Czy kosmiczna zupa jest za słona.pdf

F OTON 93, Lato 2006

Czy kosmiczna zupa jest za słona?

Wojciech A. Hellwing 1

Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika PAN, Warszawa

Jeszcze 10–15 lat temu wydawało się, iż współczesna kosmologia wyrastająca z podstaw

jakie na początku zeszłego stulecia nakreślili Einstein, Friedman, Lemaître, Robertson,

Hubble i inni, jest zasadnym i coraz lepiej funkcjonującym obrazem Wszechświata. Rów-

nania Friedmana, które pojawiły się w wyniku zastosowania ogólnej teorii względności

(OTW) Alberta Einsteina do opisu jednorodnego i izotropowego Kosmosu, dawały obraz

ekspandującej przestrzeni, której ewolucja jest zdominowana najpierw przez promieniowa-

nie a później materię.

Obraz ten diametralnie zmieniły odkrycia, które stały się następstwem gwałtownego

rozwoju możliwości obserwacyjnych w ostatnich dwóch dekadach. Mowa o odkryciu, że

całkiem niedawno Wszechświat z fazy spowalniającej ekspansji wszedł w fazę ekspansji

przyspieszonej oraz ustaleniu, że dane silnie faworyzują płaski model przestrzeni z wkła-

dem materii do gęstości krytycznej rzędu zaledwie 1/3.

Konieczne stało się poszukiwanie natury „paliwa”, które napędza kosmiczną ekspansję

i dopełnia zarazem gęstość Wszechświata do gęstości krytycznej. Ów tajemniczy składnik

(bądź nowa fizyka, która manifestuje się jak taki składnik) przyjęło się nazywać ciemną

energią.

W 1998 roku dwa zespoły ( Supernova Cosmology Project i High-Z Supernova

Team ), na podstawie diagramu Hubble’a skonstruowanego dla odległych super-

nowych, odkryły niezależnie, iż lokalny Wszechświat przyspiesza swoją ekspan-

sję. Od tego czasu odkrycie to zostało potwierdzone przez wiele następnych ob-

serwacji i jest obecnie powszechnie uznawane przez kosmologów. Jednakże mimo

ciągłego wzrostu dokładności i ilości danych obserwacyjnych dotyczących feno-

menu ciemnej energii wciąż wiemy bardzo mało na temat charakteru „paliwa”

napędzającego kosmiczną ekspansję.

Pierwszym i oczywistym kandydatem na ciemną energię była niezerowa stała

kosmologiczna – Λ, którą Albert Einstein wprowadził do równań ogólnej teorii

względności by, paradoksalnie, uzyskać statyczny wszechświat. Gdy w latach 20.

XX wieku Edwin Hubble odkrył ucieczkę galaktyk, wprowadzenie Λ do równań

OTW Einstein nazwał swoją największą pomyłką. Okazuje się jednak, że po raz

kolejny intuicja nie myliła genialnego uczonego, gdyż obecne oszacowania ob-

serwacyjne wskazują z 99% pewnością na dodatnią wartość tej stałej. Niezerowa

wartość Λ odpowiada energii próżni, która wywiera ujemne ciśnienie powodując

powstawanie siły odpychającej, działającej w kosmologicznej skali odległości.

Klasycznie rozumiana stała kosmologiczna może być utożsamiona z kwantową

1 pchela@camk.edu.pl

F OTON 93, Lato 2006

energią fluktuacji próżni. Jak wiemy z teorii kwantów, próżnia fizyczna nie jest

„pusta”, wypełnia ją morze pojawiających się i znikających wirtualnych cząstek

i pól kwantowych. Niestety, kwantowanie energii próżni daje absurdalnie olbrzy-

mią wartość Λ, różniącą się od wartości obserwowanej o czynnik rzędu 10 120 !

Dlatego większość obecnych modeli teoretycznych opisujących ciemną energię

zakłada, iż jakaś nieznana symetria ustawia wartość klasycznej (związanej z ener-

gią próżni) stałej kosmologicznej równą zeru i zajmuje się modelowaniem efek-

tywnej stałej kosmologicznej, by wyjaśnić akcelerację Wszechświata.

Kosmologowie, badając ewolucję zimnego 2 Kosmosu, wypełniają przestrzeń

różnymi płynami doskonałymi . Każdy taki płyn doskonały modeluje inny składnik

Wszechświata i ma swoje własne równanie stanu (równanie wiążące gęstość ener-

gii z ciśnieniem) w ogólnej postaci p = ωρc 2 . Tutaj p oznacza ciśnienie, ρ gęstość,

zaś c to prędkość światła. Parametr ω przybiera różne wartości dla różnych skład-

ników. Dla promieniowania mamy ω = 1/3, dla materii ω = 0, zaś dla stałej ko-

smologicznej ω = −1. Dla takiego opisu ukuto nawet obiegowy termin „kosmicz-

nej zupy”, której różne składniki odpowiadają różnym formom energii w Kosmo-

sie.

