Понятие тёмной энергии и её роль в космологии
Одним из наиболее поразительных открытий в современной космологии стало установление факта ускоренного расширения Вселенной. Это открытие, сделанное в конце 1990-х годов при наблюдении далёких сверхновых типа Ia, не могло быть объяснено в рамках стандартной модели без введения новой компоненты — тёмной энергии.
Тёмная энергия представляет собой гипотетическую форму энергии, равномерно заполняющую пространство и обладающую отрицательным давлением. Именно эта компонента отвечает за ускоренное расширение Вселенной. В уравнениях общей теории относительности (ОТО) тёмная энергия обычно моделируется космологической постоянной Λ, добавляемой к уравнениям Эйнштейна:
$$ R_{\mu\nu} - \frac{1}{2}g_{\mu\nu}R + \Lambda g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^4} T_{\mu\nu} $$
Космологическая постоянная Λ интерпретируется как вакуумная энергия, равномерно распределённая по пространству.
Современные наблюдательные данные (в частности, по данным WMAP, Planck и барионных акустических осцилляций) указывают, что плотность энергии Вселенной распределена следующим образом:
Следовательно, тёмная энергия доминирует в современной Вселенной. Её вклад описывается безразмерным параметром плотности Ω_Λ, который в модели ΛCDM составляет около 0.7.
Для описания свойств тёмной энергии используют уравнение состояния:
p = wρc2
где p — давление, ρ — плотность энергии, c — скорость света, а w — параметр уравнения состояния. В случае космологической постоянной w = −1, что соответствует постоянной плотности энергии при расширении Вселенной. Варианты с w ≠ −1 описывают более общие модели, такие как квинтэссенция или фантомная энергия.
Значение w < −1/3 необходимо для того, чтобы ускорение было возможным, поскольку именно при таком условии второе уравнение Фридмана даёт положительное ускорение:
$$ \frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3}(\rho + 3p/c^2) $$
Если давление отрицательное и по модулю достаточно велико, как в случае w ≤ −1, член в скобках становится отрицательным, и тогда $\ddot{a} > 0$.
Уравнения Фридмана для однородной и изотропной Вселенной включают вклад космологической постоянной следующим образом:
Первое уравнение Фридмана:
$$ \left( \frac{\dot{a}}{a} \right)^2 = \frac{8\pi G}{3} \rho - \frac{k}{a^2} + \frac{\Lambda}{3} $$
Второе уравнение Фридмана:
$$ \frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3} \left( \rho + \frac{3p}{c^2} \right) + \frac{\Lambda}{3} $$
Наличие положительной Λ увеличивает скорость расширения Вселенной и может даже компенсировать гравитационное притяжение обычного вещества.
В стандартной модели ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) предполагается, что тёмная энергия — это космологическая постоянная. Эта модель хорошо согласуется с наблюдательными данными:
Однако природа тёмной энергии остаётся неясной, что приводит к разработке альтернативных моделей.
1. Квинтэссенция Предполагается наличие скалярного поля ϕ, динамически изменяющегося во времени, с потенциалом V(ϕ). Давление и плотность энергии квинтэссенции выражаются через поле:
$$ \rho_\phi = \frac{1}{2} \dot{\phi}^2 + V(\phi), \quad p_\phi = \frac{1}{2} \dot{\phi}^2 - V(\phi) $$
Таким образом, параметр w становится функцией времени:
$$ w = \frac{\dot{\phi}^2 - 2V(\phi)}{\dot{\phi}^2 + 2V(\phi)} $$
2. Фантомная энергия Это скалярное поле с w < −1, что приводит к ещё более ускоренному расширению. Такое поведение может приводить к «Большому разрыву» (Big Rip), когда масштабы Вселенной стремятся к бесконечности за конечное время, разрывая даже элементарные частицы.
3. Модифицированные теории гравитации Альтернативный путь — отказаться от интерпретации тёмной энергии как новой формы материи и вместо этого изменить уравнения гравитации. Примеры: f(R)-гравитация, теория Бранса–Дикке, теория DGP (Dvali–Gabadadze–Porrati). Эти теории позволяют получить ускоренное расширение без введения Λ, но требуют сложной проверки на совместимость с наблюдениями.
1. Проблема космологической постоянной Теоретически предсказанная плотность вакуумной энергии, получаемая из квантовой теории поля, превышает наблюдаемую величину в 10120 раз. Это величайшее расхождение между теорией и наблюдением в истории физики.
2. Проблема тонкой настройки Почему значение Λ столь мало, но не нулевое? Почему оно сравнимо с текущей плотностью материи именно сейчас? Это ставит вопрос о «совпадении эпох» (cosmic coincidence problem).
3. Временная эволюция? Нет доказательств, что w = −1 точно. Возможно, параметр w меняется со временем, что влечёт необходимость в более сложной модели, чем простая ΛCDM.
Для эмпирического исследования свойств тёмной энергии применяются следующие подходы:
Совокупность этих методов позволяет уточнять уравнение состояния тёмной энергии и выявлять отклонения от модели ΛCDM.
Форма и свойства тёмной энергии определяют судьбу Вселенной. Возможны следующие сценарии:
Таким образом, изучение природы тёмной энергии — ключевая задача современной теоретической и наблюдательной космологии.