Kosmologiczny model Wszechświata to opis matematyczny, który próbuje wyjaśnić przyczyny jego obecnego istnienia. Przedstawia również ewolucję w czasie.
Współczesne modele kosmologiczne Wszechświata oparte są na ogólnej teorii względności. To jest obecnie najlepsza reprezentacja dla wyjaśnienia na dużą skalę.
Pierwszy model kosmologiczny Wszechświata oparty na nauce
Na podstawie swojej ogólnej teorii względności, która jest hipotezą grawitacji, Einstein pisze równania rządzące kosmosem wypełnionym materią. Ale Albert uważał, że to powinno być statyczne. Aby uzyskać wynik, Einstein wprowadził do swoich równań termin zwany stałym modelem kosmologicznym wszechświata.
Następnie, biorąc pod uwagę system Edwina Hubble'a, powróci do tego pomysłu i uzna, że kosmos może skutecznie się rozszerzać. Dokładnie takWszechświat wygląda jak w kosmologicznym modelu A. Einsteina.
Nowe hipotezy
Niedługo po nim Holender de Sitter, rosyjski twórca kosmologicznego modelu Wszechświata Friedman i belgijski Lemaitre, poddają ocenie koneserów elementy niestatyczne. Są potrzebne do rozwiązania równań względności Einsteina.
Jeśli kosmos de Sittera odpowiada pustej stałej, to zgodnie z kosmologicznym modelem Friedmanna, Wszechświat zależy od gęstości materii w nim zawartej.
Główna hipoteza
Nie ma powodu, aby Ziemia stała w centrum kosmosu lub w jakimkolwiek uprzywilejowanym miejscu.
To pierwsza teoria klasycznego kosmologicznego modelu wszechświata. Zgodnie z tą hipotezą wszechświat jest uważany za:
- Jednorodny, to znaczy ma te same właściwości wszędzie w skali kosmologicznej. Oczywiście na mniejszej płaszczyźnie są różne sytuacje, jeśli spojrzysz na przykład na Układ Słoneczny lub gdzieś poza Galaktykę.
- Izotropowy, to znaczy, że zawsze ma te same właściwości w każdym kierunku, niezależnie od tego, na co patrzy dana osoba. Zwłaszcza, że przestrzeń nie jest spłaszczona w jednym kierunku.
Drugą niezbędną hipotezą jest uniwersalność praw fizyki. Te zasady są takie same wszędzie i przez cały czas.
Rozważanie zawartości wszechświata jako płynu doskonałego to kolejna hipoteza. Charakterystyczne wymiary jego elementów są nieistotne w porównaniu do dzielących je odległości.
Parametry
Wielu pyta: „Opisz model kosmologicznyWszechświat. W tym celu, zgodnie z poprzednią hipotezą systemu Friedmanna-Lemaitre'a, wykorzystuje się trzy parametry, które w pełni charakteryzują ewolucję:
- Stała Hubble'a, która reprezentuje szybkość ekspansji.
- Parametr gęstości masy, który mierzy stosunek między ρ badanego Wszechświata a określoną gęstością, nazywa się krytycznym ρc, który jest powiązany ze stałą Hubble'a. Aktualna wartość tego parametru jest oznaczona Ω0.
- Stała kosmologiczna, oznaczona Λ, jest siłą przeciwną do grawitacji.
Gęstość materii jest kluczowym parametrem do przewidywania jej ewolucji: jeśli jest ona bardzo nieprzenikniona (Ω0> 1), grawitacja będzie w stanie pokonać ekspansję i kosmos powróci do swojego pierwotnego stanu.
W przeciwnym razie wzrost będzie trwał wiecznie. Aby to sprawdzić, opisz kosmologiczny model Wszechświata zgodnie z teorią.
Jest intuicyjnie jasne, że człowiek może uświadomić sobie ewolucję kosmosu zgodnie z ilością materii wewnątrz.
Duża liczba doprowadzi do zamkniętego wszechświata. Zakończy się w stanie początkowym. Niewielka ilość materii doprowadzi do otwartego wszechświata o nieskończonej ekspansji. Wartość Ω0=1 prowadzi do specjalnego przypadku płaskiej przestrzeni.
Znaczenie gęstości krytycznej ρc wynosi około 6 x 10–27 kg/m3, czyli dwa atomy wodoru na metr sześcienny.
Ta bardzo niska liczba wyjaśnia, dlaczego nowoczesnekosmologiczny model budowy wszechświata zakłada pustą przestrzeń, a to nie jest takie złe.
Zamknięty czy otwarty wszechświat?
Gęstość materii we wszechświecie określa jego geometrię.
W celu uzyskania wysokiej nieprzepuszczalności można uzyskać zamkniętą przestrzeń o dodatniej krzywiźnie. Ale przy gęstości poniżej krytycznej wyłoni się otwarty wszechświat.
Należy zauważyć, że typ zamknięty z konieczności ma skończony rozmiar, podczas gdy płaski lub otwarty wszechświat może być skończony lub nieskończony.
W drugim przypadku suma kątów trójkąta jest mniejsza niż 180°.
W zamkniętym (na przykład na powierzchni Ziemi) liczba ta jest zawsze większa niż 180°.
