انرژی تاریک هولوگرافی در کیهان

این پایان نامه شامل 7 فصل می باشد. درفصل اول این پایان نامه به بیان چند مفهوم اساسی از قبیل مدل استاندارد کیهان شناسی، تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی، ماده تاریک و انرژی تاریک پرداخته ایم. مدل استاندارد کیهان شناسی، این مدل بر پایه فضای همگن و همسانگرد فریدمن - رابرتسون - لما‎‎یتر -واکر‎ بنا شده است. در این مدل، کیهان از یک انفجار بزرگ اولیه که در آن همه چیز در حال دور شدن از یکدیگرند‎،‎ آغاز می شود. نظریه انفجار بزرگ بهترین نظریه پردازی برای توجیح سرآغاز و چگونگی تکامل کیهان محسوب می شود. مدل استاندارد کیهان شناسی تلاش می کند، وجود و ساختار تابش پیش زمینه ای میکروموج کیهان، خوشه های کهکشانی بزرگ مقیاس، توزیع هیدروژن، هلیوم، دوتریوم و لیتیوم و همچنین انبساط شتابدار مشاهده شده کیهان را توضیح دهد. تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی، یک تابش جسم سیاه است. و دمایی حدود ‎3 k‎ دارد. تابش پس زمینه ای میکروموج کیهانی همراه با انبساط کیهان خنک شده و به این دما رسیده است. ماده تاریک، از اتمها تشکیل نشده و نهادی فرضی دارد. همچنین به نظر می رسد که این ماده از ذرات سنگین تشکیل شده باشد. ذرات پرجرم بسیار کند حرکت می کنند. این ذرات تنها از طریق گرانشی و یا احتمالا نیروی ضعیف بر هم کنش می کنند. سه نوع ماده تاریک وجود دارد: ماده تاریک داغ ( ذراتی با سرعتی بالاتر از سرعت نسبیتی)، ماده تاریک گرم (ذراتی با سرعتی نسبیتی) و ماده تاریک سرد( ذراتی که با سرعت های کلاسیکی). با توجه به اینکه بیشتر ماده تاریک از ذرات سنگین تشکیل شده است، بنابرین، بیشتر ازماده تاریک سرد یاد می شود. مدل استاندارد کیهان شناسی نیز بر این ماده ‎(cdm)‎ پایه ریزی شده است. در نهایت به بیان مختصری از انرژی تاریک می پردازیم. در سال 1998‎، دو گروه تحقیقاتی به طور مستقل، یکی با سرپرستی پریموتر‎ و دیگری با سرپرستی اشمیت‎، به کشف مهمی رسیدند. این کشف، شتاب انبساط کیهان بود. این انبساط ناشی از انرژی ای دافعه با فشاری منفی می باشد. اولین کاندید، ثابت کیهان شناسی بود. کاندید بعدی میدان اسکالر نام داشت(از جمله میدان های اسکالر می توان به میدان های کملونی و تاکیونی ). در فصل دوم به بیان معادله اینشتین و معادلات فریدمن پرداخته ایم. اینشتین‎‎ معادلاتی را فرمول بندی کرده بود،که قابلیت توصیف امواج گرانشی سیاهچاله ها تا کل کیهان را داشتند. این معادلات، دسته معادلاتی شانزده تایی هستند که برهم کنش بنیادی گرانش را در نتیجه خمیدگی فضا - زمان توسط جرم و انرژی توضیح می دهند. فریدمان‎ با در نظر گرفتن دو فرض همگنی و همسانگردی کیهان، اظهار داشت که کیهان در حال انبساط است. در یک فضا زمان همگن و همسانگرد، معادلات میدان اینشتین به معادلات فریدمان تبدیل می شوند. عام ترین فرم متریک فضا زمان، سازگار با فرض همگنی و همسانگردی کیهان، متریک فریدمن - رابرتسون - لمایتر -واکر است. در فصل سوم به بیان دو میدان کملون و تاکیون پرداخته ایم. ذرات کملونی اولین بار در سال 2003‎ به وسیله جاستین خوری ‎‎ و آماندا ولتمن در دانشگاه کلمبیا، به عنوان توضیحی ممکن برای انرژی تاریک بکار برده شد. میدان کملونی جرمی متغیرو وابسته به مکان ها( با تفاوت در چگالی ماده) دارد . در مورد میدان تاکیونی می توان گفت که، تاکیون به معنی ذره سریع‎ و فرضی گفته می شود که توسط دکتر فینبرگ‎، به ذره ای تئوری نسبت داده شد که سریع تر از سرعت نور حرکت می کرد. میدان تاکیونی، یا به طور ساده تاکیون، میدانی کوانتومی با جرمی تصوری مختلط است، که قسمت حقیقی آن صفر می باشد. میدان تاکیونی بسیار چگال است. میدان تاکیونی بسیار چگال است و آن چگالی جرم منفی دارد. در فصل چهارم به توضیحی از ماهیت کوانتوم - گرانشی انرژی تاریک، سیاهچاله شوارتس شیلد نشانی از اصل هولوگرافی و انتخاب ‎ l ‎ به عنوان طول قطع فروسرخ پرداخته ایم. اولین مدل برای توضیح عالم انرژی تاریک، مدل استاندارد کیهان شناسی‎‎‎‎ ‎ (‎lambda ‎cdm‎) ‎ بود. . ولی چگالی ثابت کیهانی بدست آمده توسط تئوری و تجربی در مقدار تفاوت زیادی داشتند. مقدار زیاد ثابت کیهانی، برای توضیح شتاب عالم مناسب نبود.