Что такое космологическая постоянная Эйнштейна?
Здравствуйте, уважаемые любители космоса!
Кто из вас не слышал о космологической постоянной Эйнштейна?
Сегодня мы восполним этот пробел.
Леонард Келли (Leonard Kelley) имеет степень бакалавра по физике и дополнительную степень по математике.
Он любит академический мир и стремится постоянно его исследовать.
Ошибка или прорыв?
Альберт Эйнштейн (Albert Einstein) может быть величайшим умом 20-го века.
Он разработал как специальную, так и общую теорию относительности и определил фотоэлектрический эффект, за что получил Нобелевскую премию по физике.
Эти концепции имели далеко идущие последствия во всех областях физики и нашей жизни, но, возможно, один из его величайших вкладов — тот, которому он придавал наименьшее значение.
На самом деле он считал, что это была его «величайшая ошибка», не имеющая никакой научной ценности.
Эта предполагаемая ошибка оказывается космологической постоянной, или Λ, которая объясняет расширение Вселенной.
Так как же эта концепция превратилась из неудачной идеи в движущую силу универсальной экспансии?
Альберт Эйнштейн.
Новые горизонты
Эйнштейн начал свои исследования Вселенной, когда работал в патентном бюро.
Он пытался визуализировать определенные сценарии, которые проверяли крайности Вселенной, например, что увидел бы человек, если бы он двигался со скоростью луча света.
Будет ли этот свет все еще виден?
Было бы похоже, что он стоит на месте?
Может ли вообще измениться скорость света?
Пространство-время можно рассматривать как ткань, на которой существуют все объекты и отпечатываются на ней, вызывая гравитацию.
Он понял, что скорость света, или с, должна быть постоянной, чтобы независимо от того, в каком типе сценария вы находились, свет всегда выглядел одинаково.
Ваша система отсчета является решающим фактором в том, что вы испытываете, но физика все та же.
Это подразумевает, что пространство и время не являются «абсолютными», но могут находиться в разных состояниях в зависимости от кадра, в котором вы находитесь, и они могут даже перемещаться.
Благодаря этому открытию Эйнштейн разработал специальную теорию относительности в 1905 году.
Десять лет спустя он учел гравитацию в общей теории относительности.
В этой теории пространство-время можно рассматривать как ткань, на которой существуют все объекты и которая воздействует на нее, вызывая гравитацию.
Александр Фридман.
Теперь, когда Эйнштейн показал, как само пространство-время может двигаться, встал вопрос, расширяется или сжимается это пространство.
Вселенная больше не могла оставаться неизменной из-за его работы, ибо гравитация заставляет объекты коллапсировать на основе впечатлений пространства-времени.
Ему не нравилась идея меняющейся вселенной, однако из-за последствий он ввел в свои уравнения поля константу, которая действовала бы как антигравитация, так что ничего не менялось.
Он назвал это своей космологической постоянной, и это позволило его вселенной быть статической.
Эйнштейн опубликовал свои результаты в статье 1917 года, озаглавленной «Космологические соображения в общей теории относительности».
Александр Фридман (Alexander Friedmann) включил эту идею константы и конкретизировал ее в своих уравнениях Фридмана.
Только в 1929 году данные наблюдений подтвердили это.
Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) посмотрел на спектр 24 галактик с помощью призмы и заметил, что все они демонстрируют красное смещение в своих спектрах.
Это красное смещение является результатом эффекта Доплера, когда движущийся источник звучит выше, когда он приближается к вам, и ниже, когда он удаляется от вас.
Вместо звука в данном случае это свет.
Определенные длины волн продемонстрировали, что они были смещены от их ожидаемых местоположений.
Это могло произойти только в том случае, если эти галактики удалялись от нас.
Хаббл обнаружил, что Вселенная расширяется.
Эйнштейн немедленно отказался от своей космологической постоянной, заявив, что это была его «самая большая ошибка», потому что Вселенная явно не статична.
