انرژی تاریک

در کیهان‌شناسی، انرژی تاریک نوع ناشناخته‌ای از انرژی است که همه فضا را بصورت فرضی در بر می‌گیرد و سرعت انبساط جهان را می‌افزاید. انرژی تاریک مقبولترین فرضیه برای توضیح دادن مشاهدات اخیر است که می‌گویند جهان با آهنگ رو به افزایشی (با شتاب) منبسط می‌شود. در مدل استاندارد کیهان‌شناسی بنابر هم‌ارزی جرم-انرژی، جهان شامل حدود ۲۶٫۸٪ ماده تاریک،۶۸٫۳٪ انرژی تاریک (در مجموع ۹۵٫۱٪) و ۴٫۹٪ ماده معمولی است. باز هم بر اساس هم‌ارزی جرم-انرژی، چگالی انرژی تاریک بسیار کم است. در منظومه شمسی، تقریبا فقط ۶ تن انرژی تاریک درون شعاع مدار پلوتو یافت می‌شود. با این حال، انرژی تاریک بیشتر جرم-انرژی جهان را تشکیل می‌دهد، زیرا به‌طور یکنواخت در فضا پخش شده‌است.
دو شکل برای انرژی تاریک ارائه شده‌است. یکی ثابت کیهان شناسی، یک چگالی انرژی ثابت که بطور همگن جهان را پر می‌کند، و دیگری میدانهای اسکالر، کمیت‌هایی دینامیکی که چگالی انرژی آن‌ها می‌تواند در فضا و زمان تغییر کند. بخش‌هایی از میدانهای اسکالر که در فضا ثابت هستند هم معمولا در ثابت کیهان‌شناسی شمرده می‌شوند. ثابت کیهانشناسی می‌تواند به گونه‌ای فرمول بندی شود که انرژی خلا باشد. میدانهای اسکالری که در فضا تغییر می‌کنند به سختی می‌توانند از ثابت کیهان‌شناسی با ز شناخته شوند، زیرا تغییرات ممکن است فوق‌العاده آهسته باشد.
اندازه‌گیری‌های دقیقی از انبساط جهان برای فهمیدن اینکه نرخ انبساط چگونه در طول زمان تغییر می‌کند، لازم است. در نسبیت عام، سیر تکاملی انبساط جهان بوسیله معادله حالت کیهانی (رابطه بین دما، فشار و ترکیب ماده، انرژی و چگالی انرژی خلا در هر ناحیه از فضا) فرمول بندی می‌شود. امروزه، اندازه‌گیری معادله حالت انرژی تاریک یکی از بزرگترین تلاشهای کیهان‌شناسی رصدی است.
ماده تاریک از کل جهان
افزودن ثابت کیهان‌شناسی به متریک رابرتسون-واکر منجر به مدل لامبدا-سی دی‌ام می‌شود؛ که بخاطر تطابق دقیق آن با مشاهدات از آن به عنوان "مدل استاندارد" کیهانشناسی یاد می‌کنند. انرژی تاریک به عنوان یک جزء حیاتی در تلاش‌های اخیر برای تدوین مدل جهان چرخه‌ای استفاده شده‌است.
طبیعت انرژی تاریک
چیزهای بسیاری درباره طبیعت انرژی تاریک جای تعمق دارند. شواهد انرژی تاریک غیر مستقیم هستند اما از سه منبع مستقل می‌آیند:
اندازه‌گیری‌های فاصله و رابطه آن‌ها با قرمزگرایی، که می‌گوید جهان در نیمه اخیر عمرش بیشتر منبسط شده‌است.
نیاز نظری به نوعی انرژی اضافی که نه ماده و نه ماده تاریک است برای تشکیل جهان تخت مشاهده شده (نبود هیچ انحنای جهانی قابل یافت).
می‌تواند از اندازه گیریهای الگوهای موجی جرم در مقیاس بزرگ استنتاج شود.
انرژی تاریک بسیار همگن در نظر گرفته می‌شود، خیلی چگال نیست و معلوم نیست با کدام یک از نیروهای بنیادی بجز گرانش برهم کنش می‌کند. هم چنین به علت رقیق بودن، در آزمایشهای آزمایشگاهی قابل شناسایی نیست. انرژی تاریک، با تشکیل ۶۸٪ چگالی جهان، می‌تواند تاثیر عمیقی بر جهان بگذارد؛ فقط به این خاطر که بطور یکنواخت جایی را پر می‌کند که در غیر اینصورت فضای خالی محسوب می‌شد. دو مدل راهنما، ثابت کیهان شناسی و کوینتسنس هستند. هر دو مدل این ویژگی مشترک را دارند که انرژی تاریک باید دارای فشار منفی باشد.
تاثیر انرژی تاریک: فشار کوچک، ثابت و منفی خلا
مستقل از طبیعت واقعی‌اش، انرژی تاریک باید یک فشار قوی منفی (که بصورت دافعه عمل کند) داشته باشد، تا بتواند شتاب مشاهده شده انبساط جهان را توضیح دهد.
بر اساس نسبیت عام، فشاری که در میان ماده است، درست مانند چگالی جرمی در جاذبه گرانشی آن ماده بر سایر اجسام سهیم است. دلیل این اتفاق این است که کمیت فیزیکی که باعث ایجاد تاثیرات گرانشی می‌شود، تانسور ضربه-انرژی است که هم چگالی انرژی (یا جرم) ماده و هم فشار و گرانروی آن را شامل می‌شود.
در متریک رابرتسون واکر، می‌توان نشان داد که یک فشار ثابت، قوی و منفی در تمام جهان، در صورتی که جهان اکنون در حال انبساط باشد، باعث شتاب افزایشی انبساط، و اگر جهان در حال انقباض باشد، باعث شتاب کاهشی انقباض می‌شود. به‌طور دقیقتر، اگر معادله حالت جهان به گونه‌ای باشد که ، مشتق دوم فاکتور مقیاس جهان، ، مثبت است. (معادلات فریدمان را ببینید)
این تاثیر انبساط تند شونده گاهی «دافعه گرانشی» خوانده می‌شود، که یک عبارت رنگارنگ اما احتمالا گیج کننده است. در حقیقت، یک فشار منفی تاثیری بر برهم کنش گرانشی میان اجرام - که جاذبه باقی می‌ماند- ندارد؛ ولی در عوض، سیر تکاملی جهان در مقیاس کیهانشناسی را تغییر می‌دهد که با وجود جاذبه در میان اجرام حاضر در جهان، موجب انبساط تند شونده جهان می‌شود.
شتاب، به سادگی تابعی از چگالی انرژی تاریک است. انرژی تاریک پایا است: چگالی‌اش ثابت می‌ماند (به‌طور تجربی، بین فاکتور۱:۱۰). یعنی با انبساط جهان، انرژی تاریک رقیقتر نمی‌شود.
شواهد مبنی بر وجود
مراحل تشکیل یک ابرنواختر
ابرنواختر در سال ۱۹۹۸، رصدهای منتشر شده از ابرنواختر نوع Ia توسط گروه جستجوی ابرنواختر در قرمزگرایی زیاد که در سال ۱۹۹۹ بوسیله پروژه کیهانشناسی ابرنواختری دنبال شد، پیشنهاد داد که انبساط جهان تند شونده است. جایزه نوبل فیزیک در سال ۲۰۱۱ برای این کار به سال پرلموتر، برایان اشمیت و آدم ریس اهدا شد.
از آن زمان، این مشاهدات توسط چندین منبع مستقل تایید شده‌است. اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهضلنز گرانشی و ساختار بزرگ مقیاس کیهان به همراه اندازه گیریهای پیشرفته ابرنواخترها با مدل لامبدا-سی دی‌ام سازگار بوده‌اند. برخی افراد می‌گویند تنها شواهد وجود انرژی تاریک مشاهداتی از اندازه‌گیری‌های دوردست و قرمزگرایی مربوطه است. ناهمسانگردی‌های تابش پس زمینه کیهانی و نوسانات آکوستیک مواد باریونی تنها مشاهداتی هستند که قرمزگرایی‌ها از آنچه با مدل جهان «غباری» فریدمان و ثابت هابل اندازه‌گیری شده محلی انتظار می‌رفت، بزرگترند.
ابرنواخترها برای کیهان‌شناسی مفیدند، زیرا آن‌ها شمع استانداردهای بسیار خوبی در فواصل کیهانی هستند. آن‌ها باعث می‌شوند تاریخ انبساط جهان بتواند با نگاه به رابطه فاصله تا یک شی و قرمزگرایی آن، که می‌گوید دارد با چه سرعتی از ما دور می‌شود، اندازه‌گیری شود. این رابطه، بنابر قانون هابل خطی است. اندازه‌گیری قرمزگرایی نسبتا آسان است، اما پیدا کردن فاصله تا یک شی کار دشوارتری است. معمولا اخترشناسان از شمع‌های استاندارد استفاده می‌کنند: اشیایی که روشنایی ذاتی آنها، قدر مطلق آنها، معلوم است. این موضوع اندازه‌گیری فاصله تا شی را از روی روشنایی مشاهده شده آن، قدر ظاهری، امکان‌پذیر می‌سازد. ابرنواخترهای نوع Ia بخاطر روشنایی زیادشان، بهترین شمع‌های استاندارد شناخته شده در فواصل کیهانی هستند.
رصدهای اخیر از ابرنواخترها سازگار با جهانی ساخته شده از ۷۱٫۳٪ انرژی تاریک و ۲۷٫۴٪ ترکیب ماده تاریک و ماده باریونی هستند.
