Прагляд зыходнага тэксту старонкі Цёмная энергія

{{Касмалогія}}
[[Файл:Darkenergy.svg|thumb|320px|Састаў [[Сусвет]]у паводле даных [[WMAP]]]]
'''Цёмная энергія''' ({{Lang-en|dark energy}}) у [[касмалогія|касмалогіі]] — від энергіі, уведзены ў матэматычную мадэль Сусвету, дзеля тлумачэння назіранага яе [[расшырэнне Сусвету|пашырэння]] з паскарэннем<ref name="http://www.astronet.ru/db/msg/1210535">[http://www.astronet.ru/db/msg/1210535 Астронет &gt; Темная энергия вблизи нас]</ref>.

Існуе два варыянты тлумачэння сутнасці цёмнай энергіі:
* цёмная энергія ёсць ''[[касмалагічная канстанта]]'' — нязменная энергетычная шчыльнасць, якая раўнамерна запаўняе прастору [[Сусвет]]у (іншымі словамі, пастулюецца ненулявая энергія і ціск вакууму)<ref name="http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node5.html">[http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node5.html Астронет &gt; Темная энергия вблизи нас]</ref>;
* цёмная энергія ёсць нейкая ''[[Квінтэсенцыя, касмалогія|квінтэсенцыя]]'' — дынамічнае поле, [[Шчыльнасць энергіі|энергетычная шчыльнасць]] якога можа змяняцца ў [[Прастора ў фізіцы|прасторы]] і [[час]]е.

Дагэтуль (2014 год) усе вядомыя надзейныя назіральныя даныя не супярэчаць першай гіпотэзе, так што яна прымаецца ў [[Мадэль Лямбда-CDM|касмалогіі як стандартная]]. Канчатковы выбар паміж двума варыянтамі патрабуе высокадакладных вымярэнняў хуткасці расшырэння Сусвету, каб зразумець, як гэта хуткасць змяняецца з часам. Тэмпы расшырэння Сусвету апісваюцца [[Ураўненне стану, касмалогія|касмалагічным ураўненнем стану]]. Рашэнне ўраўнення стану для цёмнай энергіі з’яўляецца адной з самых надзённых задач сучаснай назіральнай касмалогіі.

Паводле апублікаваных у сакавіку 2013 года даных назіранняў [[Планк, касмічная абсерваторыя|касмічнай абсерваторыі «Планк»]], агульная [[маса-энергія]] назіранага Сусвету на 95,1 % складаецца з цёмнай энергіі (68,3 %) і [[цёмная матэрыя|цёмнай матэрыі]] (26,8 %)<ref name="planck_overview">{{cite journal |url=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers |title=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results&nbsp;– Table 9. |journal=Astronomy and Astrophysics (submitted) |first1=P. A. R. |last1=Ade |first2=N. |last2=Aghanim |first3=C. |last3=Armitage-Caplan |last4=''et al''. (Planck Collaboration) |date=22 March 2013 |arxiv=1303.5062 |bibcode=2013arXiv1303.5062P |accessdate=4 снежня 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160813220816/http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK |archivedate=13 жніўня 2016 |url-status=dead }} {{Cite web |title=Архіўная копія |url=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK |accessdate=4 снежня 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160813220816/http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK |archivedate=13 жніўня 2016 |url-status=dead }}{{Cite web |title=Архіўная копія |url=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK |accessdate=4 снежня 2014 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160813220816/http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK |archivedate=13 жніўня 2016 |url-status= }}</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/|author=Francis, Matthew |date=22 March 2013|work=Arstechnica}}</ref><ref name=planckcam>{{cite web |url=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |title=Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |date=21 March 2013 |publisher=University of Cambridge  |accessdate=21 March 2013}}</ref>.
Цёмная энергія таксама павінна складаць значную частку так званай ''[[скрытая маса|скрытай масы]] Сусвету''<ref name="http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node6.html">[http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node6.html Темная энергия вблизи нас] // Астронет</ref>.

