Kosmološka konstanta i njen značaj

Aug 30, 2014 by

Albert Ajnštajn

Kada je Ajnštajn 1915. godine objavio svoju Opštu teoriju relativnosti nije ni slutio da će jedan njen deo, kosmološka konstanta, postati važan gotovo kao i sama teorija. Ajnštajn je, naime, iako je uveo u teoriju nezadovoljan činjenicom da njegove jednačine ne dopuštaju stacionaran kosmos, kosmološku konstantu smatrao svojon najvećom greškom. Ipak, kosmološka konstanta nije bila greška, šta više, bila je greška smatrati je greškom budući da njena vrednost određuje sudbinu kosmosa u kome obitavamo.
Pre nego što se upoznamo sa činjenicama koje kosmološku konstantu čine tako važnom hajde da najpre vidimo, u kratkim crtama, šta je ona i šta predstavlja.

ŠTA JE KOSMOLOŠKA KONSTANTA?

Kosmološka konstanta (obeležava se velikim grčkim slovom Lambda: Λ ) predstavlja stalnu, nepoznatu vrednost koja izražava količinu energije sadržane u svakom kubnom centimetru praznog prostora. Osnovna ideja koju je Anjštajn imao na umu pri uvođenju kosmološke konstante bila je da njome zaustavi širenja i sažimanja kosmosa koje su njegove jednačine sugerisale. Ova konstanta imala je ulogu da kosmos vrati u stanje dinamičke ravnoteže, ili preciznije; da ga učini statičnim, bližim kosmosu koji su astronomi tog vremena posmatrali kroz teleskope.

Ajnštajnova najveća greška?

Kada je Edvin Habl otkrio da se svemir širi Ajnštajn je uvideo da njegova ideja o uravnoteženom, statičnom kosmosu nije bila tačna i za to je okrivio kosmološku konstantu nazvavši je svojom najvećom greškom. Ali, postojanje kosmološke konstante onako kako je Ajnštajn zamislio zapravo uopšte nije bilo pogrešno. Ono što jeste bilo pogrešno, a što ću u daljem tekstu nešto bliže objasniti, jeste vrednost koju je Ajnštajn dodelio kosmološkoj konstanti.

200px-Aleksandr_Fridman

Aleksandar Fridman

Budući da nije bilo ničega što bi ukazivalo ne vrednost kosmološke konstante Ajnštajn je pretpostavio da bi ona morala biti jednaka nuli. Kasnije je uvideo i pokazao da bi stalna vrednost ove konstante, različita od nule, imala za posledicu statičan kosmos i time se poklopila sa posmatranjima. Iako lepo zamišljeno njegovo viđenje statičnog kosmosa sa kosmološkom konstantom različitom od nule nije potrajalo dugo, 1922. godine matematičar Aleksandar Fridman pokazao je da Ajnštajnov statičan kosmos mora biti nestabilan, toliko nestabilan da bi svaka, pa i najmanja anomalija, mogla uzrokovati njegovo širenje ili sažimanje. Ajnštajn je Fridmanovo zapažanje prvo odbijao, ali ipak prihvatio kada je doznao za Hablovo otkriće širenja kosmosa koje mu je nedsvosmileno pokazalo da njegov statični kosmos ipak ne odgovara realnosti.

ZNAČAJ KOSMOLOŠKE KONSTANTE

Mogući geometrijski oblici kosmosa

1998. godine, sa otkrićem da prazan prostor sadrži energiju koja je, krajnje prikladno, nazvana “tamna energija”, kosmološka konstanta dobija na značaju jer postaje jasno da njena vrednost ipak nije jednaka nuli i da ona, zajedno sa svojstvima “tamne energije” igra veliku ulogu u određivanju sudbine kosmosa.
Kako bismo mogli valjano da razumemo zašto je kosmološka konstanta važna moramo da se osvrnemo na geometriju samog kosmosa. Jednačine kojima ga je Ajnštajn opisao dozvoljavaju mu da bude zakrivljen. Ta zakrivljenost može biti pozitivna, negativna ili nulta. Nulta zakrivljenost najbliža je našem poimanju prostora jer sugeriše da je kosmos ravan i da se pruža beskonačno u svim pravcima. Pozitivno zakrivljen kosmos bi se slikovito mogao prikazati kao površina balona, dakle dvodimenzionalna sferna površina čiji se centar nalazi u trećoj dimenziji i ne dodiruje površinu sfere ni u jednoj tački. Negativno zakrivljene prostore u izvesnom smislu možemo posmatrati kao kombinaciju pozitivno i nulto zakrivljenih, oni su beskonačni kao nulto zakrivljeni, ali nisu ravni kao oni već imaju oblik sedla.
Sada, kada znamo kakve oblike bi kosmos mogao da ima, da se vratimo na kosmološku konstantu i njenu ulogu u definisanju oblika kosmosa.

