Tumeenergia

Allikas: Vikipeedia
Täienda Artikkel vajab täiendamist, et anda teemast piisavat ülevaadet.
Märkuse lisamise konkreetseid põhjusi vaata artikli muudatuste ajaloost või artikli arutelust.

Tumeenergia on kosmoloogias ja astronoomias hüpoteetiline energiavorm, mis moodustab suurema osa universumi koostisest, ning on 1990. aastatest enimtunnustatud hüpotees, mis seletab universumi paisumist kiirendatud kiirusel.

Tumeenergia interakteerub ainult gravitatsiooniliselt, see on universumis ühtlaselt jaotunud ja selle olemasolule viitab tõik, et universumi geomeetria on tasane (k=0), kuid vaadeldava aine energiatihedus pole selleks piisav.

Kaks peamist väljapakutud tumeenergia kuju on kosmoloogiline konstant – mis on energia tiheduse konstant, mis täidab kosmose homogeenselt – ja skalaarvälja dünaamilise väärtusega, mille energia tihedus võib muutuda ajas ja ruumis.[1] Skalaarväljade panus – mis on konstantsed ruumis – on tavaliselt ka arvestatud juba kosmoloogilises konstandis ning seda saab formuleelida nii, et see on võrdeline nullpunktenergia radiatsiooniga kosmoses – ehk vaakumenergiaga. Skalaarväljad, mis muutuvad kosmoses, võivad olla rasked eristada kosmoloogilise konstandi vaatest, kuna nad võivad muutuda eriliselt aeglaselt.

Kaasajal vaadeldavas universumis on tumeenergia osakaal kuskil 68,3% kogu energiast – eeldades, et standardne kosmoloogiamudel on õige. Tumeainet on umbes 26,8% universumis ning ülejäänud 4,9% moodustab kõik – inimeste mõistes – tavaline aine.[2][3][4]

Tumeenergia tihedus (~ 7 × 10−30 g/cm3) on väga madal võrreldes tavalise aine või tumeainega meie universumis, kuid see siiski domineerib massenergias meie universumis, kuna seda on ühtlaselt nii palju.[5][6][7]

Tumeenergiat aetakse tihti segi tumevedelikuga, tumevooluga või tumeainega.

Eksistentsi[muuda | muuda lähteteksti]

Tõendid tumeenergia kohta on kaudsed, kuid tulenevad kolmest iseseisvast allikast:

1) Vahemaa mõõtmised ja nende suhe punanihedele, mis vihjavad, et universum on paisunud rohkem oma eluaja viimasel poolel, kui esimesel[8]

2) Teoreetiline vajadus lisaenergia olemasolule, mis ei ole mateeria ega tumeaine, et meile vaadeldav tasane universum oleks saanud tekkida.

3) Tumeenergiat saab järeldada laiapõhistest lainemustrite massi tiheduse mõõtmistest universumis.

Supermovae[muuda | muuda lähteteksti]

1998. aastal, High-Z Supernova uuringurühm avaldas [9] vaatlus tulemused tüüp Ia (''Üks-A) supernoovast. Järgmisel aastal Supernoova kosmoloogja project lisas, pakkudes välja, et universumi paisumise kiirus kiireneb. 2011 aasta Noobeli preemia füüsikas anti Saul Perlmutterile, Brian P.Schmidtile ja Adam G. Riessile nende juhendamise eest antud avastuses. (Tegelikult sai Perlmutter pool auhinda ning ülejäänud pool Nobeli auhinnast läks jagamisele Schmidt ja Riessi vahel.)[10]

Alates sellest on need vaatlused olnud kinnitatud paljude teiste iseseisvate allikate poolt. Kosmoloogilse mikrolaine-taustkiirguse mõõtmisdega, gravitatsioonilise objektiiv mõõtmistega ja laiapõhjaliste kosmose struktuuri mõõtmistega. Lisaks on ka täiendatud mõõtmised supernoovast olnud ka pidevad Lambda-CDM mudeliga.[11]

Mõned inimesed küll vaidlevad vastu, et ainuke indikatsioon tumeenergia olemasolu kohta on vaatlused distantsi mõõtmiste kohta ja nende tulemused, mis on seostatud punanihetega. Kosmiline mikrolaine-taustkiirguse anisotroopne ja barüoniitne akustiline võnkumised ainult näitavad, et vahemaa mingi antud punaniheni on suuremad, kui nad arvatavasti peaksid olema arvestades Friedmann-lemaˇitre universumi ja lokaalseid mõõtmisi Hubble'i konstandist.[12]