== Адкрыццё цёмнай энергіі ==
На падставе праведзеных у канцы 1990-х гадоў назіранняў [[звышновая|звышновых]] [[Зорка|зорак]] тыпу Ia была зроблена выснова, што расшырэнне Сусвету паскараецца з часам. Затым гэтыя назіранні былі падмацаваны іншымі крыніцамі: вымярэннямі [[Рэліктавае выпраменьванне|рэліктавага выпраменьвання]], [[Гравітацыйнае лінзаванне|гравітацыйнага лінзавання]], [[нуклеасінтэз]]у [[Вялікі Выбух|Вялікага Выбуху]]. Усе атрыманыя даныя добра ўпісваюцца ў [[Мадэль Лямбда-CDM|лямбда-CDM мадэль]].

=== Звышновыя зоркі і Сусвет, які паскараецца ===
Адлегласці да іншых [[Галактыка|галактык]] вызначаюцца вымярэннем іх [[Чырвонае зрушэнне|чырвонага зрушэння]]. Паводле [[Закон Хабла|закона Хабла]], велічыня чырвонага зрушэння святла аддаленых [[Галактыка|галактык]] прама прапарцыйная адлегласці да гэтых галактык. Суадносіны паміж адлегласцю і велічынёй чырвонага зрушэння называецца [[параметр Хабла|параметрам Хабла]] (ці, не зусім дакладна, пастаяннай Хабла).

Аднак само значэнне параметру Хабла патрабуецца спачатку якім-небудзь спосабам усталяваць, а для гэтага трэба вымераць значэнні чырвонага зрушэння для галактык, адлегласці да якіх ужо вылічаны іншымі метадамі. Для гэтага ў астраноміі ўжываюцца «стандартныя свечкі», гэта значыць аб’екты, свяцільнасць якіх вядомая. Лепшым тыпам «стандартнай свечкі» для касмалагічных назіранняў з’яўляюцца звышновыя зоркі тыпу Ia. Яны валодаюць вельмі высокай яркасцю і ўспыхваюць толькі тады, калі маса старой зоркі тыпу «[[белы карлік]]» дасягае [[мяжа Чандрасекара|мяжы Чандрасекара]], значэнне якой вядома з высокай дакладнасцю. Такім чынам, усе звышновыя тыпу Ia, якія ўспыхваюць, размешчаныя на аднолькавай адлегласці, павінны мець амаль аднолькавую назіраную яркасць; пры гэтым пажадана рабіць папраўкі на вярчэнне і састаў зыходнай зоркі. Параўноўваючы назіраную яркасць звышновых у розных галактыках, можна вызначыць адлегласці да гэтых галактык.

У канцы 1990-х гадоў было выяўлена, што ў аддаленых галактыках, адлегласць да якіх была вызначана па законе Хабла, звышновыя тыпу Ia маюць яркасць ніжэйшую за тую, якую яны павінне мець. Іншымі словамі, адлегласць да гэтых галактык, вылічаная па метадзе «стандартных свечак» (звышновых Ia), апыняецца большай за адлегласць, вылічаную на падставе раней усталяванага значэння параметру Хабла. Была зроблена выснова, што Сусвет не проста расшыраецца, яна расшыраецца з паскарэннем.

Касмалагічныя мадэлі, якія існавалі раней, прадугледжвалі, што расшырэнне Сусвету запавольваецца. Яны зыходзілі са здагадкі, што асноўную частку масы Сусвету складае матэрыя — як бачная, так і нябачная ([[цёмная матэрыя]]). На аснове новых назіранняў, якія сведчаць пра паскарэнне расшырэння, было пастуліравана існаванне невядомага віду энергіі з адмоўным ціскам (гл. [[Ураўненне стану, касмалогія|ураўненні стану]]). Яе назвалі «цёмнай энергіяй».

