Κυριακή 26 Οκτωβρίου 2014

Σκοτεινή ενέργεια και η παράμετρος w







Είναι γνωστό πως το σύμπαν όχι μόνο διαστέλλεται, αλλά διαστέλλεται επιταχυνόμενα.

Η ανακάλυψη της επιτάχυνσης του ρυθμού διαστολής του σύμπαντος, έγινε το 1998, από τους τους Saul Perlmutter, Brian Schmidt και Adam Riess, με την παρατήρηση των σουπερνόβα τύπου Ιa (βραβείο Nobel φυσικής 2011).
Οι κοσμολόγοι αποδίδουν την επιταχυνόμενη διαστολή σ’ αυτό που αποκαλούν σκοτεινή ενέργεια.

Το σύμπαν συνίσταται κυρίως από σκοτεινή ενέργεια. Η σκοτεινή ύλη και η γνωστή μας ύλη αποτελούν θλιβερή μειοψηφία


Η σκοτεινή ενέργεια συνδέεται με την περίφημη κοσμολογική σταθερά Λ που εισήγαγε αρχικά ο Einstein στις εξισώσεις του και στη συνέχεια την απέσυρε.
Πριν από μερικές ημέρες δημοσιεύθηκε στον ιστότοπο arXiv μια εργασία με τίτλο “Cosmological Constraints from Measurements of Type Ia Supernovae discovered during the first 1.5 years of the Pan-STARRS1 Survey”, στην οποία περιγράφεται η έρευνα και τα αποτελέσματα του πειράματος Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System).
Χρησιμοποιώντας τα δεδομένα από τις παρατηρήσεις 146 σουπερνόβα τύπου Ia, που έγιναν στο χρονικό διάστημα από το 2009 έως 2011, εκτιμήθηκε ότι η τιμή τηςαδιάστατης κοσμολογικής παραμέτρου w είναι:
w = - 1.186 \pm 0.076 \pm 0.065
Τι σημαίνει το νούμερο αυτό;
Σύμφωνα με τις δηλώσεις του Armin Rest από το STScI (Space Telescope Science Institute) στη Βαλτιμόρη: «εάν η παράμετρος  w έχει αυτή την τιμή, τότε το απλούστερο μοντέλο που θα εξηγούσε τη σκοτεινή ενέργεια είναι λάθος» προειδοποιώντας όμως ότι: «πρόκειται για προκαταρκτικά αποτελέσματα και είναι ακόμη νωρίς να πούμε ότι βρήκαμε πράγματι κάποια διαφορά», από την αναμενόμενη τιμή της παραμέτρου w = - 1 .
Όμως, τι είναι η αδιάστατη παράμετρος w;
Για να πάρουμε μια ιδέα, ας ξεκινήσουμε από κάτι εύκολο …
την καταστατική εξίσωση των ιδανικών αερίων: p \, V = nRT .
Η καταστατική εξίσωση μπορεί να γραφεί επίσης και ως p = \rho \frac{RT}{M_{r}} = \rho \, C^{2}
όπου \rho  η πυκνότητα μάζας,
M_{r}  η γραμμομοριακή μάζα του ιδανικού αερίου,
ενώ η ποσότητα C^{2} = \frac{RT}{M_{r}} = \frac{\overline{v^{2}}}{3}  σχετίζεται με την μέση τιμή των τετραγώνων των ταχυτήτων των σωματιδίων.
Χρησιμοποιώντας την εξίσωση ισοδυναμίας μάζας ενέργειας, αν \epsilon  συμβολίζει την ενεργειακή πυκνότητα, τότε η πυκνότητα μάζας γράφεται \rho = \epsilon /c^{2}
και η καταστατική εξίσωση παίρνει την μορφή
p = \epsilon \frac{C^{2}}{c^{2}} = \epsilon \, w \, \, \, \, (1)
H παράμετρος w = \frac{C^{2}}{c^{2}}  για το ιδανικό αέριο που εξετάζουμε τείνει προς το μηδένδεδομένου ότι οι μέση τιμή των τετραγώνων των ταχυτήτων στις συνήθεις θερμοκρασίες είναι πολύ μικρότερες από το τετράγωνο της ταχύτητας του φωτός.
Μια τέτοια καταστατική εξίσωση μπορεί να κατασκευαστεί και για το περιεχόμενο του σύμπαντος, που σε μια πρώτη προσέγγιση μπορεί να θεωρηθεί ως ένα ομογενές και ισότροπο ρευστό,
το οποίο περιγράφεται από την πυκνότητα ενέργειας \epsilon(t) = \rho(t) c^{2} , την πίεση p(t) και την θερμοκρασία T(t) .
Το ρευστό που αποτελεί το περιεχόμενο του σύμπαντος αλλάζει από περίοδο σε περίοδο κατά την χρονική του εξέλιξη. Μπορεί κάποια περίοδο να είναι με καλή προσέγγιση μη σχετικιστική ύλη, ενώ σε άλλη να είναι ακτινοβολία.
Οι διάφορες μορφές της ύλης και της ενέργειας θα ικανοποιούν μια καταστατική εξίσωση p = p(\rho)  του ρευστού.
Χρησιμοποιώντας ως καταστατική εξίσωση, την εξ. (1) παίρνουμε:
p(t) = \epsilon(t) \, w = \rho(t) c^{2} w
Σύμφωνα με την παραπάνω εξίσωση η αδιάστατη παράμετρος w, είναι το πηλίκο της πίεσης προς την ενεργειακή πυκνότητα.
Όταν χρησιμοποιείται η παραπάνω εξίσωση στην κοσμολογία, τότε ισχύει:
w = 0  για την μη σχετικιστική ύλη,
w = 1/3  για την ακτινοβολία
και w = -1  για την σκοτεινή ενέργεια που κυριαρχεί στο σύμπαν.
Και οι νέες μετρήσεις του πειράματος Pan-STARRS, δίνουν για την αδιάστατη παράμετρο, w = - 1.186 .
Όμως ένα μόνο πείραμα και με αυτή την απόκλιση της παραμέτρου w,  μάλλον δεν αρκεί – προς το παρόν – για την αμφισβήτηση της σκοτεινή ενέργειας ….

Πηγή: physicsgg.me
στις

Δεν υπάρχουν σχόλια:

Δημοσίευση σχολίου