Albert Einstein kan vara det största sinnet på 1900-talet. Han utvecklade både den speciella och den allmänna relativiteten och identifierade den fotoelektriska effekten för vilken han fick ett Nobelpris i fysik. Dessa begrepp har haft långtgående konsekvenser inom alla fysikområden och våra liv, men kanske är ett av hans största bidrag också ett som han gav minst vikt för. I själva verket ansåg han att det var hans största bommar som inte hade någon merit inom vetenskapen. Det misstänkta misstaget visar sig vara den kosmologiska konstanten, eller, som förklarar universums expansion. Så hur gick detta koncept från en misslyckad idé till drivkraften för universalutvidgning?

Einstein |

Nya horisonter

Einstein inledde sina utredningar i universum medan han arbetade på ett patentkontor. Han skulle försöka visualisera vissa scenarier som testade universums ytterpunkter, till exempel vad en person skulle se om de gick lika snabbt som en ljusstråle. Skulle det ljuset fortfarande ses? Skulle det se ut som om det stod still? Kan ljusets hastighet ändras? (Bartusiak 116)

Han insåg att ljusets hastighet eller c måste vara konstant så att oavsett vilken typ av scenario du var i ljuset alltid skulle se ut lika. Din referensram är den avgörande faktorn i vad du upplever, men fysiken är fortfarande densamma. Detta innebär att utrymme och tid inte är "absoluta" utan kan vara i olika tillstånd baserat på den ram du är i och att de till och med kan röra sig. Med denna uppenbarelse utvecklade Einstein speciell relativitet 1905. Tio år senare tog han hänsyn till allvar i den allmänna relativiteten. I denna teori kan rymdtid betraktas som ett tyg på vilket alla objekt finns på och imponerar på den, vilket orsakar tyngdkraft (117).

Friedmann |

Nu när Einstein visade hur rymdtid själv kan röra sig blev frågan om det utrymmet expanderade eller kontraherades. Universum kunde inte längre vara oförändrat på grund av hans arbete, för tyngdkraften förorsakar föremål att kollapsa baserat på intryck på rymdtid. Han gillade inte idén om ett universum i förändring dock på grund av konsekvenserna som det betydde för Gud, och han satte in i sina fältekvationer en konstant som skulle fungera som en tyngdkraft så att ingenting skulle förändras. Han kallade det sin kosmologiska konstant, och det tillät hans universum att vara statisk. Einstein publicerade sina resultat i ett papper från 1917 med titeln "Kosmologiska överväganden i den allmänna relativitetsteorin." Alexander Friedmann införlivade denna idé om ett konstant och utgjorde den i sina Friedmann-ekvationer, som faktiskt skulle antyda en lösning som innebar ett expanderande universum (Sawyer 17, Bartusiak 117, Krauss 55).

Det var först 1929 som observationsbevis skulle stödja detta. Edwin Hubble tittade på spektrumet med 24 galaxer med ett prisma och märkte att de alla visade en röd förskjutning i sina spektrum. Denna rödförskjutning är ett resultat av Doppler-effekten, där en rörlig källa låter högre när den kommer mot dig och lägre när den rör sig bort från dig. I stället för ljud är det i detta fall ljuset. Vissa våglängder visade att de flyttades från sina förväntade platser. Detta kan bara hända om dessa galaxer försvann från oss. Universum expanderade, fann Hubble. Einstein drog omedelbart tillbaka sin kosmologiska konstant och konstaterade att det var hans ”största bommar” eftersom universum uppenbarligen inte var statisk (Sawyer 17, 20, Bartusiak 117, Krauss 55).

Universumets ålder

Det verkade vara slutet på den kosmologiska konstantens syfte fram till 1990-talet. Fram till denna tidpunkt var den bästa uppskattningen för universums ålder mellan 10 och 20 miljarder år gammal. Inte riktigt exakt. 1994 kunde Wendy Freedman och hennes team använda data från Hubble-teleskopet för att förfina denna uppskattning till mellan 8 och 12 miljarder år. Även om detta verkar som ett bättre intervall utesluter det faktiskt vissa föremål som var äldre än 12 miljarder år. Det är uppenbart ett problem i hur vi mätte avstånd som behövde hanteras (Sawyer 32).

