Accelerația galaxiilor localizate la schimbări roșii diferite z de la 0 la 3. Linia neagră este o predicție teoretică bazată pe modelul cosmologic modern (LCDM); linii întrerupte - predicții teoretice, complet fără energie întunecată. Punctele cu erori sunt rezultatele experimentale așteptate care pot fi obținute de un radiotelevizator specializat dintr-o nouă generație pentru un deceniu de muncă. Culoarea este zona de redshifts la care este orientat viitorul experiment CHIME. Imagine din articolul în cauză
Expansiunea accelerată a universului și dificultățile de observare a acestuia
Observațiile astronomice care confirmă expansiunea accelerată a universului sunt diverse. Cu toate acestea, trebuie să înțelegem clar că toate aceste observații sunt indirecte. Nu vedem direct că rata de expansiune a universului crește cu timpul. Avem doar un catalog de obiecte aflate la distanțe diferite de la noi, le măsurăm vitezele și luminozitatea, încercăm să comparăm distribuția rezultată cu calculele teoretice și să înțelegem că întregul set de date nu poate fi explicat prin expansiunea uniformă uniformă. Dar presupunerea unei energii întunecate, confirmată de alte date cosmologice, este excelentă cu această descriere.
Cu toate acestea, din motive de fiabilitate, pentru garanția de fier, expansiunea accelerată a universului este utilă pentru măsurarea directă. Acest lucru se poate face folosind așa-numitul test Sandage-Loeb (test Sandage-Loeb). Arată destul de simplu. Urmăm un obiect îndepărtat și măsuram viteza de îndepărtare utilizând efectul Doppler. Dacă lumina a fost emisă de o sursă la o singură lungime de undă și o înregistrăm la o altă lungime de undă, atunci raportul lor ne va da magnitudinea roșie a sursei z. și vă permite să găsiți viteza de îndepărtare a acesteia. Dacă o astfel de măsurare se face de mai multe ori de mai mulți ani, vom observa mai devreme sau mai târziu că schimbarea roșie crește - sursa de lumină se accelerează în raport cu noi. Cu această dimensiune, nu este necesar să comparăm obiecte diferite, să estimăm distanța față de ele sau să măsuram luminozitatea lor. Este suficient doar să monitorizăm schimbarea roșie a aceluiași obiect. dar pentru o lungă perioadă de timp. Deoarece măsurătorile spectroscopice sunt foarte precise și sursa însăși nu dispare, se pare că nu ar trebui să existe probleme cu această măsurătoare.
Cu toate acestea, aspectul puțin mai atent evidențiază o serie de dificultăți. În primul rând, accelerarea așteptată ar trebui să fie foarte mică. Ca cea mai brută estimare, putem lua viteza luminii împărțită la vârsta universului (13 miliarde de ani), ceea ce va da aproximativ 2 (cm / s) / an, adică 10-10 din accelerarea caderii libere în spatele Pământului. O astfel de ordine ar fi accelerarea obiectelor la redshifts mari z - cu condiția ca acestea să fie de fapt accelerate.
Cu toate acestea, o a doua dificultate apare aici. Expansiunea accelerată nu a fost întotdeauna. Accelerația a început relativ recent la o scară cosmologică, când vârsta universului era deja de 10 miliarde de ani. Înainte de aceasta, universul sa extins cu o decelerare: atracția gravitațională a continuat apoi asupra efectului împingător al energiei întunecate. Prin urmare, dacă observăm galaxii îndepărtate cu z> 2, atunci le vom vedea înapoi în epoca îndepărtată, când accelerația nu a fost încă. Deci, pentru observarea directă a accelerației, trebuie să ne uităm doar la obiecte destul de apropiate, doar ele se accelerează pentru observațiile noastre de astăzi. Și dacă sunt apropiați, accelerarea lor va fi și mai mică; calculele arată că nu va depăși 0,4 (cm / s) / an (a se vedea figura).
Cea de-a treia dificultate rezultă din faptul că galaxiile interacționează între ele. Aceasta înseamnă că au, de asemenea, accelerația obișnuită cauzată de atracția gravitațională și nu este deloc legată de expansiunea accelerată a universului. De asemenea, trebuie luată în considerare, astfel încât să nu o confundăm cu efectul cosmologic dorit. Da, și sistemul solar propriu-zis și, prin urmare, și instrumentele de observare, experimentează și o accelerație centripetală îndreptată spre centrul galaxiei noastre. Din fericire, această auto-accelerare este ușor de controlat de perioadele pulsar.
A patra dificultate se datorează mișcării interne a materiei strălucitoare din interiorul sursei. Lumina dintr-o galaxie îndepărtată este o colecție de strălucire a unui număr mare de obiecte sau regiuni extinse. Toți au viteze proprii în interiorul galaxiei, care apoi sunt adunate, apoi scăzute de viteza galaxiei în sine. Chiar și în interiorul unei surse fierbinți există atomi care, în momentul radiației, se mișcă cu mare viteză la noi sau de la noi. Prin urmare, chiar dacă toate din cadrele lor de referință emit lumină la orice lungime de undă, vom observa o linie de emisie îngustă și puțin încețoșată. Din cauza acestei neclarități Doppler inevitabile, va fi foarte dificil să se observe o deplasare cosmologică neglijabilă a liniei de emisie.
Măsurarea directă a accelerației într-o legătură radio a hidrogenului
Acesta utilizează, în esență, același efect, dar nu și pentru liniile de emisie și a liniilor de absorbție și, în plus - nu pentru domeniul optic și pentru emisie radio, la o lungime de undă de 21 cm Numărul nu este luat din tavan .. Celebra linie de spectru de 21 cm rezultă dintr-un salt de electroni într-un atom de hidrogen între două niveluri foarte apropiate de energie, separate de despărțire hiperfină. Observațiile radio ale cerului la această lungime de undă fac posibilă maparea unor nori extinse de hidrogen atomic neutru în galaxii. Dacă un nor de hidrogen destul de dens se află pe calea emisiei radio de la o altă galaxie chiar mai îndepărtată, vedem o linie de absorbție - scăderea intensității semnalului radio la această lungime de undă. Comparând lungimea de undă măsurată cu lungimea nominală de undă, obținem viteza norii de hidrogen în funcție de efectul Doppler.
Articolul descrie mai multe avantaje ale observațiilor radio cu 21 cm în comparație cu cele optice convenționale. În primul rând, linia însăși este extrem de îngustă, iar poziția sa este cunoscută cu mare precizie. În al doilea rând, apare într-un nor de hidrogen rece, deoarece hidrogenul fierbinte nu ar rămâne un gaz neutru. Acest lucru înseamnă că viteza de mișcare a atomilor individuali este mică și neclaritatea liniei este mult mai mică decât pentru o sursă de căldură.
Estimările pentru experimentul CHIME arată că în 10 ani de funcționare va fi posibilă înregistrarea expansiunii accelerate a universului la nivelul semnificației statistice a 5 abateri standard. Pentru proiectul SKA, deja vorbim de câțiva ani. Merită să subliniem faptul că această măsurătoare nu se limitează la simpla observare a accelerației, ci vă va permite să măsurați în detaliu modul în care depinde de redresarea roșie. Aceasta înseamnă că va fi posibilă testarea directă a diferitelor modele teoretice ale energiei întunecate, inclusiv a modelelor de gravitate exotică. Cu alte cuvinte, un alt instrument puternic de cercetare va apărea în arsenalul cosmologilor.