=== Цёмная энергія і скрытая маса ===
Гіпотэза пра існаванне цёмнай энергіі (чым бы яна ні з’яўлялася) вырашае і так званую «праблему [[скрытая маса|нябачнай масы]]». Тэорыя [[нуклеасінтэз]]у [[Вялікі Выбух|Вялікага Выбуху]] тлумачыць фарміраванне ў маладым Сусвеце лёгкіх хімічных элементаў, такіх як [[гелій]], [[дэйтэрый]] і [[літый]]. Тэорыя [[Буйнамаштабная структура Сусвету|буйнамаштабнай структуры Сусвету]] тлумачыць фарміраванне структуры Сусвету: утварэнне [[зорка|зорак]], [[квазар]]аў, [[галактыка|галактык]] і [[Скопішча галактык|скопішчаў]] галактык. Абедзве гэтыя тэорыі прадугледжваюць, што шчыльнасць барыённай матэрыі і цёмнай матэрыі складае каля 30 % ад крытычнай шчыльнасці, патрэбнай для ўтварэння «закрытага» Сусвету, гэта значыць шчыльнасці, неабходнай, каб [[форма Сусвету]] была плоскай. Вымярэнні рэліктавага выпраменьвання Сусвету, нядаўна праведзеныя спадарожнікам [[WMAP]], паказваюць, што форма Сусвету сапраўды вельмі блізкая да плоскай. Такім чынам, нейкая раней невядомая форма нябачнай энергіі павінна даваць адсутныя 70 % шчыльнасці Сусвету.

== Прырода цёмнай энергіі ==
Сутнасць цёмнай энергіі з’яўляецца прадметам спрэчак. Вядома, што яна вельмі раўнамерна размеркавана, мае нізкую шчыльнасць, і не ўзаемадзейнічае колькі-небудзь прыкметна са звычайнай матэрыяй пасродкам вядомых фундаментальных тыпаў узаемадзеяння — за выключэннем гравітацыі. Паколькі гіпатэтычная шчыльнасць цёмнай энергіі невялікая (каля 10<sup>−29</sup> г/см³), яе ці наўрад удасца выявіць лабараторным эксперыментам. Цёмная энергія можа аказваць такі глыбокі ўплыў на Сусвет (складаючы 70 % усёй энергіі) толькі таму, што яна аднародна напаўняе пустую (у іншых планах) прастору.

=== Касмалагічная пастаянная ===
Самае простае тлумачэнне складаецца ў тым, што цёмная энергія — гэта проста «кошт існавання прасторы»: гэта значыць, любы аб’ём прасторы мае нейкую фундаментальную, неад’емна ўласцівую яму энергію. Яе яшчэ часам называюць энергіяй вакууму, паколькі яна з’яўляецца энергетычнай шчыльнасцю чыстага [[вакуум]]у. Гэта і ёсць [[касмалагічная пастаянная]], часам званая «лямбда-член» (па імі грэчаскай літары Λ, якая выкарыстоўваецца для яе абазначэння ва ўраўненнях [[Агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]]). Увядзенне касмалагічнай канстанты ў стандартную касмалагічную мадэль, заснаваную на [[метрыка Фрыдмана — Лемэтра — Робертсана — Уокера|метрыцы Фрыдмана — Лемэтра — Робертсана — Уокера]], прывяло да з’яўлення сучаснай мадэлі касмалогіі, вядомай як [[Мадэль Лямбда-CDM|лямбда-CDM мадэль]]. Гэта мадэль добра адпавядае наяўным касмалагічным назіранням.

Шматлікія фізічныя тэорыі [[элементарныя часціцы|элементарных часціц]] прадказваюць існаванне [[вакуумныя флуктуацыі|вакуумных флуктуацый]], гэта значыць надзяляюць вакуум менавіта такім відам энергіі. Значэнне касмалагічнай канстанты ацэньваецца ў 10<sup>−29</sup> г/см³, ці каля 1.03 [[кэВ]]/см³ (каля 10<sup>−123</sup> у [[Планкаўскія адзінкі|Планкаўскіх адзінках]]).

Касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, роўны яе энергетычнай шчыльнасці. Прычыны, па якіх касмалагічная канстанта мае адмоўны ціск, выцякаюць з класічнай тэрмадынамікі. Колькасць энергіі, заключанай у «скрынцы з вакуумам» аб’ёмам ''V'', роўная ''ρV'', дзе ''ρ'' — энергетычная шчыльнасць касмалагічнай канстанты. Павелічэнне аб’ёму «скрынкі» (''dV'' дадатна) прыводзіць да ўзрастання яе ўнутранай энергіі, а гэта азначае выкананне ёю адмоўнай працы. З-за таго, што работа, выкананая змяненнем аб’ёму ''dV'', роўная ''pdV'', дзе ''p'' — ціск, то ''p'' адмоўна і, фактычна, ''p = −ρ'' (каэфіцыент с², які звязвае масу і энергію, прыраўнаваны да 1)<ref name="http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node5.html"/>.

