Karanlık Enerji: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
Berkecelik (mesaj | katkılar) Karanlık enerji sayfasına yönlendirildi |
yetersiz kaynak |
||
| 1. satır: | 1. satır: | ||
#REDIRECT [[Karanlık enerji]] |
#REDIRECT [[Karanlık enerji]] |
||
Karanlık madde ile karıştırılmamalıdır. |
|||
[[Fiziksel kozmoloji]] ve [[astronomi]]de,'''karanlık enerji''' ,[[enerji]]nini bilinmeyen bir formudur.Farzedilene göre,bu enerji tüm uzaya yayılmıştır ve evrenin genişlemesini hızlandırma eğilimi vardır.<ref name="peebles">{{cite journal|author=Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat |title=The cosmological constant and dark energy|year=2003|journal=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|issue=2|pages=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P}}</ref> Karanlık enerji,1990'dan beri evrenin hızlanan bir oranda genişlediğine dair olan gözlemleri açıklayabilecek en uygun hipotezdir. |
|||
[[Kozmoloji Standart Modeli]]nin doğru olduğunu varsayarak,son zamanların en iyi ölçümleri,[[karanlık madde]]nin, gözlemlenebilinen evrendeki toplam enerjinin yüzde 68.3'nü oluşturduğuna yöneliktir.Karanlık maddenin kütle-enerjisi ve [[baryonik madde]]si yüzde 26.8 ve 4.9'a tekabül ederken,göreceli olarak,[[nötrino]]lar ve [[foton]]lar gibi diğer bileşenler çok küçük miktarlara tekabül eder.<ref name="planck_overview">{{cite journal |title=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=571|pages=A1|first1=P. A. R. |last1=Ade |first2=N. |last2=Aghanim |first3=C.|last3=Armitage-Caplan |last4=et al. (Planck Collaboration) |first4=C.|last5=Arnaud|first5=M.|last6=Ashdown|first6=M.|last7=Atrio-Barandela|first7=F.|last8=Aumont|first8=J.|last9=Aussel|first9=H.|last10=Baccigalupi|first10=C.|last11=Banday|first11=A. J.|last12=Barreiro|first12=R. B.|last13=Barrena|first13=R.|last14=Bartelmann|first14=M.|last15=Bartlett|first15=J. G.|last16=Bartolo|first16=N.|last17=Basak|first17=S.|last18=Battaner|first18=E.|last19=Battye|first19=R.|last20=Benabed|first20=K.|last21=Benoît|first21=A.|last22=Benoit-Lévy|first22=A.|last23=Bernard|first23=J.-P.|last24=Bersanelli|first24=M.|last25=Bertincourt|first25=B.|last26=Bethermin|first26=M.|last27=Bielewicz|first27=P.|last28=Bikmaev|first28=I.|last29=Blanchard|first29=A.|last30=Bobin|first30=J.|date=22 March 2013 |arxiv=1303.5062|bibcode = 2014A&A...571A...1P |doi=10.1051/0004-6361/201321529|display-authors=29}}</ref><ref name="planck_overview2">{{cite journal |url=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers |title=Planck 2013 Results Papers |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=571 |pages=A1 |first1=P. A. R. |last1=Ade |first2=N. |last2=Aghanim |first3=C.|last3=Armitage-Caplan |last4=et al. (Planck Collaboration) |first4=C. |last5=Arnaud |first5=M. |last6=Ashdown |first6=M. |last7=Atrio-Barandela |first7=F. |last8=Aumont |first8=J. |last9=Aussel |first9=H. |last10=Baccigalupi |first10=C. |last11=Banday |first11=A. J. |last12=Barreiro |first12=R. B. |last13=Barrena |first13=R. |last14=Bartelmann |first14=M. |last15=Bartlett |first15=J. G. |last16=Bartolo |first16=N. |last17=Basak |first17=S. |last18=Battaner |first18=E. |last19=Battye |first19=R. |last20=Benabed |first20=K. |last21=Benoît |first21=A. |last22=Benoit-Lévy |first22=A. |last23=Bernard |first23=J.-P. |last24=Bersanelli |first24=M. |last25=Bertincourt |first25=B. |last26=Bethermin |first26=M. |last27=Bielewicz |first27=P. |last28=Bikmaev |first28=I. |last29=Blanchard |first29=A. |last30=Bobin |first30=J. |date=31 March 2013 |arxiv=1303.5062|bibcode = 2014A&A...571A...1P |doi=10.1051/0004-6361/201321529|display-authors=29 }}</ref><ref name="wmap7parameters">{{cite web|title = First Planck results: the Universe is still weird and interesting|url = http://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/}}</ref><ref name = DarkMatter>Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, ''Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe'', Guidebook Part 2 page 46. Retrieved Oct. 7, 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the current energy density of the universe. Dark energy is known to be smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."</ref> |
|||
Kütle-enerji eşitliği üzerinde durarak,karanlık maddenin yoğunluğu(~ 7 × 10−30 g/cm3 ) oldukça küçüktür,hatta sıradan madde veya karanlık maddeden bile daha küçüktür.Ama yine de evrenin kütle-enerjisine hükmetmektedir çünkü uzay boyunda eşit olarak dağılmıştır. <ref>{{cite journal|title=Why the cosmological constant is small and positive|authors=Paul J. Steinhardt, Neil Turok|journal=Science|volume=312|issue=5777|pages=1180–1183|doi=10.1126/science.1126231 |arxiv=astro-ph/0605173|year=2006|bibcode = 2006Sci...312.1180S }}</ref><ref>{{cite web | url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/dareng.html | title=Dark Energy | work=Hyperphysics | accessdate=January 4, 2014}}</ref><ref>{{Cite web|title = Dark Matter(Dark Energy)|url = http://ngm.nationalgeographic.com/2015/01/hidden-cosmos/ferris-text|accessdate = 2015-06-10|first = Timothy|last = Ferris}}</ref> |
|||
Karanlık enerjinin önerilen 2 formu [[kozmolojik sabit]]<ref>http://www.ft.com/intl/cms/s/2/493de45a-8bef-11e0-854c-00144feab49a.html#axzz3m9WSVVkC</ref> a ''sabit'' uzayı homojen olarak dolduran yoğunluk,<ref name="carroll">{{cite journal|author=[[Sean M. Carroll|Carroll, Sean]]|year=2001|url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|title=The cosmological constant|journal=Living Reviews in Relativity|volume=4|accessdate=2006-09-28|doi=10.12942/lrr-2001-1|arxiv = astro-ph/0004075 |bibcode = 2001LRR.....4....1C }}</ref> enerji yoğunluğu uzayı eşit bir şekilde doldurmaktadır.Uzayda sabit olan [[skaler alan]]ların katkıları kozmolojik sabitte de yeralmaktadırKozmolojik sabit [[vakum enerjisi]]ne eşit olması için formüle edilebilir. Uzayda değişebilen skaler alanları kozmolojik sabitten ayırt etmek zor olabilmektedir çünkü değişim fazlasıyla yavaş ilerliyor olabilir. |
|||
Evrenin genişlemesi üzerine yapılan yüksek-hassasiyetli ölçümlerin anlaşılabilmesi için ilk olarak genişleme oranının zaman ve uzayla birlikte nasıl değiştiğini anlamak gerekir.[[Genel görelilik]]'te,Genişlemenin değişim oranı kozmolojik durum denkleminden parametreleştirilmiştir(sıcaklık,basınç ve madde,enerji,vakum enerji yoğunluğu arasındaki ilişki) |
|||
Karanlık enerji için durum eşitliğini ölçebilmek bugünlerde gözlemsel kozmolojinin en büyük uğraşlarından biri olmuştur.Kozmolojik sabiti kozmolojinin standart [[FLRW metric]]'ne eklemek [[Lamda-CDM modeli]]ni doğurmuştur.Lamda-CDM gözlemlerdeki hassas uyuşmalar nedeniyle kozmolojinin standart modeli olarak kabul edilmektedir.Karanlık enerji , evren için devirli modül formüle etmek amacıyla önemli bir içerik olarak kullanılmaktadır.<ref name="frampton">{{cite journal|author=Baum, L. and Frampton, P.H. |title=Turnaround in Cyclic Cosmology|year=2007|journal=Physical Review Letters|arxiv=hep-th/0610213|volume=98|page=071301|doi = 10.1103/PhysRevLett.98.071301 |pmid=17359014|issue=7|bibcode=2007PhRvL..98g1301B}}</ref>{{clear left}} |
|||
==Karanlık Enerji'nin Doğası== |
|||
Karanlık enerjinin doğası hakkındaki birçok şey spekülasyon olarak kalmaktadır.<ref>{{cite web|last1=Overbye|first1=Dennis|title=Astronomers Report Evidence of 'Dark Energy' Splitting the Universe|url=http://www.nytimes.com/2003/07/22/us/astronomers-report-evidence-of-dark-energy-splitting-the-universe.html|publisher=The New York Times|accessdate=August 5, 2015}}</ref>Karanlık enerjinin kanıtı direkt değildir fakat 3 bağımsız kaynaktan beslenmektedir: |
|||
-Uzaklık ölçümleri ve evrenin son yarısında tüm ömründen daha fazla genişlediğini öngören kızıla kayma arasındaki ilişki.<ref name="Durrer">{{cite journal|author=Durrer, R. |title=What do we really know about Dark Energy?|journal=Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=369|issue=1957|pages=5102|arxiv=1103.5331|year=2011|bibcode = 2011RSPTA.369.5102D|doi=10.1098/rsta.2011.0285}}</ref> |
|||
-Madde veya karanlık madde olmayan başka bir enerji tipine duyulan teoriksel ihtiyaç. |
|||
-Kütle yoğunluğunun geniş ölçekli modellerinin ölçümü |
|||
Karanlık enerjinin çok yoğun olduğundan ziyade aşırı homojen olduğu düşünülmektedir ve bilinmektedir ki yerçekimi haricindeki temel kuvvetlerle etkileşim içerisindedir.Aşırı seyreltilmiş-yaklaşık 10^-27 kg/m^3- olduğundan dolayı laboratuvar deneylerinde ortaya çıkarmak imkansızdır .Karanlık enerji evren üzerinde oldukça büyük bir etkiye sahiptir.Evrensel yoğunluğun %68'ni oluşturmaktadır.Komolojik sabit ve öz modellerinden doğmuştur.Her iki model de karanlık enerjinin negatif basınca sahip olduğuna dair ortak özellikleri içermektedir. |
|||
===Karanlık Enerji Etkisi:Vakumun küçük sabit basıncı=== |
|||
Kendi doğasından bağımsız olarak karanlık enerji güçlü negatif basınca sahip olmak zorunda olabilir.Evrenin genişlemesinin gözlemlenmiş ivmelenmesinin açıklanması amacıyla metamalzemedeki radyasyona benzetilebilir .Genel göreliliğe göre ,bir maddedeki basınç kendi yerçekimsel etkileşimine katkıda bulunmaktadır,aynı kendi kütle yoğunluğunun katkısı gibi.Bu olmaktadır çünkü maddenin yer çekimsel etkileşim oluşturmasını sağlayan fiziksel nicelik gerilme-enerji tensörüdür.Gerilme-enerji tensörü bir maddenin enerji yoğunluğunu ve de basınç ve [[viskozite]]sini içermektedir.[[Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker metriki]]'inde gösterilebilir ki,tüm evdendeki güçlü sabit negatif basınç eğer evren çoktandır genişliyorsa ,evrenin genişlemesinde ivmelenmeye neden olmaktadır.Bu ivmelenmenin genişleme etkisi bazen yerçekimsel geri tepme olarak adlandırılmıştır.Negatif basıncın kütleler arasındaki yerçekimsel etkileşiminin üzerinde bir etkisi yoktur ,ama kozmolojik ölçekte evrenin evrimini değiştirmektedir.Bu durum,kütleler arasındaki etkileşim evrende varolmasına rağmen ievrenin ivmelenen bir şekilde genişlemesiyle sonuçlanmaktadır.Bu ivmelenme basitçe karanlık enerjinin bir fonksiyonudur.Karanlık enerji ısrarlıdır,yoğunluğu sabit kalır.(deneysel olarak 1:10 faktörüyle)Örneğin uzay genişlediğinde karanlık enerji yoğunluğu artmaz. |
|||
2016'da yayımlanan bir makale, karanlık enerjinin,yerçekimsel dalgaları bükebileceğini belirmektedir. |
|||
==Varlığının Kanıtı== |
|||
===Süpernovalar=== |
|||
[[File:SN1994D.jpg|left|thumb|150px|Ia Tipi Süpernova (sol altta parlak nokta) galaksiye yakın]] |
|||
1998'de [[High-Z Süpernova Araştırma Timi]]]<ref name="riess">{{cite journal|author=[[Adam Riess|Riess, Adam G.]]|year=1998|title=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant|journal=Astronomical Journal|volume=116|issue=3|pages=1009–38|arxiv=astro-ph/9805201 |doi=10.1086/300499|bibcode=1998AJ....116.1009R|last2=Filippenko|last3=Challis|last4=Clocchiatti|last5=Diercks|last6=Garnavich|last7=Gilliland|last8=Hogan|last9=Jha|last10=Kirshner|last11=Leibundgut|last12=Phillips|last13=Reiss|last14=Schmidt|last15=Schommer|last16=Smith|last17=Spyromilio|last18=Stubbs|last19=Suntzeff|last20=Tonry}}</ref> [[Type Ia]]'nın gözlemlerini yayınladı.1999'da evrenin genişlemesinin ivmelendiği görüşü üzerine bunu [[Süpernova Kozmoloji Projesi]] izledi.2011 [[Nobel Fizik Ödülü]] [[Saul Perlmutter]] ,[[Brian P.Schmidt]] ve [[Adam G.Riess]]'a bu keşfin liderliğini üstlenmeleri üzerine verildi.<ref name=N11>{{cite web | title = The Nobel Prize in Physics 2011 | publisher = Nobel Foundation | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/index.html|accessdate=2011-10-04}}</ref><ref>[http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/press.html The Nobel Prize in Physics 2011]. Perlmutter got half the prize, and the other half was shared between Schmidt and Riess.</ref> |