‎‎ از نقطه نظر کیهان شناسی، یک مدل مناسب برای توصیف عالم انرژی تاریک، باید سه نیاز را برآورده کند. معادله حالت را ارضا کند، چگالی انرژی تاریک را بدست دهد و در آخر انتظار داریم تا مشکلات انطباق کیهانی را توضیح دهد. بنابراین باید به دنبال مدل مناسب تری نسبت به مدل ثابت کیهانی باشیم.مسئله انرژی تاریک، مسئله ای در ماهیت کوانتوم - گرانشی است. فیزیکدانان بر اساس این ماهیت، بر آن شدند تا سرشت انرژی تاریک را تنها در چند اصل پایه ای گرانش کوانتومی کشف کنند. اصل هولوگرافیک چنین اصلی بود. کار بر روی اصل هولوگرافیک، مدل های انرژی تاریک هولوگرافیک را پیشنهاد داد. این مدل به طور بسیار وسیع مطالعه شد و با مشاهدات مختلف آزمایش، و توافق تئوری و مشاهدات مشخص شد. اصل هولوگرافیک، می گوید که تمام اطلاعات موجود در یک حجم از فضا را می توان بر روی سطح آن نیز داشت. در قسمت سیاهچاله‎‎ ‎‎شوارتس شیلد‎‎ نشانی از اصل هولوگرافی‎‎‎‎، چون حالت های کوانتومی داخل یک سیاهچاله غیر قابل مشاهده است. این معادله در واقع حد بالاتری از آنتروپی را، که فضایی به حجم ‎ l^3 ‎ را در بر گرفته تحمیل می کند. برای یک سیستم میدانی چون موضعی است، آنتروپی به طور ذاتی بزرگ و متناسب با ‎ l^3‎ است. همچنین از تحلیل ابعادی، وابستگی به طول قطع فرابنفش ‎lambda ‎ نیز بدست می آید. در قسمت انتخاب ‎ l ‎ به عنوان طول قطع فروسرخ، سه انتخاب بررسی می شود. افق هابل، افق ذره، افق رویداد آینده. در فصل پنجم به بیان مدل بر هم کنشی انرژی تاریک هولوگرافی در کیهان شناسی تاکیون جفت شده با ماده پرداخته ایم. در این مدل، انتخاب برای طول قطع فروسرخ انتخاب افق رویداد آینده می باشد. در این مدل میدان اسکالر (پتانسیل تاکیونی) با ماده برهم کنش می کند، همچنین میدان تاکیونی نقش انرژی تاریک را ایفا می کند. این مدل برای دو عالم با پارامتر های معادله حالت ‎gamma=0‎ ‎‎‎ (عالم ماده غالب) و ‎ ‎gamma=‎1/3‎‎‎‎‎‎‎ (عالم تابش غالب) بررسی خواهد شد. مدل را بر اساس دو داده مشاهده ای ابرنواختر نوع اول و داده های هابل بررسی شده است و پارامتر ها و شرایط پایداری بدست آمدند و ویژگی های دیگر بررسی شدند. در فصل ششم به بیان مدل بر هم کنشی سن نگاری در کیهان شناسی تاکیون جفت شده با کملون پرداخته ایم. گرچه مدل های انرژی تاریک هولوگرافی در توضیح مشاهدات بسیار موفق اند ولی با چند مشکل روبرو هستند. انتخاب افق رویداد آینده به عنوان مقیاس طول، فاز شتابدار عالم را نشان می دهد. اما یک مانع آشکار مربوط به ارتباط رویداد ها در این طرح ایجاد می شود. افق رویداد، یک مفهوم کلی از فضا - زمان است و وجود آن وابسته به تحول آینده عالم است. این افق تنها برای عالم با انبساط شتابدار ابدی امکان پذیر است. ‎مدل انرژی تاریک سن نگاری فرض می کند که انرژی تاریک مشاهده شده، از فضا - زمان و نوسانات میدان ماده در عالم ایجاد می شود. از این رو در مدل انرژی تاریک سن نگاری، سن عالم به عنوان مقیاس طول، به جای افق رویداد آینده انتخاب شده و از مسئله ایجاد شده توسط افق رویداد آینده در انرژی تاریک هولوگرافی اجتناب می شود. در این مدل میدان تاکیونی نقش انرژی تاریک سن نگاری و میدان کملونی نقش ماده تاریک ایفا می کنند. مدل برای دو عالم تابش غالب و ماده ‎ غالب با داده ابرنو اختر نوع اول ‎‎‎ استفاده شد، پارامتر و شرایط پایداری بدست آمدندو ویژگی های دیگر بررسی شدند. در نهایت مشخص شد که این مدل برای عالم ‎ ‎gamma=‎‎1/3‎ بهتر از عالم ‎ ‎gamma=0‎ ‎ در توافق با مشاهدات است. در این مدل، اشکالات مدل انرژی تاریک هولوگرافی وجود نداشت. ‎‎ ‎ ‎‎