Паводле [[Агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]], [[гравітацыя]] залежыць не толькі ад [[Маса|масы]] (шчыльнасці), але і ад [[ціск]]у, прычым ціск мае большы каэфіцыент, чым шчыльнасць. Адмоўны ціск павінен спараджаць адштурхванне, [[Антыгравітацыя|антыгравітацыю]], і таму выклікае паскарэнне расшырэння Сусвету<ref name="http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node7.html">[http://www.astronet.ru/db/msg/1210535/node7.html Астронет &gt; Темная энергия вблизи нас]</ref>.

Найважнейшая нявырашаная праблема сучаснай фізікі складаецца ў тым, што большасць [[квантавая тэорыя поля|квантавых тэорый поля]], грунтуючыся на энергіі квантавага [[вакуумныя флуктуацыі|вакууму]], прадказваюць вялізнае значэнне касмалагічнай канстанты — на шматлікія парадкі праўзыходнае дапушчальнае па касмалагічных уяўленнях. Звычайная формула [[квантавая тэорыя поля|квантавай тэорыі поля]] для сумавання вакуумных нулявых ваганняў поля (з абразаннем па хвалеваму ліку вагальных мод, які адпавядае [[Планкаўская даўжыня|планкаўскай даўжыні]]), дае вялізную шчыльнасць энергіі вакууму<ref>''[[Стывен Вайнберг|С. Вайнберг]]'' «Проблема космологической постоянной», [[Успехи физических наук]], август 1989 г., т. 158, вып. 4, стр. 640—678</ref><ref>''[[Якаў Барысавіч Зяльдовіч|Я. Б. Зельдович]]'' [http://ufn.ru/ufn81/ufn81_3/Russian/r813c.pdf «Теория вакуума, быть может, решает загадку космологии»], [[Успехи физических наук]], март 1981 г., т. 133, вып. 3, стр. 479—503</ref>. Гэта значэнне, такім чынам, павінна быць скампенсавана нейкім дзеяннем, амаль роўным (але не дакладна роўным) па модулі, але якое мае процілеглы знак. Некаторыя тэорыі [[суперсіметрыя|суперсіметрыі]] (SATHISH) патрабуюць, каб касмалагічная канстанта ў была дакладна роўная нулю, што таксама не спрыяе рашэнню праблемы. Такая сутнасць «праблемы касмалагічнай канстанты», найбольш цяжкай праблемы «тонкай настройкі» ў сучаснай фізіцы: не знойдзена ніводнага спосабу вывесці з фізікі элементарных часціц надзвычай малое значэнне касмалагічнай канстанты, вызначанае ў касмалогіі. Некаторыя фізікі, уключаючы [[Стывен Вайнберг|Стывена Вайнберга]], лічаць т.зв. «[[антропны прынцып]]» найлепшым тлумачэннем назіранага тонкага балансу энергіі квантавага вакууму.

Нягледзячы на гэтыя праблемы, касмалагічная канстанта — гэта ў шмат ў чым самае [[Брытва Окама|эканомнае]] рашэнне праблемы Сусвету, які паскараецца. Адзінае лікавае значэнне тлумачыць мноства назіранняў. Таму цяперашняя агульнапрынятая касмалагічная мадэль ([[лямбда-CDM мадэль]]) уключае касмалагічную канстанту як істотны элемент.

