Mørk energi

I kosmologi , den mørke energi eller mørk energi ( mørk energi i engelsk ) er en form for energi hypotetisk påfyldning jævnt i universet og med et tryk negativ, det opfører sig som en styrke gravitationel frastødning. Eksistensen af mørk energi er nødvendig for at forklare forskellige observationer astrofysik , herunder accelererende udvidelse af Universet opdaget begyndelsen af det XXI th århundrede .

På trods af en meget lav densitet (af størrelsesordenen 10 -29 g / cm 3 ), mørk energi er en vigtig komponent i universet , som repræsenterer omkring 68% af den samlede energitæthed af universet. Dens natur forbliver ukendt i dag. Det kan simpelthen være den kosmologiske konstant induceret af generel relativitet, som ville have en værdi, der ikke er nul. Der er andre hypoteser, der enten fører til en anden modellering af stof ( kvintessens , k-essens , samlede modeller af stof og mørk energi) eller til en anden modellering af tyngdekraft (tyngdekraft f (R), felter skalar, branar kosmologi ). Valget mellem disse forskellige hypoteser afhænger i det væsentlige af de begrænsninger, som observationen, især type Ia-supernovaer , medfører af den kosmologiske diffuse baggrund eller af akustiske svingninger af baryoner .

Mørk energi bør ikke forveksles med mørkt stof, der tværtimod ikke ensartet fylder universet, og som interagerer normalt (tiltrækningskræfter) med tyngdekraften.

Fødslen af det mørke energikoncept

Udtrykket mørk energi blev først citeret i en artikel af Huterer og Turner i 1998, få måneder efter opdagelsen af den hastige ekspansion af universet . Faktisk aktiverede satellitter og teleskoper i slutningen af 1990'erne meget nøjagtige målinger af fjerne supernovaer og mikrobølgefossil stråling . Flere observerede karakteristika, især accelerationen af universets udvidelse , fører til at antage, at der virkelig er en slags energi (døbt mørkt ), hvoraf et af hovedegenskaberne ville være at have et undertryk , som det gør. det opfører sig som en frastødende tyngdekraft .

På grund af sin frastødende natur har mørk energi tendens til at fremskynde udvidelsen af universet snarere end at bremse, ligesom feltet er "normalt". Et accelererende univers er præcis, hvad vi ser, når vi observerer de fjerneste supernovaer. Bemærkelsesværdigt synes disse observationer at indikere, at mørk energi skal repræsentere ca. 70% af den samlede energitæthed i universet.

Men ideen om en accelererende komponent, usynlig og diffus, af universet er ældre.

Historisk set var den eneste (hypotetiske) energiform, der opførte sig som mørk energi, den kosmologiske konstant , foreslået i en anden sammenhæng af Albert Einstein i 1916 , og de eneste modeller, der bruger mørk energi, brugte faktisk en kosmologisk konstant. Einsteins oprindelige motivation var imidlertid langt væk fra dem, der kørte den nuværende interesse for mørk energi. Faktisk, i 1916 , da udvidelsen af universet ikke var kendt, mente Albert Einstein, at universet skulle være statisk, så han måtte indføre en ny styrke, der modsatte sig tyngdekraftsattraktionen. Den ideelle kandidat blev fundet med den kosmologiske konstant, som gjorde det muligt under bestemte meget specifikke forhold nøjagtigt at afveje den attraktive effekt af tyngdekraften.

Det var først meget senere, i 1988 , at astrofysikerne Jim Peebles og Bharat Ratra foreslog en anden model af mørk energi, som senere blev kaldt kvintessens . Interessen for mørk energi tog først fart i slutningen af 1990'erne , hvor virkeligheden med mørk energi blev fremhævet af fænomenet acceleration af universets udvidelse . Efterfølgende blev andre modeller foreslået, blandt hvilke fantom energi , den k-essens , og gassen af Chaplyguine (i) . Alle har de samme væsentlige egenskaber, nemlig at have et tilstrækkeligt negativt tryk til i det mindste kvalitativt at forklare accelerationen af universets ekspansion.

