Новости космоса - Освоение космоса Тёмная энергия может быть космологической константой
Вселенная расширяется, и расширяется, как это было доказано 14 лет назад, со всё возрастающей скоростью. Это открытие, за которое в 2011 году Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике, означает, что какое-то время назад над взаимным притяжением материи во Вселенной стала преобладать некая тёмная энергия. Или это просто значит, что мы не понимаем, как в действительности работает гравитация. По сути, это вполне может быть одно и то же.
В ходу две основные гипотезы: а) тёмная энергия космологическая константа, неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство, а значит, энергия вакуума больше нуля; б) либо она представляет собой некое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени. Вопрос важный: некоторые утверждают, что 70% массы Вселенной приходится на эту самую тёмную энергию.
Так выглядит процесс составления трёхмерной звёздной карты: удалённые объекты наносят на единую цифровую карту с указанием расстояния до них и угловых размеров. (Здесь и ниже изображения Berkeley Lab.)
Выбор правильного ответа требует высокоточных измерений скорости расширения Вселенной, чтобы понять, как эта скорость изменяется со временем. Сейчас как раз получены первые результаты таких измерений, проведённых по проекту BOSS, спектроскопическому исследованию на базе барионной осцилляции (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey). BOSS, базирующийся на наблюдениях с целого ряда телескопов, измеряет красное смешение трёхмерного кластера наблюдаемых нами галактик, соседних с Млечным Путём. В качестве базы
для вычислений используются вариации температуры реликтового излучения, которые показывают периодические изменения плотности материи ранней Вселенной. При этом исследователи использовали свет от 14 тысяч удалённых квазаров в качестве фоновой подсветки для межгалактического газа, расположенного между квазарами и Землёй. Вариации плотности этого газа отражают и вариации плотности далёких и очень древних (хотя наблюдаем мы их как раз молодыми) галактических кластеров.