Фантомная энергия

Фанто́мная эне́ргия (иногда при́зрачная эне́ргия) — гипотетический вид тёмной энергии, для которого характерно уравнение состояния с параметром $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w<-1$ $w<-1$ . Понятие фантомной энергии ввёл Роберт Колдуэлл из Дартмутского колледжа в Хановере, Нью-Гемпшир.

Природа фантомной энергии и Большой разрывПравить

Фантомная энергия — это среда с отрицательной гравитацией, по модулю большей, чем у вакуума, для которого $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w=-1$ . Фантомная энергия создаёт отрицательное давление $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $p$ , пропорциональное плотности $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\varepsilon$ данной энергии: $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $p=w\cdot \varepsilon .$

Для фантомной энергии характерен рост плотности с увеличением масштабного фактора Вселенной^[1]. Это приводит к тому, что галактики с течением времени будут отдаляться друг от друга со всё возрастающей скоростью, а затем исчезнут за космологическим горизонтом^[2]. Через некоторое время за горизонт уйдут и ближайшие звёзды. Подобным образом исчезнут планетные системы, сами небесные тела, молекулы, атомы и элементарные частицы. Наконец, в определённый момент времени масштабный фактор обратится в бесконечность — произойдёт так называемый Большой разрыв. В этот момент космологический горизонт схлопывается в сингулярность, и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать уже невозможно^[3].

Если принять постоянную Хаббла $\text{[math]}$ H₀ = 70 км/(с·Мпк), параметр совместной плотности вещества и тёмной материи $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\Omega _{\mathrm {m} }=0{,}3$ , а также параметр $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w=-1{,}5$ , то оценка показывает, что Большой разрыв произойдет приблизительно через 22 миллиарда лет от текущего времени^[3].

Однако данные измерений космологических параметров на спутнике Planck показывают^[4], что параметр уравнения состояния тёмной энергии $\text{[math]}$ w = −1,03 ± 0,03 совместим с единицей — величиной, характерной для космологической постоянной, и практически исключают существование фантомной энергии с высоким по модулю значением $\text{[math]}$ w.

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ Саха Б. Ранняя инфляция, изотропизация и позднее ускорение вселенной типа Бианки-I (рус.) // Физика элементарных частиц и атомного ядра. — 2009. — Т. 40, вып. 5. — С. 1243. Архивировано 22 августа 2016 года.
↑ Михаэль Оденвальд Таинственная темная энергия может разорвать Вселенную Архивная копия от 18 мая 2017 на Wayback Machine
↑ ¹ ² Большой Разрыв (неопр.). Дата обращения: 6 августа 2016. Архивировано 10 сентября 2016 года.
↑ Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2020. — Vol. 641. — P. A6. — doi:10.1051/0004-6361/201833910. — Bibcode: 2020A&A...641A...6P. — arXiv:1807.06209.

СсылкиПравить

[1] Саха Б. Ранняя инфляция, изотропизация и позднее ускорение вселенной типа Бианки-I (рус.) // Физика элементарных частиц и атомного ядра. — 2009. — Т. 40, вып. 5. — С. 1243. Архивировано 22 августа 2016 года.

[multiple-2] Михаэль Оденвальд Таинственная темная энергия может разорвать Вселенную Архивная копия от 18 мая 2017 на Wayback Machine

[:0-3] ¹ ² Большой Разрыв (неопр.). Дата обращения: 6 августа 2016. Архивировано 10 сентября 2016 года.

[Planck-4] Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2020. — Vol. 641. — P. A6. — doi:10.1051/0004-6361/201833910. — Bibcode: 2020A&A...641A...6P. — arXiv:1807.06209.

[1]

[2]

[3]

[4]