Supernoovad on kasulikud kosmoloogias, sest nad on täiuslikud standardsed ''küünlad'' läbi kosmoloogiliste vahemaade. Tänu neile on universumi paisumise ajalugu mõõdetav vaadeldes nende suhteid vahemaa kohta objektist tema punanihkeni, mis ütleb meile, kui kiiresti see kaugeneb meist. See suhe on enam-vähem lineaarne, vähemalt Hubble'i seaduse kohaselt. Punanihkeid on võrdlemisi kerge mõõta, aga antud vahemaad tema objektini on võrdlemisi keeruline leida. Tavaliselt astronoomid kasutavadki neid standardseid ''küünlaid'' – objekte, mille sisemine heledus, tema absoluutne magnituud, on teada. See luba meil omakorda antud objekt vahemaad mõõta tema päris vaadeldavast heledusest.Tüüp a Ia supernoova on enim tundud, kui standardsed ''küünlad'' läbi kosmoloogilise vahemaa, sest neil on ekstreemsed kuid sama väga järjepidev heledus.

Kõige hilisemad vaatlused supernoovast on järjepidevad, kui meie universum koosneb umbes 71,3% tumeenergiast ja 27,4% tumeainest ja mateeriast.

Ajalugu – varasemad spekulatsioonid ja tumeenergia avastamine[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeenergia ja inflatsioon[muuda | muuda lähteteksti]

1980 pakuti välja negatiivse rõhu väli, mis sarnaselt tumeenergia kontseptsiooniga võis kosmilist inflatsiooni toita väga varajases universumis – see pakuti välja Alan Guthi ja Alexei Starobinsky poolt. Antud inflatsioon postuleerib, et mingi eemaletõukav jõud – väga sarnaselt tumeenergiaga – põhjustas massiivse ja ekspotentsiaalse universumi laienemis mõned hetked pärast Suurt pauku. Selline laienemine on hädavajalik omadus meie praegustele Suure paugu mudelite jaoks. Kui siiski usutakse, et inflatsioon pidi toimuma palju suurema energia tihedusega, kui on tumeenergia, mida me saame vaadelda tänapäeval ja on arvatud, et pidi lõppema täielikult, kui vaadeldav universum oli kõigest mõned sekundid vana. See on ebaselge, mis seos – kui üldse mingi seos – on tumeenergia ja inflatsiooni vahel. Isegi pärast seda, kui inflatsioonimudeleid muutusid üldtunnustatuteks, arvati, et kosmoloogiline konstant on ebatähtis meie praeguse universumi jaoks.

Peaaegu kõik inflatsioonimudelid ennustavad, et kogu universumi tihedus, mateeria liidetud energiaga, peaks olema väga lähedal kriitilisele tihedusele. Enamus kosmoloogilised uurijad 1980ndatel suunasid oma tähelepanu mudelitele, milles oli kriitiline tihedus ainult mateerias, tavaliselt kuskil 95% külm tumeaine ja 5% tavaline mateeria. Leiti, et need mudelit on väga edukad realistlike galaktikate ja klastrite moodustamises, aga sellest hoolimata esinesid mõned probleemid 1980. aastate lõpus – täpsemalt vajas mudel madalamat Hubble'i konstanti, kui eelistati, vaatluse käigus ja seetõttu antud mudelit ennustasid suuri galaktika klastreid liialt väikselt. Raskused kasvasid ka pärast anisotroopia avastamist kosmilise mikrolaine-taustkiirguses COBE poolt 1992 ja seetõttu hakati uurima ja taas hindama paljusid varasemaid muudetud CDM-mudeleid: nt Lambda-CDM mudel ja mudel, kus külma ja kuuma tumemateeriat oli omavahel ühildatud.