łynnym już pomysłem na ciemną energię jest właśnie kosmiczny płyn do-

skonały w postaci pola skalarnego, który szumnie nazwano kwintesencją . W mo-

delu tym za efektywną stałą kosmologiczną odpowiada pole skalarne, które ewo-

luuje powoli w dół swojego potencjału. Oznacza to, że człony kinetyczne w la-

granżjanie kwintesencji są małe w porównaniu z członami potencjalnymi. Dzięki

temu kwintesencja może imitować Λ z parametrem ω równym –1. Dla odpowied-

nio dobranej funkcji potencjału gęstość energii związana z kwintesencją zaczyna

dominować nad innymi formami energii we Wszechświecie w późnych etapach

ewolucji i tym samym powoduje obserwowaną przyspieszoną ekspansję prze-

strzeni. Kwintesencja jest jednak czysto fenomenologicznym modelem, gdyż jak

na razie żadna teoria fizyczna nie przewiduje istnienia jednorodnego i izotropo-

wego pola skalarnego, którego potencjał wynikałby explicite z teorii. To nie jedy-

ny problem tego modelu. Możliwe jest bowiem stworzenie modeli innych pól

skalarnych o całkiem odmiennych od kwintesencji lagranżjanach (np. pole tachio-

nowe), które równie dobrze udają stałą kosmologiczną. Co gorsza, nie można

dokonać rozróżnienia pomiędzy tymi modelami na podstawie obserwacji historii

ewolucyjnej Wszechświata (czyli np. jasności blasku odległych supernowych).

Wystarczy bowiem odpowiednio skonstruować funkcję potencjału, by różne lar-

ganżjany (więc różne pola skalarne) prowadziły do tej samej zadanej postaci ewo-

lucji.

2 Przez zimny rozumiemy tu taki stan, w którym różne składniki (promieniowanie, ma-

teria barionowa, ciemna materia itd.) nie są względem siebie w stanie równowagi termody-

namicznej.

F OTON 93, Lato 2006

Nie jest wiadome, czy którakolwiek z odmian teorii kwantowej (teoria strun,

supersymetria itp.) będzie w stanie przewidzieć dokładną postać potencjału i wy-

jaśnić fizyczny mechanizm stojący za kwintesencją. Dlatego kosmologowie nie

siedzą z założonymi rękoma czekając aż fizycy wysokich energii znajdą właściwą

odpowiedź. W ciągu ostatnich kilku lat zostało zaproponowanych kilka bardzo

ciekawych, alternatywnych wobec kwintesencji, modeli ciemnej energii.

Jednym z owych alternatywnych modeli jest tzw. model uogólnionego gazu

Czapłygina (UGC). Gaz Czapłygina to płyn doskonały, który podlega egzotycz-

nemu równaniu stanu. Nazwa pochodzi od nazwiska znanego rosyjskiego fizyka

Siergieja Aleksiejewicza Czapłygina (1869–1942), który jako pierwszy sformuło-

wał równanie stanu postaci p = −A/ρ α . Model UGC jest atrakcyjny ze względu na

to, iż daje on możliwość opisania ciemnej energii i ciemnej materii w ramach

jednej teorii. W podejściu tym zakłada się, iż ciemna materia i energia stanowią

jedną mieszaninę wypełniającą Wszechświat. Oba składniki płynu doskonałego

mogą ze sobą oddziaływać poprzez transfer energii. Odpowiednie dobranie para-

metrów A i α powoduje, że wzmożony transfer energii od składnika ciemnej mate-

rii do składnika o ujemnym ciśnieniu (ciemnej energii) następuje dopiero dla póź-

nych etapów ewolucji. Dzięki temu epokę przyspieszonej ekspansji (czyli domi-

nacji ciemnej energii) poprzedza długa epoka dominacji materii, co jest w zgodzie

z obserwacjami. Warto zaznaczyć również, iż w modelu tym własności uogólnio-

nego gazu Czapłygina wyprowadza się z lagranżjanu w postaci zaczerpniętej

z nieliniowej teorii uogólnionego elektromagnetyzmu Borna-Infelda. Hipoteza ta

napotyka jednak na dosyć poważne trudności w kontekście formowania się struk-

tur we Wszechświecie. Składnik utożsamiany z ciemną energią powoduje, że

prędkość dźwięku w UGC staje się bardzo duża, gdy energia z ciemnej materii jest

przekazywana do ciemnej energii. Efekt ten powodowałby powstawanie niefi-

zycznych oscylacji czy wręcz eksponencjalnych „erupcji” w widmie mocy fluktu-

acji gęstości materii, co oczywiście nie jest obserwowane. Kosmologowie pracują

obecnie nad rozwiązaniem tego problemu, a sam model pozostaje wciąż ciekawą

alternatywą pozwalającą opisać dwa mroczne składniki Kosmosu.

