„Sötét energia” változatai közötti eltérés
[ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
11. sor: | 11. sor: | ||
== Bizonyítékok a sötét energia létezésére == |
== Bizonyítékok a sötét energia létezésére == |
||
[[Paál György]] csillagász és munkatársai [[1992]]-ben közöltek egy cikket, melyben a [[galaxis]]ok távolságainak legújabb eredményéből<ref name="br">{{cite journal|author=Broadhurst, T. J.; Ellis, R. S.; Koo, D. C.; Szalay, A. S.|year=1990|title=Large-scale distribution of galaxies at the Galactic poles|journal=Nature|volume=343|pages=726–728|doi=10.1038/343726a0|bibcode=1990Natur.343..726B}}</ref> a [[kozmológiai állandó]] értékét <math>\Omega_{\Lambda} \simeq 2/3</math>-ban határozták meg.<ref>Paál, G.; Horváth, I.; Lukács, B.: Inflation and compactification from galaxy redshifts? Astrophysics and Space Science, vol. 191, no. 1, 1992, p. 107-124. doi = 10.1007/BF00644200</ref> Ugyanez a magyar kutatócsoport, a rádio és optikai [[kvazár]]ok [[vöröseltolódás]] adatait is használva ismételten kimutatta a sötét energia létezését.<ref>Holba, Agnes; Horváth, I.; Lukács, B.; Paál, G.: Once more on quasar periodicities. Astrophysics and Space Science (ISSN 0004-640X), vol. 222, no. 1-2, 1994, p. 65-83. doi = 10.1007/BF00627083</ref> |
[[Paál György]] csillagász és munkatársai [[1992]]-ben közöltek egy cikket, melyben a [[galaxis]]ok távolságainak legújabb eredményéből<ref name="br">{{cite journal|author=Broadhurst, T. J.; Ellis, R. S.; Koo, D. C.; Szalay, A. S.|year=1990|title=Large-scale distribution of galaxies at the Galactic poles|journal=Nature|volume=343|pages=726–728|doi=10.1038/343726a0|bibcode=1990Natur.343..726B}}</ref> a [[kozmológiai állandó]] értékét <math>\Omega_{\Lambda} \simeq 2/3</math>-ban határozták meg.<ref>Paál, G.; Horváth, I.; Lukács, B.: Inflation and compactification from galaxy redshifts? Astrophysics and Space Science, vol. 191, no. 1, 1992, p. 107-124. doi = 10.1007/BF00644200</ref> Ugyanez a magyar kutatócsoport, a rádio és optikai [[kvazár]]ok [[vöröseltolódás]] adatait is használva ismételten kimutatta a sötét energia létezését.<ref>Holba, Agnes; Horváth, I.; Lukács, B.; Paál, G.: Once more on quasar periodicities. Astrophysics and Space Science (ISSN 0004-640X), vol. 222, no. 1-2, 1994, p. 65-83. doi = 10.1007/BF00627083</ref> |
||
Az [[1990-es évek]] végén az [[Ia típusú szupernóva|Ia típusú szupernóvák]] megfigyeléséből szintén arra következtettek, hogy a [[Világegyetem]] tágulása gyorsul. Ezen felfedezésért [[2011]]-ben [[Saul Perlmutter]]t, [[Brian P. Schmidt]]-et és [[Adam Riess]]t [[Nobel-díj]]jal jutalmazták. A [[2000-es évek|kétezres évek]] elején ezeket a megfigyeléseket különböző források is megerősítették: a [[kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás]], a [[gravitációs lencse|gravitációs lencsék]], a |
Az [[1990-es évek]] végén az [[Ia típusú szupernóva|Ia típusú szupernóvák]] megfigyeléséből szintén arra következtettek, hogy a [[Világegyetem]] tágulása gyorsul. Ezen felfedezésért [[2011]]-ben [[Saul Perlmutter]]t, [[Brian P. Schmidt]]-et és [[Adam Riess]]t [[Nobel-díj]]jal jutalmazták. A [[2000-es évek|kétezres évek]] elején ezeket a megfigyeléseket különböző források is megerősítették: a [[kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás]], a [[gravitációs lencse|gravitációs lencsék]], a Világegyetem kora, az [[ősrobbanás]] során fellépő [[nukleoszintézis]] (atommagkialakulás), a Világegyetem nagy skálájú szerkezete, a [[Hubble-állandó]] mérései, valamint a szupernóvák pontosított mérései. |
