ค่าคงที่จักรวาล: แนวคิด ความหมาย สูตรการคำนวณ และปัญหา

2024 ผู้เขียน: Angel Austin | [email protected]. แก้ไขล่าสุด: 2024-01-02 17:57

ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 นักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์ชื่อ Albert Einstein ได้ศึกษาคุณสมบัติของแสงและมวลและความสัมพันธ์ระหว่างกัน ผลจากการสะท้อนของเขาคือทฤษฎีสัมพัทธภาพ งานของเขาเปลี่ยนฟิสิกส์และดาราศาสตร์สมัยใหม่ไปในทางที่ยังคงรู้สึกได้จนถึงทุกวันนี้ นักเรียนแต่ละคนศึกษาสมการ E=MC2 ที่มีชื่อเสียงเพื่อทำความเข้าใจว่ามวลและพลังงานสัมพันธ์กันอย่างไร นี่เป็นหนึ่งในข้อเท็จจริงพื้นฐานของการมีอยู่ของจักรวาล

ค่าคงตัวจักรวาลคืออะไร

ลึกตามสมการของไอน์สไตน์สำหรับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป พวกเขานำเสนอปัญหา เขาพยายามอธิบายว่ามวลและแสงมีอยู่ในเอกภพอย่างไร ปฏิสัมพันธ์ของพวกมันสามารถนำไปสู่จักรวาลที่คงที่ (ซึ่งก็คือไม่ขยายตัว) ได้อย่างไร โชคไม่ดีที่สมการของเขาคาดการณ์ว่ามันจะหดตัวหรือขยายตัว และจะเป็นเช่นนั้นตลอดไป แต่ในที่สุดก็ถึงจุดที่จะหดตัว

มันรู้สึกไม่เหมาะสมกับเขา ดังนั้นไอน์สไตน์จึงต้องอธิบายวิธีจับแรงโน้มถ่วงเพื่ออธิบายจักรวาลสถิต ท้ายที่สุด นักฟิสิกส์และนักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ในสมัยของเขาเพียงสันนิษฐานว่าเป็นกรณีนี้ ดังนั้นไอน์สไตน์จึงคิดค้นปัจจัยฟัดจ์ซึ่งเรียกว่า "ค่าคงที่จักรวาล" ซึ่งกำหนดสมการและส่งผลให้เอกภพไม่ขยายตัวหรือหดตัว เขาได้รับเครื่องหมาย "แลมบ์ดา" (อักษรกรีก) ซึ่งแสดงถึงความหนาแน่นของพลังงานในสุญญากาศของอวกาศ มันควบคุมการขยายตัว และการขาดของมันหยุดกระบวนการนี้ ตอนนี้จำเป็นต้องมีปัจจัยเพื่ออธิบายทฤษฎีจักรวาลวิทยา

คำนวณอย่างไร

อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ นำเสนอเวอร์ชันแรกของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (GR) ต่อสาธารณชนเมื่อวันที่ 25 พฤศจิกายน พ.ศ. 2458 สมการดั้งเดิมของ Einstein มีลักษณะดังนี้:

ในโลกสมัยใหม่ ค่าคงที่จักรวาลคือ:

สมการนี้อธิบายทฤษฎีสัมพัทธภาพ ค่าคงที่เรียกอีกอย่างว่าสมาชิกแลมบ์ดา

กาแล็กซี่และจักรวาลที่กำลังขยายตัว

ค่าคงที่จักรวาลไม่ได้แก้ไขสิ่งที่เขาคาดไว้ อันที่จริงมันก็ใช้ได้นะ แต่แค่ชั่วขณะหนึ่งเท่านั้น ปัญหาค่าคงที่จักรวาลยังไม่ได้รับการแก้ไข

สิ่งนี้ดำเนินต่อไปจนกระทั่งนักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์อีกคน Edwin Hubble ทำการสังเกตการณ์ดาวแปรผันอย่างลึกซึ้งในดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไป การสั่นไหวเผยให้เห็นระยะห่างของโครงสร้างจักรวาลเหล่านี้และอีกมากมาย