To tylko bardzo krótki przegląd współczesnych koncepcji ciemnej energii;

w rzeczywistości, gdybyśmy chcieli przedstawić mnogość rozważanych przez

naukowców pomysłów na owo tajemnicze „paliwo” napędzające obecną przyspie-

szoną ekspansję Wszechświata, musielibyśmy napisać opasłe tomiszcze. Być

może wspomniana kosmiczna zupa jest już wystarczająco „słona” i dodawanie do

niej nowego składnika, który miałby opisywać ciemną energię, spowoduje tylko

jej „przesolenie”. Posługując się analogią, możemy powiedzieć, że wolelibyśmy,

aby nasza kosmiczna zupa była smaczna, czyli dobrze opisywała obserwowany

Wszechświat. Jak zatem wyjaśnić fakt, iż galaktyki rozbiegają się coraz szybciej

wbrew przyciągającej je grawitacji? Odpowiedź może leżeć właśnie w samej

naturze grawitacji.

F OTON 93, Lato 2006

Dotychczas kosmologia opierała się na OTW Einsteina, milcząco ekstrapolu-

jąc jej zakres stosowania od rozmiarów Układu Słonecznego do całego Wszech-

świata. Ponieważ OTW została dokładnie sprawdzona tylko w naszym układzie

planetarnym, użycie jej do opisu całego Kosmosu jest rozszerzeniem „na wiarę”

o rząd wielkości 10 13 ! Oczywiście OTW przez szereg lat była jedynym dostępnym

„narzędziem” dla kosmologii i, co więcej, ma wspaniałe osiągnięcia na tym polu

(jak model Lemaître-Friedmana). Być może trudności związane z opisaniem

ciemnej energii są pierwszym sygnałem wskazującym na nasz brak głębszego

zrozumienia natury grawitacji. Nie mam tu na myśli sławnej i wciąż poszukiwanej

kwantowej teorii grawitacji, której efekty, jakiekolwiek by nie były, są do pomi-

nięcia w kosmologicznych skalach odległości. Aby móc wyjaśnić obserwowany

fenomen ciemnej energii musielibyśmy opracować nową niskoenergetyczną teorię

grawitacji, dla której OTW jest tylko szczególnym przypadkiem, obowiązującym

dla odległości mniejszych niż promień Wszechświata. Taką próbą modyfikacji

teorii Einsteina jest grawitacja DGP (od autorów: Dvali Gabadadze-Porrati). Za-

kłada ona, iż żyjemy uwięzieni na trójwymiarowej branie zanurzonej w pięcio-

wymiarowej czasoprzestrzeni. Dodatkowy, nieskończony wymiar przestrzenny

jest dostępny jednak tylko dla grawitacji, która „wycieka” z naszej brany do tzw.

pustki. W tej teorii istnieje nowa uniwersalna stała przyrody, tak zwana odległość

przejścia . Odległość ta charakteryzuje dystans, na którym czterowymiarowe pra-

wa grawitacji (czyli OTW) załamują się i przechodzą w pięciowymiarowe. Odle-

głość przejścia jest porównywalna z obecnym promieniem Wszechświata. Teoria

ta tłumaczy obserwowaną akcelerację Kosmosu właśnie przez osłabienie grawita-

cji na olbrzymich odległościach. Przejście z fazy spowolnionej ekspansji do fazy

przyspieszonej jest tłumaczone tym, że Wszechświat musiał osiągnąć odpowied-

nie rozmiary, by wyżejwymiarowy efekt grawitacyjny stał się znaczący. Okazuje

się jednak, że mimo olbrzymiej wartości odległości przejścia rzędu 3 Gpc (giga-

parseków) istnieją pewne specyficzne dla tej teorii efekty, które można by zaob-

serwować na znacznie krótszych odległościach. Już w niedalekiej przyszłości

czułość naszych instrumentów powinna osiągnąć próg wymagany do detekcji

takich efektów.

Niezależnie od tego, który model ostatecznie okaże się prawdziwy, możemy

z pewnością powiedzieć, iż przyroda zaskoczyła nas po raz kolejny. Dlatego pew-

ne jest, iż wyjaśnienie zagadki ciemnej energii przyniesie nam nowy i fascynujący

obraz Wszechświata, w którym przyszło nam żyć.

W kosmologii brany to obiekty podobne do naszego czterowymiarowego Wszechświa-

ta, które poruszają się w hiperprzestrzeni o większej liczbie wymiarów. Dwuwymiarowa

brana rozpostarta (zanurzona) w 3 wymiarach to po prostu znana nam wszystkim mem-

brana (fizycznie realizowana np. w głośnikach).

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: