Kwazary jako znaczniki
rozkładu ciemnej energii

Historia problemu ciemnej energii

O ciemnej energii zrobiło się głośno w roku 2011, gdy Adam Riess, Brian Schmidt oraz Saul Perlmutter otrzymali Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki za odkrycie przyspieszającej ekspansji Wszechświata w wyniku obserwacji odległych gwiazd supernowych. Prace, za które ich nagrodzono, zostały opublikowane w 1998 roku. Jak zwykle jednak, wielkie odkrycie nie pojawia się znikąd, a ma znacznie dłuższą i skomplikowaną historię, pełną niespodziewanych zawirowań i zmian nazwy zjawiska.

Pierwsza jaskółka to rok 1917 i praca Alberta Einsteina wprowadzająca stałą kosmologiczną. W pierwotnym sformułowaniu równania ogólnej teorii względności nie zawierały takiego członu i okazało się, że przewidywały ekspansję lub kontrakcję Wszechświata. Do równań można było jednak dodać pewien człon, który nie zaburzał ich konstrukcji (ale tylko taki). Człon ten miał bardzo specyficzną budowę i zawierał tylko jedną dowolną stałą, ale pozwalał na konstrukcję statycznego Wszechświata. Patrząc na ten człon matematyczny on tak, jakby to był opis jakiejś materii, widać, że odpowiada on dodatniej gęstości ośrodka i dużemu ujemnemu ciśnieniu. Ponieważ w ogólnej teorii względności wkład do energii ma nie tylko gęstość, ale i ciśnienie, to ujemne ciśnienie daje w sumie dominujący przyczynek i ten dziwny ośrodek zachowuje się tak, jakby miał ujemną masę i grawitacyjnie odpycha się, zamiast przyciągać.

Kilka lat później, w latach 20-tych, Wolfgang Pauli prowadził rozważania na temat własności próżni. W mechanice kwantowej próżnia nie jest niczym, ale jest wypełniona wirtualnymi cząstkami i promieniuje, ma zatem znaczną energię. W ocenie Pauliego energia ta okazała się tak ogromna, że powinna uniemożliwić wiązanie grawitacyjne materii, ponieważ oddziaływanie grawitacyjne jest wielokrotnie słabsze niż oddziaływanie elektromagnetyczne.

W 1931 roku Einstein z kolei zrezygnował ze stałej kosmologicznej i uznał ją za swoją dużą pomyłkę. Edwin Hubble pokazał, że Wszechświat ekspanduje, zatem wydawało się, że nie ma potrzeby wprowadzania nikomu niepotrzebnego bytu.

W latach sześćdziesiątych zaczęto jednak wracać do tej zarzuconej koncepcji. Najpierw badania zliczeń kwazarów pokazały, że obiektów tych jest niespodziewanie dużo przy przesunięciu ku czerwieni 2, i postulowano, że zatem Wszechświat dawniej ekspandował nie tak szybko, jak obecnie i jego geometrię przy dużych przesunięciach ku czerwieni można opisywać płaskim modelem ze stałą kosmologiczną. W roku 1967 Zeldowicz powiązał koncepcję stałej kosmologicznej z koncepcją fluktuacji próżni i stała kosmologiczna uzyskała naturalną interpretację.

W latach osiemdziesiątych stopniowo uzyskało wiarygodność istnienie ciemnej materii. Ciemnej materii nie należy mylić z ciemną energią: ciemna materia ma typowe własności, jeśli chodzi o oddziaływanie grawitacyjne, a jej problem jest drugą największą zagadką astronomii i fizyki. Ta ciemna materia była niezbędna, aby zapewnić stabilność różnym strukturom, takim jak gromady galaktyk oraz gwiazdy na peryferiach galaktyk. W kosmologii pojawiła się teoria inflacji, która wyjaśniała niesłychaną jednorodność Wszechświata, ale zarazem implikowała, że Wszechświat jest płaski.

Przełomowe znaczenie miały obserwacje promieniowania tła, wykonane przez satelitę COBE. Już po roku obserwacji, w pracy z 1992 r. G.F. Smooth i współpracownicy pokazali, że promieniowanie tła wykazuje przewidziane niejednorodności, a widmo niejednorodności jest zgodne z przewidywaniami teorii inflacji i potwierdza, że Wszechświat jako całość jest płaski. Ale aby Wszechświat był płaski, musi go wypełniać duża ilość materii, aby zapewnić mu tzw. gęstość krytyczną. Znanej materii, mierząc jej ilość w jednostkach gęstości krytycznej, jest za mało. Materii barionowej, jak wynika z przebiegu nukleosyntezy pierwiastków w Wielkim Wybuchu, jak kilka procent, w tym materii świecącej, bezpośrednio widocznej na niebie, jeszcze mniej. Jest ciemna materia, niebarionowa, ale tej jest też raczej za mało. Lev A. Kofman, Nickolay Y. Gnedin oraz Neta A. Bahcall, łącząc dane COBE, dane z przeglądów nieba położeń galaktyk oraz prędkości swoistych pokazali w roku 1993, że własności Wszechświata najlepiej wyjaśnia model płaski, ze stałą kosmologiczną 0.3 - 0.4.

W latach dziewięćdziesiątych dla kosmologów badających powstawanie struktur we Wszechświecie, gromad galaktyk i supergromad, jasnym było, że tylko modele typu Lambda CDM, czyli modele zawierające stałą kosmologiczną, mają szansę odtwarzać obserwacje. Jako przykład, można tu wymienić pracę Jerry ego Ostrikera i współpracownika z roku 1994, którzy pokazali, że stała kosmologiczna jest niezbędna, aby wyjaśnić obserwowana liczbę gromad galaktyk emitujących silne promieniowanie rentgenowskie. Taki model ze stałą kosmologiczną ma możliwość przyspieszonej ekspansji na coraz późniejszym etapie ewolucji.

W tym momencie pojawił się właśnie pomiar odległych supernowych, i nastąpiło przejście od skomplikowanych i niedokładnych oszacowań do bezpośredniego pomiaru tego, jak zmieniała się ekspansja Wszechświata w funkcji czasu a obserwacyjnie w funkcji przesunięcia ku czerwieni. Co prawda pomiary przedstawione w uhonorowanych Nagrodą Nobla pracach też jeszcze nie były za dokładne, to metoda była obiecująca. Dlatego zamiast dość sztywnego w założeniu określenia stała kosmologiczna zyskało popularność określenie ciemna energia , które dopuszcza bardziej skomplikowaną ewolucję w czasie niż koncept Einsteina stałej kosmologicznej. Szczególnym przypadkiem jest model o wdzięcznej nazwie kwintesencja. O ile w stałej kosmologicznej ciśnienie jest równe energii spoczynkowej, z ujemnym znakiem, o tyle ogólniejsze równanie stanu jakie rozważa się dla ciemnej energii zawiera dodatkowy parametr w: P = -w rho c^2. Ten parametr może być uzyskany obserwacyjnie.


Metody badania ciemnej energii i obecny stan wiedzy

Ciemnej energii nie widać, ale jej obecność wpływa ona zachowanie materii świecącej. W ten sposób możemy badać obserwowane własności ciemnej energii, i to jest zadaniem astronomów. Zadaniem fizyków jest znaleźć interpretację ciemnej energii, czyli wyjaśnić, czym ona jest.

Ciemna energia jest wszędzie, ale ponieważ rozmieszczona jest mniej więcej jednorodnie, trudno ją wykryć tam, gdzie silnie dominuje zwykła materia, czyli w laboratoriach, w okolicach Ziemi, w Układzie Słonecznym czy nawet w naszej Galaktyce Mlecznej Drodze. Trzeba ją badać tam, gdzie zwykłej materii jest mniej, a tak jest średnio we Wszechświecie. Czyli trzeba sięgać do obiektów dalekich, znajdujących się w odległościach kosmologicznych. Co więcej, ponieważ astronomia jest jak geografia i historia w jednym: im dalej patrzymy, tym wcześniejsze wydarzenia obserwujemy, to można zarazem w ten sposób zbadać, jak rola ciemnej energii zmieniała się w miarę ewolucji Wszechświata.

