انرژی تاریک

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو


سهم انرژی تاریک و مادّهٔ تاریک از کل جهان

در کیهان‌شناسی، انرژی تاریک نوعی انرژی فرضی است که همه ی فضا را در بر می گیرد و سرعت انبساط جهان را می‌افزاید.[۱] انرژی تاریک مقبولترین فرضیه برای توضیح‌دادن مشاهدات اخیر است که می‌گویند جهان با آهنگ رو به افزایشی (با شتاب) منبسط می‌شود. در مدل استاندارد کیهان‌شناسی بنابر هم ارزی جرم-انرژی، جهان شامل حدود 26.8% ماده تاریک،68.3% انرژی تاریک (در مجموع 95.1%) و 4.9% ماده ی معمولی است.[۲] [۳] [۴] [۵] باز هم بر اساس هم ارزی جرم-انرژی، چگالی انرژی تاریک بسیار کم است. در منظومه شمسی، تقریبا فقط 6 تن انرژی تاریک درون شعاع مدار پلوتو یافت میشود. با این حال، انرژی تاریک بیشتر جرم-انرژی جهان را تشکیل میدهد، زیرا به طور یکنواخت در فضا پخش شده است.[۶]

دو شکل برای انرژی تاریک ارائه شده است. یکی ثابت کیهان شناسی، یک چگالی انرژی ثابت که بطور همگن جهان را پر میکند، و دیگری میدانهای اسکالر، کمیت هایی دینامیکی که چگالی انرژی آنها میتواند در فضا و زمان تغییر کند. بخشهایی از میدانهای اسکالر که در فضا ثابت هستند هم معمولا در ثابت کیهان شناسی شمرده می شوند. ثابت کیهانشناسی می تواند به گونه ای فرمول بندی شود که انرژی خلا باشد. میدانهای اسکالری که در فضا تغییر میکنند به سختی میتوانند از ثابت کیهان شناسی بازشناخته شوند، زیرا تغییرات ممکن است فوق العاده آهسته باشد.

اندازه گیری های دقیقی از انبساط جهان برای فهمیدن اینکه نرخ انبساط چگونه در طول زمان تغییر میکند،لازم است. در نسبیت عام، سیر تکاملی انبساط جهان بوسیله ی معادله ی حالت کیهانی (رابطه ی بین دما، فشار و ترکیب ماده، انرژی و چگالی انرژی خلا در هر ناحیه از فضا) فرمول بندی می شود. امروزه، اندازه گیری معادله ی حالت انرژی تاریک یکی از بزرگترین تلاشهای کیهان شناسی رصدی است.

افزودن ثابت کیهان شناسی بهمتریک استاندارد فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر منجر به مدل لامبدا-سی دی ام می شود؛ که بخاطر تطابق دقیق آن با مشاهدات از آن به عنوان "مدل استاندارد" کیهانشناسی یاد می کنند. انرژی تاریک به عنوان یک جزء حیاتی در تلاش های اخیر برای تدوین مدل جهان چرخه ای (به انگلیسی: cyclic model) استفاده شده است.[۷]

طبیعت انرژی تاریک[ویرایش]

چیزهای بسیاری درباره ی طبیعت انرژی تاریک جای تعمق دارند. شواهد انرژی تاریک غیر مستقیم هستند اما از سه منبع مستقل می آیند:

    • اندازه گیری های فاصله و رابطه ی آنها با قرمزگرایی، که می گوید جهان در نیمه ی اخیر عمرش بیشتر منبسط شده است.[۸]
    • نیاز نظری به نوعی انرژی اضافی که نه ماده و نه ماده تاریک است برای تشکیل جهان تخت مشاهده شده(نبود هیچ انحنای جهانی قابلِ یافت).
    • می تواند از اندازه گیریهای الگوهای موجی جرم در مقیاس بزرگ استنتاج شود.

انرژی تاریک بسیار همگن در نظر گرفته میشود، خیلی چگال نیست و معلوم نیست با کدام یک از نیروهای بنیادی بجز گرانش برهم کنش میکند. هم چنین به علت رقیق بودن، در آزمایشهای آزمایشگاهی قابل شناسایی نیست. انرژی تاریک، با تشکیل 68% چگالی جهان، میتواند تاثیر عمیقی بر جهان بگذارد؛ فقط به این خاطر که بطور یکنواخت جایی را پر میکند که در غیر اینصورت فضای خالی محسوب میشد. دو مدل راهنما، ثابت کیهان شناسی و اتر (به انگلیسی: quintessence) هستند. هر دو مدل این ویژگی مشترک را دارند که انرژی تاریک باید دارای فشار منفی باشد.


تاثیر انرژی تاریک: فشار کوچک،ثابت و منفی خلأ

مستقل از طبیعت واقعی اش، انرژی تاریک باید یک فشار قوی منفی (که بصورت دافعه عمل کند) داشته باشد، تا بتواند شتاب مشاهده شده ی انبساط جهان را توضیح دهد. بر اساس نسبیت عام، فشاری که در میان ماده است، درست مانند چگالی جرمی در جاذبه ی گرانشی آن ماده بر سایر اجسام سهیم است. دلیل این اتفاق این است که کمیت فیزیکی که باعث ایجاد تاثیرات گرانشی می شود، تانسور ضربه-انرژی است که هم چگالی انرژی (یا جرم) ماده و هم فشار و گرانروی آن را شامل میشود.
در متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر، میتوان نشان داد که یک فشار ثابت، قوی و منفی در تمام جهان، در صورتی که جهان اکنون در حال انبساط باشد، باعث شتاب افزایشی انبساط، و اگر جهان در حال انقباض باشد، باعث شتاب کاهشی انقباض میشود. به طور دقیقتر، اگر معادله ی حالت جهان به گونه ای باشد که \! w<-1/3 ، مشتق دوم فاکتور مقیاس جهان، \ddot{a} ، مثبت است. (معادلات فریدمان را ببینید)
این تاثیر انبساط تند شونده گاهی "دافعه ی گرانشی" خوانده می شود، که یک عبارت رنگارنگ اما احتمالا گیج کننده است. در حقیقت، یک فشار منفی تاثیری بر برهم کنش گرانشی میان اجرام - که جاذبه باقی می ماند- ندارد؛ ولی در عوض، سیر تکاملی جهان در مقیاس کیهانشناسی را تغییر میدهد که با وجود جاذبه در میان اجرام حاضر در جهان، موجب انبساط تندشونده ی جهان میشود.
شتاب، به سادگی تابعی از چگالی انرژی تاریک است. انرژی تاریک پایا است: چگالی اش ثابت می ماند(به طور تجربی، بین فاکتور1:10). یعنی با انبساط جهان، انرژی تاریک رقیقتر نمیشود.

منابع[ویرایش]

  1. Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559
  2. Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (31 March 2013). "Planck 2013 Results Papers". Astronomy and Astrophysics (submitted). arXiv:1303.5062. Bibcode:2013arXiv1303.5062P
  3. Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9.". Astronomy and Astrophysics (submitted). arXiv:1303.5062. Bibcode:2013arXiv1303.5062P
  4. "First Planck results: the Universe is still weird and interesting"
  5. Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct. 7, 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the current energy density of the universe. Dark energy is known to be smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."
  6. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/dareng.html
  7. Baum, L. and Frampton, P.H. (2007). "Turnaround in Cyclic Cosmology". Physical Review Letters 98 (7): 071301. arXiv:hep-th/0610213. Bibcode:2007PhRvL..98g1301B. doi:10.1103/PhysRevLett.98.071301. PMID 17359014
  8. R. Durrer (2011). What do we really know about Dark Energy?. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011arXiv1103.5331D.

پیوند به بیرون[ویرایش]