تابش زمینه کیهانی
به عنوان میراث زمان واجفتیدگی کیهان، تابش زمینه کیهانی شامل اطلاعات زیادی از عالم اولیه می‌باشد. آزمایش‌های جاری روی این پدیده، کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون، ماهواره پلانک و… می‌باشد.
از مشاهدات تابش زمینه کیهانی، با استخراج برخی فواصل می‌توان انرژی تاریک را مقید نمود. برای مثال پارامتر انتقال R که در زمان واجفتیدگی بیان می‌شود *z. این پارامتر به خوبی سلطه تابش زمینه کیهانی را بر انبساط عالم نشان می‌دهد و برای مدل‌هایی که از لامبدا سی دی‌ام دور هستند تقریبا بسیار خوبی است. مقیاس صوتی یکی دیگر از نسبت فواصل است lA که متناسب است با نسبت فاصله قطری زاویه‌ای بر افق صدا. این کمیت چند قطبی بودن تابش زمینه کیهانی مختصات قله صوتی را ارائه می‌کند.
داده‌های تابش زمینه کیهانی می‌تواند برای کاوش انرژی تاریک از طریق انتگرال اثر ساکس ولف مورد استفاده قرار گیرد. این اثر ناهمسانگرد مقیاس بزرگ ناشی از پتانسیل‌های مختلف گرانشی در زمان شتاب کیهان هستند و از طریق رابطه متقابل بین تابش زمینه کیهانی و ساختار مقیاس بزرگ در حدود 4 آشکار می‌شوند.
نوسانات صوتی باریون
نوسانات صوتی باریون به ماده باریونی خوشه شده یا فرا چگال در یک مقیاس طولی خاص ( در عالم امروزی در حدود 150 مگا پارسک) ناشی از امواج صوتی اشاره می‌کند که در عالم اولیه و جوان منتشر می‌شدند. این امر خط کشی استاندارد را برای مشاهدات کیهانی ایجاد می‌کند و می‌تواند در انتقال به سرخ‌های کمتر از 1 از طریق بررسی کهکشانی اندازه گیری شود. یکی از معتبرترین اندازه گیری نوسانات صوتی باریون، نقشه انتقال به سرخ کهکشانی میدان دو درجه (2dFGRS)، SDSS و نقشه انرژی تاریک WiggleZ می‌باشد.
همگرایی ضعیف
همگرایی ضعیف یعنی تحریف جزئی تصویر اجرام دور ناشی از خمش گرانشی نور توسط ساختار عالم. جرم و موقعیت گرایش بستگی به توزیع ماده در مخروط نوری دارد، درحالیکه فواصل اجسام و گرایش آن‌ها توسط هندسه فضا زمانی تعیین می‌شود. پس همگرایی ضعیف برای کاوش انرژی تاریک از طریق تاثیر هردو انبساط کیهان و تاریخ رشد می‌باشد. پروژه جاری برای همگرایی ضعیف، پروژه (CFHTLS) می‌باشد.
ساختار مقیاس بزرگ
نظریه ساختار مقیاس بزرگ که حاکم بر نحوه شکل گیری ساختار عالم است(ستارگان، کوازارها و خوشه و گروه‌های کهکشانی) نشان می‌دهد که چگالی ماده در عالم تنها 30% چگالی بحرانی است. بررسی‌های سال 2011، نقشه برداری WiggleZ از بیشتر از 000/200 کهکشان شواهدی بر وجود انرژی تاریک ارائه کرد. اگرچه فیزیک دقیق پشت آن ناشناخته باقی مانده‌است.
اثر ساکس ولف
انبساط شتابدار عالم به دلیل چاه‌های پتانسیل گرانشی و عبور فوتون‌ها از آن‌ها لکه‌های سرد و گرم روی نقشه CMB ایجاد می‌کند یعنی انتقال به سرخ گرانشی انجام می‌دهند که سبب می‌شوند طیف CMB نا هموار و نامنظم به نظر برسد. این اثر ساکس ولف است که اولین نشانه انرژی تاریک در عالم تخت می‌باشد.
کاوشگران دیگر انرژی تاریک
آ. خوشه‌های کهکشانی
خوشه کهکشان‌ها و تعدادی از گروهای شناخته شده آن‌ها ،بزرگ‌ترین اجرام جهان هستند.یک خوشه کهکشانی از سه بخش تشکیل شده‌است؛ کهکشان‌هایی که دارای میلیاردها ستاره‌اند، گاز داغ بین کهکشان‌ها و ماده تاریک، ماده‌ای با هویتی مرموز که بیش‌ترین جرم کهکشان را تشکیل می‌دهد.
ب. انفجارهای پرتو گاما
فوران ناگهانی و شدید پرتو گاما در اعماق کیهان. این پدیده ده‌ها سال به عنوان یکی از پدیده‌های مرموز اخترشناسی شناخته می‌شد. امروزه معلوم شده‌است که برخی از این انفجارها مربوط به ابرنواخترها، و برخی دیگر مربوط به مگنتارها یا مغنا اختر هستند.