіпса показують зв'язок між абсолютною яскравістю наднової типу Ia і часом затухання її спалаху. Завдяки цьому наднові цього типу є дуже привабливими у якості надзвичайно яскравих «стандартних свічок», за допомогою яких можна визначати відстань до далеких галактик. Оскільки ми бачимо далекі галактики такими, які вони були у далекому минулому, таким чином можна дізнатися залежність швидкості розбігання не тільки від відстані до Землі а і від часу. Можна було б очікувати, що, оскільки гравітація поступово сповільнює галактики, у минулому їх швидкість була більшою, ніж зараз. Проте виявилося, що все навпаки, і швидкість розбігання збільшується з часом, що вказує на наявність неврахованих сил у Всесвіті. Останній і найбільш повний експеримент по спостереженню за надновими — Supernova Cosmology Project.

Квантові флуктуації, що існували у Всесвіті через 10⁻⁴³−10⁻³⁶ після великого вибуху, стали причиною виникнення акустичних хвиль у речовині раннього гарячого Всесвіту. Цей процес був описаний Сахаровим у 1965 році[12].

Важливо, що у Фур'є-розкладі флуктуацій за мультипольними моментами, положення першого і найвищого піку залежить від кривини Всесвіту. Кривина, в свою чергу, пов'язана з постійною Габбла і густиною матерії у Всесвіті жорстким співвідношенням. Дані, зібрані космічним телескопом «Планк» показують, що Всесвіт є майже пласким: його кривина менша за 0,005[13]. Проте сукупна густина матерії (баріонної, темної, фотонів і нейтрино), в такому випадку втричі менша за реальну, що вказує на велику кількість неврахованої матерії, що не взаємодіє гравітаційно звичним чином.

Фотон, що пролітає повз велику гравітуючу масу зазнає блакитного зміщення при наближенні до неї, і червоного при віддаленні. Проте, у Всесвіті, що розширюється з прискоренням, червоне зміщення є трохи меншим за блакитне. Це явище називається інтегральним ефектом Сакса — Вольфа, і може бути знайдене за допомогою аналізу реліктового випромінювання. У 2008 році група американських астрономів заявила, що знайшла інтегральний ефект Сакса — Вольфа[14].