Jump to content

Մութ էներգիա

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Մութ էներգիա
Scientific hypothesis, form of energy Խմբագրել Wikidata
ԵնթակատեգորիաՖիզիկական դաշտեր, ֆիզիկական հատկություն, էներգիա Խմբագրել Wikidata
Մասն էՄետագալակտիկա, tacle Studios Խմբագրել Wikidata
Թեմայով վերաբերում էընդլայնվող տիեզերք Խմբագրել Wikidata
Հետազոտվում էաստղաֆիզիկա, տիեզերագիտություն, աստղագիտություն Խմբագրել Wikidata
Չունի բնութագիրgravitational mass Խմբագրել Wikidata

Մութ էներգիա, Ֆիզիկական տիեզերագիտության և աստղագիտության մեջ էներգիայի առաջարկվող ձև է, որն ազդում է տիեզերքի վրա ամենամեծ մասշտաբներով։ Դրա հիմնական ազդեցությունը տիեզերքի արագացող ընդլայնումն է։ Այն նաև դանդաղեցնում է կառուցվածքի ձևավորման արագությունը։ Ենթադրելով, որ տիեզերագիտության լամբդա-CDM մոդելը ճիշտ է[1], մութ էներգիան գերիշխում է տիեզերքում, որը նպաստում է ներկայիս դիտվող տիեզերքի ընդհանուր էներգիայի 68%-ին, մինչդեռ մութ նյութը (26%) և սովորական (բարիոնային) նյութն (5%) են, իսկ մյուս բաղադրիչները, ինչպիսիք են ֆոտոնները և նեյտրինոները: Մութ էներգիայի խտությունը շատ ցածր է՝ 7 × 10−30 գ/սմ3 (6 × 10−10 Ջ/մ3 զանգված-էներգիայի մեջ), շատ ավելի քիչ, քան սովորական նյութի կամ մութ նյութի խտությունը գալակտիկաներում[2][3][4]։ Այնուամենայնիվ, այն գերակշռում է տիեզերքի զանգվածային էներգիայի պարունակության վրա, քանի որ այն միատեսակ է ողջ տիեզերքում։

Մութ էներգիայի գոյության առաջին դիտողական ապացույցը ստացվել է գերնոր աստղերի չափումներից։ Ia տիպի գերնոր աստղերն ունեն մշտական պայծառություն, ինչը նշանակում է, որ դրանք կարող են օգտագործվել որպես հեռավորության ճշգրիտ չափումներ[5][6]։ Համեմատելով այս հեռավորությունը կարմիր տեղաշարժի հետ (որը չափում է գերնոր աստղի նահանջի արագությունը) ցույց է տալիս, որ տիեզերքի ընդլայնումն արագանում է։ Մինչ այս դիտարկումը գիտնականները կարծում էին, որ տիեզերքում նյութի և էներգիայի գրավիտացիոն գրավչությունը ժամանակի ընթացքում կհանգեցնի տիեզերքի ընդլայնման դանդաղմանը։ Արագացող ընդլայնման հայտնաբերումից ի վեր հայտնաբերվել են մի քանի անկախ ապացույցներ, որոնք հաստատում են մութ էներգիայի գոյությունը։

Մութ էներգիայի ստույգ բնույթը մնում է առեղծված, և շատ հնարավոր բացատրություններ են տեսականացվել։ Հիմնական թեկնածուներն են տիեզերական հաստատունը (որը ներկայացնում է էներգիայի հաստատուն խտությունը, որը լրացնում է տարածությունը միատարր) և սկալյար դաշտերը (ժամանակի և տարածության մեջ տարբերվող էներգիայի խտություններ ունեցող դինամիկ մեծություններ), ինչպիսիք են կվինտեսցիան կամ մոդուլը։ Տիեզերական հաստատունը կմնա հաստատուն ժամանակի և տարածության մեջ, մինչդեռ սկալյար դաշտերը կարող են տարբեր լինել։ Այնուամենայնիվ, այլ հնարավորություններ են մութ էներգիայի փոխազդեցությունը, դիտողական էֆեկտը և տիեզերական միացումը։

Բացահայտման պատմություն և նախկին շահարկումներ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Էյնշտեյնի տիեզերաբանական հաստատունը

