对暗能量探测的实验研究

华中科技大学广义相对论期末作业考生姓名程源考生学号M201370163系、年级物理学院2013级类别硕士生考试科目广义相对论考试日期2013年12月26日对暗能量探测的实验研究摘要：自1998年发现宇宙的加速膨胀以来,大量的天文观测显示宇宙中存在压强为负的暗能量成分。暗能量已经成为目前宇宙学和理论物理的最重要的研究课题之一。暗能量的存在改变了人们对物质在宇宙中所起作用的认识，本文详细介绍了暗能量的几种理论模型，以及近年来各种实验数据对暗能量的证实，以及新的构想去证明暗能量的存在。关键词：暗能量加速膨胀理论模型一引言暗能量的存在改变了人们对物质在宇宙中所起作用的认识。按照爱因斯坦的广义相对论,在一个仅含有物质的宇宙中,物质密度决定了宇宙的几何,以及宇宙的过去和未来；如果考虑暗能量,情况就完全不同。首先,总能量密度(物质能量密度与暗能量密度之和)决定着宇宙的几何特性；其次,宇宙已经从物质占主导的时期过渡到了暗能量占主导的时期。大约在大爆炸之后的几十亿年中暗物质占了总能量密度的主导地位,但这已成为过去；现在宇宙的未来将由暗能量的特性所决定,因此研究暗能量的本质属性是当前宇宙学研究的一项重要任务。宇宙学作为一门观测科学,起源于20世纪20年代初。随着探测技术,特别是空间探测技术的发展,新一代高精度的气球、望远镜和卫星等实验数据的空前积累极大丰富了人们对宇宙的认识；尤其是2003年、2006年和2008年三次公布的威尔金森各向异性探测器(WMAP)的观测结果[1],以及斯隆数字巡夭(SDSS)等结果的出现,精确给出大多数宇宙学参数的测量结果,并最终建立起了当代宇宙学的标准模型一大爆炸+暴涨+ACDM模型.该模型认为,现在宇宙中的成分包括:约73%的暗能23%的暗物质(主要是冷暗物质)4%左右的重子物质,以及少量的光子和中微子。其中未知的暗能量和暗物质是现在宇宙的主要组分,这是当代宇宙观测给出的最重要最出人意料的结果。另外该模型认为在宇宙的极早期,大爆炸开始之后宇宙存在一个急速膨胀阶段,即暴涨阶段,该阶段抹平了早期宇宙存在的各种不均匀性并且留下了后来宇宙结构形成的种子[2]。二暗能量的简介1998年,科学家在利用Ia型超新星检测宇宙的膨胀速度时发现它们的亮度比原来预期的要暗,这意味着这些超新星距离人们比原来标准冷暗物质模型所预言的要远；也就是说,宇宙并不处于原来标准冷暗物质模型预言的减速膨胀状态,而是处于加速膨胀的状态。这有一种可能的解释,那就是宇宙中存在某种神秘的力量超越了宇宙中的物质引力,推动着宇宙的加速膨胀；科学家将这种未知的力量称为暗能量,因此简单地说,暗能量就是一种未知的引起宇宙加速膨胀的机制,于是关于暗能量间题的解释严格地说就是对宇宙加速膨胀问题的解释。自1998年人们发现宇宙的加速膨胀以来[3],暗能量一直是宇宙学研究中的热点问题之一。近几年更多的观测结果(如Ia型超新星、CMB以及大尺度结构等的观测数据)[4]又进一步证实了暗能量的存在。宇宙加速膨胀的发现所引出的暗能量问题,不仅改变着人类对宇宙的认识,还不断地向已有的物理规律提出挑战。暗能量的存在解决了关于宇宙的年龄、膨胀速度及其组成成分等一系列问题的长期争论。如今大多数的天文学家和物理学家都接受了这样一个事实,即暗能量约占据了现在宇宙总能量密度的2/3,它对决定宇宙未来的命运起着举足轻重的作用,因此暗能量问题可以说是目前宇宙学中最重要的研究课题之一在不含宇宙学常数的情况下,描述宇宙膨胀的尺度因子()at与宇宙物质能量密度和压强p之间存在以下关系：''4(3)3aGPaπ从这个式子可以看出,暗能量必须具有足够大的负引力,至少要满足30P(即暗能量的状态方程要满足13P),才能使宇宙加速膨胀。通过目前的观测可以确定,暗能量应当具有以下特征:(l)暗能量不发射也不吸收光子；(2)它具有相当大的负压力；(3)它在空间的分布几乎是均匀的,至少在星系团的尺度范围内都不会积聚形成可观测、可识别的结构。三暗能量的各种理论人们对暗能量的解释真是五花八门,毫不夸张地说,每一个研究过暗能量的人都有自己的理论。虽然对暗能量有非常多的解释,1988年温伯格对各种理论做了分类,每个理论或模型都可以归类为5种类型中的一类[5]。从1988年到现在,又有十多年过去了,理论和模型又增加了许多,特别是自从从超新星推断暗能量的存在以来,更多的人对暗能量发生兴趣,然而所有这些新理论和模型还是可以用温伯格的5类大致来分类。这5大类分别是:(1)超对称/超引力,超弦理论。(2)人择原理。(3)调节机制。(4)改变爱因斯坦引力理论。(5)量子宇宙学。也许有少数模型不是精确地属于以上5类的任何一类,例如最近被许多人开始重视的全息暗能量理论。四天文数据对暗能量的实验验证1宇宙微波背景辐射数据在众多的宇宙微波背景辐射数据（CMB）观测实验中,最著名的就是威尔金森微波各向异性探测器[1](WilkinsonMicro-waveAnisotropyProbe,简称WMAP)WMAP是以宇宙微波背景辐射的先躯研究者大卫.威尔金森的名字来命名的[6],由美国航空航天局(NASA)在1995年提出的人造卫星,并于2001年6月30日,搭载德尔塔型火箭在佛罗里达州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心发射升空,并在日)地系统的、距离地球公里的L2点运行。WMAP的物理目标是找出宇宙微波背景辐射温度之间的微小涨落,以帮助检验宇宙学相关的各种理论。它是COBE卫星的继承者,是中级探索者卫星系列之一。到目前为止,WMAP已经在2003年2006年公布了两次观测数据,并在2008年上半年公布第三批数据[7]。除了WMAP卫星之外,地面上也还有很多CMB观测实验,比如位于南极的BOOMERanG气球实验[8]和ACBAR实验[9]、位于智利Chajnantor天文台的CBI实验[10]以及位于西班牙Tenerife岛的VSA实验[11]。相对于WMAP卫星所观测的是宇宙微波背景辐射在大尺度上的温度涨落,这些地面实验主要提供的是小尺度上温度涨落的信息,这就为WMAP观测数据提供了很好的补充。2大尺度结构数据大尺度结构数据(LargeScaleStructure,简称LSS)的观测，在大尺度结构观测方面,目前国际上最主要的实验有两个,一个是2度视场星系红移巡天实验[17](Two-DegreeFieldGal-axyRedshiftSurvey,简称2dFGRS)。2dFGRS是英国和澳大利亚合作,利用澳大利亚新南威尔士州英)澳天文台3.9米口径的英)澳望远镜所进行的大型巡天项目。整个实验已经获取了20余万个天体的光谱信息,并由此测量出星系红移的分布,绘制出了宇宙的三维图景,用于研究宇宙大尺度结构的演化和相关的宇宙学参数。另外一个便是目前正在进行的斯隆数字巡天实验(SloanDigitalSkySurvey,简称SDSS)[12]。SDSS是使用位于美国新墨西哥州阿帕奇山顶天文台的2.5米口径望远镜进行的红移巡天项目。该项目开始于2000年,以阿尔弗雷德#斯隆的名字命名,计划观测25%的天空,获取超过一百万个天体的多色测光资料和光谱数据。2006年,斯隆数字巡天进入了名为SDSS-2的新阶段,进一步探索银河系的结构和组成。3超新星的观测数据我们在研究宇宙学参数的时候通常还会用到超新星的观测数据。前面提到的宇宙加速膨胀就是通过对超新星的观测而发现的。根据现在的认识,超新星爆发事件就是一颗大质量恒星的死亡。对于大质量的恒星演化的后期,往往要伴随着一次超大规模的爆炸,这便是超新星爆发。天文学家根据爆发时光变曲线形状的不同,把超新星分为两种类型。目前我们所使用的都是I型超新星,它们是非常好的标准烛光。通过对超新星光度距离的测量,来研究与之相关的宇宙学参数。至今国际上已经观测到了很多超新星,目前用得比较多的数据有HZT实验组提供的超新星数据和ESSENCE实验组提供的超新星数据[13]。今天我们观测到的超新星的红移大致在0.1到1.7之间,属于宇宙演化的晚期,而暗能量恰恰是在这段时间内才起主导作用的,所以超新星数据对于研究暗能量的物理性质有着非常重要的作用。4伽马射线暴伽马射线暴(Gam-maRayBursts,简称GRB)也是非常重要的天文数据。GRB是宇宙中最明亮的天体事件,普遍红移较高,可以用来探测高红移宇宙的信息。但是由于缺乏用于定标的低红移GRB事件,要想把GRB当作标准烛光用于宇宙学的研究就会遇到非常严重的循环问题(CircularProblem)[14],即需要首先假设一种宇宙学模型,然后计算出GRB的具体数据,再反过来用于确定宇宙学模型的相关参数,这明显是不合理的,会导致错误的结果。为此,我们提出了一种新的处理循环问题的方法,把GRB数据自洽地加入到了我们的计算中,成功地对暗能量的状态方程参数给出了限制。图1伽马射线暴数据对暗能量状态方程限制的影响图1是我们得到的结果。虚线是在没有加入GRB数据的时候数值计算给出的暗能量状态方程参数w0和w1的68%和95%的置信区间,而实线是加入GRB数据之后的结果。我们可以很清楚的看到,加入GRB数据之后,暗能量状态方程的参数空间变小了,GRB数据确实对暗能状态方程的确定有明显的帮助。随着GRB数据的不断增加,由于其高红移的特点,GRB数据也会成为宇宙学研究中的一个重要的工具,越来越多地被人们所使用。5累积萨克斯一沃尔夫效应来证实宇宙中暗能量的存在美国匹兹堡大学斯克兰顿(R.Scranton)为首的科研小组,通过研究累积萨克斯一沃尔夫效应来证实宇宙中暗能量的存在。小组成员康诺利(A.Connony)把此效应比拟为在一平面上滚动的球越经面内一凹陷处的情景:球好比是来自微波背景辐射的一个光子,而平面的凹陷处则比拟为由一极大质量的星系团在时空结构中产生的引力势阱。光子进人该引力势阱时,它获得能量并蓝移,而当光子穿出该势阱时,将失去能量并红移。若宇宙膨胀速度无变动时,则光子因经过引力势阱得失的能量应相等。但若暗能量在起作用,则当光子经过势阱时,势阱的长度将增长而深度将减少。当光子越出势阱时,其能量应略有增加。如能对于不同距离、不同形式的星系团测出此效应,就可以针对在起作用的暗能量进行定量。已经证实,有此效应的一些特殊星系团已登录在斯隆(Sloan)巡天的目录之中。如今所测量的是光子吸收和释出的能量之差。随着宇宙的演化,大星系团的物质在引力作用下开始坍缩,但暗能量却有轻微缓慢坍缩过程的作用[15]。由于暗能量的存在,光子的蓝移很小,约为百万分之一,故天文学家拟求助于斯隆巡天数据库,从其大量的星系和星系团中,用统计的方法来分析研究此效应。此前,人们认为暗能量在100亿光年尺度的整个宇宙中起作用。现在,人们可以认为,在1亿光年尺度的星系团中也不应忽视暗能量的作用。五总结为了解释现在主宰宇宙的暗能量的本质,学者提出各种各样的模型,许多杰出的理论模型已经能够解释宇宙的加速膨胀。暗能量是目前宇宙学研究中的一个热点问题。目前,国际上已经构造了非常多的暗能量模型,如何去检验这些模型,那就需要用到今天的天文观测数据来确定暗能量模型的状态方程。不过,目前的天文观测数据还不是非常精确,宇宙学常数模型和各种动力学暗能量模型都还是和今天的观测符合得很好的,数据略微支持状态方程可以越过-1的Quin-tom暗能量模型。将来的天文观测有可能区分这些不同的暗能量模型。参考文献[1]SpergelDN,etal.Astrophys.J.Suppl.2003,148:175.[2]TegmarkM,etal.Astrophys.J.2004,606:702;Phys.Rev.D,2004,69:103501.[3]RiessAG,etal.Astron.J.1998,116:1009.[4]PerlmutterS,etal.Astrophys.J.1999,517:565.[5]SpergelDN,etal.Astrophys.J.Suppl.2007,170:377.[6]WeinbergS.Rev.Mod.P