|||
O zamandan bu yana,bu gözlemler birçok bağımsız kaynak tarafından kanıtlarla desteklendi.[[kozmik mikrodalga arkaplanı]],[[yerçekimsel kırılma]] ve de [[kozmozun geniş-ölçekli yapısı]] üzerine yapılan ölçümler Lambda-CDM modeliyle tutarlı olan süpernova ölçümlerinin gelişmesine katkıda bulundu.<ref name="wmap">{{cite journal|author = Spergel, D. N. (WMAP collaboration)|title = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology|url = http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/map_bibliography.cfm|date=March 2006|displayauthors = etal }}</ref> Some people argue that the only indication for the existence of dark energy is observations of distance measurements and associated redshifts. Cosmic microwave background anisotropies and baryon acoustic oscillations are only observations that distances to a given redshift are larger than expected from a "dusty" Friedmann–Lemaître universe and the local measured Hubble constant.<ref name="durrer">{{cite journal|author=Durrer, R.|year=2011|title=What do we really know about dark energy?|journal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society A]]|volume=369|issue=1957|pages=5102–5114|arxiv=1103.5331 |doi=10.1098/rsta.2011.0285 |bibcode = 2011RSPTA.369.5102D }}</ref> |
|||
Bazı insanlar karanlık enerjinin varlığına dair tek belirtinin uzaklık ölçüm gözlemleri olduğunu ve [[kızıla kayma]] ile ilişkili olduğunu savundu. kozmik mikrodalga arkaplanı yöne bağlıdır ve [[baryon akustik salınımlar]]ı, kızıla kaymadaki uzaklıkların tozlu Friedmann-Lemaitre evreninden ve de ölçülen Hubble sabitinden beklenenden daha fazla olduğunu belirten tek gözlemdir. |
|||
Süpernovalar kozmoloji için oldukça kullanışlıdır çünkü süpernovalar kozmolojik uzaklıklarda mükemmel birer standart kandillerdir.Süpernovalar evrenin genişleme tarihini ,bir objenin kendisi ve kızıla kayması arasındaki uzaklık ilişkisine bakılarak ölçülmesini sağlarlar.(bizden ne kadar hızlı bir şekilde uzaklaştığını anlamamızı sağlar.) |
|||
[[Hubble Yasası]]'na göre aralarındaki ilişki yaklaşık olarak doğrusaldır.Göreceli olarak kızıla kaymayı ölçmek basittir ama bi objeye olan uzaklığı bulmak daha zordur.Genellikle astronomlar standart mumları kullanırlar:temel parlaklığa sahip objeler için mutlak değer bilinmektedir.Bu ,objenin uzaklığının asıl gözlemlenen parlaklığından yararlınarak ölçülmesini sağlar. |
|||
Type Ia Süpernovaları, aşırı ve tutarlı parlaklıklarından dolayı kozmolojik uzaklıklarda en iyi bilinen standart mumlardır |
|||
Süpernovalar üzerinde yapılan son araştırmalar evrenin %71.3'ünün [[ karanlık enerji]]den ,%27.4'ünün ise [[karanlık madde]] ve [[baryonik madde]] kombinasyonundan meydana geldiğini göstermektedir.<ref name="Kowalski2008">{{cite journal|last=Kowalski|first=Marek|author2=Rubin, David|date=October 27, 2008|title=Improved Cosmological Constraints from New, Old and Combined Supernova Datasets|journal=[[The Astrophysical Journal]]|publisher=University of Chicago Press|location=Chicago|volume=686|issue=2|pages=749–778|doi=10.1086/589937 |arxiv=0804.4142 |bibcode=2008ApJ...686..749K|last3=Aldering|first3=G.|last4=Agostinho|first4=R. J.|last5=Amadon|first5=A.|last6=Amanullah|first6=R.|last7=Balland|first7=C.|last8=Barbary|first8=K.|last9=Blanc|first9=G.|last10=Challis|first10=P. J.|last11=Conley|first11=A.|last12=Connolly|first12=N. V.|last13=Covarrubias|first13=R.|last14=Dawson|first14=K. S.|last15=Deustua|first15=S. E.|last16=Ellis|first16=R.|last17=Fabbro|first17=S.|last18=Fadeyev|first18=V.|last19=Fan|first19=X.|last20=Farris|first20=B.|last21=Folatelli|first21=G.|last22=Frye|first22=B. L.|last23=Garavini|first23=G.|last24=Gates|first24=E. L.|last25=Germany|first25=L.|last26=Goldhaber|first26=G.|last27=Goldman|first27=B.|last28=Goobar|first28=A.|last29=Groom|first29=D. E.|last30=Haissinski|first30=J.|display-authors=29}}. They find a best fit value of the [[Lambda-CDM model#Parameters|dark energy density]], Ω<sub>Λ</sub> of 0.713+0.027–0.029([[Random error|stat]])+0.036–0.039([[Systematic error|sys]]), of the [[Lambda-CDM model#Parameters|total matter density]], Ω<sub>M</sub>, of 0.274+0.016–0.016(stat)+0.013–0.012(sys) with an [[Equation of state (cosmology)|equation of state parameter]] w of −0.969+0.059–0.063(stat)+0.063–0.066(sys).</ref> |
|||
===Kozmik mikrodalga arkaplanı=== |
|||
[[File:Dark Energy.jpg|thumb|450px|right|Karanlık enerjiye bağlı olarak ivmelenen genişleme]] |
|||
Karanlık enerjinini varlığı ,hangi formda olursa olsun, evrenin ölçülen geometrisi ile evrendeki toplam maddedin bağdaştırılmasını gerektirir.[[kozmik mikrodalga arkaplanı]] ölçümleri ve [[eşyönsüzlük]] evrenin düz yüzeye sahip olduğunu ve de evrenin kütle/enerji yoğunluğunun [[kritik yoğunluk]]a eşit olması gerektiğini belirtmektedir.Evrendeki toplam madde (baryon ve karanlık maddeyi de içine alarak) CMB spektrumundan ölçüldüğüne göre kritik yoğunluğun %30'unu oluşturmaktadır.Bu da demek oluyor ki ilave olarak enerjinin farklı bir formu %70'ini oluşturmaktadır.<ref name="wmap" /> The [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP) spacecraft [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe#Seven-year data release|seven-year analysis]] estimated a universe made up of 72.8% dark energy, 22.7% dark matter and 4.5% ordinary matter.<ref name="wmap7parameters" /> |
|||
[[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]](kısaxa WMAP) uydusu nun 7 yıl boyunca yaptığı analizler evrenin %72.8'inin karanlık enerjiden ,%22.7'sinin karanlık maddeden,%4.5'inin ise sıradan maddeden oluştuğunu göstermektedir.2013'te Plank Uydusu'nun yaptığı ölçümler ise daha kesin sonuçlar vermektedir.Bunlar evrenin &68.3'nün karanık enerjiden,&26.8 'nin karanlık maddeden %4.9'unun ise sıradan maddeden oluştuğu yönündedir.<ref name="Washington Post">{{cite news|title=Big Bang’s afterglow shows universe is 80 million years older than scientists first thought|url=http://www.washingtonpost.com/world/europe/telescope-that-sees-big-bangs-afterglow-sees-older-universe-in-glimpse-of-first-split-second/2013/03/21/ada16076-920e-11e2-9173-7f87cda73b49_story_1.html|work=The Washington Post|accessdate=22 March 2013|deadurl=yes}} {{Dead link|date=April 2014|bot=RjwilmsiBot}}</ref> |
|||
===Büyük-Ölçek Yapısı=== |
|||
Evrendeki yapıların fromunu([[yıldız]]lar,[[kuark]]lar,[[galaksi]]ler ve galaksi grupları ve kümeleri) kullanan [[Büyük-ölçek yapısı teorisi]] evrendeki madde yoğunluğunun kritik yoğunluğun %30'na eşdeğer olduğunu belirtir. |
|||
2011 araştırması olan ve 200.000'den fazla galaksinin araştırmasını yapan [[Wiggle Z araştırması]],arkasındaki asıl fizik bilinmez olarak kalmasına rağmen karanlık enerji hakkında birçok kanıt sağladı.<ref>{{cite news| url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-13462926|publisher=BBC News|title=New method 'confirms dark energy'|date=2011-05-19}}</ref>[[Avustralya Astronomik Gözlemevi]] tarafından gerçekleştirilen Wiggle Z araştırmasında kızıla kaymalarını belirlemek için galaksileri taradı.Baryon akustik salınımlarının 150 Mpc çapında boşluklar bırakmalarından yararalandılar.Çünkü bu salınımlar galaksiler tarafından çevrilidir ve de bu boşluklar sanki standart cetveller gibi kullanılarak galaksilere olan uzaklığı tanımlamada yararlanılabilirler ve ayrıca bu yöntemle galaksilerin hızını bulmak daha kesindir.Datalardan ulaşışan sonuç ise kozmik ivmelenmenin süpernovalardan bağımsız olduğu yönündedir. |
|||
===Geç-zaman Entegre Sachs-Wolfe Efekti=== |
|||
İvmelenenen kozmik genişleme, yerçekimsel potansiyel kuyularının ve yüksekliklerinin üzerlerinden fotonlar geçtikçe onları yassılaştırır.Bu Geç-zaman Entegre Sachs-Wolfe Efekti(kısaca ISW) düz evrendeki karanlık enerjinini direk sinyalidir.Bu durum 2008'de HO et al ve Giannantonia et al tarafından rapor edilmiştir.ref>{{cite journal |author1=Crittenden |author2=Neil Turok |doi=10.1103/PhysRevLett.76.575 |journal=Physical Review Letters |volume=76 |title=Looking for $\Lambda$ with the Rees-Sciama Effect |issue=4 |pages=575–578 |year=1995 |arxiv=astro-ph/9510072 |bibcode=1996PhRvL..76..575C |pmid=10061494}}</ref> It was reported at high significance in 2008 by Ho ''et al.''<ref>{{cite journal |author1=Shirley Ho |author2=Hirata |author3=Nikhil Padmanabhan |author4=Uros Seljak |author5=Neta Bahcall |doi=10.1103/PhysRevD.78.043519 |journal=Physical Review D |title=Correlation of CMB with large-scale structure: I. ISW Tomography and Cosmological Implications |volume=78 |issue=4 |pages=043519 |year=2008 |arxiv=0801.0642|bibcode = 2008PhRvD..78d3519H}}</ref> and Giannantonio ''et al.''<ref>{{cite journal |author1=Tommaso Giannantonio |author2=Ryan Scranton |author3=Crittenden |author4=Nichol |author5=Boughn |author6=Myers |author7=Richards |doi=10.1103/PhysRevD.77.123520 |journal=Physical Review D |title=Combined analysis of the integrated Sachs-Wolfe effect and cosmological implications |volume=77 |issue=12 |pages=123520 |year=2008 |arxiv=0801.4380|bibcode = 2008PhRvD..77l3520G}}</ref> |
|||
===Gözlemsel Hubble Sabiti Datası=== |
|||
Karanlık enerjiye gözlemsel [[Hubble sabiti]] ile olan yaklaşım son yıllarda büyük önem kazanmıştır.<ref>{{cite journal|author1=Zelong Yi|author2=Tongjie Zhang|title = Constraints on holographic dark energy models using the differential ages of passively evolving galaxies|journal = Modern Physics Letters A|volume = 22|issue = 1|pages=41|year = 2007|doi=10.1142/S0217732307020889|arxiv=astro-ph/0605596|bibcode = 2007MPLA...22...41Y }}</ref><ref>{{cite journal|author1=Haoyi Wan|author2=Zelong Yi|author3=Tongjie Zhang|author4=Jie Zhou|title = Constraints on the DGP Universe Using Observational Hubble parameter |journal = Physics Letters B|volume = 651|issue = 5|pages=352|year = 2007|doi=10.1016/j.physletb.2007.06.053|arxiv=0706.2723 |bibcode = 2007PhLB..651..352W }}</ref><ref>{{cite journal|author1=Cong Ma|author2=Tongjie Zhang|title = Power of Observational Hubble Parameter Data: a Figure of Merit Exploration|journal = Astrophysical Journal|volume = 730|issue = 2|pages=74|year = 2010|doi=10.1088/0004-637X/730/2/74|arxiv=1007.3787 |bibcode = 2011ApJ...730...74M }}</ref><ref>{{cite journal|author1=Tongjie Zhang|author2=Cong Ma|author3=Tian Lan|title = Constraints on the Dark Side of the Universe and Observational Hubble Parameter Data|journal = Advances in Astronomy|volume = 2010|issue = 1|pages=1|year = 2010|doi=10.1155/2010/184284|arxiv=1010.1307 |bibcode = 2010AdAst2010E..81Z }}</ref> Hubble sabiti kozmolojik [[kızıla kayma]]nın bir fonksiyonu olarak ölçülmüştür.OHD ,gelişmekte olan erken-tip galaksileri kozmik kronometreler olarak varsayarak evrenin genişleme tarihini direk olarak izler.<ref>{{cite journal|author1=Joan Simon |author2=Licia Verde|author3=Raul Jimenez|title = Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential|journal = Physical Review D|volume = 71|issue = 12|pages=123001|year = 2005|doi=10.1103/PhysRevD.71.123001|arxiv=astro-ph/0412269|bibcode = 2005PhRvD..71l3001S }}</ref>Bu açıdan, bu yaklaşım evrende standart saatleri sağlar.Bu fikrin özü, diferansiyel yaş evrimlerinin, bu kozmik kronometrelerin kızıla kayma fonsiyonları gibi ölçülmesinden gelir.Sonuç olarak Hubble parametresine direk bir varsayımda bulunulmasını sağlar. H(z)=-1/(1+z)dz/dt≈-1/(1+z)Δz/Δt. |