Hovedmålet med den nuværende astrofysiske forskning om emnet er at nøjagtigt måle historien om universets ekspansion for at bestemme, hvordan ekspansionen varierer med tiden og udlede egenskaberne af mørk energi, især dens tilstandsligning .

Mørk energi natur

Den nøjagtige natur af mørk energi er stort set et spørgsmål om spekulation. Nogle fysikere mener, at mørk energi ville være energien i kvantevakuumet, modelleret af den kosmologiske konstant af generel relativitet , en størrelse postuleret af Albert Einstein, før de betragtede den et par år senere som hans "vigtigste videnskabelige fejl". Dette er den enkleste forklaring, og at sætte en kosmologisk konstant betyder, at densiteten af mørk energi er ensartet og konstant i hele universet, uforanderlig med tiden. Dette er den form, der blev introduceret af Einstein, og denne form er i overensstemmelse med vores nuværende observationer af universet. Hvis mørk energi ikke tager denne form, betyder det, at den er en grundlæggende egenskab for universet.

Andre hypoteser er blevet fremsat. Således kunne mørk energi induceres af eksistensen af ukendte partikler . Disse modeller kaldes indbegrebet . Nogle teorier hævder, at disse partikler blev skabt i tilstrækkelig mængde under big bang til at fylde hele rummet. Men hvis dette var tilfældet, ville man forvente, at de klyngede sig sammen på samme måde som almindeligt stof, og man ville observere variationer i tæthed som en funktion af tiden. Der blev ikke observeret noget bevis, men præcisionen af observationerne tillader ikke, at denne hypotese udelukkes. Imidlertid kommer denne form for hypotese meget tæt på æterens forældede teorier , netop opgivet, fordi de forudsatte eksistensen af et maskeret stof, der fylder hele universet.

En anden tilgang til mørk energi er at tage hensyn til den inhomogene krumning i den seneste tid af dannelsen af strukturer som en del af Einsteins ligning uden en kosmologisk konstant, i modsætning til den homogene tilgang, der pålægger en ensartet rumlig krumning for at fortolke observationer af universet hvor store hulrum og det kosmiske web er tydelige. Denne tilgang til inhomogen kosmologi inkluderer frem for alt de nøjagtige inhomogene kosmologiske løsninger i Einstein-ligningen og tilgangen til skalære midler. I dette tilfælde ville mørk energi være en artefakt af en alt for forenklet fortolkning af ekstragalaktiske observationer, der ikke kræver nye skalære felter eller ændring af Einsteins ligning.

Kosmologisk konstant

Mørk energi kan være en forestilling, der er direkte relateret til den kosmologiske konstant . Sidstnævnte vises i det andet medlem af den "modificerede" Einstein-ligning : . $\ Lambda$ $G _ {{\ alpha \ beta}} = 8 \ pi T _ {{\ alpha \ beta}} + \ Lambda g _ {{\ alpha \ beta}}$

Denne konstant blev tilføjet af Albert Einstein til hans primitive ligning, så den kunne modellere et statisk univers (det vil senere blive bevist, at Einsteins statiske univers er ustabil). Det introducerer en slags energi (et konstant skalarfelt ) til stede på ethvert punkt i det rumtimorale kontinuum, som med et passende valg af tegn og værdi kan modsætte sig tyngdekraften og ændre udviklingsprofilen for "universets størrelse" (skaleringsfaktor i FLRW-metricen ).

Under opdagelsen af universets udvidelse ( jf. Edwin Hubble ) benægtede Einstein denne vorte (" den mest åbenlyse fejl i mit liv ") til fordel for den oprindelige ligning (hvor den ikke vises), betragtes som mere "æstetisk" og i overensstemmelse med tidens observationer. Indtil 1980'erne blev den kosmologiske konstant mere eller mindre ignoreret i "konventionel" kosmologi. $\ Lambda$

Faktisk er denne "fejl" muligvis ikke, for den kosmologiske konstant synes at være en af de enkleste og mest naturlige løsninger på det mørke energiproblem. En kosmologisk model, der integrerer den kosmologiske konstant som mørk energi, findes: ΛCDM-modellen , som i stigende grad bruges som en arbejdsmodel for kosmologer.

