Опубліковані у 1998 році двома незалежними групами результати спостережень SN Ia змінили наше уявлення про сучасний стан Всесвіту. Коротко кажучи, аналіз діаграми Габбла, яка описує спостережувану яскравість цих об’єктів як функцію червоного зміщення, привів до несподіваного висновку, що став поворотним пунктом у космології: розширення Всесвіту прискорюється, а не сповільнюється, як вважали протягом багатьох десятиліть. Опосередковано такі спостереження підказали, що об’ємна густина енергії у Всесвіті ефективно діє як відштовхувальна і постає як певна нова компонента (додаткова до темної маси), що отримала назву темної енергії (ТЕ) — нової форми енергії з від’ємним тиском.
Цей огляд є скороченим перекладом роботи Alternative Dark Energy Models: An Overview.
Існування додаткової компоненти, що заповнює Всесвіт, було також опосередковано підтверджено за допомогою незалежних досліджень
1. МКФ,
2. великомасштабних структур,
3. віку кулястих скупчень або старих об’єктів із великим червоним зміщенням,
4. рентгенівських даних про скупчення галактик.
Справді, кутові спектри потужності флуктуацій МКФ вказують на значення ${{\Omega }_{T}}=1$, яке вперше було передбачене теорією інфляції та є також незалежно необхідним для пояснення спостережуваного спектра потужності великомасштабних структур (ВМС) і всіх перелічених вище спостережень.
Різниця ${{\Omega }_{DE}}={{\Omega }_{T}}-{{\Omega }_{m}}\sim 0.7$ і являє собою густину, що відповідає компоненті ТЕ. Таку картину нещодавно підтвердив Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, і всі ці складові зміцнили модель, яку заведено називати моделлю космологічного узгодження (standard concordance model of cosmology). Хоча вважається, що ТЕ змінила традиційний погляд на Всесвіт, відсутність вказівок щодо її походження з боку теорії елементарних частинок дала поштовх інтенсивним дискусіям і великій кількості теоретичних спекуляцій. Зокрема, космологічна стала (КС) $\Lambda $ — один із найдавніших і найприродніших кандидатів. КС — найпростіший варіант з математичного погляду. Але це не єдина можливість. $\Lambda $-член спочатку ввів Ейнштейн для отримання статичної моделі світу. Цей член породжує незалежну від часу і просторово однорідну темну компоненту, яку можна класично інтерпретувати як субстанцію з рівнянням стану ${{p}_{v}}=-{{\rho }_{v}}$.
У рамках квантової теорії поля наявність $\Lambda $ зумовлена нульовими коливаннями всіх частинок і полів, що заповнюють Всесвіт, які проявляються як лембівський зсув або ефект Казимира. Однак із цим фаворитом пов’язана серйозна проблема, яку зазвичай називають проблемою космологічної сталої. Проблема полягає в тому, що сучасна верхня межа $\left( {{\Lambda }_{0}}/8\pi G\sim {{10}^{-47}}Ge{{V}^{4}} \right)$ відрізняється від природного теоретичного очікування $\left( m_{Pl}^{4}\sim {{10}^{71}}Ge{{V}^{4}} \right)$ майже на 120 порядків. Багато хто вважає цю головоломку найбільшою кризою сучасної фізики (уперше проблему поставив Зельдович ще у 1968 році), і вона висить як Дамоклів меч, занесений над будь-якою спробою використати КС для опису нинішньої прискореної стадії розширення Всесвіту.
Сьогодні в літературі є багато інших кандидатів для пояснення ТЕ. Серед них:
1. $\Lambda (t)$-член або густина енергії вакууму, що розпадається;
2. Реліктове скалярне поле (SF), що повільно скочується вниз по своєму потенціалу;
3. $X$-матерія — додаткова компонента, що характеризується рівнянням стану $p_X=w\rho_X,~~ -1 < w < 0;$
4. Аналог газу Чаплигіна, рівняння стану якого $p=-A/{{\rho }^{\alpha }}$, де $A$ — додатна константа, а $0\le \alpha \le 1$.
Список не є вичерпним, як може здатися на перший погляд. Оскільки основна умова прискорення Всесвіту — домінування компоненти з від’ємним тиском, існують і інші можливості, які час від часу обговорюють у літературі. Зазначимо також, що модель, у якій домінує КС (${{p}_{v}}=-{{\rho }_{v}}$), є граничним випадком $X$-матерії з $w=-1$.
Три згадані вище кандидати — скалярне поле, $X$-матерія та газ Чаплигіна — можуть мати додаткову фізичну властивість: параметр $w$, що входить до рівняння стану, може залежати від ЧЗ $z$ \[w(z)=p/\rho \] Це означає, що багато різних моделей можуть пояснювати той самий набір спостережних даних. Отже, для поліпшення нашого розуміння природи темної енергії важливим завданням сьогодні є знайти нові методи або відновити старі, які можуть прямо чи опосередковано визначити кількість темної енергії у Всесвіті та параметр рівняння стану. Іншими словами, за допомогою інформації про космічне прискорення за високих і низьких ЧЗ ми можемо здійснити оптимальний вибір серед різних наявних теорій ТЕ, визначаючи $w$ та її залежність від часу.
У цьому короткому огляді ми представимо спрощену картину основних результатів і обговоримо деякі труднощі, пов’язані з появою на сцені парадигми ТЕ. Оскільки варіанти КС і скалярного поля, які вважаються найкращими кандидатами, нещодавно обговорювалися в оглядах, ми зосередимося на інших кандидатах.
Далі ми обмежимося розглядом моделей, що оперують простором-часом, описуваним елементом довжини FRW $(c=1)$
\[d{{s}^{2}}=d{{t}^{2}}-{{R}^{2}}(t)\left[ d{{r}^{2}}+{{r}^{2}}\left( d{{\theta }^{2}}+{{\sin }^{2}}\theta d{{\varphi }^{2}} \right) \right]\] (1)
Така основа моделі космологічного узгодження є прямим наслідком останніх результатів досліджень МКФ $\left( {{\Omega }_{tot}}=1 \right)$. Тепер обговорімо космічну динаміку та деякі наслідки спостережень для альтернативних кандидатів на роль ТЕ.
А. Залежний від часу $\Lambda $-член.
Космологія з вакуумом, що розпадається, або моделі із залежним від часу $\Lambda $-членом описуються в термінах суміші двох рідин: середовище з вакуумом, що розпадається (${{\rho }_{v}}(t)=\Lambda (t)/8\pi G,\ {{p}_{v}}=-{{\rho }_{v}}$), плюс рідке середовище, яке розглядається як продукт розпаду вакууму та характеризується своєю густиною$\rho $ і своїм тиском $p$.Ідею залежного від часу $\Lambda $-члена вперше висунув Матвій Бронштейн (1933). На жаль, протягом багатьох десятиліть ця ідея не викликала інтересу.