||
<!--Ezek mind összhangban vannak a --All these elements are consistent with the concordance [[Lambda-CDM model]].--> |
<!--Ezek mind összhangban vannak a --All these elements are consistent with the concordance [[Lambda-CDM model]].--> |
||
Az Ia típusú [[Szupernóva|szupernóvák]] |
Az Ia típusú [[Szupernóva|szupernóvák]] közvetlen bizonyítékot szolgáltatnak a sötét energiára. A távolodó égitestek sebességét a [[színképelemzés|színképvonalaik]] [[vöröseltolódás]]ából meghatározhatjuk. Egy égitest Földtől való távolságának meghatározása a [[csillagászat]] egyik legnehezebb feladata. [[Standard gyertya|Standard gyertyákat]] kell találni: olyan égitesteket, melyeknek fényessége ismert, így a kérdéses égitest fényességéből a [[távolság]]a meghatározható. Standard gyertyák nélkül a [[Hubble-törvény]] vöröseltolódás-távolság kapcsolata nem mérhető. Az Ia típusú szupernóvák a legjobb standard gyertyák a kozmológiai megfigyelések számára, mert nagyon fényesek, és csak akkor robbannak fel, ha egy öreg [[fehér törpe]] csillag eléri az elméletileg pontosan meghatározott [[Chandrasekhar-határ]]t. Ha a szupernóvák sebességét felrajzoljuk a távolságuk függvényében, akkor megkaphatjuk, hogyan változott a tágulás mértéke a világegyetem történetében. Ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem tágulása nem lassul, ahogy az egy olyan univerzumtól elvárható lenne, amelyben az anyag van túlsúlyban, hanem rejtélyes módon gyorsulva tágul. Ezt a megfigyelést egyfajta negatív nyomású energia feltételezésével lehet magyarázni, melyet sötét energiának neveztek el. |
||
A sötét energia létezése bármelyik formájában megoldaná az úgynevezett „hiányzó tömeg” problémát is. A ősrobbanáskor lezajlott nukleoszintézis elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon és milyen arányban alakultak ki a könnyű elemek, mint a [[hélium]], [[deutérium]] és a [[lítium]] a korai univerzumban. |
A sötét energia létezése bármelyik formájában megoldaná az úgynevezett „hiányzó tömeg” problémát is. A ősrobbanáskor lezajlott nukleoszintézis elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon és milyen arányban alakultak ki a könnyű elemek, mint a [[hélium]], [[deutérium]] és a [[lítium]] a korai univerzumban. |
A lap 2012. május 4., 20:50-kori változata
A kozmológiában a sötét energia az a feltételezett energiaforma, mely az egész Világegyetemben jelen van, erős antigravitációs hatást, más szóval negatív nyomást fejt ki. Az általános relativitáselmélet szerint a negatív nyomás nagy távolságokon a gravitációs vonzást semlegesíti. Ez jelenleg a legelfogadottabb elmélet annak a megfigyelésnek a magyarázatára, hogy a világegyetem gyorsulva tágul.
Két lehetőséget ismerünk a sötét energia magyarázatára. Az egyik a kozmológiai állandó, egy konstans energiasűrűség, amely egyenletesen tölti ki a teret, a másik a kvintesszencia, egy dinamikus erőtér, melynek az energiája térben és időben változhat. A kettő közötti különbségtételhez nagyon pontosan kell mérni a világegyetem tágulását, hogy megértsük, hogyan változik a tágulás sebessége az időben.
Ha a kozmológia standard elméletéhez hozzáadjuk a kozmológiai konstanst, akkor a Lambda-CDM modellhez jutunk. Ez a modell nagyon jól egyezik a csillagászati megfigyelésekkel.
A sötét energia kifejezés Michael Turner kozmológustól származik.
