Природа темной энергии

Фундаментальные наблюдения и открытие ускоренного расширения

Одним из важнейших открытий современной космологии стало установление того факта, что Вселенная расширяется с ускорением. Это открытие базируется на высокоточных наблюдениях удалённых сверхновых типа Ia — стандартных свечей, чья светимость позволяет точно определить расстояние до них. В конце 1990-х годов команды Supernova Cosmology Project и High-Z Supernova Search Team, независимо друг от друга, обнаружили, что эти сверхновые тусклее ожидаемого, что свидетельствует о том, что Вселенная в прошлом расширялась медленнее, чем в настоящее время.

Это противоречит ожиданиям на основе модели только с обычной и тёмной материей, в которых гравитационное притяжение должно замедлять расширение. Для объяснения ускоренного расширения была введена новая компонента — тёмная энергия, обладающая отталкивающим гравитационным действием.

Космологическая постоянная Λ

Наиболее простая и популярная модель тёмной энергии — это космологическая постоянная Λ, впервые введённая Эйнштейном в уравнения общей теории относительности (ОТО) как дополнительный член, способный уравновесить гравитационное сжатие и позволить статическую Вселенную. После открытия расширения Вселенной Эйнштейн отказался от этой идеи, однако в 1990-х годах она получила второе рождение.

Космологическая постоянная представляет собой плотность энергии вакуума, не изменяющуюся во времени и равномерно распределённую по всему пространству. В уравнении Фридмана она добавляется как постоянный положительный член:

$$ H^2 = \frac{8\pi G}{3}\rho - \frac{k}{a^2} + \frac{\Lambda}{3} $$

где H — параметр Хаббла, G — гравитационная постоянная, ρ — плотность материи, k — параметр кривизны, a — масштабный фактор, Λ — космологическая постоянная.

Энергия вакуума характеризуется отрицательным давлением:

p = −ρc2

такое уравнение состояния приводит к ускоряющемуся расширению.

Проблемы космологической постоянной

Однако Λ-модель сталкивается с несколькими серьёзными теоретическими проблемами:

  1. Проблема величины. Квантовая теория поля предсказывает вакуумную энергию, которая на 120 порядков превышает наблюдаемую величину Λ — это крупнейшее несоответствие между теорией и экспериментом в истории физики.

  2. Проблема совпадения. Почему плотность тёмной энергии становится доминирующей именно в настоящее время? В ранней Вселенной преобладала радиация и материя, а доля Λ была ничтожной. Это требует тонкой настройки начальных условий.

Альтернативы космологической постоянной

В попытке разрешить эти проблемы были предложены модели динамической тёмной энергии.

Квинтэссенция — это гипотетическое скалярное поле ϕ, эволюционирующее во времени и обладающее потенциальной энергией V(ϕ), аналогично инфлатону в ранней Вселенной. Уравнение состояния квинтэссенции изменяется со временем:

$$ w = \frac{p}{\rho c^2} > -1 $$

где w — параметр уравнения состояния. Если w < −1/3, расширение ускоряется. В отличие от Λ, где w = −1, квинтэссенция допускает динамическую эволюцию.

Потенциалы выбираются таким образом, чтобы обеспечить ускорение и избежать проблемы совпадения (например, экспоненциальный или инверсно-силовой потенциал).

Фантомная энергия и модифицированные модели

В случае, когда w < −1, говорят о фантомной энергии, которая приводит к ещё более быстрому ускорению. В такой модели возможен «Большой разрыв» (Big Rip), когда Вселенная за конечное время разрывается — сначала галактики, потом звёзды и атомы.

Также рассматриваются модификации гравитации, в которых эффект тёмной энергии объясняется не введением новой компоненты, а изменением самой теории гравитации. К числу таких теорий относятся:

  • Модифицированные гравитации f(R), где действие зависит от обобщённой функции скалярной кривизны R;
  • Теория Бранса — Дикке;
  • DGP-модель с добавлением пятого измерения.

Наблюдательные параметры и измерения

Для описания влияния тёмной энергии в космологии используются параметры:

  • w = p/ρc2 — уравнение состояния;
  • ΩΛ — плотность тёмной энергии в единицах критической;
  • $q = -\frac{\ddot a a}{\dot a^2}$ — параметр ускорения;
  • H(z), DL(z), DA(z) — зависимости хаббловского параметра и расстояний от красного смещения.

Основные методы наблюдений:

  • Наблюдение сверхновых типа Ia;
  • Измерения барионных осцилляций (BAO);
  • Космическое микроволновое фоновое излучение (CMB), особенно через эффект интегрального сакса-вольфа;
  • Слабое гравитационное линзирование;
  • Кластеризация галактик.

Тёмная энергия и инфляция

Сходство между тёмной энергией и инфляцией ранней Вселенной (оба — формы энергии вакуума с отрицательным давлением) позволяет предполагать возможную связь. Однако механизм инфляции предполагает конечное существование энергии поля инфлатона, в то время как тёмная энергия действует до сих пор. Некоторые теоретики предполагают, что тёмная энергия может быть остатком поля инфлатона или его поздней формой.

Космологическая судьба Вселенной

Будущее эволюции Вселенной определяется уравнением состояния тёмной энергии:

  • При w = −1 (ΛCDM-модель): экспоненциальное расширение — вечное ускорение.
  • При w > −1: расширение замедляется, но всё же продолжается.
  • При w < −1: наступает Большой разрыв.
  • Если тёмная энергия нестабильна, возможно её исчезновение и переход к доминированию материи или даже коллапсу (Big Crunch).

Современные и будущие проекты

Для более точного понимания природы тёмной энергии работают и проектируются миссии и эксперименты:

  • Спутник Euclid (ESA) и миссия Nancy Grace Roman (NASA);
  • Глубокий обзор неба LSST на телескопе Vera Rubin;
  • Космический микроволновый фон — миссии Planck, CMB-S4;
  • Спектроскопические обзоры DESI, BOSS.

Ожидается, что новые данные позволят уточнить поведение w(z), выявить возможную динамику тёмной энергии и, возможно, выявить отклонения от общей теории относительности.

Фундаментальные вопросы и роль в физике

Тёмная энергия остаётся одной из наиболее загадочных компонент Вселенной. Её существование подтверждено множеством независимых наблюдательных данных, но её природа неизвестна. Это вызывает глубокие вопросы:

  • Является ли она квантовым эффектом?
  • Можно ли связать её с вакуумной энергией?
  • Является ли это проявлением новой фундаментальной силы или поля?
  • Требуется ли модификация общей теории относительности?

Ответы на эти вопросы могут привести к радикальному пересмотру фундаментальных основ физики и космологии.

Оглавление