Эпоха Вселенной
Это казалось концом цели космологической постоянной до 1990-х годов.
До этого момента наилучшая оценка возраста Вселенной составляла от 10 до 20 миллиардов лет.
Не очень точно.
В 1994 году Венди Фридман (Wendy Freedman) и ее команда смогли использовать данные телескопа Хаббл, чтобы уточнить эту оценку до 8–12 миллиардов лет.
Хотя это кажется лучшим диапазоном, на самом деле он исключает некоторые объекты старше 12 миллиардов лет.
Очевидно, необходимо было решить проблему, связанную с измерением расстояния.
Сверхновая в левом нижнем углу.
Группа ученых в конце 1990-х годов выяснила, что сверхновые, особенно типа Ia, имеют яркие спектры, которые неизменны в своих выходных сигналах независимо от расстояния до них.
Это связано с тем, что Ia является результатом того, что белые карлики превышают свой предел Чандрасекара, который составляет 1,4 массы Солнца, что приводит к превращению звезды в сверхновую.
По этой причине все белые карлики обычно имеют одинаковый размер, поэтому их выходные данные также должны быть одинаковыми.
Другие факторы способствуют их полезности в таком исследовании.
Сверхновые типа Ia часто происходят в космическом масштабе: одна галактика появляется каждые 300 лет.
Их яркость также может быть измерена с точностью до 12% от ее фактического значения.
Сравнивая красные смещения спектров, можно было бы измерить расстояние на основе этого красного смещения.
Результаты были опубликованы в 1998 году и были шокирующими.
Когда ученые добрались до звезд возрастом от четырех до семи миллиардов лет, они обнаружили, что они тусклее, чем предполагалось.
Это могло быть вызвано только тем, что их положение удалялось от нас быстрее, чем если бы Вселенная просто расширялась с линейной скоростью.
Подразумевалось, что расширение, обнаруженное Хабблом, на самом деле ускоряется и что Вселенная может быть старше, чем кто-либо думал.
Это связано с тем, что в прошлом расширение было медленнее, чем с течением времени, поэтому красное смещение, которое мы наблюдаем, должно быть скорректировано с учетом этого.
Это расширение, по-видимому, вызвано «отталкивающей энергией в пустом пространстве».
Что это такое, остается загадкой.
Это может быть энергия вакуума, результат виртуальных частиц благодаря квантовой механике.
Это может быть темная энергия, ведущая идея. Кто знает?
Но космологическая постоянная Эйнштейна вернулась и теперь снова в игре.
Отчет 1998 года
Команда, обнаружившая ускоряющееся расширение, изучила сверхновую типа Ia и собрала значения высокого красного смещения (далеко) по сравнению с низким красным смещением (близко), чтобы получить хорошее значение космологической постоянной, или Λ.
Это значение также можно рассматривать как отношение плотности энергии вакуума к критической плотности Вселенной (которая является общей плотностью).
Еще одно важное соотношение, которое следует учитывать — это соотношение между плотностью материи и критической плотностью Вселенной.
Обозначим это как ΩM.
Что такого важного в этих двух ценностях?
Они дают нам возможность говорить о поведении Вселенной во времени.
По мере распространения объектов во Вселенной ΩM уменьшается со временем, в то время как Λ остается постоянным, увеличивая ускорение.
Именно это заставляет значения красного смещения изменяться по мере увеличения нашего расстояния, поэтому, если вы сможете найти функцию, описывающую это изменение в «соотношении красное смещение-расстояние», то у вас есть способ изучить Λ.
Они подсчитали числа и обнаружили, что невозможно иметь пустую вселенную без Λ.
Если бы она была равна 0, то ΩM стала бы отрицательной, что бессмысленно.
Следовательно, Λ должна быть больше 0.
Она должно существовать.
Хотя он установил значения как для ΩM, так и для Λ, они постоянно меняются на основе новых измерений.