Bizonyítékok a sötét energia létezésére
Paál György csillagász és munkatársai 1992-ben közöltek egy cikket, melyben a galaxisok távolságainak legújabb eredményéből[1] a kozmológiai állandó értékét -ban határozták meg.[2] Ugyanez a magyar kutatócsoport, a rádio és optikai kvazárok vöröseltolódás adatait is használva ismételten kimutatta a sötét energia létezését.[3] Az 1990-es évek végén az Ia típusú szupernóvák megfigyeléséből szintén arra következtettek, hogy a Világegyetem tágulása gyorsul. Ezen felfedezésért 2011-ben Saul Perlmuttert, Brian P. Schmidt-et és Adam Riesst Nobel-díjjal jutalmazták. A kétezres évek elején ezeket a megfigyeléseket különböző források is megerősítették: a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, a gravitációs lencsék, a Világegyetem kora, az ősrobbanás során fellépő nukleoszintézis (atommagkialakulás), a Világegyetem nagy skálájú szerkezete, a Hubble-állandó mérései, valamint a szupernóvák pontosított mérései.
Az Ia típusú szupernóvák közvetlen bizonyítékot szolgáltatnak a sötét energiára. A távolodó égitestek sebességét a színképvonalaik vöröseltolódásából meghatározhatjuk. Egy égitest Földtől való távolságának meghatározása a csillagászat egyik legnehezebb feladata. Standard gyertyákat kell találni: olyan égitesteket, melyeknek fényessége ismert, így a kérdéses égitest fényességéből a távolsága meghatározható. Standard gyertyák nélkül a Hubble-törvény vöröseltolódás-távolság kapcsolata nem mérhető. Az Ia típusú szupernóvák a legjobb standard gyertyák a kozmológiai megfigyelések számára, mert nagyon fényesek, és csak akkor robbannak fel, ha egy öreg fehér törpe csillag eléri az elméletileg pontosan meghatározott Chandrasekhar-határt. Ha a szupernóvák sebességét felrajzoljuk a távolságuk függvényében, akkor megkaphatjuk, hogyan változott a tágulás mértéke a világegyetem történetében. Ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem tágulása nem lassul, ahogy az egy olyan univerzumtól elvárható lenne, amelyben az anyag van túlsúlyban, hanem rejtélyes módon gyorsulva tágul. Ezt a megfigyelést egyfajta negatív nyomású energia feltételezésével lehet magyarázni, melyet sötét energiának neveztek el.
A sötét energia létezése bármelyik formájában megoldaná az úgynevezett „hiányzó tömeg” problémát is. A ősrobbanáskor lezajlott nukleoszintézis elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon és milyen arányban alakultak ki a könnyű elemek, mint a hélium, deutérium és a lítium a korai univerzumban. A kozmosz nagy skálájú szerkezetének elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon alakult ki a világegyetem szerkezete, a csillagok, kvazárok, galaxisok és a galaxishalmazok. Mindkét elmélet azt sugallja, hogy a barionos anyag és a hideg sötét anyag csak a kritikus sűrűség mintegy 26-30%-a. A kritikus sűrűség az a sűrűség, melynél a világegyetem alakja sík (ez nem azt jelenti, hogy két dimenziós, hanem, hogy görbülete nulla). A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás WMAP műholdak általi mérése szerint a világegyetem nagyon közel van a síkhoz. Eszerint tehát a fennmaradó 70-74%-ot valamilyen energiának szolgáltatnia kell.
Lásd még
- Világegyetem
- Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrika
- Sötét anyag
- Energia
- 2011. évi Fizikai Nobel-díj
Jegyzetek
- ↑ Broadhurst, T. J.; Ellis, R. S.; Koo, D. C.; Szalay, A. S. (1990). „Large-scale distribution of galaxies at the Galactic poles”. Nature 343, 726–728. o. DOI:10.1038/343726a0.
- ↑ Paál, G.; Horváth, I.; Lukács, B.: Inflation and compactification from galaxy redshifts? Astrophysics and Space Science, vol. 191, no. 1, 1992, p. 107-124. doi = 10.1007/BF00644200
- ↑ Holba, Agnes; Horváth, I.; Lukács, B.; Paál, G.: Once more on quasar periodicities. Astrophysics and Space Science (ISSN 0004-640X), vol. 222, no. 1-2, 1994, p. 65-83. doi = 10.1007/BF00627083