Тёмная энергия

Тёмная энергия — это гипотетическая форма энергии, введённая в космологическую модель для объяснения наблюдаемого ускоренного расширения Вселенной. Согласно современным представлениям, тёмная энергия составляет около 68—70 % общей плотности энергии Вселенной, оказывая гравитационное отталкивание, которое преодолевает силу притяжения обычной материи. Её природа остаётся неизвестной, а существование выводится из косвенных астрономических наблюдений.

История открытия

Предпосылки и первые наблюдения

В 1917 году Альберт Эйнштейн ввёл в уравнения общей теории относительности космологическую постоянную (Λ, «лямбда») для получения статической модели Вселенной. После открытия Эдвином Хабблом расширения Вселенной в 1929 году Эйнштейн отказался от этой константы, назвав её «величайшей ошибкой». В течение последующих десятилетий космологическая постоянная считалась излишней.

Открытие ускоренного расширения

В 1998 году две независимые группы астрономов — Supernova Cosmology Project под руководством Сола Перлмуттера и High-Z Supernova Search Team под руководством Брайана Шмидта и Адама Рисса — опубликовали результаты наблюдений сверхновых типа Ia. Измерения показали, что эти сверхновые на больших расстояниях оказались слабее ожидаемого, что указывало на ускоренное расширение Вселенной. За это открытие в 2011 году Перлмуттер, Шмидт и Рисс получили Нобелевскую премию по физике.

Название и признание

Термин «тёмная энергия» был введён в обиход в 1998 году космологом Майклом Тёрнером. К началу 2000-х годов концепция тёмной энергии стала общепринятой в рамках стандартной космологической модели ΛCDM (Лямбда-CDM, где CDM — холодная тёмная материя).

Космологические свидетельства

Сверхновые типа Ia

Наблюдения сверхновых типа Ia служат основным прямым доказательством ускоренного расширения. Эти сверхновые обладают известной светимостью, что позволяет точно определять расстояния до них. Сравнение расстояний с красным смещением показало, что в прошлом Вселенная расширялась медленнее, чем в настоящее время.

Реликтовое излучение

Данные космических обсерваторий, таких как WMAP (запущена в 2001 году, работа завершена в 2010 году) и Planck (запущена в 2009 году, работа завершена в 2013 году), позволили измерить флуктуации температуры реликтового излучения. Анализ этих флуктуаций даёт оценку параметров Вселенной, включая плотность тёмной энергии. По данным миссии Planck (2018), доля тёмной энергии составляет 68,3 % от полной энергии Вселенной, тёмной материи — 26,8 %, обычного барионного вещества — 4,9 %.

Барионные акустические осцилляции

Барионные акустические осцилляции (BAO) — это регулярные флуктуации плотности видимой материи, возникшие в ранней Вселенной. Измерение масштаба этих осцилляций на разных красных смещениях подтверждает ускоренное расширение и согласуется с моделью ΛCDM.

Физические гипотезы

Космологическая постоянная (Λ)

Наиболее простая гипотеза: тёмная энергия — это космологическая постоянная, введённая Эйнштейном. В этом случае плотность энергии вакуума постоянна во времени и пространстве. Однако квантовая теория поля предсказывает значение космологической постоянной, которое на 10¹²⁰ порядков превышает наблюдаемое — это противоречие известно как «проблема космологической постоянной».

Квинтэссенция

Гипотеза квинтэссенции предполагает, что тёмная энергия представляет собой динамическое скалярное поле, плотность и давление которого могут меняться со временем. В отличие от космологической постоянной, квинтэссенция может эволюционировать, что позволяет объяснить некоторые расхождения в наблюдениях. Параметр уравнения состояния для квинтэссенции может отличаться от −1.

Модифицированные теории гравитации

Некоторые учёные предполагают, что ускоренное расширение может быть следствием модификации общей теории относительности на больших масштабах. Примеры таких теорий: f(R)-гравитация, теория Хорндески, модели с дополнительными измерениями. Эти подходы не требуют введения новой формы энергии, но изменяют законы гравитации.

Другие гипотезы

• Фантомная энергия — гипотетическая форма с уравнением состояния w < −1, что может привести к «Большому разрыву» (Big Rip).
• Тёмная энергия как эффект неоднородности — попытка объяснить ускорение усреднением неоднородностей в распределении материи (модель обратного коллапса).

Проблемы и критика

Проблема согласования

Наблюдаемое значение плотности тёмной энергии (около 10⁻²⁹ г/см³) не удаётся объяснить в рамках стандартной физики. Квантово-полевые расчёты дают на много порядков большие значения, что указывает на фундаментальное непонимание природы вакуума.

Альтернативные объяснения

Ряд исследователей, включая астрофизика Джона Мазера (лауреата Нобелевской премии 2006 года), высказывали сомнения в однозначности интерпретации данных сверхновых. Предлагались альтернативные модели, например, пылевая среда, изменяющая светимость сверхновых, или эволюция свойств самих сверхновых. Однако эти гипотезы не получили широкой поддержки.

Экспериментальные проекты

Для проверки природы тёмной энергии разрабатываются и реализуются крупные проекты:

• Euclid (Европейское космическое агентство, запуск в 2023 году) — измерение BAO и слабого гравитационного линзирования.
• Dark Energy Survey (DES, 2013—2019) — наземный обзор, охвативший 5000 квадратных градусов неба.
• LSST (Large Synoptic Survey Telescope, введён в эксплуатацию в 2024 году) — систематический обзор всего южного неба.
• WFIRST (NASA, запуск в 2027 году) — инфракрасный телескоп для изучения тёмной энергии.

Значение для физики и космологии

Тёмная энергия является одним из ключевых компонентов современной космологической модели ΛCDM. Её существование ставит фундаментальные вопросы о природе вакуума, гравитации и эволюции Вселенной. Понимание тёмной энергии может привести к пересмотру основ физики элементарных частиц и общей теории относительности.

Источники

• Perlmutter S. et al. Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae // The Astrophysical Journal, 1999.
• Riess A. G. et al. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant // The Astronomical Journal, 1998.
• Planck Collaboration. Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters // Astronomy & Astrophysics, 2020.
• Carroll S. M. The Cosmological Constant // Living Reviews in Relativity, 2001.
• Weinberg S. The Cosmological Constant Problem // Reviews of Modern Physics, 1989.
• Copeland E. J., Sami M., Tsujikawa S. Dynamics of Dark Energy // International Journal of Modern Physics D, 2006.