Energia punktu zerowego

Energia punktu zerowego (inaczej energia próżni) to w mechanice kwantowej najniższa możliwa energia jaką może przyjąć dowolny układ kwantowy. Z definicji wszystkie układy kwantowe posiadają energię punktu zerowego.

Termin ten pojawił się gdy obliczenia wykazały, że modelowy, punktowy kwantowy oscylator harmoniczny musi posiadać pewną minimalną energię, nawet jeśli nie opisuje żadnego zjawiska związanego z transportem masy lub energii. W terminach kwantowej teorii pola oznacza to, że pewna minimalna energia musi być przypisana do każdego punktu próżni. Tę energię nazywa się często w uproszczeniu energią próżni. W kosmologii uważa się, że wartość energii próżni decyduje o wartości stałej kosmologicznej.

Istnienie energii próżni zostało potwierdzone eksperymentalnie przez zaoobserwanie efektu Casimira.

Ze względu na to, że z obliczeń wywodzących się z różnych kwantowych teorii pola uzyskuje się rozbieżne wartości energii próżni i nie ma akutalnie możliwości bezpośredniego jej zmierzenia, jej rzeczywista wartość jest aktualnie nieznana.

Zagadnienie dlaczego stała kosmologiczna ma znacznie mniejszą wartość niż to wynika z obliczeń energii próżni stanowi nierozwiązany problem współczesnej fizyki, nad którym pracuje wielu fizyków kwantowych.

Istnienie energii próżni stanowi kanwę dla rozmaitych urządzeń opisywanych w twórczości Science Fiction i spotykanych w grach komputerowych. Na wykorzystaniu energii próżni opiera się też kilkanaście koncepcji z ruchu wynalazczego zwanego wolną energią.

Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a to, co uważamy za próżnię, jest niezwykle pojemnym magazynem energii. Wnioski te płyną z obserwacji przeprowadzonych za pomocą niewielkiego teleskopu, który został umieszczony w gondoli balonu stratosferycznego i wraz z nim okrążył Antarktydę.

Wszechświat liczy sobie około 15 mld lat. Ma bogatą strukturę, której drobniutkim elementem jest nasze Słońce wraz z okrążającymi je planetami. Na początku, tuż po Wielkim Wybuchu, wyglądał jednak zupełnie inaczej. Wypełniała go gorąca, niemal jednorodna mieszanka cząstek elementarnych, w której tylko tu i ówdzie pojawiały się ledwo zauważalne zagęszczenia i rozrzedzenia. W miarę rozszerzania się Wszechświata jej temperatura spadała i 300 tys. lat po Wielkim Wybuchu obniżyła się do około 3000 K. Swobodne dotąd elektrony połączyły się wtedy z protonami w atomy wodoru (nieco wcześniej powstały atomy helu). W dziejach Wszechświata był to moment prawdziwie przełomowy. Fotony, najliczniejsze z pierwotnych cząstek elementarnych, aż do tej chwili były silnie "sprzężone" z elektronami. Obijając się o nie, skutecznie przeciwdziałały grawitacji usiłującej wzmocnić pierwotne zagęszczenia i rozrzedzenia. Gdy elektrony zostały związane w atomach, grawitacja nie miała już przeciwnika i powoli przekształciła owe drobne niejednorodności w obecną strukturę Wszechświata.

Pierwotne fotony, znane jako promieniowanie reliktowe, obserwujemy dziś w postaci mikrofal i ultrakrótkich fal radiowych . Przynoszą nam obraz Wszechświata z czasów, w których powstawały atomy i które przyjęto nazywać epoką rekombinacji . W promieniowaniu reliktowym ukryte są jednak informacje nie tylko o przeszłości, lecz także o bardzo odległej przyszłości Wszechświata. Ich odczytywanie umożliwia dział astrofizyki zwany kosmologią.