|||
Bu yaklaşımın değeri oldukça açıktır; diferansiyel niceliğe olan güven birçok ortak sorunu ve sistematik efektleri en aza indirgeyebilir ve Hubble parametresinin integrali yerine direk ölçümü olarak,süpernovalar veya baryon akustik salınımları gibi, daha fazla bilgi sağlar ve hesaplamada daha çekicidir.Bu nedenlere bağlı olarak, ivmelenen kozmik genişlemeyi araştırmak ve karanlık enerjinin özelliklerini çalışmada daha yaygın bir şekilde kullanıla gelmektedir. |
|||
==Tanımlama Teorileri== |
|||
===Kozmolojik Sabit=== |
|||
[[File:DMPie 2013.svg|thumb||200px|Estimated distribution of [[matter]] and [[energy]] in the universe<ref name="esa">{{cite web |title=Planck reveals an almost perfect universe |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe |work=Planck |publisher=[[ESA]] |date=2013-03-21 |accessdate=2013-03-21 }}</ref>]] |
|||
Karanlık enerji için yapılabilecek en basit açıklama bir uzaya sahip olmanın maliyeti olarak düşünülebilir.Açıklamak gerekirse, uzayın hacmi belirli bi yapısallığa sahiptir bu da esas enerjidir.Bu da [[kozmolojik sabit]]tir ve [[Lamda]] olarak adlandırılmıştır.Yunanca harf olan Λ , bu niceliği matematiksel olarak belirtmek için kullanılmıştır.Enerji ve kütlenin E=mc^2 olarak ilişkilendirilmesinden bu yana,[[Einstein]]'ın [8genel görelilik]] kuramı bu enerjinin yerçekimsel etkiye neden olacağını öngörür. |
|||
Bu bazen vakum enerjisi olarak adlandırılır çünkü boş vakumun enerji yoğunluğudur.Aslında, parçacık fiziğinin birçok teorisi vakum dalgalanmalarının vakuma bu enerji çeşidini verebileceğini öngörür bu Kaşmir Etkisi ile ilişkilidir;herbir parçacığın geometrik olarak form oluşturmasından korunmuş bölgelerinde küçük bir emme gücü vardır.(örneğin kısa ayrımlı plakalar arasında)Bu kozmolojik sabit kozmolojistler tarafından 10−29 g/cm3, veya yaklaşık 10−120 olmak üzere tahmin edilmektedir. |
|||
Kozmolojik sabit kendisinin enerji yoğunluğuna eşit olan bir negatif basınca sahiptir ve de bu evrenin genişlemesiniin ivmelenmesine neden olur. Kozmolojik sabitin neden negatif basınca sahip olduğu ise [[klasik termodinamik]] tarafından açıklanabilir:Enerji bir konteynırın içinde ,konteynır üzerinde iş yapabilmek amacıyla kaybolmalıdır.Hacimdeki değişiklik dV yapılan işin enerji değişimine -P dV eşit olmasını gerektirir.Vakumlanmış bir konteynırın içindeki enerji miktarı hacim arttıkça artış gösterir.Çünkü enerji ρV ye eşittir - ρ (rho) kozmolojik sabitin enerji yoğunluğudur.-Böylelikle P negatiftir ve sonuç olarak P=−ρ. |
|||
Göze çarpan asıl problem ise [[kuantum alan teorileri]]nin ,[[kuantum vakum enerjisi]]nden meydana gelen daha büyük bir kozmolojik sabitin varolduğunu öngörmeleridir.Bazı süpersimetrik teoriler kozmolojik sabitin aslında sıfır olduğunu söyler<ref>{{cite book |last1= Wess |first1= Julius |last2=Bagger |first2=Jonathan |title=Supersymmetry and Supergravity |isbn=978-0691025308}}</ref> fakat bunun hiçbir yardımı yoktur çünkü süpersimetrinin yıkılması gerekir.Son zamanlardaki bilimsel fikir birliği, varsayımlarla ilişkili deneysel kanıtlardan anlam çıkarmaya çalışmaktadır ve de hassas ayar teorileri daha güzel bir çözüm bulunana kadar geçerli görülür.Teknik olarak bu makroskopik gözlemlere karşıt olarak teorileri gözden geçirme anlamına gelir.Ne yazık ki, bilindiği üzere sabit hata payı evrenin şimdiki durumundan daha çok gelecek akıbeti üzerinde tahminde bulunur.Bu yüzden birçok derin konu bilinmez olarak kalmaya devam etmektedir. |
|||
Bu sorunlara rağmen,kozmolojik sabit kozmik ivmelenme problemine en mantıklı çözümü getirmektedir.Tek bir rakam şimdiye kadar yapılan gözlemlerin çoğunu açıklar.Sonuç olarak, kozmolojinin geçerli olan standart modeli,Lamd-CDM modeli, kozmolojik sabiti önemli bir özellik olarak içerir. |
|||
===Öz Kısım=== |
|||
Karanlık enerjinin öz modellerinde, ölçek faktörünün gözlemlenen ivmelenmesi dinamik alanın potansiyel enerjisinden kaynaklanmaktadır ve bu öz alan olarak anılacaktır. |
|||
Özi kozmolojik sabitten ayrıdır çünkü zamanda ve mekanda değişiklik gösterir .Kümelenmemesi ve de madde gibi bir yapı meydana getirmemesi için,alan oldukça aydınlık olmalıdır böylelikle geniş [[Compton dalga boyu]]na sahip olabilir. |
|||
Öze dair şu an için hiçbir kanıt yoktur yine de bu göz ardı edildiği anlamına gelmez.Öz, evrenin genişlemesinin kozmolojik sabitte olduğundan daha yavaş ivmelendiğini öngörür.Bazı bilim insanları öz için en güzel kanıtın Einstein'ın özdeşlik yasasından ve de temel sabitlerin zaman ve uzayda değişiminden geldiğini düşünmektedir.Skaler alanlar parçacık fiziğinin Standart Modeli ve de sicim kuramı tarafından öngörülmüştür ama kozmolojik sabit problemine benzer olarak bir problem ortaya çıkar:[[renormalizasyon teorisi]],[[skaler alan]]ların büyük kütlelere sahip olduğunu öngörmesi. |
|||
Raslantı problemi evrenin ivmelenmesinin neden başladığını sorar.Eğer ivmelenme evrende önceden başladıysa,galaksi gibi yapılar form oluşturmaya ve yaşamaya vakit bulamazlardı,en azından bizim bildiğimiz kadarıyla,hiç bir şekilde varolmazlardı. |
|||
Antropik kuramının taraftarları bu görüşü iargümanlarını desteklemek için kullanmışlardır.Bununla birlikte, özün birçok modeli sözde takipçi davranışına sahiptir,bu da problemi ortadan kaldırır.Bu modellerde öz alan, madde-radyasyon eşit olana kadar rasyasyon yoğunluğunu takip eden bir yoğunluğa sahiptir.Bu da özün karanlık enerji gibi davranmasını tetikler ve sonunda evrene hükmetmeye başlar.Bu karanlık enerjinin düşük enerji ölçeğini tayin eder.<ref>{{cite journal|last1=Ratra|first1=Bharat|last2=Peebles|first2=P.J.E.|title=Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field|journal=Phys. Rev.|volume=D37|pages=3406|doi=10.1103/PhysRevD.37.3406|bibcode=1988PhRvD..37.3406R }}</ref><ref>{{cite journal|last1=Steinhardt|first1=Paul J.|last2=Wang|first2=Li-Min|last3=Zlatev|first3=Ivaylo|title=Cosmological tracking solutions|journal=Phys. Rev.|volume=D59|pages=123504|doi=10.1103/PhysRevD.59.123504|arxiv = astro-ph/9812313 |bibcode = 1999PhRvD..59l3504S }}</ref> |
|||
2004'de,bilim insanları karanlık enerji evrimini kozmolojik dataya uydurduklarında,[[durum denklemi]]nin yukarıdan aşağıya kozmolojik sabit sınırıyla kesistiğini buldular.(w=-1) |
|||
Özün bazı özel durumları [[fantom enerji]] olarak adlandırılır.Fantom enerjide özün enerji yoğunluğu zamanla artar ve kinetik öze neden olur.(kinetik enerjinin standart olmayan bir formu,negatif kinetik enerji gibi)Bunlar sıradan olmayan özelliklere sahip olabilir:fantom enerji ,örneğin [[Büyük Yırtılmaya]] neden olabilir. |
|||
==Alternatif Fikirler== |
|||
Karanlık enerji hakkındaki bazı alternatifler varolan bazı incelikli teorilerin yardımıyla gözlemsel datayı açıklamayı amaçlar.Örneğin yoğunluk özdeşliğinin yerçekimsel etkileri veya ilkel evrenin [[elektrozayıf simetri kırılması]] üzerine yoğunlaşır. |
|||
Eğer uzayın ortalamadan daha boş alanında yerleşmişsek,gözlemlenmiş kozmik genişleme oranı zaman veya ivmelenme değişimi içerisinde yanlış tanımlanmış olabilir.<ref>{{cite journal |last=Wiltshire |first=David L. |year=2007 |title= Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology |journal=Physical Review Letters |volume=99 |issue= 25|page=251101 |doi=10.1103/PhysRevLett.99.251101 |pmid=18233512 |bibcode=2007PhRvL..99y1101W|arxiv = 0709.0732 }}</ref><ref>{{cite journal |author1=Ishak, Mustapha |author2=Richardson, James |author3=Garred, David |author4=Whittington, Delilah |author5=Nwankwo, Anthony |author6=Sussman, Roberto |doi=10.1103/PhysRevD.78.123531 |journal=Physical Review D|title=Dark Energy or Apparent Acceleration Due to a Relativistic Cosmological Model More Complex than FLRW? |volume=78 |issue=12 |pages=123531 |year=2007 |arxiv=0708.2943|bibcode = 2008PhRvD..78l3531I}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Mattsson, Teppo |doi=10.1007/s10714-009-0873-z|journal=Gen. Rel. Grav.|volume=42|title=Dark energy as a mirage|issue=3|pages=567–599|year=2007|arxiv=0711.4264|bibcode = 2010GReGr..42..567M}}</ref><ref>{{cite journal |last=Clifton |first=Timothy |author2=Ferreira, Pedro |date=April 2009 |title= Does Dark Energy Really Exist? |journal=Scientific American |volume=300 |issue=4 |pages=48–55 |doi= 10.1038/scientificamerican0409-48|url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=does-dark-energy-exist |accessdate=April 30, 2009 |pmid=19363920}}</ref> |
|||
Farklı bir yaklaşım ise, uzayın nasıl bizim yerel kümemizi çevreleyen boşluğun içerisinde daha süratle genişlediğini göstermek amacıyla [8özdeşlik yasası]]nın kozmolojik genişlemesini kullanır.Zayıfken, bu tarz etkilerin milyar yıllar üzerinde bir zaman diliminde dikkate alınması önem arzedebilir, kozmik ivmelenmenin bir ilizyonunu yaratır ve sanki [[Hubble Bubble]](nargile) içerisinde yaşıyormuşçasına görünmesine olanak sağlar.<ref>{{Cite journal | doi = 10.1103/PhysRevD.78.084032|arxiv=0809.1183| title = Cosmological equivalence principle and the weak-field limit| journal = Physical Review D| volume = 78| issue = 8|pages=084032| year = 2008| last1 = Wiltshire | first1 = D. |bibcode=2008PhRvD..78h4032W}}</ref><ref>{{cite web|last=Gray|first=Stuart|title=Dark questions remain over dark energy|url=http://www.abc.net.au/science/articles/2009/12/09/2765371.htm|publisher=ABC Science Australia|accessdate=27 January 2013}}</ref><ref>{{cite news|last=Merali|first=Zeeya|title=Is Einstein's Greatest Work All Wrong—Because He Didn't Go Far Enough?|url=http://discovermagazine.com/2012/mar/09-is-einsteins-greatest-work-wrong-didnt-go-far|accessdate=27 January 2013|newspaper=Discover magazine|date=March 2012}}</ref> |
|||
[[File:Wz-z.jpg|right|thumb|200px|The equation of state of Dark Energy for 4 common models by Redshift.<ref>by Ehsan Sadri M.A Ap</ref> <br /> |
|||
A: CPL Model, <br /> |
|||
B: Jassal Model, <br /> |
|||
C: Barboza & Alcaniz Model,<br /> |
|||
D: Wetterich Model]] |
|||
Teorilerin başka bir sınıfı ise,[[karanlık madde]]yi ve [[karanlık enerji]]yi bir arada kapsayan tüm teorileri, çeşitli ölçeklerde [[yerçekim yasası]]nı niteleyen tek bir olay gibi düşünmek gerektiğini ileri sürer.Bu tarz teorilere örnek olarak [[dark fluid]](karanlık madde ve karanlık enerjinin bir arada hali) gösterilebilir. Karanlık madde ve karanlık enerjiyi birleştiren teorilerin başka bir sınıfı ise değiştirilmiş yerçekimlerinin eşdeğişken teorileri olmak üzere önerilir.Bu teoriler uzay-zaman dinamiklerini değiştirir.<ref>{{cite journal |last=Exirifard |first=Q. |year=2010 |pages=93–106 |volume=43|title=Phenomenological covariant approach to gravity |journal=General Relativity and Gravitation |doi=10.1007/s10714-010-1073-6|bibcode = 2011GReGr..43...93E|arxiv = 0808.1962 }}</ref> |
|||