Уравнение поля Эйнштейна с выделенной константой.
Потенциальные источники ошибок
Доклад был тщательным.
Он даже позаботился о том, чтобы перечислить потенциальные проблемы, которые могут повлиять на результаты.
Хотя не все из них являются серьезными проблемами при правильном учете, ученые обязательно решают их и устраняют в будущих исследованиях.
- Возможность звездной эволюции или отличия звезд прошлого от звезд настоящего. Старые звезды имели другой состав и формировались в условиях, аналогичных современным звездам. Это могло повлиять на спектры и, следовательно, на красные смещения. Сравнивая известные старые звезды со спектрами сомнительных сверхновых Ia, мы можем оценить потенциальную ошибку;
- То, как изменяется кривая спектра по мере его снижения, может повлиять на красное смещение. Скорость снижения может изменяться, что приводит к изменению красных смещений;
- Пыль может влиять на значения красного смещения, мешая свету сверхновых;
- Отсутствие достаточно широкой совокупности для изучения может привести к систематической ошибке отбора. Важно получить хороший разброс сверхновых со всей Вселенной, а не только с одной части неба;
- Тип используемой техники. До сих пор неясно, дают ли УЗС (устройства с зарядовой связью) разные результаты по сравнению с фотопластинками;
- Локальная пустота, где плотность массы меньше окружающего пространства. Это приведет к тому, что значения Λ будут выше, чем ожидалось, в результате чего красные смещения будут выше, чем они есть на самом деле. Собрав большое количество людей для изучения, можно устранить это таким, какое оно есть;
- Гравитационное линзирование является следствием теории относительности. Объекты могут собирать свет и искривлять его из-за своей гравитации, что приводит к вводящим в заблуждение значениям красного смещения. Опять же, большой набор данных гарантирует, что это не проблема;
- Потенциальное известное смещение с использованием только сверхновой типа Ia. Они идеальны, потому что они «от 4 до 40 раз» ярче, чем другие типы, но это не означает, что другие сверхновые нельзя использовать. Также нужно быть осторожным, чтобы Ia, которую вы видели, на самом деле не была Ic, которая выглядит по-другому в условиях низкого красного смещения, но выглядит похожей при большем красном смещении.
Просто имейте это в виду, поскольку будущие успехи в изучении космологической постоянной.
Космологическая постоянная как поле
Стоит отметить, что в 2011 году Джон Д. Бэрроуз (John D. Barrows) и Дуглас Дж. Шоу (Douglas J. Shaw) представили альтернативное исследование природы Λ.
Они заметили, что его значение из исследования 1998 года составляло 1,7 x 10-121 единиц Планка (Planck), что было примерно в 10121 раз больше, чем «естественное значение вакуумной энергии Вселенной».
Кроме того, значение близко к 10-120.
Если бы это было так, то это предотвратило бы образование галактик (поскольку энергия отталкивания была бы слишком велика, чтобы гравитация могла ее преодолеть).
Наконец, Λ почти равно 1/tu2, где tu — «современный возраст расширения Вселенной» примерно в 8 x 1060 единиц планковского времени.
К чему это все приводит?
Бэрроуз и Шоу решили посмотреть, что произойдет, если Λ будет не постоянной величиной, а полем, которое меняется в зависимости от того, где (и когда) вы находитесь.
Эта пропорция к tu становится естественным результатом поля, потому что она представляет свет прошлого и, таким образом, является переносом из расширения в настоящее.
Он также позволяет делать прогнозы искривления пространства-времени в любой момент истории Вселенной.
Это, конечно, пока гипотетически, но ясно, мы видим, что интрига Λ только начинается.
Эйнштейн, возможно, разработал так много идей, но именно та, которую он считал своей ошибкой, сегодня является одной из ведущих областей исследований в научном сообществе.
Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.
До скорых встреч! Заходите!