Denne løsning er dog ikke nødvendig (mens den stadig er mulig) af følgende årsager:

Historien om den kosmologiske konstant er indtil videre den samme, siden Einstein: en ad hoc konstant tilføjet kunstigt for at forklare observationer eller en formodet tilstand af universet, og som til sidst blev droppet.
Fra partikelfysikens synspunkt vises den kosmologiske konstant som energitætheden af et vakuum . Imidlertid giver beregninger af denne energitæthed ved hjælp af standardmodellen en gigantisk værdi af størrelsesordenen , mens den forventede værdi af den kosmologiske konstant er ekstremt lav i størrelsesordenen . Denne forskel på mere end 120 størrelsesordener mellem den teoretiske værdi og den målte er ikke inkluderet. Der er ingen forklaring eller fysisk feltteori, der giver en lav, ikke-nul værdi for vakuumenergi. ${\ displaystyle \ rho _ {tom} = 10 ^ {74} GeV ^ {4}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {\ Lambda} = 10 ^ {- 47} GeV ^ {4}}$

Hvis vi bringer en total supersymmetri af partikelfysik ind, er vakuumets energitæthed nøjagtigt nul, idet bidraget fra hvert boson bliver annulleret af dets supersymmetriske fermion og omvendt. Imidlertid svarer universets aktuelle tilstand til en "brudt" tilstand af supersymmetri, som derefter til beregning af vakuumenergien igen giver en værdi, der er meget større end forventet, skønt den er mindre end standardmodellen (et forhold på rækkefølgen i stedet for ).

10 ^ {{41}}

10 ^ {{120}}

Denne størrelsesforskel indebærer også en finjustering af den kosmologiske konstant. Dette må have været lig med en bestemt værdi, tæt, så udviklingen af universet kan give sin nuværende tilstand. Det er videnskabeligt vanskeligt at acceptere vilkårligt at fastsætte en kosmologisk parameter med en sådan præcision uden et teoretisk grundlag. $10 ^ {{- 123}}$
Værdien af mørk energi skal forblive strengt konstant over tid. Dette punkt er endnu ikke fastlagt. Observationer antyder en mørk energitæthed i størrelsesordenen med en skaleringsfaktor for universets ekspansion og n tæt på nul og muligvis lig nul (hvilket giver en konstant). Derudover er vakuumets energi udsat for kvantesvingninger, mens den kosmologiske konstant er grundlæggende og strengt konstant. $\ rho _ {{\ Lambda}} \ ca. a ^ {{- n}}$

Disse grunde får forskere til at søge andre modeller af mørk energi, som efterlader en nulværdi for den kosmologiske konstant.

Andre modeller

Mørke energimønstre, bortset fra den kosmologiske konstant, kan klassificeres i fire hovedklasser. De første to klasser antager, at tyngdekraften er korrekt beskrevet af generel relativitet og introducerer nye frihedsgrader sammenlignet med standardmodellen .

Klasse A: modeller, hvor acceleration er påvirket af virkningerne af nye fysiske felter eller - hvad er det samme - nye partikler. Disse nye felter er ikke koblet og interagerer ikke med normalt eller mørkt stof eller med fotoner. Modeller i denne kategori inkluderer blandt andet kvintessens , k-benzin og Chaplygin-gas .
Klasse B: disse modeller introducerer også nye felter, meget svage for ikke at ændre universets ekspansionshastighed væsentligt, men som kan kobles til fotoner. Disse modeller sigter mod at forklare svækkelsen af supernovaernes lys ikke ved en acceleration af universets ekspansion, men ved en kobling af et felt, der påvirker observationer. For eksempel teorien om foton-aksions svingning , som antager, at lys svækkes med afstand ved svingninger af fotoner til usynlige aksioner .