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

«Տիեզերական հաստատունը» տերմինը կարող է ավելացվել Էյնշտեյնի ընդհանուր հարաբերականության դաշտի հավասարումներին։ Եթե դաշտի հավասարման մեջ դիտարկվում է որպես «աղբյուրի տերմին», ապա այն կարող է դիտվել որպես դատարկ տարածության զանգվածի (որը հայեցակարգային առումով կարող է լինել դրական կամ բացասական) կամ «վակուումային էներգիա» համարժեք[7][8][9]: Տիեզերական հաստատունը առաջին անգամ առաջարկվել է Էյնշտեյնի կողմից՝ որպես գրավիտացիոն դաշտի հավասարման լուծում ստանալու մեխանիզմ, որը կհանգեցնի ստատիկ տիեզերքի՝ արդյունավետորեն օգտագործելով մութ էներգիան՝ ձգողականությունը հավասարակշռելու համար։ Էյնշտեյնը տիեզերական հաստատունին տվել է Λ նշանը (մեծ լամբդա)։ Էյնշտեյնը հայտարարեց, որ տիեզերական հաստատունը պահանջում է, որ «դատարկ տարածությունը ստանձնի գրավիտացիոն բացասական զանգվածների դերը, որոնք բաշխված են ողջ միջաստղային տարածության վրա»։ Մեխանիզմը ճշգրտման օրինակ էր, և ավելի ուշ հասկացվեց, որ Էյնշտեյնի ստատիկ տիեզերքը կայուն չի լինի. տեղային անհամասեռությունները, ի վերջո, կհանգեցնեն տիեզերքի կա՛մ անհետացող ընդլայնմանը, կա՛մ կծկման։ Հավասարակշռությունը անկայուն է. եթե տիեզերքը փոքր-ինչ ընդլայնվում է, ապա ընդարձակման արդյունքում վակուումային էներգիա է արձակվում, որն էլ ավելի մեծ ընդլայնում է առաջացնում։ Նմանապես, տիեզերքը, որը փոքր-ինչ կծկվում է, կշարունակի կրճատվել։ Ըստ Էյնշտեյնի՝ «դատարկ տարածությունը» կարող է ունենալ իր սեփական էներգիան։ Քանի որ այս էներգիան ինքնին տարածության հատկությունն է, այն չի նոսրանա, քանի որ տարածությունը մեծանում է։ Քանի որ ավելի շատ տարածություն է գոյանում, այդ տիեզերական էներգիայի ավելի մեծ քանակություն կհայտնվի՝ դրանով իսկ առաջացնելով արագացված ընդլայնում։ Այս տեսակի խանգարումներն անխուսափելի են՝ ամբողջ տիեզերքում նյութի անհավասար բաշխման պատճառով: Ավելին, 1929 թվականին Էդվին Հաբլի կատարած դիտարկումները ցույց տվեցին, որ տիեզերքը կարծես ընդլայնվում է և ստատիկ չէ։ Հաղորդվում է, որ Էյնշտեյնը որպես իր ամենամեծ սխալը նշել է դինամիկ տիեզերքի գաղափարը կանխագուշակելու իր ձախողումը, ի տարբերություն ստատիկ տիեզերքի։

