„Sötét energia” változatai közötti eltérés

a
link, link jav.
a (link jav.)
a (link, link jav.)
<!--Ezek mind összhangban vannak a --All these elements are consistent with the concordance [[Lambda-CDM model]].-->
 
[[Kép:Lambda-Cold Dark Matter, Accelerated Expansion of the Universe, Big Bang-Inflation.jpg|jobbra|bélyegkép|A [[kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás]] [[Cosmic Background Explorer|COBE]] és [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] műhold általi mérése szerint a világegyetem nagyon közel van a síkhoz]]
 
Az Ia típusú [[Szupernóva|szupernóvák]] közvetlen bizonyítékot szolgáltatnak a sötét energiára. A távolodó égitestek [[radiális sebesség]]ét a [[színképelemzés|színképvonalaik]] [[vöröseltolódás]]ából meghatározhatjuk. Egy [[égitest]] [[Föld]]től való távolságának meghatározása a [[csillagászat]] egyik legnehezebb feladata. [[Standard gyertya|Standard gyertyákat]] kell találni: olyan égitesteket, melyeknek [[abszolút fényesség]]e ismert, így a kérdéses égitest fényességéből a [[távolság]]a meghatározható. Standard gyertyák nélkül a [[Hubble-törvény]] vöröseltolódás-távolság kapcsolata nem mérhető (nincs távolság adat). Az Ia típusú szupernóvák a legjobb standard gyertyák a kozmológiai megfigyelések számára, mert nagyon fényesek, és csak akkor robbannak fel, ha egy öreg [[fehér törpe]] csillag eléri az elméletileg pontosan meghatározott [[Chandrasekhar-határ]]t. Ha a szupernóvák sebességét felrajzoljuk a távolságuk függvényében, akkor megkaphatjuk, hogyan változott a tágulás mértéke a világegyetem történetében. Ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem tágulása nem lassul, ahogy az egy olyan univerzumtól elvárható lenne, amelyben az anyag van túlsúlyban, hanem rejtélyes módon gyorsulva tágul. Ezt a megfigyelést egyfajta negatív nyomású energia feltételezésével lehet magyarázni, melyet sötét energiának neveztek el.
 
A sötét energia létezése bármelyik formájában megoldaná az úgynevezett „hiányzó tömeg” problémát is. A ősrobbanáskor lezajlott nukleoszintézis elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon és milyen arányban alakultak ki a könnyű elemek, mint a [[hélium]], [[deutérium]] és a [[lítium]] a korai univerzumban.
A kozmosz nagy skálájú szerkezetének elmélete magyarázza meg, hogy milyen módon alakult ki a [[világegyetem]] szerkezete, a [[csillag]]ok, [[kvazár]]ok, [[galaxis]]ok és a [[galaxishalmaz]]ok. Mindkét elmélet azt sugallja, hogy a [[barion]]os anyag és a hideg [[sötét anyag]] csak a [[kritikus sűrűség]] mintegy 26-30%-a. A kritikus sűrűség az a sűrűség, melynél a világegyetem alakja sík (ez nem azt jelenti, hogy kétdimenziós, hanem hogy a görbülete nulla). A [[kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás]] [[Cosmic Background Explorer|COBE]] és [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] műhold általi mérése szerint a világegyetem nagyon közel van a síkhoz. Eszerint tehát a sűrűség fennmaradó 70-74%-át valamilyen energiának szolgáltatnia kell.
 
== Lásd még ==