En supernova i nedre vänstra sidan. |

Ett lag i slutet av 1990-talet räknade ut att supernovor, specifikt typ Ia, har ljusa spektra som var konsekventa i deras resultat oavsett avstånd. Detta beror på att Ia är ett resultat av vita dvärgar som överträffar Chandrasekhar-gränsen, som är 1, 4 solmassor och därmed får stjärnan att gå supernova. av denna anledning är vita dvärgar typiskt samma storlek, så deras produktion bör också vara. Andra faktorer bidrar till deras användbarhet i en sådan studie. Supernovor av typ Ia inträffar ofta i kosmisk skala, med en galax som har en var 300: e år. Deras ljusstyrka kan också mätas till inom 12% av dess verkliga värde. Genom att jämföra spektras rödförskjutningar skulle det vara möjligt att mäta avstånd baserat på den röda skiftningen. Resultaten publicerades 1998 och de var chockerande (33).

När forskarna kom till stjärnorna som var mellan 4 och 7 miljarder år gamla, fann de att de var svagare än förväntat. Detta kunde bara ha orsakats av att deras position avtog från oss snabbare än om universum bara expanderade i en linjär takt. Betydelsen var att den expansion som Hubble upptäckte i själva verket var påskyndande och att universum kan vara äldre än någon trodde. Det beror på att expansionen var långsammare tidigare och sedan byggdes upp när tiden gick, så den röda skiftningen vi ser måste justeras för detta. Denna utvidgning verkar orsakas av en "avvisande energi i tomt utrymme." Vad detta är förblir ett mysterium. Det kan vara vakuumenergi, ett resultat av virtuella partiklar med tillåtelse av kvantmekanik. Det kan vara mörk energi, den ledande idén. Vem vet? Men Einsteins kosmologiska konstant är tillbaka och nu i spel igen (Sawyer 33, Reiss 18).

1998 års rapport

Teamet som avslöjade den accelererande expansionen studerade typ Ia-supernova och samlade värden på hög rödskift (långt borta) kontra låg rödskift (i närheten) för att få ett bra värde för den kosmologiska konstanten, eller Λ. Detta värde kan också betraktas som förhållandet mellan vakuumenergitätheten och den kritiska densiteten för universum (som är den totala densiteten). Ett annat viktigt förhållande att tänka på är mellan materialtätheten och den kritiska densiteten för universum. Vi noterar detta som Ω M (Riess 2).

Vad är så viktigt med dessa två värden? De ger oss ett sätt att prata om universums beteende över tid. När objekt sprids i universum, minskar Ω M med tiden medan Λ förblir konstant och trycker accelerationen framåt. Det här är vad som gör att rödförskjutningsvärdena ändras när vårt avstånd ökar, så om du kan hitta funktionen som beskriver förändringen i ”redshift-distance relation”, så har du ett sätt att studera Λ (12).

De gjorde numret krossande och fann att det var omöjligt att ha ett tomt universum utan no. Om det var 0, skulle M bli negativ, vilket är nonsensiskt. Därför måste vara större än 0. Det måste existera. Medan det sluts värden för både M och, ändras de ständigt baserat på nya mätningar (14).

Einsteins fältekvation med konstanten markerad. |

Potentiella källor till fel

Rapporten var grundlig. Det såg till och med till att lista potentiella problem som skulle påverka resultaten. Även om inte alla är allvarliga problem när de redovisas korrekt, säkerställer forskare att hantera dessa och eliminera dem i framtida studier.

  • Möjligheten till stjärnutveckling, eller skillnader i förflutna stjärnor till nutidens stjärnor. Äldre stjärnor hade olika kompositioner och bildades under förhållanden som nuvarande stjärnor gjorde. Detta kan påverka spektrum och därmed rödförskjutningarna. Genom att jämföra kända gamla stjärnor med spektrum för ifrågasatta Ia-supernovor, kan vi uppskatta det potentiella felet.

  • Hur spektrumets kurva förändras när det minskar kan påverka den röda skiftningen. Det kan vara möjligt att nedgången varierar och därmed ändra rödförskjutningarna.

  • Damm kan påverka de röda skiftvärdena och störa ljuset från supernovorna.