งานของฮับเบิลแสดงให้เห็นไม่เพียงแต่เอกภพรวมถึงกาแลคซีอื่นๆ มากมาย แต่เมื่อมันปรากฏออกมา มันกำลังขยายตัว และตอนนี้เรารู้แล้วว่าอัตราของกระบวนการนี้เปลี่ยนแปลงตลอดเวลา สิ่งนี้ทำให้ค่าคงที่จักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์ลดลงเป็นศูนย์อย่างมาก และนักวิทยาศาสตร์ผู้ยิ่งใหญ่ต้องแก้ไขข้อสันนิษฐานของเขา นักวิจัยไม่ได้ละทิ้งมันอย่างสมบูรณ์ อย่างไรก็ตาม ไอน์สไตน์เรียกการบวกค่าคงที่ของเขาเข้ากับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปว่าเป็นความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุดในชีวิตของเขา แต่มันคือ?

ค่าคงที่จักรวาลใหม่

ในปี 1998 ทีมนักวิทยาศาสตร์ที่ทำงานกับกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล กำลังศึกษาซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลออกไป สังเกตเห็นบางสิ่งที่คาดไม่ถึงโดยสิ้นเชิง: การขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งขึ้น ยิ่งกว่านั้นขั้นตอนของกระบวนการไม่ใช่สิ่งที่พวกเขาคาดหวังและเคยเป็นมาในอดีต

เนื่องจากจักรวาลเต็มไปด้วยมวล ดูเหมือนว่ามีเหตุผลที่การขยายตัวควรช้าลง แม้ว่ามันจะมีขนาดเล็กมากก็ตาม ดังนั้น การค้นพบนี้จึงดูเหมือนจะขัดแย้งกับสิ่งที่สมการและค่าคงที่จักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์ทำนายไว้ นักดาราศาสตร์ไม่เข้าใจว่าจะอธิบายความเร่งของการขยายตัวอย่างไร ทำไม นี่มันเกิดขึ้นได้อย่างไร

ตอบคำถาม

เพื่ออธิบายความเร่งและแนวคิดเกี่ยวกับจักรวาลวิทยาเกี่ยวกับมัน นักวิทยาศาสตร์ได้หวนคืนสู่แนวคิดของทฤษฎีดั้งเดิมแล้ว

การเก็งกำไรครั้งล่าสุดของพวกเขาไม่ได้ตัดขาดการมีอยู่ของสิ่งที่เรียกว่าพลังงานมืด เป็นสิ่งที่มองไม่เห็นหรือสัมผัสไม่ได้ แต่วัดผลได้ มืดเหมือนกันสสาร: ผลกระทบของมันถูกกำหนดโดยวิธีที่มันส่งผลกระทบต่อแสงและสสารที่มองเห็นได้

นักดาราศาสตร์อาจยังไม่รู้ว่าพลังงานมืดนี้คืออะไร อย่างไรก็ตาม พวกเขารู้ว่ามันส่งผลต่อการขยายตัวของจักรวาล เพื่อให้เข้าใจกระบวนการเหล่านี้ ต้องใช้เวลามากขึ้นในการสังเกตและวิเคราะห์ บางทีทฤษฎีจักรวาลวิทยาอาจไม่ใช่ความคิดที่แย่ขนาดนั้นก็ได้? ท้ายที่สุด มันสามารถอธิบายได้โดยสมมติว่าพลังงานมืดมีอยู่จริง เห็นได้ชัดว่านี่เป็นเรื่องจริงและนักวิทยาศาสตร์จำเป็นต้องค้นหาคำอธิบายเพิ่มเติม

เกิดอะไรขึ้นในตอนแรก

แบบจำลองจักรวาลวิทยาดั้งเดิมของไอน์สไตน์เป็นแบบจำลองคงที่แบบเอกพันธ์ที่มีรูปทรงทรงกลม ผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของสสารทำให้เกิดความเร่งในโครงสร้างนี้ ซึ่งไอน์สไตน์ไม่สามารถอธิบายได้ เนื่องจากในขณะนั้นไม่ทราบว่าเอกภพกำลังขยายตัว ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์จึงแนะนำค่าคงที่ของจักรวาลในสมการสัมพัทธภาพทั่วไปของเขา ค่าคงที่นี้ใช้เพื่อต่อต้านแรงโน้มถ่วงของสสาร ดังนั้นจึงอธิบายว่าเป็นผลต้านแรงโน้มถ่วง

โอเมก้าแลมบ์ดา

แทนที่จะเป็นค่าคงที่จักรวาลวิทยา นักวิจัยมักอ้างถึงความสัมพันธ์ระหว่างความหนาแน่นของพลังงานอันเนื่องมาจากความหนาแน่นของพลังงานกับความหนาแน่นวิกฤตของจักรวาล ค่านี้มักจะแสดงดังนี้: ΩΛ ในเอกภพแบนราบ ΩΛสอดคล้องกับความหนาแน่นของพลังงานเพียงเสี้ยวเดียว ซึ่งอธิบายได้ด้วยค่าคงที่จักรวาลวิทยา

โปรดทราบว่าคำจำกัดความนี้เกี่ยวข้องกับความหนาแน่นวิกฤตของยุคปัจจุบัน เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา แต่ความหนาแน่นพลังงานเนื่องจากค่าคงตัวของจักรวาลยังคงไม่เปลี่ยนแปลงตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาล

ลองพิจารณาเพิ่มเติมว่านักวิทยาศาสตร์สมัยใหม่พัฒนาทฤษฎีนี้อย่างไร

พิสูจน์จักรวาล

การศึกษาปัจจุบันเกี่ยวกับจักรวาลที่เร่งรีบมีความกระตือรือร้นอย่างมาก โดยมีการทดลองต่างๆ มากมายที่ครอบคลุมช่วงเวลา มาตราส่วนความยาว และกระบวนการทางกายภาพที่แตกต่างกันอย่างมากมาย มีการสร้างแบบจำลอง CDM ของจักรวาลซึ่งจักรวาลนั้นแบนและมีลักษณะดังต่อไปนี้:

ความหนาแน่นของพลังงานซึ่งประมาณ 4% ของสสารแบริออน
สสารมืด 23%
73% ของค่าคงที่จักรวาล

ผลการสังเกตวิกฤตที่ทำให้ค่าคงที่จักรวาลวิทยามีนัยสำคัญในปัจจุบันคือการค้นพบซุปเปอร์โนวา Type Ia (06322231z<1) ที่อยู่ห่างไกลซึ่งใช้เป็นเทียนมาตรฐานอ่อนแอกว่าที่คาดไว้ในจักรวาลที่ชะลอตัว ตั้งแต่นั้นมา หลายกลุ่มก็ได้ยืนยันผลลัพธ์นี้ด้วยซุปเปอร์โนวามากขึ้นและช่วงการเปลี่ยนสีแดงที่กว้างขึ้น

มาอธิบายให้ละเอียดยิ่งขึ้น สิ่งสำคัญอย่างยิ่งในการคิดเกี่ยวกับจักรวาลวิทยาในปัจจุบันคือการสังเกตว่าซุปเปอร์โนวาเรดชิฟต์ที่สูงมาก (z>1) นั้นสว่างกว่าที่คาดไว้ ซึ่งเป็นสัญญาณที่คาดการณ์ไว้จากเวลาการชะลอตัวที่นำไปสู่ช่วงความเร่งในปัจจุบันของเรา ก่อนที่จะมีการปล่อยซุปเปอร์โนวาในปี 2541 มีหลักฐานหลายบรรทัดที่ปูทางให้ค่อนข้างรวดเร็วยอมรับทฤษฎีความเร่งของจักรวาลด้วยความช่วยเหลือของซุปเปอร์โนวา โดยเฉพาะสามคน:

จักรวาลนั้นอายุน้อยกว่าดาราที่มีอายุมากที่สุด วิวัฒนาการของพวกมันได้รับการศึกษาเป็นอย่างดี และการสังเกตพวกมันในกระจุกทรงกลมและที่อื่น ๆ แสดงให้เห็นว่าการก่อตัวที่เก่าแก่ที่สุดมีอายุมากกว่า 13 พันล้านปี เราสามารถเปรียบเทียบสิ่งนี้กับอายุของเอกภพโดยการวัดอัตราการขยายตัวของมันในปัจจุบัน และย้อนไปถึงช่วงเวลาของบิกแบง หากเอกภพลดความเร็วลงจนถึงความเร็วปัจจุบัน อายุก็จะน้อยกว่าเวลาที่เร่งขึ้นจนถึงอัตราปัจจุบัน เอกภพที่แบนราบและมีสสารเพียงอย่างเดียวจะมีอายุประมาณ 9 พันล้านปี ซึ่งเป็นปัญหาใหญ่เมื่อพิจารณาว่าอายุน้อยกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากที่สุดหลายพันล้านปี ในทางกลับกัน เอกภพแบนที่มีค่าคงที่ 74% ของจักรวาลจะมีอายุประมาณ 13.7 พันล้านปี ดังนั้นการเห็นว่าเธอกำลังเร่งแก้ไขอายุที่ย้อนแย้ง
กาแล็กซีที่อยู่ห่างไกลมากเกินไป จำนวนของพวกเขาถูกใช้อย่างกว้างขวางในความพยายามที่จะประเมินการชะลอตัวของการขยายตัวของจักรวาล จำนวนช่องว่างระหว่าง redshifts สองครั้งจะแตกต่างกันไปตามประวัติการขยาย (สำหรับมุมทึบที่กำหนด) การใช้จำนวนกาแล็กซีระหว่างการเปลี่ยนสีแดงสองครั้งเพื่อวัดปริมาตรของอวกาศ ผู้สังเกตการณ์ได้พิจารณาแล้วว่าวัตถุที่อยู่ห่างไกลดูเหมือนจะใหญ่เกินไปเมื่อเทียบกับการทำนายของเอกภพที่เคลื่อนที่ช้าลง ความส่องสว่างของดาราจักรหรือจำนวนดาราจักรต่อหน่วยปริมาตรนั้นวิวัฒนาการตลอดเวลาในลักษณะที่ไม่คาดคิด หรือปริมาตรที่เราคำนวณนั้นผิด เรื่องเร่งรีบได้จะอธิบายการสังเกตโดยไม่ทำให้เกิดทฤษฎีวิวัฒนาการดาราจักรแปลกๆ
ความแบนราบที่สังเกตได้ของจักรวาล (ทั้งๆ ที่หลักฐานไม่ครบถ้วน) การใช้การวัดความผันผวนของอุณหภูมิในพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก (CMB) ตั้งแต่เวลาที่เอกภพมีอายุประมาณ 380,000 ปี สามารถสรุปได้ว่ามันแบนในเชิงพื้นที่ภายในไม่กี่เปอร์เซ็นต์ เมื่อรวมข้อมูลเหล่านี้เข้ากับการวัดความหนาแน่นของสสารในจักรวาลที่แม่นยำ จะเห็นได้ชัดว่ามีความหนาแน่นวิกฤตเพียง 23% เท่านั้น วิธีหนึ่งในการอธิบายความหนาแน่นของพลังงานที่หายไปคือการใช้ค่าคงที่จักรวาลวิทยา เมื่อมันปรากฏออกมา มีความจำเป็นต้องอธิบายความเร่งที่สังเกตได้ในข้อมูลซุปเปอร์โนวาจำนวนหนึ่งเท่านั้น นี่เป็นเพียงปัจจัยที่จำเป็นในการทำให้จักรวาลแบน ดังนั้น ค่าคงที่จักรวาลวิทยาจึงแก้ไขข้อขัดแย้งที่ชัดเจนระหว่างการสังเกตความหนาแน่นของสสารและ CMB

ประเด็นคืออะไร

ตอบคำถามที่เกิดขึ้นให้พิจารณาดังนี้ เรามาลองอธิบายความหมายทางกายภาพของค่าคงที่จักรวาลกัน

เราใช้สมการ GR-1917 และนำเมตริกซ์เทนเซอร์ g_{ab ออกจากวงเล็บ ดังนั้นในวงเล็บเราจะมีนิพจน์ (R / 2 - Λ) ค่าของ R จะแสดงโดยไม่มีดัชนี ซึ่งเป็นความโค้งปกติของสเกลาร์ หากคุณอธิบายด้วยนิ้ว - นี่คือส่วนกลับของรัศมีของวงกลม / ทรงกลม พื้นที่ราบสอดคล้องกับ R=0.}