=== Квінтэсенцыя ===
Альтэрнатыўны падыход быў прапанаваны ў [[1987]] годзе [[Германія|нямецкім]] [[тэарэтычная фізіка|фізікам-тэарэтыкам]] [[Крыстаф Ветэрых|Крыстафам Ветэрыхам]]<ref>
[http://dx.doi.org/10.1016/0550-3213(88)90193-9 ''Cosmology and the Fate of Dilatation Symmetry''],
C. Wetterich,
Nucl. Phys. B '''302''', 668 (1988)</ref><ref>
''The Cosmon Model for an Asymptotically Vanishing Time Dependent Cosmological «Constant»'',
C. Wetterich,
Astron. Astrophys. '''301''', 321 (1995),
[http://arxiv.org/abs/arXiv:hep-th/9408025 arXiv: hep-th/9408025v1]</ref>. Ветэрых зыходзіў са здагадкі, што цёмная энергія — гэта свайго роду часціцападобныя ўзбуджэнні нейкага дынамічнага [[скалярнае поле|скалярнага поля]], названага [[Эфір (стыхія)|квінтэсенцыяй]]<ref name=qe>Caldwell R. R., Steinhardt P. J. Phys.Rev. D 57, 6057 (1998).</ref>. Адрозненне ад касмалагічнай канстанты ў тым, што шчыльнасць квінтэсенцыі можа вар’іравацца ў прасторы і часе. Каб квінтэсенцыя не магла «збірацца» і фарміраваць буйнамаштабныя структуры па прыкладзе звычайнай матэрыі (зоркі і да т.п.), яна павінна быць вельмі лёгкай, гэта значыць мець вялікую [[комптанаўская даўжыня хвалі|комптанаўскую даўжыню хвалі]].

Ніякіх сведчанняў існавання квінтэсенцыі пакуль не выяўлена, але выключыць такое існаванне нельга. Гіпотэза квінтэсенцыі прадказвае трохі больш павольнае паскарэнне Сусвету, у параўнанні з гіпотэзай касмалагічнай канстанты. Некаторыя навукоўцы мяркуюць, што найлепшым сведчаннем на карысць квінтэсенцыі былі б парушэнні [[прынцып эквівалентнасці|прынцыпу эквівалентнасці]] Эйнштэйна і [[варыяцыі фундаментальных канстант]] у прасторы ці часе. Існаванне [[скалярнае поле|скалярных палёў]] прадказваецца [[стандартная мадэль|стандартнай мадэллю]] і [[тэорыя струн|тэорыяй струн]], але пры гэтым узнікае праблема, аналагічная варыянту з касмалагічнай канстантай: тэорыя [[Перанарміроўка, метад|рэнармалізацыі]] прадказвае, што скалярныя палі павінны набываць значную масу.

Праблема [[касмічнае супадзенне|касмічнага супадзення]] ставіць пытанне, чаму паскарэнне Сусвету пачалося менавіта ў пэўны момант часу. Калі б паскарэнне ў Сусвеце пачалося раней за гэты момант, зоркі і галактыкі проста не паспелі б сфарміравацца, і ў [[жыццё|жыцця]] не было б ніякіх шанцаў на ўзнікненне, прынамсі, у вядомай нам форме. Прыхільнікі «[[антропны прынцып|антропнага прынцыпу]]» лічаць гэты факт найлепшым аргументам на карысць сваіх пабудоў. Зрэшты, многія мадэлі квінтэсенцыі прадугледжваюць так званыя «сачыльныя паводзіны», якія вырашаюць гэту праблему. У гэтых мадэлях поле квінтэсенцыі мае шчыльнасць, якая падстройвацца да шчыльнасці выпраменьвання (не дасягаючы яе) да таго моманту развіцця Вялікага Выбуху, калі ўзнікае раўнавага рэчыва і выпраменьвання. Пасля гэтага моманту квінтэсенцыя пачынае паводзіць сябе як шукаемая «цёмная энергія» і ўрэшце пануе ў Сусвеце. Такое развіццё натуральным чынам усталёўвае нізкае значэнне ўзроўню цёмнай энергіі.

[[Ураўненне стану, касмалогія|Ураўненне стану]] (залежнасць ціску ад шчыльнасці энергіі) для квінтэсенцыі: <math>p = w\cdot \varepsilon,</math> дзе <math>-1<w<-1/3\,</math> (для вакууму <math>w = -1\,</math>).

Былі прапанаваны і іншыя магчымыя віды цёмнай энергіі: [[фантомная энергія]], для якой энергетычная шчыльнасць узрастае з часам (ва ўраўненні стану гэтага тыпу цёмнай энергіі <math>w<-1</math>), і так званая «кінетычная квінтэсенцыя», якая мае форму нестандартнай [[кінетычная энергія|кінетычнай энергіі]]. Яны маюць незвычайныя ўласцівасці: напрыклад, фантомная энергія можа прывесці да [[Вялікі разрыў|Вялікага Разрыву]]<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1188809 Разрыў Сусвету]</ref> Сусвету.