Գնաճային մութ էներգիա

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ալան Գութը և Ալեքսեյ Ստարոբինսկին 1980 թվականին առաջարկեցին, որ բացասական ճնշման դաշտը, որն իր հայեցակարգով նման է մութ էներգիային, կարող է առաջացնել տիեզերական գնաճը շատ վաղ տիեզերքում։ Գնաճը ենթադրում է, որ ինչ-որ վանող ուժ, որը որակապես նման է մութ էներգիային, հանգեցրել է տիեզերքի ահռելի և էքսպոնենցիալ ընդլայնման իր վաղ փուլերում։ Նման ընդլայնումը Մեծ պայթյունի ներկայիս մոդելների մեծ մասի էական հատկանիշն է[10]։ Այնուամենայնիվ, գնաճը պետք է տեղի ունենար էներգիայի շատ ավելի բարձր խտությամբ, քան մութ էներգիան, որը մենք այսօր նկատում ենք, և ենթադրվում է, որ գնաճն ամբողջությամբ ավարտվել է, երբ տիեզերքը ընդամենը վայրկյանի մի մասն էր հին։ Անհասկանալի է, թե ինչ կապ կա մութ էներգիայի և գնաճի միջև, եթե կա։ Նույնիսկ այն բանից հետո, երբ գնաճային մոդելներն ընդունվեցին, ենթադրվում էր, որ տիեզերական հաստատունը կապ չունի ներկայիս տիեզերքի հետ։ Գնաճի գրեթե բոլոր մոդելները կանխատեսում են, որ տիեզերքի ընդհանուր (նյութ+էներգիա) խտությունը պետք է շատ մոտ լինի կրիտիկական խտությանը: 1980-ականների ընթացքում տիեզերաբանական հետազոտությունների մեծ մասը կենտրոնացած էր միայն նյութի կրիտիկական խտությամբ մոդելների վրա, սովորաբար 95% սառը մութ նյութ (CDM) և 5% սովորական նյութ (բարիոններ)։ Պարզվեց, որ այս մոդելները հաջողակ են ձևավորել իրատեսական գալակտիկաներ և կլաստերներ, սակայն որոշ խնդիրներ ի հայտ եկան 1980-ականների վերջում. մասնավորապես, մոդելը պահանջում էր Հաբլի հաստատունի ավելի ցածր արժեք, քան նախընտրելի էր դիտարկումները, և մոդելը թույլ էր կանխատեսել լայնածավալ գալակտիկաների կլաստերավորումը։ Այս դժվարություններն ավելի ուժեղացան 1992 թվականին COBE տիեզերանավի կողմից տիեզերական միկրոալիքային ֆոնում անիզոտրոպիայի հայտնաբերումից հետո, և 1990-ականների կեսերին մի քանի փոփոխված CDM մոդելներ ակտիվ ուսումնասիրության ենթարկվեցին. դրանք ներառում էին Lambda-CDM մոդելը և խառը սառը/տաք մութ նյութի մոդելը։ Մութ էներգիայի մասին առաջին ուղղակի ապացույցը ստացվել է 1998-ին գերնոր աստղերի դիտարկումներից՝ արագացված ընդլայնման մասին Riess et al.-ում և Perlmutter et al.-ում, և Lambda-CDM մոդելն այնուհետեւ դարձավ առաջատար մոդելը: Շուտով մութ էներգիան ապահովվեց անկախ դիտարկումներով։ 2000 թվականին BOOMERanG-ի և Maxima տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային փորձերը նկատեցին տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի առաջին ակուստիկ գագաթնակետը՝ ցույց տալով, որ ընդհանուր (նյութ+էներգիա) խտությունը մոտ է կրիտիկական խտության 100%-ին: Այնուհետև 2001թ.-ին 2dF Galaxy Redshift Survey-ը հիմնավոր ապացույցներ տվեց, որ նյութի խտությունը կրիտիկականի մոտ 30%-ն է։ Այս երկուսի միջև մեծ տարբերությունը աջակցում է մութ էներգիայի սահուն բաղադրիչին, որը կազմում է տարբերությունը։ 2003–2010 թվականներին WMAP-ի շատ ավելի ճշգրիտ չափումները շարունակել են աջակցել ստանդարտ մոդելին և տալ հիմնական պարամետրերի ավելի ճշգրիտ չափումներ։ «Մութ էներգիա» տերմինը, որը կրկնում է Ֆրից Ցվիկիի «մութ նյութը» 1930-ականներից, ստեղծվել է Մայքլ Ս. Թերների կողմից 1998 թվականին[11]:

Ժամանակի ընթացքում ընդլայնման փոփոխություն

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Մութ էներգիայի պատճառով տիեզերքի արագացված ընդլայնումը ներկայացնող դիագրամ:

Տիեզերքի ընդլայնման բարձր ճշգրտության չափումներ են պահանջվում հասկանալու համար, թե ինչպես է փոխվում ընդլայնման արագությունը ժամանակի և տարածության ընթացքում։ Հարաբերականության ընդհանուր տեսության մեջ ընդլայնման արագության էվոլյուցիան գնահատվում է տիեզերքի կորությունից և վիճակի տիեզերաբանական հավասարումից (ջերմաստիճանի, ճնշման և միավորված նյութի, էներգիայի և վակուումային էներգիայի խտության հարաբերությունը տիեզերքի ցանկացած տարածաշրջանի համար)։ Մութ էներգիայի վիճակի հավասարումը չափելը այսօր դիտողական տիեզերագիտության ամենամեծ ջանքերից մեկն է։ Տիեզերական հաստատունը տիեզերագիտության ստանդարտ FLRW չափմանը ավելացնելը հանգեցնում է Lambda-CDM մոդելին, որը կոչվում է «տիեզերագիտության ստանդարտ մոդել»՝ դիտումների հետ ճշգրիտ համաձայնության պատճառով[12]։ 2013 թվականի դրությամբ Lambda-CDM մոդելը համահունչ է մի շարք ավելի կոշտ տիեզերաբանական դիտարկումների, ներառյալ Planck տիեզերանավը և Supernova Legacy Survey-ը։ SNLS-ի առաջին արդյունքները ցույց են տալիս, որ մութ էներգիայի միջին վարքագիծը (այսինքն՝ վիճակի հավասարումը) իրեն պահում է այնպես, ինչպես Էյնշտեյնի տիեզերական հաստատունը՝ 10% ճշգրտությամբ։ Hubble տիեզերական աստղադիտակի Higher-Z թիմի վերջին արդյունքները ցույց են տալիս, որ մութ էներգիան առկա է առնվազն 9 միլիարդ տարի և տիեզերական արագացմանը նախորդող ժամանակաշրջանում։

Մութ էներգիայի բնույթը

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Մութ էներգիայի բնույթն ավելի հիպոթետիկ է, քան մութ մատերիայի, և դրա մասին շատ բան մնում է ենթադրությունների տիրույթում։ Ենթադրվում է, որ մութ էներգիան միատարր է և ոչ խիտ և հայտնի չէ, որ փոխազդում է այլ հիմնարար ուժերի հետ, բացի գրավիտացիայից։ Քանի որ այն չափազանց նոսր է՝ մոտավորապես 10-27 կգ/մ3, այն դժվար է հայտնաբերել լաբորատոր պայմաններում։

Չնայած իր ցածր խտությանը, մութ էներգիան կազմում է տիեզերքի էներգետիկ խտության 68%-ը և հավասարապես տարածված է ողջ տիեզերքում[13]։ Վակուումային էներգիան, այսինքն՝ մասնիկ-հակամասնիկ զույգերը, որոնք առաջանում և ոչնչանում են ժամանակի ընթացքում՝ համաձայն Հայզենբերգի անորոշության սկզբունքի, հաճախ դիտարկվում է որպես մութ էներգիայի հնարավոր աղբյուր։

Ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության՝ զանգված-էներգիա համարժեքությունը ենթադրում է, որ վակուումային էներգիան պետք է գործադրի գրավիտացիոն ազդեցություն։ Տեսականորեն, այն կարող է նպաստել տիեզերական հաստատունին, որն իր հերթին ազդում է տիեզերքի արագացված ընդլայնման վրա։ Սակայն, այսպես կոչված «տիեզերական հաստատունի խնդիրն» ընդգծում է, որ վակուումային էներգիայի տեսականորեն կանխատեսված և դիտարկված արժեքների միջև հսկայական անհամապատասխանություն կա, ինչը դեռևս մնում է չլուծված։

Անկախ իր իրական բնույթից՝ մութ էներգիան պետք է ունենա ուժեղ բացասական ճնշում, որպեսզի բացատրվի տիեզերքի ընդլայնման դիտվող արագացումը։ Ըստ հարաբերականության ընդհանուր տեսության, նյութի ճնշումը նպաստում է նրա գրավիտացիոն գրավչությանը՝ ճիշտ այնպես, ինչպես զանգվածային խտությունը։ Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker մետրիկում հնարավոր է ցույց տալ, որ ուժեղ բացասական ճնշումը (այսինքն՝ լարվածությունը) առաջացնում է ընդլայնման արագացում, եթե տիեզերքն արդեն ընդարձակվում է։ Այս ազդեցությունը երբեմն անվանում են «գրավիտացիոն վանում»։

Տեխնիկական սահմանում

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ստանդարտ տիեզերաբանության համաձայն, տիեզերքն ունի երեք հիմնական բաղադրիչ՝ նյութ, ճառագայթում և մութ էներգիա։

  • Նյութի էներգիայի խտությունը համամասն է մասշտաբի գործոնի հակադարձ խորանարդին՝ ρ ∝ a-3։
  • Ճառագայթման խտությունը համամասն է մասշտաբի գործոնի հակադարձ չորրորդ աստիճանին՝ ρ ∝ a-4, քանի որ տարածության ընդլայնման հետ մեկտեղ տեղի է ունենում նաև կարմիր տեղաշարժ։
  • Մութ էներգիան ունի կայուն էներգիայի խտություն՝ անկախ տարածական ծավալի չափից (ρ ∝ a⁰), ինչը նշանակում է, որ այն չի նոսրանում տարածության ընդլայնմամբ։

Մութ էներգիայի գոյության ապացույցները

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Մութ էներգիայի ապացույցները անուղղակի են, բայց հիմնված են երեք հիմնական աղբյուրների վրա

1. Հեռավորության չափումներ և կարմիր տեղաշարժերի կապը, որոնք ցույց են տալիս, որ տիեզերքն ավելի արագ է ընդլայնվել իր կյանքի երկրորդ կեսում, քան առաջին կեսում։
2. Տեսականորեն անհրաժեշտ լրացուցիչ էներգիայի առկայությունը, որը ոչ նյութ է, ոչ էլ մութ նյութ, բայց ապահովում է դիտողականորեն հարթ տիեզերք (գլոբալ կորության բացակայություն)։
3. Տիեզերքում զանգվածային խտության լայնածավալ ալիքային օրինաչափությունների դիտարկումները։

Գերնոր աստղեր

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

1998 թվականին High-Z Supernova Search Team-ը և 1999 թվականին Supernova Cosmology Project-ը հրապարակեցին Ia տիպի գերնոր աստղերի դիտարկումները, որոնք առաջարկում էին, որ տիեզերքի ընդլայնումն արագանում է։

2011 թ. ֆիզիկայի Նոբելյան մրցանակը շնորհվեց Սաուլ Պերլմուտերին, Բրայան Պ. Շմիդթին և Ադամ Գ. Ռիսին՝ այս հայտնագործության համար։

Այդ ժամանակից ի վեր, այս դիտարկումները հաստատվել են մի քանի անկախ աղբյուրների կողմից, ներառյալ տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի, գրավիտացիոն ոսպնյակի և տիեզերքի լայնածավալ կառուցվածքի չափումները։

Որոշ քննադատներ պնդում են, որ մութ էներգիայի գոյության միակ ուղիղ ցուցիչները հեռավորության չափումներն ու դրանց հետ կապված կարմիր տեղաշարժերն են։ Տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի անիզոտրոպիաները և բարիոնների ակուստիկ տատանումները ցույց են տալիս, որ հեռավորությունները մինչև որոշակի կարմիր տեղաշարժ ավելի մեծ են, քան սպասվում էր ստանդարտ Ֆրիդման-Լեմատր տիեզերական մոդելից։

Ia տիպի գերնոր աստղերը համարվում են տիեզերական հեռավորությունների չափման լավագույն «ստանդարտ մոմերը»՝ իրենց ծայրահեղ և հետևողական պայծառության շնորհիվ։ Գերնոր աստղերի վերջին դիտարկումները ցույց են տալիս, որ տիեզերքը կազմված է 71.3% մութ էներգիայից, 27.4% մութ նյութից և բարիոնային նյութից։

Լայնածավալ կառուցվածք

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիեզերքի կառուցվածքի ձևավորման մոդելները ենթադրում են, որ նյութի խտությունը կազմում է միայն տիեզերքի ընդհանուր խտության մոտ 30%-ը։

2011 թվականին WiggleZ գալակտիկաների հետազոտությունը (ավելի քան 200,000 գալակտիկաների դիտարկմամբ) լրացուցիչ ապացույցներ է ներկայացրել մութ էներգիայի գոյության վերաբերյալ։

Ավստրալիայի աստղագիտական աստղադիտարանի WiggleZ հետազոտությունը ցույց տվեց, որ բարիոնի ակուստիկ տատանումները ստեղծել են պարբերական ≈150 Mpc տրամագծով բացեր՝ շրջապատված գալակտիկաներով։ Այս «տիեզերական քանոնները» օգտագործվեցին գալակտիկաների հեռավորությունների չափման համար, ինչը հնարավորություն տվեց գնահատել նրանց արագությունները կարմիր տեղաշարժերի միջոցով։

Հետազոտության տվյալները ցույց տվեցին, որ տիեզերքի արագացումը տեղի է ունեցել նրա կյանքի կեսին (~7 միլիարդ տարի առաջ) և մութ էներգիան բավականաչափ միատարր է 10-ից 1 մաս։

Այս արդյունքները հաստատում են տիեզերական արագացման առկայությունը՝ անկախ գերնոր աստղերից։

Տիեզերական միկրոալիքային ֆոն

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիեզերքի ընդհանուր էներգիայի գնահատված բաժանումը նյութի, մութ նյութի և մութ էներգիայի՝ հիմնված հինգ տարվա WMAP տվյալների վրա։ Մութ էներգիայի գոյությունը, ինչ ձևով էլ լինի, անհրաժեշտ է տիեզերքի չափված երկրաչափությունը տիեզերքի նյութի ընդհանուր քանակի հետ համադրելու համար[14]։ Տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի անիզոտրոպիաների չափումները ցույց են տալիս, որ տիեզերքը մոտ է հարթությանը։ Որպեսզի տիեզերքի ձևը հարթ լինի, տիեզերքի զանգված-էներգիայի խտությունը պետք է հավասար լինի կրիտիկական խտությանը։ Տիեզերքում նյութի ընդհանուր քանակը (ներառյալ բարիոնները և մութ նյութը), որը չափվում է տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային սպեկտրից, կազմում է կրիտիկական խտության միայն մոտ 30%-ը։ Սա ենթադրում է էներգիայի լրացուցիչ ձևի առկայություն՝ մնացած 70%-ի համար։ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) տիեզերանավը յոթ տարվա վերլուծությամբ գնահատեց տիեզերքը, որը բաղկացած է 72,8% մութ էներգիայից, 22,7% մութ նյութից և 4,5% սովորական նյութից։ 2013 թվականին կատարված աշխատանքը՝ հիմնվելով տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի Պլանկի տիեզերանավի դիտարկումների վրա, ավելի ճշգրիտ գնահատական ​​տվեց 68,3% մութ էներգիայի, 26,8% մութ նյութի և 4,9% սովորական նյութի վերաբերյալ։

Հետևանքները տիեզերքի ճակատագրի համար

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիեզերագետները հաշվարկել են, որ արագացումը սկսվել է մոտավորապես 5 միլիարդ տարի առաջ[15]։ Մինչ այդ ենթադրվում է, որ ընդլայնումը դանդաղում էր՝ նյութի գրավիչ ազդեցության պատճառով։ Ընդարձակվող տիեզերքում մութ նյութի խտությունը ավելի արագ է նվազում, քան մութ էներգիան, և ի վերջո մութ էներգիան գերակշռում է։ Մասնավորապես, երբ տիեզերքի ծավալը կրկնապատկվում է, մութ նյութի խտությունը կրկնակի կրճատվում է, բայց մութ էներգիայի խտությունը գրեթե անփոփոխ է (տիեզերական հաստատունի դեպքում այն ճշգրիտ է հաստատուն)[16]։

Ապագայի կանխատեսումները կարող են արմատապես տարբերվել մութ էներգիայի տարբեր մոդելների համար։ Տիեզերական հաստատունի կամ ցանկացած այլ մոդելի համար, որը կանխատեսում է, որ արագացումը կշարունակվի անորոշ ժամանակով, վերջնական արդյունքը կլինի այն, որ Տեղական խմբից դուրս գալակտիկաները կունենան տեսադաշտի արագություն, որը ժամանակի հետ անընդհատ աճում է՝ ի վերջո շատ գերազանցելով լույսի արագությունը։ Սա հարաբերականության հատուկ տեսության խախտում չէ, քանի որ այստեղ օգտագործվող «արագություն» հասկացությունը տարբերվում է արագությունից տեղական իներցիոն հղման համակարգում, որը դեռևս սահմանափակված է լույսի արագությունից փոքր ցանկացած զանգվածային օբյեկտի համար (տես՝ հարաբերական արագության հասկացության սահմանման նրբությունների քննարկում)[17]։ Քանի որ Hubble պարամետրը ժամանակի ընթացքում նվազում է, իրականում կարող են լինել դեպքեր, երբ գալակտիկան, որը հեռանում է մեզանից ավելի արագ, քան լույսը, կարողանում է ազդանշան արձակել, որն ի վերջո հասնում է մեզ։

Այնուամենայնիվ, արագացող ընդլայնման պատճառով կանխատեսվում է, որ գալակտիկաների մեծամասնությունը ի վերջո կհատի տիեզերական իրադարձությունների հորիզոնը, որտեղ ցանկացած լույս, որը նրանք արձակում են այդ կետից անց, երբեք չի կարողանա մեզ հասնել անսահման ապագայում, երբևէ, քանի որ լույսը երբեք չի հասնում մի կետի, որտեղ նրա «յուրահատուկ արագությունը» դեպի մեզ գերազանցում է մեզանից հեռավորությունը։ Ենթադրելով, որ մութ էներգիան հաստատուն է (տիեզերական հաստատուն), այս տիեզերական իրադարձությունների հորիզոնից ներկայիս հեռավորությունը կազմում է մոտ 16 միլիարդ լուսային տարի, ինչը նշանակում է, որ ներկայումս տեղի ունեցող իրադարձության ազդանշանն ի վերջո կարող է հասնել մեզ ապագայում, եթե իրադարձությունը 16 միլիարդ լուսատարի հեռավորության վրա լինի, բայց ազդանշանը երբեք չի հասնի մեզ, եթե իրադարձությունը 16 միլիարդ լուսային տարուց ավելի հեռու լինի[18]։