2011'de [[Christos Tsagas]](Yunanistan da [[Aristotle Üniversitesi]]'nde bir kozmolojist) tarafından [[Physical Review]]'da yayımlanan bir makalede bunun, evrenin ivmelenen genişlemesinin bizim evrenin geri kalanına göre göreceli hareketimizden kaynaklanan bir ilüzyon olduğunu savundu.Yayımlanan belgedeki datalar evrenin bizim de bulunduğumuz yerin 2.5 milyar [[ısık yılı]] genişliğindeki kısmı etrafımızdaki her şeye göreceli olarak süratle hareket ettiğini gösteriyordu. Eğer teori doğrulanırsa bu karanlık enerjinin varolmadığı anlamına gelir (ama yine de [[karanlık akım]] hala varolabilir)<ref>Wolchover, Natalie (27 September 2011) [http://www.msnbc.msn.com/id/44690771/ns/technology_and_science-science/#.ToNr_6h4Cdd 'Accelerating universe' could be just an illusion], MSNBC</ref><ref>{{cite journal|last=Tsagas|first=Christos G.|title=Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis|journal=Physical Review D|year=2011|volume=84|issue=6|pages=063503|doi=10.1103/PhysRevD.84.063503|bibcode = 2011PhRvD..84f3503T |arxiv = 1107.4045 }}</ref> |
|||
Bazı teorisyenler karanlık enerji ve kozmik ivmelenmenin geniş ölçeklerde genel göreliliğin başarısızlığı olduğunu düşünmektedir.Buna rağmen genel göreliliği modife etmek üzerine olan uğraşların çoğunun öz teorilerine eşdeğer olduğu veya gözlemlerle tutarsız olduğu ortaya çıkmıştır.Karanlık enerji hakkındaki diğer fikirler sicim kuramından ,brane kozmolojisinden veyahut holografik prensibinden gelmektedir fakat öz ve kozmolojik sabitle karşılaştırılacak kadar inandırıcı oldukları söylenemez.Diğer taraftan M.R.Khoshbin-e-Khoshnazar, evrenin model ayrıştırmasının karanlık enerjinin kökenini açıklayabileceğine inanır..<ref>{{cite journal | last1 = Khoshbin-e-Khoshnazar | first1 = M.R. | year = 2013 | title = Binding Energy of the Very Early Universe: Abandoning Einstein for a Discretized Three–Torus Poset.A Proposal on the Origin of Dark Energy | url = | journal = Gravitation and Cosmology | volume = 19 | issue = 2| pages = 106–113 | doi=10.1134/s0202289313020059}}</ref> |
|||
Nature dergisinin [[sicim kuramı]] üzerine tanımlamaları: |
|||
[[Standford Üniversitesi]]'nden bir kozmolojist olan [[Leonard Susskind]],[[Sicim kuramı]]nın [[parçacık fizikçileri]] arasında oldukça popüler olduğunu,hatta gözlemlenebilen evrenin 10500 evreni içinde barındıran büyük çoklu evrenin sadece bir parçası olmasının oldukça çekici olduğunu söylüyor.Vakum enerjisi farklı evrenlerde farklı değerlere sahip olurlar ve bazılarında veya çoğunda oldukça uçsuz bucaksızdır.Fakat bizim evrenimizde küçük olmak zorundadır. |
|||
[[Paul Steinhardt]],aynı makalede karanlık enerjinin sicim kuramı üzerinden açıklanmasını eleştirir ve şöyle der:"Antropikler ve raslantısallık hiçbir şeyi açıklamaz...Kabul edilmeyi isteyen bir çok teori konusunda hayal kırıklığına uğramış durumdayım."<ref name="Nature">{{cite journal |last=Hogan |first=Jenny |year=2007 |title=Unseen Universe: Welcome to the dark side |journal=Nature |volume=448 |issue=7151 |pages=240–245 |doi=10.1038/448240a |pmid=17637630 |bibcode = 2007Natur.448..240H}}</ref> |
|||
Diğer önermeler uzay-zamanda duble metrik sensörlerin ihtimaline dayanır.<ref>{{cite journal |last=Hossenfelder |first=S. |year=2008|title=A Bi-Metric Theory with Exchange Symmetry |journal=Physical Review D |volume=78 |issue=4 |page=044015 |doi=10.1103/PhysRevD.78.044015|bibcode = 2008PhRvD..78d4015H|arxiv = 0807.2838 }}</ref><ref>{{cite journal |doi=10.1142/S0217751X05024602 |last=Henry-Couannier |first=F. |year=2005 |title=Discrete Symmetries and General Relativity, the Dark Side of Gravity |journal=International Journal of Modern Physics A|volume=20 |issue=11 |page=2341|arxiv = gr-qc/0410055 |bibcode = 2005IJMPA..20.2341H}}</ref><ref>{{cite arXiv |author1 = Ripalda, Jose M.|title = Time reversal and negative energies in general relativity |arxiv = gr-qc/9906012 |year = 1999 }}</ref>Genel görelilikte zamanın tersine çevrildiği çözümlerin, tutarlılık için bu tarz duble metrikler gerektirdiği ve de karanlık madde ve karanlık enerjinin genel göreliliğin zamanın tersine çevrilmiş çözümlerinden yola çıkılarak anlaşılabileceği şimdiye kadar tartışıla gelmiştir.Gösterilmiştir ki eğer eylemsizliğin,Unruh rasyasyonundaki ufukların etkisine bağlı olduğu farzedilirse,bu galaksi dönüşleri ve kozmik ivmelenmenin gözlemlenene yakın olduğunu gösterir.<ref>{{cite journal|last=McCulloch |first=M.E. |year=2010|title=Minimum accelerations from quantised inertia |journal=EPL |volume=90 |issue=2 |page=29001|doi=10.1209/0295-5075/90/29001 |arxiv = 1004.3303 |bibcode=2010EL.....9029001M }}</ref> |
|||
===Çeşitli Karanlık Enerji Modelleri=== |
|||
Genel olarak karanlık enerji çeşitlilik gösterebilir.Modern gözlemsel data şimdiki zamandaki karanlık enerjinin yoğunluğunu saptamıştır.[[Baryon akustik salınımları]] kullanarak, karanlık enerjinin evrenin tarihi üzerindeki etkisini araştırabiliriz ve karanlık enerjinin [[durum denklemi]]nin parametrelerini zorlayabiliriz.Karanlık enerji sorusunu cevaplandırabilmek için önerilen en yakın çözüm , karanlık enerjinin değişken olduğunu varsaymaktır.Şimdiye kadar bunun için birçok model önerilmiştir.Bu modellerin en popüler olanlarından biri Chevallier–Polarski–Linder(CPL) modelidir.<ref>{{cite journal|last1=Chevallier|first1=M|last2=Polarski|first2=D|title=Accelerating Universes with Scaling Dark Matter|journal=International Journal of Modern Physics D |volume=10 |pages=213–224 |year=2001|arxiv=gr-qc/0009008|bibcode = 2001IJMPD..10..213C |doi = 10.1142/S0218271801000822 }}</ref><ref>{{cite journal|last1=Linder|first1=Eric V.|title=Exploring the Expansion History of the Universe|journal=Physical Review Letters|date=3 March 2003|volume=90|issue=9|doi=10.1103/PhysRevLett.90.091301|arxiv=astro-ph/0208512v1|bibcode = 2003PhRvL..90i1301L }}</ref><ref>{{cite journal|last1=Alcaniz|first1=E.M.|last2=Alcaniz|first2=J.S.|title=A parametric model for dark energy|journal=Physics Letters B |volume=666 |pages=415–419 |year=2008|doi=10.1016/j.physletb.2008.08.012|arxiv = 0805.1713 |bibcode = 2008PhLB..666..415B }}</ref> (Jassal et al. 2005),<ref>{{cite journal|last1=Jassal|first1=H.K|last2=Bagla|first2=J.S|title=Understanding the origin of CMB constraints on Dark Energy|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=405 |pages=2639–2650 |year=2010|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16647.x |arxiv = astro-ph/0601389 |bibcode = 2010MNRAS.405.2639J }}</ref> (Wetterich. 2004).<ref>{{cite arXiv|last1=Wetterich|first1=C.|title=Phenomenological parameterization of quintessence|date=2004|arxiv=astro-ph/0403289v1}}</ref> |
|||
Bazı yaygın diğer modeller ise (Barboza & Alcaniz. 2008),[60] (Jassal et al. 2005),[61] (Wetterich. 2004) dir..[62] |
|||
==Evrenin Kaderi Hakkındaki Bazı Çıkarımlar== |
|||
Kozmologların tahmin ettiğine göre ivmelenme kabaca 5 milyar yıl önce başladı.Bundan önce düşünülene göre, [[karanlık madde]]nin ve de [[baryon]]ların çekici etkisine bağlı olarak genişleme yavaşlıyordu.Genişleyen evrende karanlık maddenin yoğunluğu karanlık enerjiden daha hızlı bir şekilde azalmaktadır ve sonuç olarak karanlık enerji üstünlüğü ele geçirir.Spesifik olarak, evrenin hacmi iki katına çıktığında,karanlık maddenin yoğunluğu yarıya inmiştir ama karanlık enerji yoğunluğu neredeyse hiç değişmemiştir(karanlık enerji yoğunluğu kozmolojik sabit durumunda sabittir.) |
|||
Eğer ivmelenme belirsiz olarak devam ederse ,sonuç olarak lokal süper kümelerin dışındaki galaksiler görüş hattı hızına sahip olacaktır.Bu da zaman içerisinde sürekli olarak artacağı ve en sonunda ışık hızını aşacağı anlamına gelir.<ref>{{cite journal |url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-end-of-cosmology |title=The End of Cosmology?|journal= Scientific American |date=March 2008|author=Krauss, Lawrence M. and Scherrer, Robert J. | volume= 82|accessdate=2011-01-06}}</ref>Bu özel göreliliğin ihlali anlamına gelmez çünkü hız kavramı burada lokal referans sistemi içerisinde hızın farklı bir formu olarak kullanılmıştır. Hubble parametresinin zamanla azalmasından dolayı, bizden ışık hızından daha hızlı bir şekilde uzaklaşan galaksilerin en sonunda bize sinyallerini ulaştırabilecekleri durumlar söz konusu olabilir.Buna rağmen, ivmelenen genişlemeden dolayı birçok galaksinin en sonunda kozmolojik olay ufku tipiyle çakışacağı öngörülmektedir.Kozmolojik olay ufkunda, o noktadan geçen yaydıkları tüm ışıklar hiçbi şekilde bize ulaşamazlar çünkü ışık hiçbi şekilde o noktaya erişemez. |
|||
Karanlık enerjinin sabit olduğunu varsayarak(kozmolojik sabit) kozmolojik durum ufkuna olan uzaklık yaygın olarak 16 milyar ışık yılı kadardır.Bu şu anlama gelir; şu anda olan bir olaydan gönderilen sinyal bize gelecekte ulaşabilir ama bunun için bu olayın bizden 16 milyar ışık yılı uzaklıkta olması gerekir.Ama eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzaksa bize hiçbi şekilde ulaşamaz. |
|||
Galaksiler bu kozmolojik durum ufuğunu geçtikleri noktaya yaklaştıkça,galaksilerden gelen ışık git gide daha fazla kızıla kayar.Dalga boyunun çok büyük olduğu bir noktaya geldiğinde galaksiler ortadan kaybolur.Evrenin geri kalanı ortadan kaybolurken Dünya,Samanyolu ve Başak Kümesi hemen hemen bozulmamış olarak kalabilir.Bu senaryoda, lokal süper kümeler en nihayetinde ısıl dengelliğe uğrayabilir.<ref>{{cite journal|last = Krauss|first = Lawrence M.|author2=Robert J. Scherrer|title = The Return of a Static Universe and the End of Cosmology|journal = General Relativity and Gravitation|volume = 39|issue = 10|pages = 1545–1550|year = 2007|doi = 10.1007/s10714-007-0472-9|arxiv=0704.0221|bibcode = 2007GReGr..39.1545K}}</ref><ref>[http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=102715275 Using Tiny Particles To Answer Giant Questions]. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the [http://www.npr.org/templates/transcript/transcript.php?storyId=102715275 transcript], [[Brian Greene]] makes the comment "And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance."</ref> |
|||
Evrenin geleceği hakkında bazı spekülatif fikirler vardır.Bunlardan biri fantom enerjinin ıraksal genişlemeye neden olduğunu ortaya atar.Bu şu anlama gelmektedir ki karanlık enerjinin etkili kuvveti evrendeki diğer bütün kuvvetlere hükmedene kadar büyümeye devam eder.Karanlık enerji en nihayetinde yerçekimsel bağlı tüm yapıları paramparça eder,buna galaksiler ,[[güneş sistemi]] de dahildir.En nihayetinde atomları parçalamak üzere elektriksel ve nükleer kuvvetlerin üstesinden gelir ve bu da evrenin [[büyük yırtılma]]yla son bulmasına neden olur.Diğer taraftan karanlık enerji zamanla yokolabilir veya daha etkili bir hale gelebilir.Bu tarz belirsizlikler yerçekiminin hala hükümsürdüğü ve buna bağlı olarak evrenin [[Büyük Çöküş]]e mağruz kalacağı ihtimalini açık bırakır.<ref name=HTUW>{{cite AV media | title=How the Universe Works 3 | volume=End of the Universe | year=2014 | publisher=Discovery Channel}}</ref>Devirli model gibi bazı senaryolar bunun mümkün olduğunu söyler.Şu da mümkündür ki evrenin belki de hiç sonu yoktur ve şu anki haline sonsuza kadar devam eder.Bu fikirler gözlemler tarafından desteklenmediği için gözardı edilmektedirler. |
|||
==Keşif Tarihi ve Önceki Spekülasyonlar== |
|||
[8Kozmolojik sabit]] ilk olarak [[Einstein]] tarafından,yerçekimini dengelemek için karanlık enerjiyi kullanarak statik evrene öncülük edebilecek yerçekimsel alan denklemine çözüm olacak bir mekanizma olarak önerilmiştir.<ref name="Einstein">{{cite arXiv|author=Harvey, Alex |title=How Einstein Discovered Dark Energy |year=2012|arxiv = 1211.6338}}</ref> Daha sonraları farkedilmiştir ki Einstein'ın statik evreni kararsız olabilir çünkü local türdeşsizlikler nihayetinde denetimsiz genişlemelere veyahut evrenin çökmesine öncülük edebilir.Denge kararsızdır:Eğer evren yavaşça genişlerse,o zaman bu genişleme vakum enerjisi açığa çıkarır ve bu enerji de daha fazla genişlemeye neden olur.Aynı şekilde yavaşça çöken bir evren çökmeye devam edecektir. Bu tür karmaşalar maddenin evrende düzensiz bir şekilde dağılımından dolayı kaçınılmazdır.Daha önemlisi,Edwin Hubble tarafından 1929'da yapılan gözlemler evrenin statik olmadığını ve sürekli genişlediğini göstermektedir. |