Так було до середини 80-х. Польові рівняння Ейнштейна (ПРЕ) та закон збереження енергії (ЗЗЕ) для $\Lambda (t)$ моделей мають вигляд \[8\pi G\rho +\Lambda (t)=3{{\left( \frac{{\dot{R}}}{R} \right)}^{2}}\] (2) \[8\pi Gp-\Lambda (t)=-2\frac{{\ddot{R}}}{R}-\frac{{{{\dot{R}}}^{2}}}{{{R}^{2}}}\] (3)
\[\dot{\rho }+3(\rho +p)=-\frac{\dot{\Lambda }(t)}{8\pi G}\] (4) У звичайному рівнянні для зміни густини з’являється джерело, пов’язане із залежністю КК від часу). Зазначимо, що рівняння (4) можна переписати так, щоб отримати вираз для швидкості утворення ентропії в цій моделі \[T\frac{dS}{dt}=-\frac{\dot{\Lambda }{{R}^{3}}}{8\pi G}\] (5)
Звідси видно, що $\Lambda $ має зменшуватися з плином часу, якщо енергія передається від вакууму, що розпадається, матеріальній компоненті $(\rho )$. Тепер підкреслимо різницю між моделями з КК і вакуумом, що розпадається. В останньому випадку зазвичай наводять такий аргумент: густина енергії вакууму залежить від часу, оскільки вона пов’язана з іншими полями матерії у Всесвіті. З огляду на розширення ми можемо припустити, що КК релаксує до свого природного значення $\Lambda =0$. У широкому сенсі головна мета моделей з $\Lambda (t)$ — визначити, як енергія, що породила інфляцію на ранніх стадіях еволюції Всесвіту і прискорює його нині, пов’язана з поточним значенням $\Lambda $. Іноді припускають, що густина енергії вакууму, який розпадається, є явно залежною від часу спадною функцією.
Але в більшості робіт залежність на космологічних часових масштабах є неявною: через масштабний фактор $\left( \Lambda \sim {{R}^{-2}} \right)$ або параметр Габбла $\left( \Lambda \sim {{H}^{2}} \right)$ чи навіть через комбінацію цих факторів. Усі ці моделі мають ту саму ахіллесову п’яту: не існує лагранжевого опису (ані будь-якого фізичного механізму), який включав би зв’язок, що описує обмін енергією між вакуумом, який розпадається, та іншими полями матерії. Вираз, що визначає $\Lambda (t)$, отримують або з міркувань розмірності, або цілком ad hoc. Хоча такі наближення є феноменологічними, вони все ж можуть вказати перспективний шлях розв’язання проблеми КК.
Одна з найпростіших можливостей для густини енергії вакууму, що розпадається: \[{{\rho }_{v}}=\frac{\Lambda (t)}{8\pi G}=\beta {{\rho }_{T}}\] де ${{\rho }_{v}}$ — густина енергії вакууму, а ${{\rho }_{T}}={{\rho }_{v}}+\rho $ — повна густина енергії і $\beta \in \left[ o,1 \right]$ — безрозмірний параметр порядку одиниці. Поєднуючи цю умову з (2), можна отримати $\Lambda (t)\sim {{H}^{2}}$ — результат, який випливає з міркувань розмірності.
У цьому сценарії розширення може бути прискореним, як того вимагають спостереження SN Ia, і проблема віку Всесвіту правильно розв’язується за $z=0.$ З погляду спостережень, $\Lambda (t)CDM$ моделі мають цікаву можливість, яка відрізняє їх від $\Lambda CDM$ моделей. Завдяки можливості адіабатичного народження фотонів співвідношення між червоним зміщенням і температурою може бути дещо змінене. Для великого класу моделей \[T(z)={{T}_{0}}{{(1+z)}^{1-\beta }}\] (6) де ${{T}_{0}}$ — температура МКФ за $z=0$. Цей вираз означає, що для даного КЗ $z$ температура Всесвіту нижча, ніж у стандартному сценарії зі збереженням числа фотонів.
B. X-матерія.
У космологічному сценарії X-матерія + холодна темна матерія (який іноді називають XCDM-параметризацією) обидві рідинні компоненти зберігаються окремо. Рівняння стану компоненти, що відповідає темній енергії, \[{{p}_{X}}=w(z){{\rho }_{X}}\]
Однак, на відміну від моделей, пов’язаних зі скалярним полем, де $w(z)$ виводиться в межах розглядуваного сценарію, тут його вважають заданим a priori. Звичайний вибір \[w(z)={{w}_{0}}{{(1+z)}^{n}}\] Моделі з постійним $w$ істотно простіші, а їхні вільні параметри можна легко визначити, виходячи з основних космологічних даних. Моделі з постійним $w$ можна поділити на два класи: стандартні $$ XCDM-моделі $(-1\le w<0)$ та узагальнені XCDM-моделі, які також називають фантомною енергією, що допускають $w<-1$ і тим самим порушують нульову енергетичну умову.