De to andre klasser ændrer generel relativitet:

Klasse C: disse modeller introducerer nye felter, stærkt kombineret med felterne i standardmodellen, indtil de dominerer den normale materie. Denne stærke kobling indebærer ændring af ligningerne for generel relativitet og / eller ændring af værdierne for visse grundlæggende konstanter for at beskrive virkningerne af tyngdekraften. Disse modeller inkluderer f (R) tyngdekraft eller indbyggede udvidede modeller og alle dem, der involverer stærkt koblede skalarfelter.
Klasse D: disse modeller introducerer drastiske ændringer af generel relativitet, med flere typer op til uendelig tyngdekraft . Disse modeller inkluderer klidemodeller med yderligere dimensioner, multigravitation eller simuleret tyngdekraft.

Implikationer for universets skæbne

Hvis mørk energi fortsætter med at dominere energibalancen i universet, vil den observerede udvidelse af rummet fortsætte med at accelerere. Strukturer, der ikke er gravitationsrelaterede, vil i sidste ende bevæge sig væk fra hinanden ved tilsyneladende hastigheder større end lysets. Således vil denne acceleration i sidste ende forhindre os i at observere store dele af universet, der er synlige i dag; vores kosmologiske horisont snarere end at trække os tilbage til sidst.

Hvis densiteten af mørk energi ikke øges, er eksistensen af systemer, der er forbundet med tyngdekraften, såsom galakser eller planetariske systemer, ikke truet. Så solsystemet eller Mælkevejen vil i det væsentlige forblive det samme som de er i dag, mens resten af universet, ud over vores lokale superklynge, ser ud til at være ved at falde konstant.

På den anden side, hvis den mørke energi stiger over tid, ender vi i et Big Rip -scenarie , hvor al materien i universet, ned til dets meget atomer, ville gå i opløsning og efterlade et uendeligt og totalt tomt univers.

Til sidst kunne den mørke energi fortyndes over tid eller endda vende. Usikkerheden omkring observationerne lader døren være åben for det faktum, at tyngdekraften en dag kunne dominere et univers, som derefter ville trække sig sammen og forsvinde i en stor krise . Dette scenario betragtes ikke desto mindre som det mindst sandsynlige.

I Maj 2004, publikationen arbejde med Chandra- satellitten, der måler afstande fra 26 fjerne galaksehobe, ser ud til at bekræfte, at ekspansionen begyndte at accelerere for 6 milliarder år siden, og at den mørke energi ser ud til at forblive konstant eller derefter varierer meget langsomt. Disse resultater stemmer imidlertid ikke overens med resultaterne fra den europæiske satellit XMM-Newton .

Dette er i overensstemmelse med eksistensen af en kosmologisk konstant og gør Big Crunch- scenariet meget usandsynligt.

Andre hypoteser

I 2017 foreslog André Maeder fra universitetet i Genève (UNIGE) at tage højde for en ny hypotese kaldet "vakuumets skala invarians". De første test af modellen ser ud til at bekræfte observationerne. Den nye model ville, hvis den blev bekræftet, undvære mørkt stof og energi.

Universmodeller uden mørk energi

I 2019 viste en undersøgelse, at hvis mørkt stof er tyktflydende og har evnen til at interagere med sig selv, så redegør det for virkningerne forbundet med mørk energi uden at forudsætte dets eksistens.

Tvivl om accelerationen af universets udvidelse

Nogle forskere antager, at den accelererende udvidelse af universet, som fik oprettelsen af begrebet mørk energi, faktisk kan være resultatet af observationsforstyrrelse. Men denne undersøgelse blev afvist ved en reanalyse iMaj 2020 af et andet hold.