|||
[[Alan Guth]] ve [[Alexei Starobinsky]] 1980'de karanlık enerji konusuna benzer olarak, negatif basınç alanının erken evrende [[kozmik inflasyonu]] yönlendirebileceği fikrini öne sürdüler.Enflasyon,niteliksel anlamda karanlık enerjiye benzer olarak itici kuvvetin Büyük Patlamadan hemen sonra evrenin muazzam ve üssel genişlemesine neden oldu.Bu tarz bir genişleme, Büyük Patlama'nın en yaygın modellerinin önemli bir özelliğidir.Buna rağmen,enflasyon karanlık enerjinin bugünlerde gözlemlediğimiz yoğunluğundan daha fazla enerji yoğunluğunda meydana gelmek zorundadır .Karanlık enerji ve enflasyon arasında,eğer bir ilişki varsa,ne tarz bir ilişki olduğu açık değildir.Enflasyon modellerinin kabul edilmesinden sonra bile ,kozmolojik sabitin şimdiki evrenle alakasız olduğu düşünülmekteydi. |
|||
Neredeyse tüm enflasyon modelleri, evrenin toplam yoğunluğunun(madde+enerji) kritik yoğunluğa yakın olması gerektiğini öngörür.1980'ler boyunca, kozmolojik araştırmaların çoğu sadece maddedeki [[kritik yoğunluk]] modelleri üzerine odaklanmıştır.(Genellikle %95 [[soğuk karanlık madde]] ve %5 -baryonlar-sıradan madde).Bu modeller gerçeğe yakın galaksiler ve kümeler oluşturmada başarılı bulunmuştur fakat 1980'lerin sonuna doğru bazı problemler baş göstermiştir:Özellikle Hubble sabitine bir değer gerektiren model,gözlemlerden elde edilen değerden daha düşük çıkmıştır.Bu problemler 1992'de COBE uzay aracı tarafından kozmik mikrodalga arkaplanında bulunan eşyönsüzlüğün keşfedilmesi ile birlikte daha içinden çıkılmaz bir hale geldi ve birçok değiştirilmiş CDM modelleri 1990ların ortalarına doğru aktif çalışma altında toplandı:bunlar Lamda-CDM modelini ve de sıcak/soğuk karanlık madde modelini de içeriyordu. Karanlık enerjiyi destekleyen ilk doğrudan kanıt 1998'de süpernova gözlemlerinden, Riess et al[20] tarafından ortaya çıkarılmış ve daha sonra Perlmutter et al tarafından doğrulanmıştır ve de Lambda-CDM modeli öncü model olarak kabul edilmiştir.Akabinde, karanlık enerji bağımsız gözlemler tarafından desteklenmiştir:2000'de BOOMERANG VE Maxima kozmik mikrodalga arkaplanı deneyleri CMB'de ilk akustik tepe noktasını gözlemlediler .Bu da toplam(kütle+enerji) yoğunluğun kritik yoğunluğun %100'ne yakın olduğunu gösteriyordu.Daha sonra 2001'de 2dF Galaksi Kızılakayma Araştırması maddenin yoğunluğunun kritik yoğunluğun %30'una yakın olduğuna dair daha güçlü kanıtlar sundu.Bu iki görüşün arasında büyük bir farklılığın olması ise karanlık enerjinin bu farklılığı yarattığı görüşünü destekledi. 2003-2010 arasında VWAP tarafından yapılan daha kesin hesaplamalar ise standart modeli desteklemeye devam etti ve anahtar parametlerin daha kesin hesaplamalarının elde edilmesine yardımcı oldu. |
|||
Karanlık enerji terimi [[Fritz Zwicky]]'in karanlık maddesine benzer olarak 1998'de [[Michael Turner]] tarafından ortaya atıldı. |
|||
2013'ten itibaren Lambda-CDM modeli titiz bir şekilde gerçekleştirilen kozmolojik gözlemlere uygun olarak yapıldı.Bu gözlemlerde Planck Uydusu ve de Supernova Legacy Araştırması da yer aldı.Supernova Legacy Araştırmasından elde edilen ilk bulgular karanlık enerjinin ortalama davranışının(durum denklemi) Einstein'ın kozmolojk sabiti gibi davrandığını ortaya çıkardı.( %10 luk bir kesinlikle ).<ref name="snls">{{cite journal|author=Astier, Pierre ([[Supernova Legacy Survey]])|title=The Supernova legacy survey: Measurement of Ω<sub>M</sub>, Ω<sub>Λ</sub> and W from the first year data set|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=447|pages=31–48|year=2006|arxiv=astro-ph/0510447|doi=10.1051/0004-6361:20054185|bibcode=2006A&A...447...31A|last2=Guy|last3=Regnault|last4=Pain|last5=Aubourg|last6=Balam|last7=Basa|last8=Carlberg|last9=Fabbro|last10=Fouchez|last11=Hook|last12=Howell|last13=Lafoux|last14=Neill|last15=Palanque-Delabrouille|last16=Perrett|last17=Pritchet|last18=Rich|last19=Sullivan|last20=Taillet|last21=Aldering|last22=Antilogus|last23=Arsenijevic|last24=Balland|last25=Baumont|last26=Bronder|last27=Courtois|last28=Ellis|last29=Filiol|last30=Gonçalves|display-authors=29}}</ref>Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskopu Higher Z-Team'den elde edilen bulgular karanlık enerjinin en az 9 milyar yıldır varolduğunu ve de bu süre boyunca kozmik ivmelenmeden önce geldiğine işaret etmektedir. |
|||
==Referanslar== |
|||
Sayfanın 15.19, 23 Mayıs 2016 tarihindeki hâli
Şuraya yönlendir:
Karanlık madde ile karıştırılmamalıdır.
Fiziksel kozmoloji ve astronomide,karanlık enerji ,enerjinini bilinmeyen bir formudur.Farzedilene göre,bu enerji tüm uzaya yayılmıştır ve evrenin genişlemesini hızlandırma eğilimi vardır.[1] Karanlık enerji,1990'dan beri evrenin hızlanan bir oranda genişlediğine dair olan gözlemleri açıklayabilecek en uygun hipotezdir.
Kozmoloji Standart Modelinin doğru olduğunu varsayarak,son zamanların en iyi ölçümleri,karanlık maddenin, gözlemlenebilinen evrendeki toplam enerjinin yüzde 68.3'nü oluşturduğuna yöneliktir.Karanlık maddenin kütle-enerjisi ve baryonik maddesi yüzde 26.8 ve 4.9'a tekabül ederken,göreceli olarak,nötrinolar ve fotonlar gibi diğer bileşenler çok küçük miktarlara tekabül eder.[2][3][4][5] Kütle-enerji eşitliği üzerinde durarak,karanlık maddenin yoğunluğu(~ 7 × 10−30 g/cm3 ) oldukça küçüktür,hatta sıradan madde veya karanlık maddeden bile daha küçüktür.Ama yine de evrenin kütle-enerjisine hükmetmektedir çünkü uzay boyunda eşit olarak dağılmıştır. [6][7][8] Karanlık enerjinin önerilen 2 formu kozmolojik sabit[9] a sabit uzayı homojen olarak dolduran yoğunluk,[10] enerji yoğunluğu uzayı eşit bir şekilde doldurmaktadır.Uzayda sabit olan skaler alanların katkıları kozmolojik sabitte de yeralmaktadırKozmolojik sabit vakum enerjisine eşit olması için formüle edilebilir. Uzayda değişebilen skaler alanları kozmolojik sabitten ayırt etmek zor olabilmektedir çünkü değişim fazlasıyla yavaş ilerliyor olabilir.
Evrenin genişlemesi üzerine yapılan yüksek-hassasiyetli ölçümlerin anlaşılabilmesi için ilk olarak genişleme oranının zaman ve uzayla birlikte nasıl değiştiğini anlamak gerekir.Genel görelilik'te,Genişlemenin değişim oranı kozmolojik durum denkleminden parametreleştirilmiştir(sıcaklık,basınç ve madde,enerji,vakum enerji yoğunluğu arasındaki ilişki)
Karanlık enerji için durum eşitliğini ölçebilmek bugünlerde gözlemsel kozmolojinin en büyük uğraşlarından biri olmuştur.Kozmolojik sabiti kozmolojinin standart FLRW metric'ne eklemek Lamda-CDM modelini doğurmuştur.Lamda-CDM gözlemlerdeki hassas uyuşmalar nedeniyle kozmolojinin standart modeli olarak kabul edilmektedir.Karanlık enerji , evren için devirli modül formüle etmek amacıyla önemli bir içerik olarak kullanılmaktadır.[11]
Karanlık Enerji'nin Doğası
Karanlık enerjinin doğası hakkındaki birçok şey spekülasyon olarak kalmaktadır.[12]Karanlık enerjinin kanıtı direkt değildir fakat 3 bağımsız kaynaktan beslenmektedir:
-Uzaklık ölçümleri ve evrenin son yarısında tüm ömründen daha fazla genişlediğini öngören kızıla kayma arasındaki ilişki.[13] -Madde veya karanlık madde olmayan başka bir enerji tipine duyulan teoriksel ihtiyaç. -Kütle yoğunluğunun geniş ölçekli modellerinin ölçümü Karanlık enerjinin çok yoğun olduğundan ziyade aşırı homojen olduğu düşünülmektedir ve bilinmektedir ki yerçekimi haricindeki temel kuvvetlerle etkileşim içerisindedir.Aşırı seyreltilmiş-yaklaşık 10^-27 kg/m^3- olduğundan dolayı laboratuvar deneylerinde ortaya çıkarmak imkansızdır .Karanlık enerji evren üzerinde oldukça büyük bir etkiye sahiptir.Evrensel yoğunluğun %68'ni oluşturmaktadır.Komolojik sabit ve öz modellerinden doğmuştur.Her iki model de karanlık enerjinin negatif basınca sahip olduğuna dair ortak özellikleri içermektedir.
Karanlık Enerji Etkisi:Vakumun küçük sabit basıncı
Kendi doğasından bağımsız olarak karanlık enerji güçlü negatif basınca sahip olmak zorunda olabilir.Evrenin genişlemesinin gözlemlenmiş ivmelenmesinin açıklanması amacıyla metamalzemedeki radyasyona benzetilebilir .Genel göreliliğe göre ,bir maddedeki basınç kendi yerçekimsel etkileşimine katkıda bulunmaktadır,aynı kendi kütle yoğunluğunun katkısı gibi.Bu olmaktadır çünkü maddenin yer çekimsel etkileşim oluşturmasını sağlayan fiziksel nicelik gerilme-enerji tensörüdür.Gerilme-enerji tensörü bir maddenin enerji yoğunluğunu ve de basınç ve viskozitesini içermektedir.Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker metriki'inde gösterilebilir ki,tüm evdendeki güçlü sabit negatif basınç eğer evren çoktandır genişliyorsa ,evrenin genişlemesinde ivmelenmeye neden olmaktadır.Bu ivmelenmenin genişleme etkisi bazen yerçekimsel geri tepme olarak adlandırılmıştır.Negatif basıncın kütleler arasındaki yerçekimsel etkileşiminin üzerinde bir etkisi yoktur ,ama kozmolojik ölçekte evrenin evrimini değiştirmektedir.Bu durum,kütleler arasındaki etkileşim evrende varolmasına rağmen ievrenin ivmelenen bir şekilde genişlemesiyle sonuçlanmaktadır.Bu ivmelenme basitçe karanlık enerjinin bir fonksiyonudur.Karanlık enerji ısrarlıdır,yoğunluğu sabit kalır.(deneysel olarak 1:10 faktörüyle)Örneğin uzay genişlediğinde karanlık enerji yoğunluğu artmaz. 2016'da yayımlanan bir makale, karanlık enerjinin,yerçekimsel dalgaları bükebileceğini belirmektedir.
Varlığının Kanıtı
Süpernovalar
1998'de High-Z Süpernova Araştırma Timi][14] Type Ia'nın gözlemlerini yayınladı.1999'da evrenin genişlemesinin ivmelendiği görüşü üzerine bunu Süpernova Kozmoloji Projesi izledi.2011 Nobel Fizik Ödülü Saul Perlmutter ,Brian P.Schmidt ve Adam G.Riess'a bu keşfin liderliğini üstlenmeleri üzerine verildi.[15][16]
O zamandan bu yana,bu gözlemler birçok bağımsız kaynak tarafından kanıtlarla desteklendi.kozmik mikrodalga arkaplanı,yerçekimsel kırılma ve de kozmozun geniş-ölçekli yapısı üzerine yapılan ölçümler Lambda-CDM modeliyle tutarlı olan süpernova ölçümlerinin gelişmesine katkıda bulundu.[17] Some people argue that the only indication for the existence of dark energy is observations of distance measurements and associated redshifts. Cosmic microwave background anisotropies and baryon acoustic oscillations are only observations that distances to a given redshift are larger than expected from a "dusty" Friedmann–Lemaître universe and the local measured Hubble constant.[18]
Bazı insanlar karanlık enerjinin varlığına dair tek belirtinin uzaklık ölçüm gözlemleri olduğunu ve kızıla kayma ile ilişkili olduğunu savundu. kozmik mikrodalga arkaplanı yöne bağlıdır ve baryon akustik salınımları, kızıla kaymadaki uzaklıkların tozlu Friedmann-Lemaitre evreninden ve de ölçülen Hubble sabitinden beklenenden daha fazla olduğunu belirten tek gözlemdir.
Süpernovalar kozmoloji için oldukça kullanışlıdır çünkü süpernovalar kozmolojik uzaklıklarda mükemmel birer standart kandillerdir.Süpernovalar evrenin genişleme tarihini ,bir objenin kendisi ve kızıla kayması arasındaki uzaklık ilişkisine bakılarak ölçülmesini sağlarlar.(bizden ne kadar hızlı bir şekilde uzaklaştığını anlamamızı sağlar.)
Hubble Yasası'na göre aralarındaki ilişki yaklaşık olarak doğrusaldır.Göreceli olarak kızıla kaymayı ölçmek basittir ama bi objeye olan uzaklığı bulmak daha zordur.Genellikle astronomlar standart mumları kullanırlar:temel parlaklığa sahip objeler için mutlak değer bilinmektedir.Bu ,objenin uzaklığının asıl gözlemlenen parlaklığından yararlınarak ölçülmesini sağlar. Type Ia Süpernovaları, aşırı ve tutarlı parlaklıklarından dolayı kozmolojik uzaklıklarda en iyi bilinen standart mumlardır Süpernovalar üzerinde yapılan son araştırmalar evrenin %71.3'ünün karanlık enerjiden ,%27.4'ünün ise karanlık madde ve baryonik madde kombinasyonundan meydana geldiğini göstermektedir.[19]
Kozmik mikrodalga arkaplanı
Karanlık enerjinini varlığı ,hangi formda olursa olsun, evrenin ölçülen geometrisi ile evrendeki toplam maddedin bağdaştırılmasını gerektirir.kozmik mikrodalga arkaplanı ölçümleri ve eşyönsüzlük evrenin düz yüzeye sahip olduğunu ve de evrenin kütle/enerji yoğunluğunun kritik yoğunluka eşit olması gerektiğini belirtmektedir.Evrendeki toplam madde (baryon ve karanlık maddeyi de içine alarak) CMB spektrumundan ölçüldüğüne göre kritik yoğunluğun %30'unu oluşturmaktadır.Bu da demek oluyor ki ilave olarak enerjinin farklı bir formu %70'ini oluşturmaktadır.[17] The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) spacecraft seven-year analysis estimated a universe made up of 72.8% dark energy, 22.7% dark matter and 4.5% ordinary matter.[4]
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(kısaxa WMAP) uydusu nun 7 yıl boyunca yaptığı analizler evrenin %72.8'inin karanlık enerjiden ,%22.7'sinin karanlık maddeden,%4.5'inin ise sıradan maddeden oluştuğunu göstermektedir.2013'te Plank Uydusu'nun yaptığı ölçümler ise daha kesin sonuçlar vermektedir.Bunlar evrenin &68.3'nün karanık enerjiden,&26.8 'nin karanlık maddeden %4.9'unun ise sıradan maddeden oluştuğu yönündedir.[20]
Büyük-Ölçek Yapısı
Evrendeki yapıların fromunu(yıldızlar,kuarklar,galaksiler ve galaksi grupları ve kümeleri) kullanan Büyük-ölçek yapısı teorisi evrendeki madde yoğunluğunun kritik yoğunluğun %30'na eşdeğer olduğunu belirtir.
2011 araştırması olan ve 200.000'den fazla galaksinin araştırmasını yapan Wiggle Z araştırması,arkasındaki asıl fizik bilinmez olarak kalmasına rağmen karanlık enerji hakkında birçok kanıt sağladı.[21]Avustralya Astronomik Gözlemevi tarafından gerçekleştirilen Wiggle Z araştırmasında kızıla kaymalarını belirlemek için galaksileri taradı.Baryon akustik salınımlarının 150 Mpc çapında boşluklar bırakmalarından yararalandılar.Çünkü bu salınımlar galaksiler tarafından çevrilidir ve de bu boşluklar sanki standart cetveller gibi kullanılarak galaksilere olan uzaklığı tanımlamada yararlanılabilirler ve ayrıca bu yöntemle galaksilerin hızını bulmak daha kesindir.Datalardan ulaşışan sonuç ise kozmik ivmelenmenin süpernovalardan bağımsız olduğu yönündedir.
Geç-zaman Entegre Sachs-Wolfe Efekti
İvmelenenen kozmik genişleme, yerçekimsel potansiyel kuyularının ve yüksekliklerinin üzerlerinden fotonlar geçtikçe onları yassılaştırır.Bu Geç-zaman Entegre Sachs-Wolfe Efekti(kısaca ISW) düz evrendeki karanlık enerjinini direk sinyalidir.Bu durum 2008'de HO et al ve Giannantonia et al tarafından rapor edilmiştir.ref>Crittenden; Neil Turok (1995). "Looking for $\Lambda$ with the Rees-Sciama Effect". Physical Review Letters. 76 (4): 575–578. arXiv:astro-ph/9510072 $2. Bibcode:1996PhRvL..76..575C. doi:10.1103/PhysRevLett.76.575. PMID 10061494.</ref> It was reported at high significance in 2008 by Ho et al.[22] and Giannantonio et al.[23]
Gözlemsel Hubble Sabiti Datası
Karanlık enerjiye gözlemsel Hubble sabiti ile olan yaklaşım son yıllarda büyük önem kazanmıştır.[24][25][26][27] Hubble sabiti kozmolojik kızıla kaymanın bir fonksiyonu olarak ölçülmüştür.OHD ,gelişmekte olan erken-tip galaksileri kozmik kronometreler olarak varsayarak evrenin genişleme tarihini direk olarak izler.[28]Bu açıdan, bu yaklaşım evrende standart saatleri sağlar.Bu fikrin özü, diferansiyel yaş evrimlerinin, bu kozmik kronometrelerin kızıla kayma fonsiyonları gibi ölçülmesinden gelir.Sonuç olarak Hubble parametresine direk bir varsayımda bulunulmasını sağlar. H(z)=-1/(1+z)dz/dt≈-1/(1+z)Δz/Δt.
Bu yaklaşımın değeri oldukça açıktır; diferansiyel niceliğe olan güven birçok ortak sorunu ve sistematik efektleri en aza indirgeyebilir ve Hubble parametresinin integrali yerine direk ölçümü olarak,süpernovalar veya baryon akustik salınımları gibi, daha fazla bilgi sağlar ve hesaplamada daha çekicidir.Bu nedenlere bağlı olarak, ivmelenen kozmik genişlemeyi araştırmak ve karanlık enerjinin özelliklerini çalışmada daha yaygın bir şekilde kullanıla gelmektedir.
Tanımlama Teorileri
Kozmolojik Sabit
Karanlık enerji için yapılabilecek en basit açıklama bir uzaya sahip olmanın maliyeti olarak düşünülebilir.Açıklamak gerekirse, uzayın hacmi belirli bi yapısallığa sahiptir bu da esas enerjidir.Bu da kozmolojik sabittir ve Lamda olarak adlandırılmıştır.Yunanca harf olan Λ , bu niceliği matematiksel olarak belirtmek için kullanılmıştır.Enerji ve kütlenin E=mc^2 olarak ilişkilendirilmesinden bu yana,Einstein'ın [8genel görelilik]] kuramı bu enerjinin yerçekimsel etkiye neden olacağını öngörür.
Bu bazen vakum enerjisi olarak adlandırılır çünkü boş vakumun enerji yoğunluğudur.Aslında, parçacık fiziğinin birçok teorisi vakum dalgalanmalarının vakuma bu enerji çeşidini verebileceğini öngörür bu Kaşmir Etkisi ile ilişkilidir;herbir parçacığın geometrik olarak form oluşturmasından korunmuş bölgelerinde küçük bir emme gücü vardır.(örneğin kısa ayrımlı plakalar arasında)Bu kozmolojik sabit kozmolojistler tarafından 10−29 g/cm3, veya yaklaşık 10−120 olmak üzere tahmin edilmektedir.
Kozmolojik sabit kendisinin enerji yoğunluğuna eşit olan bir negatif basınca sahiptir ve de bu evrenin genişlemesiniin ivmelenmesine neden olur. Kozmolojik sabitin neden negatif basınca sahip olduğu ise klasik termodinamik tarafından açıklanabilir:Enerji bir konteynırın içinde ,konteynır üzerinde iş yapabilmek amacıyla kaybolmalıdır.Hacimdeki değişiklik dV yapılan işin enerji değişimine -P dV eşit olmasını gerektirir.Vakumlanmış bir konteynırın içindeki enerji miktarı hacim arttıkça artış gösterir.Çünkü enerji ρV ye eşittir - ρ (rho) kozmolojik sabitin enerji yoğunluğudur.-Böylelikle P negatiftir ve sonuç olarak P=−ρ.
Göze çarpan asıl problem ise kuantum alan teorilerinin ,kuantum vakum enerjisinden meydana gelen daha büyük bir kozmolojik sabitin varolduğunu öngörmeleridir.Bazı süpersimetrik teoriler kozmolojik sabitin aslında sıfır olduğunu söyler[30] fakat bunun hiçbir yardımı yoktur çünkü süpersimetrinin yıkılması gerekir.Son zamanlardaki bilimsel fikir birliği, varsayımlarla ilişkili deneysel kanıtlardan anlam çıkarmaya çalışmaktadır ve de hassas ayar teorileri daha güzel bir çözüm bulunana kadar geçerli görülür.Teknik olarak bu makroskopik gözlemlere karşıt olarak teorileri gözden geçirme anlamına gelir.Ne yazık ki, bilindiği üzere sabit hata payı evrenin şimdiki durumundan daha çok gelecek akıbeti üzerinde tahminde bulunur.Bu yüzden birçok derin konu bilinmez olarak kalmaya devam etmektedir.
Bu sorunlara rağmen,kozmolojik sabit kozmik ivmelenme problemine en mantıklı çözümü getirmektedir.Tek bir rakam şimdiye kadar yapılan gözlemlerin çoğunu açıklar.Sonuç olarak, kozmolojinin geçerli olan standart modeli,Lamd-CDM modeli, kozmolojik sabiti önemli bir özellik olarak içerir.
Öz Kısım
Karanlık enerjinin öz modellerinde, ölçek faktörünün gözlemlenen ivmelenmesi dinamik alanın potansiyel enerjisinden kaynaklanmaktadır ve bu öz alan olarak anılacaktır. Özi kozmolojik sabitten ayrıdır çünkü zamanda ve mekanda değişiklik gösterir .Kümelenmemesi ve de madde gibi bir yapı meydana getirmemesi için,alan oldukça aydınlık olmalıdır böylelikle geniş Compton dalga boyuna sahip olabilir.
Öze dair şu an için hiçbir kanıt yoktur yine de bu göz ardı edildiği anlamına gelmez.Öz, evrenin genişlemesinin kozmolojik sabitte olduğundan daha yavaş ivmelendiğini öngörür.Bazı bilim insanları öz için en güzel kanıtın Einstein'ın özdeşlik yasasından ve de temel sabitlerin zaman ve uzayda değişiminden geldiğini düşünmektedir.Skaler alanlar parçacık fiziğinin Standart Modeli ve de sicim kuramı tarafından öngörülmüştür ama kozmolojik sabit problemine benzer olarak bir problem ortaya çıkar:renormalizasyon teorisi,skaler alanların büyük kütlelere sahip olduğunu öngörmesi.
Raslantı problemi evrenin ivmelenmesinin neden başladığını sorar.Eğer ivmelenme evrende önceden başladıysa,galaksi gibi yapılar form oluşturmaya ve yaşamaya vakit bulamazlardı,en azından bizim bildiğimiz kadarıyla,hiç bir şekilde varolmazlardı. Antropik kuramının taraftarları bu görüşü iargümanlarını desteklemek için kullanmışlardır.Bununla birlikte, özün birçok modeli sözde takipçi davranışına sahiptir,bu da problemi ortadan kaldırır.Bu modellerde öz alan, madde-radyasyon eşit olana kadar rasyasyon yoğunluğunu takip eden bir yoğunluğa sahiptir.Bu da özün karanlık enerji gibi davranmasını tetikler ve sonunda evrene hükmetmeye başlar.Bu karanlık enerjinin düşük enerji ölçeğini tayin eder.[31][32]
2004'de,bilim insanları karanlık enerji evrimini kozmolojik dataya uydurduklarında,durum denkleminin yukarıdan aşağıya kozmolojik sabit sınırıyla kesistiğini buldular.(w=-1) Özün bazı özel durumları fantom enerji olarak adlandırılır.Fantom enerjide özün enerji yoğunluğu zamanla artar ve kinetik öze neden olur.(kinetik enerjinin standart olmayan bir formu,negatif kinetik enerji gibi)Bunlar sıradan olmayan özelliklere sahip olabilir:fantom enerji ,örneğin Büyük Yırtılmaya neden olabilir.
Alternatif Fikirler
Karanlık enerji hakkındaki bazı alternatifler varolan bazı incelikli teorilerin yardımıyla gözlemsel datayı açıklamayı amaçlar.Örneğin yoğunluk özdeşliğinin yerçekimsel etkileri veya ilkel evrenin elektrozayıf simetri kırılması üzerine yoğunlaşır. Eğer uzayın ortalamadan daha boş alanında yerleşmişsek,gözlemlenmiş kozmik genişleme oranı zaman veya ivmelenme değişimi içerisinde yanlış tanımlanmış olabilir.[33][34][35][36]
Farklı bir yaklaşım ise, uzayın nasıl bizim yerel kümemizi çevreleyen boşluğun içerisinde daha süratle genişlediğini göstermek amacıyla [8özdeşlik yasası]]nın kozmolojik genişlemesini kullanır.Zayıfken, bu tarz etkilerin milyar yıllar üzerinde bir zaman diliminde dikkate alınması önem arzedebilir, kozmik ivmelenmenin bir ilizyonunu yaratır ve sanki Hubble Bubble(nargile) içerisinde yaşıyormuşçasına görünmesine olanak sağlar.[37][38][39]
A: CPL Model,
B: Jassal Model,
C: Barboza & Alcaniz Model,
D: Wetterich Model
Teorilerin başka bir sınıfı ise,karanlık maddeyi ve karanlık enerjiyi bir arada kapsayan tüm teorileri, çeşitli ölçeklerde yerçekim yasasını niteleyen tek bir olay gibi düşünmek gerektiğini ileri sürer.Bu tarz teorilere örnek olarak dark fluid(karanlık madde ve karanlık enerjinin bir arada hali) gösterilebilir. Karanlık madde ve karanlık enerjiyi birleştiren teorilerin başka bir sınıfı ise değiştirilmiş yerçekimlerinin eşdeğişken teorileri olmak üzere önerilir.Bu teoriler uzay-zaman dinamiklerini değiştirir.[41]
2011'de Christos Tsagas(Yunanistan da Aristotle Üniversitesi'nde bir kozmolojist) tarafından Physical Review'da yayımlanan bir makalede bunun, evrenin ivmelenen genişlemesinin bizim evrenin geri kalanına göre göreceli hareketimizden kaynaklanan bir ilüzyon olduğunu savundu.Yayımlanan belgedeki datalar evrenin bizim de bulunduğumuz yerin 2.5 milyar ısık yılı genişliğindeki kısmı etrafımızdaki her şeye göreceli olarak süratle hareket ettiğini gösteriyordu. Eğer teori doğrulanırsa bu karanlık enerjinin varolmadığı anlamına gelir (ama yine de karanlık akım hala varolabilir)[42][43]
Bazı teorisyenler karanlık enerji ve kozmik ivmelenmenin geniş ölçeklerde genel göreliliğin başarısızlığı olduğunu düşünmektedir.Buna rağmen genel göreliliği modife etmek üzerine olan uğraşların çoğunun öz teorilerine eşdeğer olduğu veya gözlemlerle tutarsız olduğu ortaya çıkmıştır.Karanlık enerji hakkındaki diğer fikirler sicim kuramından ,brane kozmolojisinden veyahut holografik prensibinden gelmektedir fakat öz ve kozmolojik sabitle karşılaştırılacak kadar inandırıcı oldukları söylenemez.Diğer taraftan M.R.Khoshbin-e-Khoshnazar, evrenin model ayrıştırmasının karanlık enerjinin kökenini açıklayabileceğine inanır..[44]
Nature dergisinin sicim kuramı üzerine tanımlamaları:
Standford Üniversitesi'nden bir kozmolojist olan Leonard Susskind,Sicim kuramının parçacık fizikçileri arasında oldukça popüler olduğunu,hatta gözlemlenebilen evrenin 10500 evreni içinde barındıran büyük çoklu evrenin sadece bir parçası olmasının oldukça çekici olduğunu söylüyor.Vakum enerjisi farklı evrenlerde farklı değerlere sahip olurlar ve bazılarında veya çoğunda oldukça uçsuz bucaksızdır.Fakat bizim evrenimizde küçük olmak zorundadır.
Paul Steinhardt,aynı makalede karanlık enerjinin sicim kuramı üzerinden açıklanmasını eleştirir ve şöyle der:"Antropikler ve raslantısallık hiçbir şeyi açıklamaz...Kabul edilmeyi isteyen bir çok teori konusunda hayal kırıklığına uğramış durumdayım."[45]
Diğer önermeler uzay-zamanda duble metrik sensörlerin ihtimaline dayanır.[46][47][48]Genel görelilikte zamanın tersine çevrildiği çözümlerin, tutarlılık için bu tarz duble metrikler gerektirdiği ve de karanlık madde ve karanlık enerjinin genel göreliliğin zamanın tersine çevrilmiş çözümlerinden yola çıkılarak anlaşılabileceği şimdiye kadar tartışıla gelmiştir.Gösterilmiştir ki eğer eylemsizliğin,Unruh rasyasyonundaki ufukların etkisine bağlı olduğu farzedilirse,bu galaksi dönüşleri ve kozmik ivmelenmenin gözlemlenene yakın olduğunu gösterir.[49]
Çeşitli Karanlık Enerji Modelleri
Genel olarak karanlık enerji çeşitlilik gösterebilir.Modern gözlemsel data şimdiki zamandaki karanlık enerjinin yoğunluğunu saptamıştır.Baryon akustik salınımları kullanarak, karanlık enerjinin evrenin tarihi üzerindeki etkisini araştırabiliriz ve karanlık enerjinin durum denkleminin parametrelerini zorlayabiliriz.Karanlık enerji sorusunu cevaplandırabilmek için önerilen en yakın çözüm , karanlık enerjinin değişken olduğunu varsaymaktır.Şimdiye kadar bunun için birçok model önerilmiştir.Bu modellerin en popüler olanlarından biri Chevallier–Polarski–Linder(CPL) modelidir.[50][51][52] (Jassal et al. 2005),[53] (Wetterich. 2004).[54] Bazı yaygın diğer modeller ise (Barboza & Alcaniz. 2008),[60] (Jassal et al. 2005),[61] (Wetterich. 2004) dir..[62]
Evrenin Kaderi Hakkındaki Bazı Çıkarımlar
Kozmologların tahmin ettiğine göre ivmelenme kabaca 5 milyar yıl önce başladı.Bundan önce düşünülene göre, karanlık maddenin ve de baryonların çekici etkisine bağlı olarak genişleme yavaşlıyordu.Genişleyen evrende karanlık maddenin yoğunluğu karanlık enerjiden daha hızlı bir şekilde azalmaktadır ve sonuç olarak karanlık enerji üstünlüğü ele geçirir.Spesifik olarak, evrenin hacmi iki katına çıktığında,karanlık maddenin yoğunluğu yarıya inmiştir ama karanlık enerji yoğunluğu neredeyse hiç değişmemiştir(karanlık enerji yoğunluğu kozmolojik sabit durumunda sabittir.)
Eğer ivmelenme belirsiz olarak devam ederse ,sonuç olarak lokal süper kümelerin dışındaki galaksiler görüş hattı hızına sahip olacaktır.Bu da zaman içerisinde sürekli olarak artacağı ve en sonunda ışık hızını aşacağı anlamına gelir.[55]Bu özel göreliliğin ihlali anlamına gelmez çünkü hız kavramı burada lokal referans sistemi içerisinde hızın farklı bir formu olarak kullanılmıştır. Hubble parametresinin zamanla azalmasından dolayı, bizden ışık hızından daha hızlı bir şekilde uzaklaşan galaksilerin en sonunda bize sinyallerini ulaştırabilecekleri durumlar söz konusu olabilir.Buna rağmen, ivmelenen genişlemeden dolayı birçok galaksinin en sonunda kozmolojik olay ufku tipiyle çakışacağı öngörülmektedir.Kozmolojik olay ufkunda, o noktadan geçen yaydıkları tüm ışıklar hiçbi şekilde bize ulaşamazlar çünkü ışık hiçbi şekilde o noktaya erişemez.
Karanlık enerjinin sabit olduğunu varsayarak(kozmolojik sabit) kozmolojik durum ufkuna olan uzaklık yaygın olarak 16 milyar ışık yılı kadardır.Bu şu anlama gelir; şu anda olan bir olaydan gönderilen sinyal bize gelecekte ulaşabilir ama bunun için bu olayın bizden 16 milyar ışık yılı uzaklıkta olması gerekir.Ama eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzaksa bize hiçbi şekilde ulaşamaz.
Galaksiler bu kozmolojik durum ufuğunu geçtikleri noktaya yaklaştıkça,galaksilerden gelen ışık git gide daha fazla kızıla kayar.Dalga boyunun çok büyük olduğu bir noktaya geldiğinde galaksiler ortadan kaybolur.Evrenin geri kalanı ortadan kaybolurken Dünya,Samanyolu ve Başak Kümesi hemen hemen bozulmamış olarak kalabilir.Bu senaryoda, lokal süper kümeler en nihayetinde ısıl dengelliğe uğrayabilir.[56][57]
Evrenin geleceği hakkında bazı spekülatif fikirler vardır.Bunlardan biri fantom enerjinin ıraksal genişlemeye neden olduğunu ortaya atar.Bu şu anlama gelmektedir ki karanlık enerjinin etkili kuvveti evrendeki diğer bütün kuvvetlere hükmedene kadar büyümeye devam eder.Karanlık enerji en nihayetinde yerçekimsel bağlı tüm yapıları paramparça eder,buna galaksiler ,güneş sistemi de dahildir.En nihayetinde atomları parçalamak üzere elektriksel ve nükleer kuvvetlerin üstesinden gelir ve bu da evrenin büyük yırtılmayla son bulmasına neden olur.Diğer taraftan karanlık enerji zamanla yokolabilir veya daha etkili bir hale gelebilir.Bu tarz belirsizlikler yerçekiminin hala hükümsürdüğü ve buna bağlı olarak evrenin Büyük Çöküşe mağruz kalacağı ihtimalini açık bırakır.[58]Devirli model gibi bazı senaryolar bunun mümkün olduğunu söyler.Şu da mümkündür ki evrenin belki de hiç sonu yoktur ve şu anki haline sonsuza kadar devam eder.Bu fikirler gözlemler tarafından desteklenmediği için gözardı edilmektedirler.
Keşif Tarihi ve Önceki Spekülasyonlar
[8Kozmolojik sabit]] ilk olarak Einstein tarafından,yerçekimini dengelemek için karanlık enerjiyi kullanarak statik evrene öncülük edebilecek yerçekimsel alan denklemine çözüm olacak bir mekanizma olarak önerilmiştir.[59] Daha sonraları farkedilmiştir ki Einstein'ın statik evreni kararsız olabilir çünkü local türdeşsizlikler nihayetinde denetimsiz genişlemelere veyahut evrenin çökmesine öncülük edebilir.Denge kararsızdır:Eğer evren yavaşça genişlerse,o zaman bu genişleme vakum enerjisi açığa çıkarır ve bu enerji de daha fazla genişlemeye neden olur.Aynı şekilde yavaşça çöken bir evren çökmeye devam edecektir. Bu tür karmaşalar maddenin evrende düzensiz bir şekilde dağılımından dolayı kaçınılmazdır.Daha önemlisi,Edwin Hubble tarafından 1929'da yapılan gözlemler evrenin statik olmadığını ve sürekli genişlediğini göstermektedir.
Alan Guth ve Alexei Starobinsky 1980'de karanlık enerji konusuna benzer olarak, negatif basınç alanının erken evrende kozmik inflasyonu yönlendirebileceği fikrini öne sürdüler.Enflasyon,niteliksel anlamda karanlık enerjiye benzer olarak itici kuvvetin Büyük Patlamadan hemen sonra evrenin muazzam ve üssel genişlemesine neden oldu.Bu tarz bir genişleme, Büyük Patlama'nın en yaygın modellerinin önemli bir özelliğidir.Buna rağmen,enflasyon karanlık enerjinin bugünlerde gözlemlediğimiz yoğunluğundan daha fazla enerji yoğunluğunda meydana gelmek zorundadır .Karanlık enerji ve enflasyon arasında,eğer bir ilişki varsa,ne tarz bir ilişki olduğu açık değildir.Enflasyon modellerinin kabul edilmesinden sonra bile ,kozmolojik sabitin şimdiki evrenle alakasız olduğu düşünülmekteydi.
Neredeyse tüm enflasyon modelleri, evrenin toplam yoğunluğunun(madde+enerji) kritik yoğunluğa yakın olması gerektiğini öngörür.1980'ler boyunca, kozmolojik araştırmaların çoğu sadece maddedeki kritik yoğunluk modelleri üzerine odaklanmıştır.(Genellikle %95 soğuk karanlık madde ve %5 -baryonlar-sıradan madde).Bu modeller gerçeğe yakın galaksiler ve kümeler oluşturmada başarılı bulunmuştur fakat 1980'lerin sonuna doğru bazı problemler baş göstermiştir:Özellikle Hubble sabitine bir değer gerektiren model,gözlemlerden elde edilen değerden daha düşük çıkmıştır.Bu problemler 1992'de COBE uzay aracı tarafından kozmik mikrodalga arkaplanında bulunan eşyönsüzlüğün keşfedilmesi ile birlikte daha içinden çıkılmaz bir hale geldi ve birçok değiştirilmiş CDM modelleri 1990ların ortalarına doğru aktif çalışma altında toplandı:bunlar Lamda-CDM modelini ve de sıcak/soğuk karanlık madde modelini de içeriyordu. Karanlık enerjiyi destekleyen ilk doğrudan kanıt 1998'de süpernova gözlemlerinden, Riess et al[20] tarafından ortaya çıkarılmış ve daha sonra Perlmutter et al tarafından doğrulanmıştır ve de Lambda-CDM modeli öncü model olarak kabul edilmiştir.Akabinde, karanlık enerji bağımsız gözlemler tarafından desteklenmiştir:2000'de BOOMERANG VE Maxima kozmik mikrodalga arkaplanı deneyleri CMB'de ilk akustik tepe noktasını gözlemlediler .Bu da toplam(kütle+enerji) yoğunluğun kritik yoğunluğun %100'ne yakın olduğunu gösteriyordu.Daha sonra 2001'de 2dF Galaksi Kızılakayma Araştırması maddenin yoğunluğunun kritik yoğunluğun %30'una yakın olduğuna dair daha güçlü kanıtlar sundu.Bu iki görüşün arasında büyük bir farklılığın olması ise karanlık enerjinin bu farklılığı yarattığı görüşünü destekledi. 2003-2010 arasında VWAP tarafından yapılan daha kesin hesaplamalar ise standart modeli desteklemeye devam etti ve anahtar parametlerin daha kesin hesaplamalarının elde edilmesine yardımcı oldu.
Karanlık enerji terimi Fritz Zwicky'in karanlık maddesine benzer olarak 1998'de Michael Turner tarafından ortaya atıldı.
2013'ten itibaren Lambda-CDM modeli titiz bir şekilde gerçekleştirilen kozmolojik gözlemlere uygun olarak yapıldı.Bu gözlemlerde Planck Uydusu ve de Supernova Legacy Araştırması da yer aldı.Supernova Legacy Araştırmasından elde edilen ilk bulgular karanlık enerjinin ortalama davranışının(durum denklemi) Einstein'ın kozmolojk sabiti gibi davrandığını ortaya çıkardı.( %10 luk bir kesinlikle ).[60]Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskopu Higher Z-Team'den elde edilen bulgular karanlık enerjinin en az 9 milyar yıldır varolduğunu ve de bu süre boyunca kozmik ivmelenmeden önce geldiğine işaret etmektedir.