Značaj kosmološke konstante za sudbinu kosmosa

Da je kosmološka konstanta jednaka nuli, kao što je to Ajnštajn isprva pretpostavljao, kosmos bi se mogao opisati samo sa dva broja, Hablovom konstantom koja određuje brzinu širenja kosmosa i drugim brojem koji određuje zakrivljenost prostora. Oba broja moguće je dobiti preciznim merenjem brzine kojom se objekti udaljavaju od nas na različitim udaljenostima (ovde se treba osvrnuti na Hablov zakon koji kaže da je brzina udaljavanja nekog tela u kosmosu srazmerna udaljenosti od posmatrača koji meri tu brzinu), i to tako što bi stopa kojom se brzina udaljavanja galaksija povećavala sa razdaljinom davala Hablovu konstantu, dok bi mala odstupanja kod veoma udaljenih galaksija pokazivala zakrivljenost prostora. U ovom slučaju, posmatranje galaksija na udaljenosti od 5 ili 10 milijardi svetlosnih godina omogućava kosmolozima ne samo da rekonstruišu kosmos (podsećam da što gledamo udaljeniji objekat to više zalazimo u prošlost) od njegovog nastanka do danas, već i da izračunaju kako se ta brzina širenja menjala sa vremenom. Ovo bi trebalo biti moguće jer je obim zakrivljenosti prostora uticao na brzinu njegovog širenja tokom milijardi godina od njegovog nastanka do danas. Ovakav metod ipak nije bio lišen problema. Najveći problem predstavljala je činjenica da kosmolozi nisu mogli da dođu do dovoljno preciznih podataka o udaljenosti veoma dalekih galaktičkih jata. Međutim, postojala je jedna mogućnost da se problem reši tako što će se izmeriti prosečna gustina materije, odnosno prosečan broj grama materije po kubnom centimetru prostora, i taj broj uporediti sa kritičnom gustinom. Ideja koja je stajala iza ovog metoda merenja proisticala je iz Ajnštajnovih jednačina koje opisuju širenje kosmosa. Kritična gustina u tim jednačinama označava količinu materije koja je potrebna da bi zakrivljenost prostora bila jednaka nuli. Kada bi se pokazalo da je gustina materije veća od kritične gustine, to bi značilo da je svemir pozitivno zakrivljen i da se neće širiti večno već da će u jednom trenutku njegovo širenje prestati i počeće sažimanje. Sa druge strane, ako bi gustina materije bila jednaka ili manja od kritične vrednosti, kosmos bi se zauvek širio. Ovde moram napomenuti da u slučaju da je stvarna gustina materije manja od kritične gustine dobijamo negativno zakrivljeni kosmos dok, u slučaju da su ove vrednosti jednake, za rezultat imamo kosmos sa nultom zakrivljenošću. (važno je napomenuti da se u ovim slučajevima pretpostavlja da je kosmološka konstanta jednaka nuli.) Iz ovoga se može naslutiti na koji način kosmološka konstanta i određivanje njene vrednosti utiče na oblik i sudbinu kosmosa.
Sada, kada znamo kako kosmološka konstanta, to jest gustina materije u prostoru, utiče na zakrivljenost kosmosa, možemo se zapitati:

Kog je oblika naš kosmos?

Kosmolozi su devedesetih godina prošlog veka sa sigurnošću znali da je ukupna gustina materije jednaka četvrtini kritične gustine čak i kada se uzme u obzir sva otkrivena tamna materija. Ovo je, kao što smo već videli, značilo da je naš kosmos negativno zakrivljen i da će se u skladu sa tim večno širiti. Međutim, ovakvo stanje stvari nije zadovoljavalo sve kosmologe jer su neki među njima verovali da kosmos mora imati nultu zakrivljenost. Glavni razlog njihovog neslaganja sa nalazom da je kosmos negativno zakrivljen bila je ideja o inflatornoj eri, trenutku u ranoj fazi kosmosa u kome se on širio neverovatno brzo, brže od brzine svetlosti. Ideja o tako brzom širenju kosmosa deluje čudno obzirom da iz Ajnštajnovih jednačina znamo da se ništa ne može kretati brže od brzine svetlosti. No, ono što važi za materiju ne važi i za prostor, a upravo je prostor taj koji se širio brže od svetlosti tokom inflatorne ere. Inflatorna era bila je vrlo privlačna zato što je sugerisala da je kosmos isti u svim pravcima što mi posmatranjem možemo i da potvrdimo, takođe joj je bio neophodan nulto zakrivljeni kosmos.
Ali, zar stvarna gustina materije nije jednaka tek jednoj četvrtini kritične gustine? Kako onda kosmos može biti ravan? Ova pitanja su mučila kosmologe koji su se nadali da će nova istraživanja i merenja potvrditi valjanost ideje o inflatornoj eri pokazavši na taj način da je kosmos u stvari ravan. 1998. godine pokazalo se da nada ovih fizičara nije bila uzaludna, dva nezavisna tima kosmologa izašla su sa nalazima koji su sugerisali da kosmološka konstanta nije jednaka nuli kako se ranije verovalo. Vrednost kosmološke konstante iz njihovih nalaza nije obezbeđivala statičan kosmos kao što je bio slučaj sa vrednošću koju je Anjštajn izabrao, već je sugerisala da će se kosmos širiti večno i da će se to širenje sve više ubrzavati kako kosmos bude stario. Ta vrednost bila je upravo ona koja je bila potrebna da bi kosmos bio ravan.