Як ми бачимо, оцінки ${{\Omega }_{m}}$ і $w$ узгоджуються для багатьох результатів, отриманих істотно різними способами. Таку добру узгодженість не слід перебільшувати. Річ у тім, що більшість космологічних тестів мають високий ступінь виродження: тобто умови отримують для комбінацій параметрів, а не для кожного параметра окремо.
C. Газ Чаплигіна.
Добре відомо, що головна відмінність між CDM без тиску та темною енергією полягає в тому, що перша ущільнюється на малих масштабах, тоді як темна енергія є гладкою (однорідною) компонентою.
Така властивість безпосередньо пов’язана з рівняннями стану для обох компонент. Нещодавно ідея єдиного опису сценаріїв CDM і ТЕ привернула багато уваги. Її можна реалізувати за допомогою газу Чаплигіна. Рівняння стану для так званого газу Чаплигіна (Cg) \[{{p}_{Cg}}=-A/{{\rho }^{\alpha }}\] (7) де $A$ і $\alpha $ — додатні константи. Рівняння (7) для $\alpha \ne 1$ — узагальнення вихідного рівняння для газу Чаплигіна, тоді як випадок $\alpha =0$ поводиться як $\Lambda CDM$ модель.
Ідея сценарію єдиного опису ТМ і ТЕ = UDME за допомогою рівняння (7) зумовлена тим, що газ Чаплигіна дає природну інтерполяцію між режимами нерелятивістської матерії та темної енергії з від’ємним тиском.
Оскільки в цьому підході, крім баріонів, фотонів і нейтрино, є лише одна темна компонента, його іноді називають Quartessence Cosmology.
III. Висновок
Дослідження, пов’язані з темною енергією, зараз у моді. Їхній лейтмотив — пояснення прискореного розширення Всесвіту, доведеного спостереженнями SNe та іншими експериментами за середніх і високих КЗ. Ми зосередили увагу на альтернативних кандидатах на роль ТЕ. Ця всюдисуща компонента разом із ТМ становить близько 95% матерії, що заповнює Всесвіт.
Однак, на відміну від ТМ, темна енергія потрібна для пояснення нинішньої стадії розширення. Її мала густина та слабка взаємодія, ймовірно, унеможливлюють її ідентифікацію в земних лабораторіях. На жаль, попри те, що ми живемо в золоту добу емпіричної космології, ми все ще не можемо зробити вибір серед різних кандидатів. Це сигналізує про необхідність точніших спостережень. Точніше визначення космологічних параметрів залишатиметься центральним завданням найближчого майбутнього.
Фундаментальна мета теоретиків — пролити світло на природу ТЕ. Але неясно, чи можна досягти цієї мети, спираючись лише на аналіз рівнянь стану. Інша можливість — додати деякі гіпотези щодо походження ТЕ та аналізувати наслідки цих гіпотез. Варто зазначити, що енергія цієї релятивістської компоненти зростає в міру її адіабатичного розширення. Макроскопічно енергія системи збільшується завдяки термодинамічній роботі, виконаній над системою (від’ємний тиск). Ця інтригуюча поведінка разюче контрастує з тим, що відбувалося б для будь-якої компоненти з додатним або нульовим тиском. Мікроскопічне пояснення цього факту становить великий інтерес. Воно залежить від внутрішньої природи ТЕ і, звісно, матиме важливі наслідки для остаточної долі Всесвіту. Крім того, нині фізична спільнота охоплена збудженням: хоча динаміка Всесвіту й зберігає деякі риси традиційної фізичної картини, нового невидимого актора (темну енергію) не було передбачено стандартною теорією елементарних частинок. І ця субстанція, відповідальна за гравітаційне відштовхування, може глибоко змінити традиційний погляд на простір-час і матерію.
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):