У 2014 годзе даныя праекта BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) дазволілі сцвярджаць, што з найбольшай верагоднасцю цёмная энергія з’яўляецца канстантай. «Пакуль што даныя праекта BOSS гавораць пра тое, што значэнне цёмнай энергіі застаецца пастаянным у часе і прасторы. Акрамя таго, гэтыя даныя ўзгодняюцца з мадэллю плоскага Сусвету. Плоскага ў тым сэнсе, што на ўсім яго працягу прастору можна апісаць пры дапамозе звыклай нам еўклідавай геаметрыі»<ref>[http://ria.ru/space/20140109/988445725.html]</ref>.

== Наступствы для лёсу Сусвету ==
Паводле наяўных ацэнак, паскарэнне расшырэння Сусвету пачалося прыблізна 5 мільярдаў гадоў назад. Мяркуецца, што да гэтага пашырэнне запавольвалася дзякуючы гравітацыйнаму дзеянню [[цёмная матэрыя|цёмнай матэрыі]] і [[барыён]]най матэрыі. Шчыльнасць [[барыён]]най матэрыі ў Сусвеце, які пашыраецца, памяншаецца хутчэй, чым шчыльнасць цёмнай энергіі. Урэшце, цёмная энергія пачынае пераважаць. Напрыклад, калі аб’ём Сусвету падвойваецца, шчыльнасць [[барыён]]най матэрыі памяншаецца ўдвая, а шчыльнасць цёмнай энергіі застаецца амаль нязменнай (ці цалкам нязменнай — у варыянце з касмалагічнай канстантай).

Калі расшырэнне Сусвету будзе працягвацца бясконца паскарацца, то ў выніку [[галактыка|галактыкі]] за межамі нашага [[Звышскопішча Дзевы|Звышскопішча]] галактык рана ці позна выйдуць за [[гарызонт падзей]] і стануць для нас нябачнымі, паколькі іх адносная хуткасць перавысіць [[хуткасць святла]]. Гэта не з’яўляецца парушэннем [[спецыяльная тэорыя адноснасці|спецыяльнай тэорыі адноснасці]]. Насамрэч немагчыма нават вызначыць «адносную хуткасць» у скрыўленай прасторы-часе. Адносная хуткасць мае сэнс і можа быць вызначана толькі ў плоскай прасторы-часе, ці на досыць малым (які імкнецца да нуля) участку скрыўленай прасторы-часу. Любая форма камунікацыі далей межаў гарызонту падзей становіцца немагчымай, і ўсякі кантакт паміж аб’ектамі страчваецца. [[планета Зямля|Зямля]], [[Сонечная сістэма]], наша [[Млечны Шлях|Галактыка]], і наша [[Звышскопішча Дзевы|Звышскопішча]] будуць бачныя адзін аднаму і ў прынцыпе дасягальныя шляхам касмічных палётаў, у той час як увесь астатні Сусвет знікне ўдалечыні. З часам наша Звышскопішча прыйдзе ў стан [[цеплавая смерць|цеплавой смерці]], гэта значыць ажыццявіцца сцэнарый, які прадугледжваўся для папярэдняй, плоскай мадэлі Сусвету з перавагай матэрыі.

Існуюць і больш экзатычныя гіпотэзы пра будучыню Сусвету. Адна з іх прадугледжвае, што фантомная энергія прывядзе да т.зв. «разбежнага» расшырэння. Гэта значыць, што расшыраючая сіла дзеяння цёмнай энергіі працягне неабмежавана павялічвацца, пакуль не перасягне ўсе астатнія сілы ў Сусвеце. Паводле гэтага сцэнарыя, цёмная энергія з часам разарве ўсе гравітацыйна звязаныя структуры Сусвету, затым перасягне сілы электрастатычных і ўнутрыядзерных [[фундаментальныя ўзаемадзеянні|узаемадзеянняў]], разарве атамы, ядры і нуклоны і знішчыць Сусвет у [[Вялікі разрыў|Вялікім Разрыве]].