ในการตีความนี้ ค่า Λ ที่ไม่เป็นศูนย์หมายความว่าจักรวาลของเราโค้งด้วยตัวมันเองรวมทั้งในสภาวะที่ไม่มีแรงดึงดูดใดๆ อย่างไรก็ตาม นักฟิสิกส์ส่วนใหญ่ไม่เชื่อสิ่งนี้และเชื่อว่าความโค้งที่สังเกตได้จะต้องมีสาเหตุภายในบางประการ

สสารมืด

คำนี้ใช้สำหรับเรื่องสมมุติในจักรวาล ได้รับการออกแบบมาเพื่ออธิบายปัญหามากมายกับแบบจำลองจักรวาลวิทยาของบิ๊กแบงแบบมาตรฐาน นักดาราศาสตร์ประมาณการว่าประมาณ 25% ของจักรวาลประกอบด้วยสสารมืด และ 70% ของจักรวาลในรูปแบบของพวกเขานั้นประกอบด้วยพลังงานมืดที่คลุมเครือมากยิ่งขึ้น เหลือเพียง 5% สำหรับเรื่องธรรมดา

จักรวาลวิทยานักสร้างสรรค์

ในปี 1915 ไอน์สไตน์ได้แก้ปัญหาในการเผยแพร่ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของเขา เธอแสดงให้เห็นว่าการเคลื่อนตัวที่ผิดปกติเป็นผลมาจากการที่แรงโน้มถ่วงบิดเบือนพื้นที่และเวลา และควบคุมการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์เมื่อพวกมันอยู่ใกล้วัตถุมวลมากโดยเฉพาะ ซึ่งความโค้งของอวกาศเด่นชัดที่สุด

แรงโน้มถ่วงของนิวตันไม่ใช่คำอธิบายที่แม่นยำมากเกี่ยวกับการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อความโค้งของอวกาศเคลื่อนออกจากความเรียบแบบยุคลิด และทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายพฤติกรรมที่สังเกตได้เกือบตรงทั้งหมด ดังนั้น สสารมืดที่บางคนแนะนำว่าไม่ได้อยู่ในวงแหวนของสสารรอบดวงอาทิตย์หรือดาววัลแคนเองก็ไม่จำเป็นต้องอธิบายความผิดปกติ

สรุป

ในยุคแรกๆค่าคงที่จักรวาลวิทยาจะเล็กน้อย ในเวลาต่อมา ความหนาแน่นของสสารจะกลายเป็นศูนย์ และจักรวาลจะว่างเปล่า เราอยู่ในยุคจักรวาลวิทยาสั้น ๆ เมื่อทั้งสสารและสุญญากาศมีขนาดเท่ากัน

ภายในองค์ประกอบของเรื่องนั้น เห็นได้ชัดว่ามีส่วนสนับสนุนจากทั้งแบริออนและแหล่งที่ไม่ใช่แบริออน ทั้งคู่สามารถเทียบเคียงกันได้ (อย่างน้อยอัตราส่วนก็ไม่ขึ้นอยู่กับเวลา) ทฤษฎีนี้สั่นคลอนภายใต้น้ำหนักของความผิดปกติ แต่ยังคงข้ามเส้นชัยก่อนการแข่งขัน ดังนั้นจึงเข้ากับข้อมูลได้ดี

นอกจากการยืนยัน (หรือหักล้าง) สถานการณ์นี้แล้ว ความท้าทายหลักสำหรับนักจักรวาลวิทยาและนักฟิสิกส์ในปีต่อๆ ไปคือการเข้าใจว่าสิ่งที่ดูเหมือนไม่น่าพอใจในจักรวาลของเราเป็นเพียงเรื่องบังเอิญที่น่าอัศจรรย์หรือที่จริงแล้วสะท้อนถึงโครงสร้างพื้นฐานที่เรา ยังไม่เข้าใจ

ถ้าเราโชคดี ทุกอย่างที่ดูไม่เป็นธรรมชาติในตอนนี้จะเป็นกุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจฟิสิกส์พื้นฐานให้ลึกซึ้งยิ่งขึ้น