Właściwie każdą klasę obiektów można użyć do takich badań, jeśli są jasne i odległe, i jeśli potrafimy odpowiednio zinterpretować dochodzące do nas informacje. Propozycje są liczne, i niektóre z metod już zostały zastosowane, a niektóre są dopiero w przygotowaniu. Sama idea jest prosta, bo sprowadza się do badania, jak z odległością zmienia się jasność lub rozmiar obiektu. W przypadku przestrzeni, która jest płaska i nie ekspanduje, rozmiar liniowy maje liniowo z odległością, a jasność obserwowana maleje z kwadratem odległości. We Wszechświecie jest inaczej, a jak to właśnie należy zmierzyć.

Opracowano lub proponowano już metody wyznaczania własności ciemnej energii przy pomocy następujących klas obiektów lub zjawisk: - mikrofalowego promieniowania tła
- barionowych oscylacji akustycznych, czy ogólniej, wielkoskalowej struktury
- słabego soczewkowania grawitacyjnego
- efektu Sunyaewa-Zeldowicza w gromadach galaktyk
- supernowych typu Ia
- kwazarów
- błysków gamma

W przypadku promieniowania tła mierzymy rozmiary niejednorodności we Wszechświecie w momencie, gdy Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania, przy wartości przesunięcia ku czerwieni około 1000. Niejednorodności te są wynikiem niewielkich początkowych perturbacji, które prowadziły do oscylacji akustycznych materii i promieniowania. Po raz pierwszy zmierzył je satelita COBE, dużo dokładniejsze wyniki przyniósł WMAP, a teraz czekamy na wyniki z satelity Planck.

Te pierwotne oscylacje pozostawiły też swój ślad w materii, która później tworzyła galaktyki, i ten ślad - barionowe oscylacje akustyczne zidentyfikowano już w rozkładach galaktyk. W metodzie tej również mierzymy rozmiary struktur, ale tym razem sięgając znacznie bliżej, do przesunięć ku czerwieni około 1. Ogólniej, tempo narastanie zaburzeń w rozkładzie galaktyk zależy od tempa ekspansji Wszechświata, i mierząc rozkład galaktyk możemy odzyskiwać informację o ekspansji Wszechświata.

Metoda słabego soczewkowania grawitacyjnego wykorzystuje fakt uginania się promieni świetlnych w polu grawitacyjnym i powodowanej tym dystorsji obrazów galaktyk. Efekt zależy od rozkładu masy, a zatem w swej istocie polega na tym samym, co badanie wielkoskalowej struktury materii.

Wykorzystanie efektu Zeldowicza-Sunyaewa w gromadach galaktyk, dzięki pomiarom mikrofalowego promieniowania tła oraz pomiarom emisji rentgenowskiej pozwala na wyznaczanie rozmiarów gromad galaktyk i wykorzystanie tego pomiaru do wyznaczania ciemnej energii.

W przypadku supernowych, a także w proponowanej w tym projekcie metody opartej na wykorzystaniu kwazarów, mierzymy jasność absolutną obiektów. Pomiar ten jest trudny, ponieważ musi być oparty o pewne rozważania teoretyczne. W przypadku supernowych wykorzystuje się fakt, że wszystkie supernowe typu Ia maja taką samą jasność absolutną, a dokładniej, udaje się ich jasność sprowadzić do jednej wspólnej wartości po zastosowaniu poprawek związanych z czasem rozbłysku i typem galaktyki, w której rozbłysk nastąpił. W tym sensie mówi się, że supernowe służą w kosmologii jako "świece standardowe".

Wykorzystanie kwazarów jako znaczników rozkładu ciemnej energii testujemy właśnie w ramach prowadzonego projektu, i dokładniejszy opis zamieszczony jest osobno.

Błyski gamma to obiecująca, ale niedopracowana metoda. Błyski gamma są bardzo jasne, ale wykorzystanie ich jako tzw. świec standardowych wymaga jeszcze sporo pracy teoretycznej.

Najlepsze ograniczenia uzyskuje się łącząc w ostatecznych rozważaniach wyniki pochodzące z kilku metod.