Esimene otsene tõestus tumeenergia kohta tuli supernova vaatlusest aastal 1998 ja pärast seda muutus Lambda-CDM mudel juhtivaks mudeliks. Lühidalt hiljem hakkasid individuaalsed vaatlused ka toetama tumeenergiat – 2000 BOOMERanG ja Maxima kosmilise mikrolaine-taustkiirguse eksperiment vaatles esimest akustilist tippu CMB mudelis, niädates, et kogutihedus – mateeria ja energia kokku – on ligi sajale protsendile kriitilisest massist. Järgmisel aastal tõi 2dF Galaxy Redshift Survey tugevaid tõestusi, et mateeria tihedus on kuskil kolmekümne protsendi lähedal kriitilisesmassist. Nende kahe uuringu suur vahe toob väga hästi välja, et tumeenergia on just see, mis nad võrdustab. Pärast seda on tehtud palju täpsemaid mõõtmisi ja uuringuid WMAP poolt 2003-2010, mis veel rohkem kindlustab meie standarset mudelit mõõtes täpsemalt võtme parameetreid mudeli jaoks.[13][14]

Einsteini kosmoloogiline konstant[muuda | muuda lähteteksti]

Kosmoloogiline konstant on muutumatu suurus, mida saab kasutada Einsteini üldrelatiivsusteooria välja valemis. Kui seda konstanti vaadelda allikana antud välja valmis, siis saab seda võtta kui võrdsena ''tühjaruumi massiga'' ehk vaakumenergiana.

Ettepaneku selle kosmoloogilise konstandi kohta tegi esimesena Einstein – kui mehhanismina, mis suudaks omistada vastuse gravitatsioonilise väljavalemile, tänu millele me jõuaks staatilise universumini – kus efektiivselt saaks kasutada tumeenergiat, et tasakaalustada gravitatsiooni.[15] Einstein andis ka kosmilisele konstandile sümboli Λ.

Antud mehhanism oli väga hästi täiustaud, kuid sellegipoolest hiljem avastati, et Einsteini staatiline universum ei oleks stabiilne. Antud tasakaal oleks ebastabiilne, sest kui universum laieneks õrnalt, siis antud paisumine vabastaks vaakumenergiat, mis omakorda tekitaks omakordse paisumise. Samamoodi oleks vastupidises situatsioonis – kui universum tõmbuks õrnalt kokku jääkski ultimaatselt kokku tõmbuma.

1929. aastal tegi Edwin Hubble uue vaatluse, millega ta näitas ära, et universum tõesti paisub, kuid see paisumine ei ole staatiline.

Väidetavalt Einstein refereeris oma ebaedu ideed dünaamilise universumi ennustamist läbi staatilise universumi oma kõige suuremaks prohmakaks.[16]

Muutus paisumises ajajooksul[muuda | muuda lähteteksti]

Mõistmaks, kuidas universumi paisumine muutub ajas ja ruumis on meil vaja väga täpseid mõõtmisi universumi paisumisest. Üldrelatiivsusteoorias on universumi paisumise kiiruse areng tuletatud universumi kumerusest ja kosmoloogilise võrrandi seisundist (mis on temperatuuri, rõhu, ühinenud mateeria, energia ja vaakumenergia tiheduse suhe ükskõik millise universumi regioonis).

Kosmoloogilise võrrandi seisundi mõõtmine tumeenergia jaoks on üks kõige raskemaid katsumusi vaadeltavas kosmoloogias tänapäeval.. Kui veel lisada ka kosmoloogiline konstant kosmoloogilisele standardile FLRW meetrile siis me jõuame Lambda-CDM mudelini, millele ongi antud nimetus – standardne kosmoloogia mudel – kuna selle tulemused väga täpselt lähevad kokku vaatlustulemustega.

Alates aastast 2013 on Lambda-CDM mudel konstante üha agresiivsemate ja suuremate kosmoloogiliste vaatlustega, isegi kaasa arvatud Planck kosmosesõiduki ja Supernova Legacy Survey tulemustega. Esmakohased tulemused SNLS (Supernova Legacy Survey) näitavad, et keskpärane tumeenergia käitumine on Einsteini kosmoloogilise konstandiga +-10% täpsuses.[17] Hiljutised Hubble Space Telescope Higher-Z meeskonna tulemused osutavad, et tumeenergia on olnud olemas vähemalt üheksa miljardit aastat ja ka perioodis, mis oli enne kosmilist kiirendumist.

Loomus[muuda | muuda lähteteksti]

Esiteks, tumeenergia loomus on pigem hüpoteetiline, kui on seda tumeaine loomus ja paljud asjad tumeenergia loomuse kohta jäävad siiski veel spekulatsiooni tasandile.[18]Tumeenergia on väga homogeene, mitte väga tihe ja ei ole teada, et tumeenergia mõjutaks või oleks seletatav ühegi fundamentaalse jõuga väljaarvatud käbi gravitatsiooni. Kuna tumeenergia on väga hõre ja väga väikse massiga (10−27 kg/m3 ) on ka väga ebatõenäoline, et see oleks märgatav/mõõdetav laboratoorsetes tingimustes ja katsetes. Põhjus miks tumeenergial saab olla nii suur mõju universumile on see, et ta moodustab siiski ligikaudu 68% universaalsest tihedusest, ning olenemata sellest, et ta on väga hõre täidab ta siiski väga ühtlaselt kogu tühjad kohad.