Քանի որ գալակտիկաները մոտենում են այս տիեզերական իրադարձությունների հորիզոնը հատելու կետին, նրանց լույսն ավելի ու ավելի կարմրավուն է դառնում, մինչև այն կետը, երբ ալիքի երկարությունը դառնում է չափազանց մեծ՝ գործնականում հայտնաբերելու համար, և գալակտիկաները կարծես ամբողջովին անհետանում են։ Երկիր մոլորակը, Ծիր Կաթինը և Գալակտիկաների Տեղական խումբը, որոնց մաս է կազմում Ծիր Կաթինը, բոլորը գործնականում կմնան անխախտ, քանի որ մնացած տիեզերքը նահանջում է և անհետանում տեսադաշտից։ Այս սցենարում Տեղական խումբը, ի վերջո, կրելու է ջերմային մահ, ճիշտ այնպես, ինչպես ենթադրվում էր հարթ, նյութի վրա գերակշռող տիեզերքի համար՝ նախքան տիեզերական արագացման չափումները։

Տիեզերքի ապագայի վերաբերյալ այլ, ավելի ենթադրական գաղափարներ կան։ Մութ էներգիայի ֆանտոմային էներգիայի մոդելը հանգեցնում է տարբեր ընդլայնման, ինչը ենթադրում է, որ մութ էներգիայի արդյունավետ ուժը շարունակում է աճել այնքան ժամանակ, մինչև այն գերիշխի տիեզերքի մյուս ուժերի վրա։ Այս սցենարի համաձայն, մութ էներգիան, ի վերջո, կքանդի բոլոր գրավիտացիոն կապ ունեցող կառույցները, ներառյալ գալակտիկաները և արևային համակարգերը, և ի վերջո կհաղթահարի էլեկտրական և միջուկային ուժերը՝ պոկելու իրենց ատոմները՝ վերջ տալով տիեզերքին «Մեծ ճեղքվածքով»։

Մյուս կողմից, մութ էներգիան կարող է ժամանակի ընթացքում ցրվել կամ նույնիսկ գրավիչ դառնալ։ Նման անորոշությունները բաց են թողնում գրավիտացիայի ի վերջո գերակայելու հնարավորությունը և տանում դեպի տիեզերք, որը կծկվում է իր մեջ՝ «Մեծ ճռճռում», կամ հնարավոր է՝ մութ էներգիայի ցիկլ, որը ենթադրում է տիեզերքի ցիկլային մոդել, որում յուրաքանչյուր կրկնություն (Մեծ պայթյուն, այնուհետև, ի վերջո, Մեծ ճռճռում) տևում է մոտ 1010 տարի։ Թեև սրանցից ոչ մեկը չի հաստատվում դիտարկումներով, դրանք չեն բացառվում։