Noter og referencer

Bemærkninger

Meget lavt i absolutte tal, selv sammenlignet med den for interstellare stof .
Mørk energi kvantificeres i masseenheder via Einsteins masse-energi-ækvivalens ( ), men er ikke dannet af stof, den har pr. Definition ingen egen masse. ${\ displaystyle E = m \, c ^ {2}}$

Referencer

D. Huterer, MS Turner Prospects for sondering Mørk Energi via supernova afstandsmålinger Phys. rev. D 60 (1999)
Krasinski, A., inhomogen Kosmologiske modeller , (1997) Cambridge OP, ( ISBN 0-521-48180-5 )
Thomas Buchert , " Dark Energy from structure: a status report ", General Relativity and Gravitation , bind. 40,2008, s. 467 ( DOI 10.1007 / s10714-007-0554-8 , Bibcode 2008GReGr..40..467B , arXiv 0707.2153 , læs online )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley og David L. Wiltshire , ” Er der bevis at backreaktion af inhomogeniteter er irrelevant i kosmologi? », Klassisk og kvantegravitation , Institut for Fysik , vol. 32,13. oktober 2015, s. 215021 ( DOI 10.1088 / 0264-9381 / 32/21/215021 , Bibcode 2015CQGra..32u5021B , arXiv 1505.07800 , læs online )
Thomas Buchert , Mauro Carfora , George FR Ellis , Edward W. Kolb , Malcolm AH MacCallum , Jan J. Ostrowski , Syksy Räsänen , Boudewijn F. Roukema , Lars Andersson , Alan A. Coley og David L. Wiltshire , ” Universet er inhomogen. Betyder det noget? » , På CQG + , Institut for Fysik ,20. januar 2016(adgang 21. januar 2016 )
L. Patantonopoulos The Invisible Universe, Dark Matter and Dark Energy Springer (2007) s. 236-238
J.F Hawley, KA Holcomb Foundations of Modern Cosmology Oxford University Press, 2005, s. 472-473
J.P. Uzan Dark Energy, gravitation og Copernican-princip i Dark Energy Observational and Theorical Approaches , Cambridge University Press, 2010
Cskasi (2002) Phys. rev. Lett. 88 , 161302, Deffayet et al. (2002) Phys Rev. D 66 , 0435172002
" Mørkt stof og mørk energi sættes i tvivl - Pressemeddelelser - UNIGE " , på www.unige.ch (adgang til 8. januar 2018 )
" En professor i Genève sætter spørgsmålstegn ved mørk materie ", Le Temps ,22. november 2017( læs online , konsulteret den 8. januar 2018 )
(in) Abhishek Atreyaa, R Bhattb Jitesh Kumar og Arvind Mishrab, " Viskøs selvinteragerende mørk materie-kosmologi til lille rødforskydning " , Journal of Cosmology and Astroparticle Physics (in) ,20. februar 2019( DOI 10.1088 / 1475-7516 / 2019/02/045 , læs online )
(i) Jacques Colin, Roya Mohayaee Mohamed Rameez og Subir Sarkar, " Evidens for anisotropi af kosmisk acceleration " , Astronomy and Astrophysics , vol. 631,november 2019( online præsentation , læs online ), fri adgang.
(i) David Rubin og Jessica Heitlauf, " Er universets udvidelse Hurtigere? Alle tegn peger stadig på ja: En lokal dipolanisotropi kan ikke forklare mørk energi ” , The Astrophysical Journal , bind. 894,Maj 2020( online præsentation , læs online ).

Se også

Bibliografi

(en) Paul Preuss, BOSS bruger kvasarer til at undersøge mørk energi op til 11,5 milliarder år tidligere , DOE Pulse, n ° 378, 2012-12-17
(en) Matarrese, Colpi, Gorini, Moschella , Dark Matter and Dark Energy: A Challenge for Modern Cosmology , Springer,2011 :

(en) Luca Amendola , Dark Energy: Theory and Observations , Cambridge University Press ,2010 :

p. 427
s. 1
p. 3

Relaterede artikler