З іншага боку, цёмная энергія можа з часам рассеяцца ці нават змяніць адштурхвальнае дзеянне на прыцягвальнае. У гэтым выпадку гравітацыя возьме верх і прывядзе Сусвет да «[[Вялікі сціск|Вялікага Сціску]]». Некаторыя сцэнарыі прадугледжваюць «цыклічную мадэль» Сусвету. Хоць гэтыя гіпотэзы пакуль не пацвярджаюцца назіраннямі, яны і не адпрэчваюцца цалкам. Вырашальную ролю ва ўсталяванні канчатковага лёсу Сусвету (які развіваецца па тэорыі [[Вялікі Выбух|Вялікага Выбуху]]) павінны адыграць дакладныя вымярэнні тэмпу паскарэння.

Паскоранае расшырэнне Сусвету было адкрыта ў [[1998]] годзе пры назіраннях за [[звышновыя тыпу Ia|звышновымі тыпу Ia]]<ref>Riess, A. et al. 1998, ''Astronomical Journal'', 116, 1009</ref><ref>Perlmutter, S. et al. 1999, ''Astrophysical Journal'', 517, 565</ref>. За гэта адкрыццё [[Сол Перлмутэр]], [[Браян Шміт|Браян П. Шміт]] і [[Адам Рыс]] атрымалі [[прэмія Шаа|прэмію Шаа па астраноміі]] за 2006 год і [[Нобелеўская прэмія па фізіцы|Нобелеўскую прэмію па фізіцы]] за 2011 год.

== Гл. таксама ==
* [[Экзатычная матэрыя]] (з адмоўным ціскам)
* [[Скрытая маса]]
** [[Цёмная матэрыя]]
* [[Інфляцыйная мадэль Сусвету]]

== Крыніцы ==
{{reflist}}

== Спасылкі ==
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1210535 Тёмная энергия вблизи нас] — популярная брошюра, А. Д. Чернина, [[ГАИШ]] МГУ.
* [http://www.astronet.ru:8101/db/msg/1174484/ A.Д. Чернин: Физический вакуум и космическая анти-гравитация]
* [http://dark-universe.ru/load/13-1-0-58 Документальный фильм — Темная материя, темная энергия (2008)] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20131126035720/http://dark-universe.ru/load/13-1-0-58 |date=26 лістапада 2013 }}
* [http://ufn.ru/ru/articles/2008/3/c/ A.Д. Чернин. Темная энергия и всемирное антитяготение.] // [[УФН]], '''178''', 267 (2008).
* [http://ufn.ru/ru/articles/2008/3/d/ В. Н. Лукаш, В. А. Рубаков. Темная энергия: мифы и реальность.] // [[УФН]], '''178''', 301 (2008). (Комментарий к статье А. Д. Чернина)
* [http://www.modcos.com/articles.php?id=20 В. А. Рубаков. Темная энергия во Вселенной]
* [http://www.modcos.com/ Сайт о современном состоянии космологии]
* [http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/ ''Sean M. Carroll,'' The Cosmological Constant ] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20160829163010/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/ |date=29 жніўня 2016 }}
* [http://xxx.itep.ru/abs/astro-ph/0302506 ''Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg,'' Phantom Energy and Cosmic Doomsday (astro-ph:0302506)]{{Недаступная спасылка}}
* [http://arxiv.org/abs/0712.2196 ''Lucy Calder, Ofer Lahav,'' Dark Energy: back to Newton? (astro-ph:0712.2196)]
* ''Марк Тродден'', ''Джонатан Фэн''. [http://www.modcos.com/articles.php?id=35 Темные миры]
* [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-13462926 New method 'confirms dark energy']
* [http://www.scientificcomputing.com/news-IN-Dark-Energy-is-Real-052311.aspx Dark Energy is Real] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20110527122222/http://www.scientificcomputing.com/news-IN-Dark-Energy-is-Real-052311.aspx |date=27 мая 2011 }}

[[Катэгорыя:Фізічная касмалогія]]
[[Катэгорыя:Нявырашаныя праблемы сучаснай фізікі]]
[[Катэгорыя:Энергія]]