Referanslar
- ^ Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 $2. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
- ^ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration), C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Aussel, H.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Barrena, R.; Bartelmann, M.; Bartlett, J. G.; Bartolo, N.; Basak, S.; Battaner, E.; Battye, R.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J.-P.; Bersanelli, M.; Bertincourt, B.; Bethermin, M.; Bielewicz, P.; Bikmaev, I.; Blanchard, A.; ve diğerleri. (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9". Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062 $2. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529.
- ^ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration), C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Aussel, H.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Barrena, R.; Bartelmann, M.; Bartlett, J. G.; Bartolo, N.; Basak, S.; Battaner, E.; Battye, R.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J.-P.; Bersanelli, M.; Bertincourt, B.; Bethermin, M.; Bielewicz, P.; Bikmaev, I.; Blanchard, A.; ve diğerleri. (31 March 2013). "Planck 2013 Results Papers". Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062 $2. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529.
- ^ a b "First Planck results: the Universe is still weird and interesting".
- ^ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46. Retrieved Oct. 7, 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the current energy density of the universe. Dark energy is known to be smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."
- ^ Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173 $2. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231.
- ^ "Dark Energy". Hyperphysics. Erişim tarihi: January 4, 2014.
- ^ Ferris, Timothy. "Dark Matter(Dark Energy)". Erişim tarihi: 2015-06-10.
- ^ http://www.ft.com/intl/cms/s/2/493de45a-8bef-11e0-854c-00144feab49a.html#axzz3m9WSVVkC
- ^ Carroll, Sean (2001). "The cosmological constant". Living Reviews in Relativity. 4. arXiv:astro-ph/0004075 $2. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. Erişim tarihi: 2006-09-28.
- ^ Baum, L. and Frampton, P.H. (2007). "Turnaround in Cyclic Cosmology". Physical Review Letters. 98 (7): 071301. arXiv:hep-th/0610213 $2. Bibcode:2007PhRvL..98g1301B. doi:10.1103/PhysRevLett.98.071301. PMID 17359014.
- ^ Overbye, Dennis. "Astronomers Report Evidence of 'Dark Energy' Splitting the Universe". The New York Times. Erişim tarihi: August 5, 2015.
- ^ Durrer, R. (2011). "What do we really know about Dark Energy?". Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 369 (1957): 5102. arXiv:1103.5331 $2. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285.
- ^ Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant". Astronomical Journal. 116 (3): 1009–38. arXiv:astro-ph/9805201 $2. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
- ^ "The Nobel Prize in Physics 2011". Nobel Foundation. Erişim tarihi: 2011-10-04.
- ^ The Nobel Prize in Physics 2011. Perlmutter got half the prize, and the other half was shared between Schmidt and Riess.
- ^ a b Spergel, D. N. (WMAP collaboration); ve diğerleri. (March 2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology". Kaynak kaldırılmış
|displayauthors=parametresini kullanıyor (yardım) - ^ Durrer, R. (2011). "What do we really know about dark energy?". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331 $2. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285.
- ^ Kowalski, Marek; Rubin, David; Aldering, G.; Agostinho, R. J.; Amadon, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Barbary, K.; Blanc, G.; Challis, P. J.; Conley, A.; Connolly, N. V.; Covarrubias, R.; Dawson, K. S.; Deustua, S. E.; Ellis, R.; Fabbro, S.; Fadeyev, V.; Fan, X.; Farris, B.; Folatelli, G.; Frye, B. L.; Garavini, G.; Gates, E. L.; Germany, L.; Goldhaber, G.; Goldman, B.; Goobar, A.; Groom, D. E.; ve diğerleri. (October 27, 2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old and Combined Supernova Datasets". The Astrophysical Journal. Chicago: University of Chicago Press. 686 (2): 749–778. arXiv:0804.4142 $2. Bibcode:2008ApJ...686..749K. doi:10.1086/589937.. They find a best fit value of the dark energy density, ΩΛ of 0.713+0.027–0.029(stat)+0.036–0.039(sys), of the total matter density, ΩM, of 0.274+0.016–0.016(stat)+0.013–0.012(sys) with an equation of state parameter w of −0.969+0.059–0.063(stat)+0.063–0.066(sys).
- ^ "Big Bang's afterglow shows universe is 80 million years older than scientists first thought". The Washington Post. Erişim tarihi: 22 March 2013. [ölü/kırık bağlantı]
- ^ "New method 'confirms dark energy'". BBC News. 2011-05-19.
- ^ Shirley Ho; Hirata; Nikhil Padmanabhan; Uros Seljak; Neta Bahcall (2008). "Correlation of CMB with large-scale structure: I. ISW Tomography and Cosmological Implications". Physical Review D. 78 (4): 043519. arXiv:0801.0642 $2. Bibcode:2008PhRvD..78d3519H. doi:10.1103/PhysRevD.78.043519.
- ^ Tommaso Giannantonio; Ryan Scranton; Crittenden; Nichol; Boughn; Myers; Richards (2008). "Combined analysis of the integrated Sachs-Wolfe effect and cosmological implications". Physical Review D. 77 (12): 123520. arXiv:0801.4380 $2. Bibcode:2008PhRvD..77l3520G. doi:10.1103/PhysRevD.77.123520.
- ^ Zelong Yi; Tongjie Zhang (2007). "Constraints on holographic dark energy models using the differential ages of passively evolving galaxies". Modern Physics Letters A. 22 (1): 41. arXiv:astro-ph/0605596 $2. Bibcode:2007MPLA...22...41Y. doi:10.1142/S0217732307020889.
- ^ Haoyi Wan; Zelong Yi; Tongjie Zhang; Jie Zhou (2007). "Constraints on the DGP Universe Using Observational Hubble parameter". Physics Letters B. 651 (5): 352. arXiv:0706.2723 $2. Bibcode:2007PhLB..651..352W. doi:10.1016/j.physletb.2007.06.053.
- ^ Cong Ma; Tongjie Zhang (2010). "Power of Observational Hubble Parameter Data: a Figure of Merit Exploration". Astrophysical Journal. 730 (2): 74. arXiv:1007.3787 $2. Bibcode:2011ApJ...730...74M. doi:10.1088/0004-637X/730/2/74.
- ^ Tongjie Zhang; Cong Ma; Tian Lan (2010). "Constraints on the Dark Side of the Universe and Observational Hubble Parameter Data". Advances in Astronomy. 2010 (1): 1. arXiv:1010.1307 $2. Bibcode:2010AdAst2010E..81Z. doi:10.1155/2010/184284.
- ^ Joan Simon; Licia Verde; Raul Jimenez (2005). "Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential". Physical Review D. 71 (12): 123001. arXiv:astro-ph/0412269 $2. Bibcode:2005PhRvD..71l3001S. doi:10.1103/PhysRevD.71.123001.
- ^ "Planck reveals an almost perfect universe". Planck. ESA. 2013-03-21. Erişim tarihi: 2013-03-21.
- ^ Wess, Julius; Bagger, Jonathan. Supersymmetry and Supergravity. ISBN 978-0691025308.
- ^ Ratra, Bharat; Peebles, P.J.E. "Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field". Phys. Rev. D37: 3406. Bibcode:1988PhRvD..37.3406R. doi:10.1103/PhysRevD.37.3406.
- ^ Steinhardt, Paul J.; Wang, Li-Min; Zlatev, Ivaylo. "Cosmological tracking solutions". Phys. Rev. D59: 123504. arXiv:astro-ph/9812313 $2. Bibcode:1999PhRvD..59l3504S. doi:10.1103/PhysRevD.59.123504.
- ^ Wiltshire, David L. (2007). "Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology". Physical Review Letters. 99 (25): 251101. arXiv:0709.0732 $2. Bibcode:2007PhRvL..99y1101W. doi:10.1103/PhysRevLett.99.251101. PMID 18233512.
- ^ Ishak, Mustapha; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Delilah; Nwankwo, Anthony; Sussman, Roberto (2007). "Dark Energy or Apparent Acceleration Due to a Relativistic Cosmological Model More Complex than FLRW?". Physical Review D. 78 (12): 123531. arXiv:0708.2943 $2. Bibcode:2008PhRvD..78l3531I. doi:10.1103/PhysRevD.78.123531.
- ^ Mattsson, Teppo (2007). "Dark energy as a mirage". Gen. Rel. Grav. 42 (3): 567–599. arXiv:0711.4264 $2. Bibcode:2010GReGr..42..567M. doi:10.1007/s10714-009-0873-z.
- ^ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro (April 2009). "Does Dark Energy Really Exist?". Scientific American. 300 (4): 48–55. doi:10.1038/scientificamerican0409-48. PMID 19363920. Erişim tarihi: April 30, 2009.
- ^ Wiltshire, D. (2008). "Cosmological equivalence principle and the weak-field limit". Physical Review D. 78 (8): 084032. arXiv:0809.1183 $2. Bibcode:2008PhRvD..78h4032W. doi:10.1103/PhysRevD.78.084032.
- ^ Gray, Stuart. "Dark questions remain over dark energy". ABC Science Australia. Erişim tarihi: 27 January 2013.
- ^ Merali, Zeeya (March 2012). "Is Einstein's Greatest Work All Wrong—Because He Didn't Go Far Enough?". Discover magazine. Erişim tarihi: 27 January 2013.
- ^ by Ehsan Sadri M.A Ap
- ^ Exirifard, Q. (2010). "Phenomenological covariant approach to gravity". General Relativity and Gravitation. 43: 93–106. arXiv:0808.1962 $2. Bibcode:2011GReGr..43...93E. doi:10.1007/s10714-010-1073-6.
- ^ Wolchover, Natalie (27 September 2011) 'Accelerating universe' could be just an illusion, MSNBC
- ^ Tsagas, Christos G. (2011). "Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis". Physical Review D. 84 (6): 063503. arXiv:1107.4045 $2. Bibcode:2011PhRvD..84f3503T. doi:10.1103/PhysRevD.84.063503.
- ^ Khoshbin-e-Khoshnazar, M.R. (2013). "Binding Energy of the Very Early Universe: Abandoning Einstein for a Discretized Three–Torus Poset.A Proposal on the Origin of Dark Energy". Gravitation and Cosmology. 19 (2): 106–113. doi:10.1134/s0202289313020059.
- ^ Hogan, Jenny (2007). "Unseen Universe: Welcome to the dark side". Nature. 448 (7151): 240–245. Bibcode:2007Natur.448..240H. doi:10.1038/448240a. PMID 17637630.
- ^ Hossenfelder, S. (2008). "A Bi-Metric Theory with Exchange Symmetry". Physical Review D. 78 (4): 044015. arXiv:0807.2838 $2. Bibcode:2008PhRvD..78d4015H. doi:10.1103/PhysRevD.78.044015.
- ^ Henry-Couannier, F. (2005). "Discrete Symmetries and General Relativity, the Dark Side of Gravity". International Journal of Modern Physics A. 20 (11): 2341. arXiv:gr-qc/0410055 $2. Bibcode:2005IJMPA..20.2341H. doi:10.1142/S0217751X05024602.
- ^ Ripalda, Jose M. (1999). "Time reversal and negative energies in general relativity". arXiv:gr-qc/9906012 $2.
- ^ McCulloch, M.E. (2010). "Minimum accelerations from quantised inertia". EPL. 90 (2): 29001. arXiv:1004.3303 $2. Bibcode:2010EL.....9029001M. doi:10.1209/0295-5075/90/29001.
- ^ Chevallier, M; Polarski, D (2001). "Accelerating Universes with Scaling Dark Matter". International Journal of Modern Physics D. 10: 213–224. arXiv:gr-qc/0009008 $2. Bibcode:2001IJMPD..10..213C. doi:10.1142/S0218271801000822.
- ^ Linder, Eric V. (3 March 2003). "Exploring the Expansion History of the Universe". Physical Review Letters. 90 (9). arXiv:astro-ph/0208512v1 $2. Bibcode:2003PhRvL..90i1301L. doi:10.1103/PhysRevLett.90.091301.
- ^ Alcaniz, E.M.; Alcaniz, J.S. (2008). "A parametric model for dark energy". Physics Letters B. 666: 415–419. arXiv:0805.1713 $2. Bibcode:2008PhLB..666..415B. doi:10.1016/j.physletb.2008.08.012.
- ^ Jassal, H.K; Bagla, J.S (2010). "Understanding the origin of CMB constraints on Dark Energy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405: 2639–2650. arXiv:astro-ph/0601389 $2. Bibcode:2010MNRAS.405.2639J. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16647.x.
- ^ Wetterich, C. (2004). "Phenomenological parameterization of quintessence". arXiv:astro-ph/0403289v1 $2.
- ^ Krauss, Lawrence M. and Scherrer, Robert J. (March 2008). "The End of Cosmology?". Scientific American. 82. Erişim tarihi: 2011-01-06.
- ^ Krauss, Lawrence M.; Robert J. Scherrer (2007). "The Return of a Static Universe and the End of Cosmology". General Relativity and Gravitation. 39 (10): 1545–1550. arXiv:0704.0221 $2. Bibcode:2007GReGr..39.1545K. doi:10.1007/s10714-007-0472-9.
- ^ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the transcript, Brian Greene makes the comment "And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance."
- ^ How the Universe Works 3. Discovery Channel. 2014.
- ^ Harvey, Alex (2012). "How Einstein Discovered Dark Energy". arXiv:1211.6338 $2.
- ^ Astier, Pierre (Supernova Legacy Survey); Guy; Regnault; Pain; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabbro; Fouchez; Hook; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Pritchet; Rich; Sullivan; Taillet; Aldering; Antilogus; Arsenijevic; Balland; Baumont; Bronder; Courtois; Ellis; Filiol; ve diğerleri. (2006). "The Supernova legacy survey: Measurement of ΩM, ΩΛ and W from the first year data set". Astronomy and Astrophysics. 447: 31–48. arXiv:astro-ph/0510447 $2. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185.