Kosmološka konstanta različita od nule.

omega

Mogući oblici univerzuma

Na kosmološku konstantu različitu od nule najbolje je ukazivao termonuklearni tip supernove (SN Ia) koji se zbog svojih karakteristika koristi kao “standardna sveća” (sjajnost ove vrste supernova je uvek ista što je čini idealnom za određivanje velikih kosmičkih razdaljina). Supernove SN Ia pomogle su da se utvrdi da je kosmološka konstanta ipak različita od nule tako što su kosmolozi koji su tragali za njima i merili njihovu udaljenost uspeli da uhvate supernove koje su bile dalje nego što je trebalo. Ovo otkriće nagovestilo je postojanje još jednog čudnog svojstva kosmosa koje je popunilo manjak u količini materije koji je bio neophodan da kosmos bude ravan. Reč je, naravno, o tamnoj energiji.
Otkrićem tamne energije kosmolozi su najzad dobili šansu da opišu kosmos sa dva broja, jedan broj je trenutna vrednost Hablove konstante, a drugi je gustina materije (koja se obeležava sa velikim grčkim slovom Omega: Ω). Gustinu materije dobijamo kao razliku između Ωm i ΩΛ, pri čemu je Ωm odnos prosečne gustine ukupne materije sa kritičnom gustinom, a ΩΛ odnos ekvivalenta materije iz tamne energije i kritične gustine (valja se podsetiti da Λ označava kosmološku konstantu). Da bi kosmos bio ravan zbir ova dva broja mora uvek biti 1 jer je u ravnom kosmosu ukupna gustina materije jednaka kritičnoj gustini. Kako ćemo uskoro videti ovo jeste slučaj sa našim kosmosom.
Da bismo mogli da razumemo na koji način materija i tamna energija utiču na sudbinu kosmosa moramo da znamo unjihovu ulogu. Materija usporava širenje kosmosa uz pomoć gravitacije dok tamna energija radi upravo suprotno, za razliku od materije koja se međusobno privlači, tamna energija ima tendenciju da nagoni kosmos da se širi da bi potom popunila prazan prostor nastao usled širenja nagoneći kosmos da se širi još brže.
Kosmolozi su izmerili odnos između udaljenosti galaksija i brzine njihovog udaljavanja i ta merenja su pokazala da je ΩΛ -Ωm = 0,46. zajedno sa već poznatim podatkom da Ωm već iznosi 0,25 to je značilo da ΩΛ iznosi oko 0,71 (podrazumeva se da su rezultati aproksimativni i da uvek treba imati u vidu manje greške pri merenju). Ovo znači da bi zbir ta dva parametra bio 0,96 što je sasvim blizu rezultatu koji je predviđen za ravan kosmos. Mnogi isprva nisu hteli da prihvate da je kosmološka konstanta različita od nule i da je kosmos ravan, međutim WMAP satelit sa svojim snimkom kosmičkog pozadinskog zračenja, najpreciznijeg kojim raspolažemo, konačno ih je naterao da prihvate činjenice. Već sam rekao da je zbir parametara Ωm i ΩΛ jednak jedinici za ravan kosmos, i da je upravo to oblik našeg kosmosa. Ipak, ono što nisam rekao iako je očigledno, jeste da odnos ova dva broja svedoči o tome u kom se stanju naš kosmos nalazi, tačnije, koliko smo blizu kraju kosmosa kakav poznajemo.

Dalja sudbina kosmosa

Trenutne vrednosti Ωm i ΩΛ znače da 25% ukupne materije u kosmosu odlazi na nama poznatu materiju, dok 71% predstavlja tamnu energiju. Vremenom, kako se kosmos bude širio, a rekao sam već da se širenjem kosmosa povećava količina tamne energije, ΩΛ biće sve veće dok će Ωm biti sve manje iako će njihov zbir uvek biti jednak 1. Ovo će se nastaviti sve dok Ωm ne bude približno jednako nuli a ΩΛ približno jednako 1 , to će značiti da se kosmos toliko raširio da je u njemu preovladala tamna energija i da nama poznate materije praktično i nema.

Social Comments

Related Posts

Tags

Share This

Leave a Reply