Sõltumata enda pärisloomusest vajaks tumeenergia väga tugevat negatiivset rõhku (mis käituks eemaletõukavalt) nagu radiatsiooni rõhk käitub metamateerias, et seletada vaadeltavat universumi paisumise kiirendust.

Üldrelatiivsuseteooria kohaselt, rõhk, mis on mingi aine sees panustab omaenda gravitatsiooni atraktsiooni teiste asjade vastu, täpselt nagu ta enda massiihedus seda teeb. See juhtub põhiliselt sellepärast, et füüsiline hulk ainet, mis põhjustab mateerial oma enda gravitatsioonilise efekti genereerumise on tegelikult stressienergia tensor – mis sisaldab nii energia (või mateeria) tihedust kui ka selle rõhku ja viskoossust. FLRW meeter näitab, et tugev konstante negatiivne rõhk kogu universumis põhjust kiirendumist universumi paisumises, kui universum juba paisub või siis ka vastupidiselt universumi kahanemise aeglustumist, kui universum juba kahaneb. See kiireneva paisumise efekt on miski, mida me saame nimetada gravitatsiooniliseks eemaletõukamiseks.

Definitsioon[muuda | muuda lähteteksti]

Standardses kosmoloogias koosneb universum kolmest peamisest osast: mateeriast, radiatsioonist ja tumeenergiast. Mateeria on kõik, mille energia tihedus skaleerub skaala faktori ruutjuure kolmanda negatiivse astmega, samalajal radiatsioon on kõik, mis skaleerib skaala faktori ruutjuure neljanda negatiivse astmega. Seda saab mõista intuitiivselt – kui tavaline osake on kastis siis korrutades kahega kasti külge muutub tihedus väiksemaks (ja seetõttu ka energia tihedus) kaks astmel kolme võrra. Radiatsioonist rääkides väheneb energia tihedus veel rohkem, sest lisaks tekib ka punanihe.[19]

Viimane osa, tumeenergia, on universumisisene omadus ja seega ei oma konstantset energia tihedust hoolimata hulgast, mis on vaatluse all.

Vaata ka[muuda | muuda lähteteksti]

Välislingid[muuda | muuda lähteteksti]

  • Sean Carroll (13.10.2006). The cosmological constant
  • Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration), C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Aussel, H.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Barrena, R.; Bartelmann, M.; Bartlett, J. G.; Bartolo, N.; Basak, S.; Battaner, E.; Battye, R.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J.-P.; Bersanelli, M.; Bertincourt, B.; Bethermin, M.; Bielewicz, P.; Bikmaev, I.; Blanchard (22.03.2013). Astronomy and Astrophysics. Lk 571-571A. 
  • Matthew Francis. "First Planck results: the Universe is still weird and interesting".
  • Sean Carroll, Ph.D (2007). Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2. Lk 46. 
  • Paul J. Steinhardt (2006). Why the cosmological constant is small and positive. Lk 312. 
  • (01.04.2014). Dark Energy - Hyperphysics
  • Timothy Gerris (06.10.2015). Dark Matter(Dark Energy)
  • R. Durrer (2011). What do we really know about Dark energy?
  • Adam G. Riess (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant
  • "The Nobel Prize in Physics 2011". Nobelprize.org.
  • D.N. Spergel (2006). Wilkinson Microwave Anisotropy Probe three year results: implications for cosmology
  • R Durrer (2011). What do we really konw about dark energy?
  • Adam G Riess (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant
  • Saul Perlmutter (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae
  • Alex Harvey (2012). How Einstein Discovered Dark Energy
  • George Gamow (1970). My World Line: An Informal Autobiography
  • Pierre Astier (2006). Supernova Legacy Survey
  • Dennis Overbyte (2015). Astronomers Report Evidence of 'Dark Energy' Splitting the Universe. NYTimes. 
  • Daniel Baumann Cosmology: Part III Mathematical Tripos, Cambridge University