Ծանոթագրություններ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
  1. ↑ Idicherian Lonappan, Anto; Kumar, Sumit; R, Ruchika; Dinda, Bikash R.; Ananda Sen, Anjan (2018 թ․ փետրվարի 21). «Bayesian evidences for dark energy models in light of current observational data». Physical Review D. 97 (4): 043524. arXiv:1707.00603. Bibcode:2018PhRvD..97d3524L. doi:10.1103/PhysRevD.97.043524. S2CID 119249858.
  2. ↑ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; և այլք: (Planck Collaboration) (2013 թ․ մարտի 22). «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9». Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529. S2CID 218716838.
  3. ↑ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2. p. 46. Retrieved 7 October 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the energy density of the universe. Dark energy is smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."
  4. ↑ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2006). «Why the cosmological constant is small and positive». Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231. PMID 16675662. S2CID 14178620.
  5. ↑ Carroll, Sean (2001). «The cosmological constant». Living Reviews in Relativity. 4 (1): 1. arXiv:astro-ph/0004075. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856. Արխիվացված է օրիգինալից 2006 թ․ հոկտեմբերի 13-ին. Վերցված է 2006 թ․ սեպտեմբերի 28-ին.
  6. ↑ Overbye, Dennis (2017 թ․ փետրվարի 20). «Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?». The New York Times. Արխիվացված օրիգինալից 2019 թ․ ապրիլի 4-ին. Վերցված է 2017 թ․ փետրվարի 21-ին.
  7. ↑ Harvey, Alex (2012). «How Einstein Discovered Dark Energy». arXiv:1211.6338 [physics.hist-ph].
  8. ↑ «Volume 7: The Berlin Years: Writings, 1918-1921 (English translation supplement) page 31». einsteinpapers.press.princeton.edu. Վերցված է 2023 թ․ սեպտեմբերի 18-ին.
  9. ↑ O'Raifeartaigh, C.; O'Keeffe, M.; Nahm, W.; Mitton, S. (2017). 'Einstein's 1917 Static Model of the Universe: A Centennial Review'. Eur. Phys. J. (H) 42: 431–474.
  10. ↑ Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz-Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; և այլք: (1999). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae». Astrophysical Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
  11. ↑ The first appearance of the term "dark energy" is in the article with another cosmologist and Turner's student at the time, Dragan Huterer, "Prospects for Probing the Dark Energy via Supernova Distance Measurements", which was posted to the ArXiv.org e-print archive in August 1998 «Արխիվացված պատճենը». Արխիվացված օրիգինալից 2017 թ․ հունիսի 22. Վերցված է 2025 թ․ մարտի 2-ին.{{cite web}}: CS1 սպաս․ bot: original URL status unknown (link) and published in Huterer, D.; Turner, M. (1999). «Prospects for probing the dark energy via supernova distance measurements». Physical Review D. 60 (8): 081301. arXiv:astro-ph/9808133. Bibcode:1999PhRvD..60h1301H. doi:10.1103/PhysRevD.60.081301. S2CID 12777640., although the manner in which the term is treated there suggests it was already in general use. Cosmologist Saul Perlmutter has credited Turner with coining the term in an article Արխիվացված 11 Օգոստոս 2006 Wayback Machine they wrote together with Martin White, where it is introduced in quotation marks as if it were a neologism. Perlmutter, S.; Turner, M.; White, M. (1999). «Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure». Physical Review Letters. 83 (4): 670–673. arXiv:astro-ph/9901052. Bibcode:1999PhRvL..83..670P. doi:10.1103/PhysRevLett.83.670. S2CID 119427069.
  12. ↑ Astier, Pierre (Supernova Legacy Survey); Guy; Regnault; Pain; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabbro; Fouchez; Hook; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Pritchet; Rich; Sullivan; Taillet; Aldering; Antilogus; Arsenijevic; Balland; Baumont; Bronder; Courtois; Ellis; Filiol; և այլք: (2006). «The Supernova legacy survey: Measurement of ΩM, ΩΛ and W from the first year data set». Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph/0510447. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185. S2CID 119344498.
  13. ↑ Rugh, S.E.; Zinkernagel, H. (2002). «The quantum vacuum and the cosmological constant problem». Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4): 663–705. arXiv:hep-th/0012253. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. S2CID 9007190. Արխիվացված օրիգինալից 2010 թ․ նոյեմբերի 30-ին. Վերցված է 2022 թ․ հոկտեմբերի 29-ին.
  14. ↑ Baumann, Daniel. «Cosmology: Part III Mathematical Tripos, Cambridge University» (PDF). էջ 21−22. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2017 թ․ փետրվարի 2-ին. Վերցված է 2017 թ․ հունվարի 31-ին.
  15. ↑ Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (2008 թ․ հունվարի 1). «Dark Energy and the Accelerating Universe». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA&A..46..385F. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID 15117520.
  16. ↑ Lineweaver, Charles; Davis, Tamara M. (2005). «Misconceptions about the Big Bang» (PDF). Scientific American. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ հուլիսի 19-ին. Վերցված է 2008 թ․ նոյեմբերի 6-ին.
  17. ↑ Loeb, Abraham (2002). «The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy». Physical Review D. 65 (4): 047301. arXiv:astro-ph/0107568. Bibcode:2002PhRvD..65d7301L. doi:10.1103/PhysRevD.65.047301. S2CID 1791226.
  18. ↑ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). «The Return of a Static Universe and the End of Cosmology». General Relativity and Gravitation. 39 (10): 1545–1550. arXiv:0704.0221. Bibcode:2007GReGr..39.1545K. doi:10.1007/s10714-007-0472-9. S2CID 123442313.
Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Մութ էներգիա» հոդվածին։
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Մութ_էներգիա&oldid=10469467» էջից