  • Att inte ha en tillräckligt bred befolkning att studera utifrån kan leda till en urvalsbias. Det är viktigt att få en bra spridning av supernovor från hela världen och inte bara en del av himlen.

  • Typ av teknik som används. Det är fortfarande oklart om CCD (laddade kopplade enheter) kontra fotografiska plattor ger olika resultat.

  • Ett lokalt tomrum där massatätheten är mindre än det omgivande rymden. Detta skulle leda till att -värdena är högre än väntat, vilket medför att röda förskjutningar är högre än de faktiskt är. Genom att samla en stor befolkning för att studera kan man eliminera detta för vad det är.

  • Gravitationslinsning, en konsekvens av relativitet. Föremål kan samla ljus och böja det på grund av deras allvar, vilket kan orsaka vilseledande rödförskjutningsvärden. Återigen kommer en stor datamängd att se till att detta inte är ett problem.

  • Potentiellt känd partiskhet med bara Type Ia supernova. De är perfekta eftersom de är 4 till 40 gånger ljusare än andra typer, men det betyder inte att andra supernovor inte kan användas. Du måste också vara försiktig så att den Ia du har sett inte egentligen är en Ic, som ser annorlunda ut under låga rödförskjutningsförhållanden men ser liknar ju högre rödskiftet är.

Tänk bara på allt detta när framtida framsteg görs i studien av den kosmologiska konstanten (18-20, 22-5).

Den kosmologiska konstanten som fält

Det är värt att notera att John D. Barrows och Douglas J. Shaw 2011 presenterade en alternativ utredning av s natur. De märkte att dess värde från 1998-studien var 1, 7 x 10 -121 Planck-enheter, som var cirka 10 121 gånger större än det tvärdiga värdet för universums vakuumenergi. Dessutom är värdet nära 10 -120 . Om det hade varit fallet, hade det förhindrat galaxer att någonsin bildas (för den avvisande energin hade varit för stor för att tyngdkraften skulle kunna övervinna). Slutligen är almost nästan lika med 1 / t u 2 där t u är "universums nuvarande expansionsålder" vid cirka 8 x 10 60 plank-tidsenheter. Vad leder detta till? (Barrows 1).

Barrows och Shaw bestämde sig för att se vad som skulle hända om Λ inte var ett konstant värde utan istället ett fält som ändras beroende på var (och när) du befinner dig. Den andelen till t blir ett naturligt resultat av fältet eftersom det representerar det förflutna ljuset och så skulle vara en genomgång från expansionen hela vägen fram till nutiden. Det möjliggör också förutsägelser om rymdtidens krökning när som helst i universums historia (2-4).

Detta är naturligtvis hypotetiskt för närvarande, men tydligt kan vi se att intrigerna för of just börjar. Einstein kanske har utvecklat så många idéer men det var den han ansåg var ett misstag av hans som är ett av de ledande utredningsområdena idag inom det vetenskapliga samhället

Citerade verk

Barrows, John D, Douglas J. Shaw. "Värdet på den kosmologiska konstanten" arXiv: 1105.3105: 1-4

Bartusiak, Marcia. ”Beyond the Big Bang.” National Geographic maj 2005: 116-7. Skriva ut.

Krauss, Lawrence M. "Vad Einstein gjorde fel." Scientific American september 2015: 55. Tryck.

Riess, Adam G., Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks, Peter M. Garnavich, Ron L. Gilliland, Craig J. Hogan, Saurabh Jha, Robert P. Kirshner, B. Leibundgut, MM Phillips, David Reiss, Brian P. Schmidt, Robert A. Schommer, R. Chris Smith, J. Spyromilio, Christopher Stubbs, Nicholas B. Suntzeff, John Tonry. arXiv: astro-ph / 9805201: 2, 12, 14, 18-20, 22-5.

Sawyer, Kathy. “Unveiling the Universe.” National Geographic oktober 1999: 17, 20, 32-3. Skriva ut.

  • Är universum symmetriskt?
    När vi tittar på universum som helhet försöker vi hitta allt som kan betraktas som symmetriskt. Dessa berättar avslöjar mycket om vad som finns runt omkring oss.