Wszystkie dotychczasowe pomiary nie wykazały krzywizny przestrzeni.
Kosmologiczne modele Wszechświata w skrócie
Pomiary promieniowania kopalnego za pomocą kuli Bumerang ponownie potwierdzają hipotezę płaskiej przestrzeni.
Hipoteza płaskiej przestrzeni najlepiej zgadza się z danymi eksperymentalnymi.
Pomiary wykonane przez WMAP i satelitę Planck potwierdzają tę hipotezę.
Więc wszechświat byłby płaski. Ale ten fakt stawia ludzkość przed dwoma pytaniami. Jeśli jest płaska, oznacza to, że gęstość substancji jest równa gęstości krytycznej Ω0=1. Jednak największa widoczna materia we wszechświecie stanowi tylko 5% tej nieprzepuszczalności.
Podobnie jak w przypadku narodzin galaktyk, konieczne jest ponowne przejście do ciemnej materii.
Wiek Wszechświata
Naukowcy mogąpokaż, że jest proporcjonalna do odwrotności stałej Hubble'a.
Tak więc dokładna definicja tej stałej jest krytycznym problemem dla kosmologii. Ostatnie pomiary pokazują, że kosmos ma obecnie od 7 do 20 miliardów lat.
Ale wszechświat musi koniecznie być starszy niż jego najstarsze gwiazdy. Szacuje się, że mają od 13 do 16 miliardów lat.
Około 14 miliardów lat temu wszechświat zaczął rozszerzać się we wszystkich kierunkach z nieskończenie małego gęstego punktu znanego jako osobliwość. To wydarzenie jest znane jako Wielki Wybuch.
W ciągu pierwszych kilku sekund gwałtownej inflacji, która trwała przez następne setki tysięcy lat, pojawiły się cząstki fundamentalne. Które później stanowiłyby materię, ale jak wie ludzkość, ona jeszcze nie istniała. W tym okresie Wszechświat był nieprzejrzysty, wypełniony ekstremalnie gorącą plazmą i silnym promieniowaniem.
Jednak w miarę rozszerzania się, jego temperatura i gęstość stopniowo spadały. Plazma i promieniowanie ostatecznie zastąpiły wodór i hel, najprostsze, najlżejsze i najobfitsze pierwiastki we wszechświecie. Grawitacja zajęła kilkaset milionów dodatkowych lat, aby połączyć te swobodnie unoszące się atomy w pierwotny gaz, z którego wyłoniły się pierwsze gwiazdy i galaktyki.
To wyjaśnienie początku czasu zostało wyprowadzone ze standardowego modelu kosmologii Wielkiego Wybuchu, znanego również jako system Lambda - zimna ciemna materia.
Kosmologiczne modele Wszechświata opierają się na bezpośrednich obserwacjach. Są w stanie zrobićprzewidywania, które mogą zostać potwierdzone w kolejnych badaniach i opierają się na ogólnej teorii względności, ponieważ teoria ta najlepiej pasuje do obserwowanych zachowań na dużą skalę. Modele kosmologiczne również opierają się na dwóch fundamentalnych założeniach.
Ziemia nie znajduje się w centrum wszechświata i nie zajmuje specjalnego miejsca, więc przestrzeń wygląda tak samo we wszystkich kierunkach i ze wszystkich miejsc na dużą skalę. I te same prawa fizyki, które obowiązują na Ziemi, obowiązują w całym kosmosie, niezależnie od czasu.
Dlatego to, co ludzkość obserwuje dzisiaj, może być wykorzystane do wyjaśnienia przeszłości, teraźniejszości lub pomocy w przewidywaniu przyszłych wydarzeń w naturze, bez względu na to, jak daleko jest to zjawisko.
Niewiarygodne, im dalej ludzie patrzą w niebo, tym dalej patrzą w przeszłość. Pozwala to na ogólny przegląd galaktyk, kiedy były znacznie młodsze, dzięki czemu możemy lepiej zrozumieć, jak ewoluowały w stosunku do tych, które są bliższe, a przez to znacznie starsze. Oczywiście ludzkość nie może zobaczyć tych samych galaktyk na różnych etapach swojego rozwoju. Ale mogą pojawić się dobre hipotezy, grupujące galaktyki w kategorie w oparciu o to, co zaobserwują.
Uważa się, że pierwsze gwiazdy powstały z obłoków gazowych wkrótce po powstaniu wszechświata. Standardowy Model Wielkiego Wybuchu sugeruje, że możliwe jest znalezienie najwcześniejszych galaktyk wypełnionych młodymi, gorącymi ciałami, które nadają tym układom niebieski odcień. Model przewiduje również, żepierwsze gwiazdy były liczniejsze, ale mniejsze niż współczesne. I że systemy hierarchicznie urosły do swoich obecnych rozmiarów, gdy małe galaktyki w końcu utworzyły duże wszechświaty wyspowe.
Co ciekawe, wiele z tych przewidywań zostało potwierdzonych. Na przykład w 1995 roku, kiedy Kosmiczny Teleskop Hubble'a po raz pierwszy zajrzał głęboko w początek czasu, odkrył, że młody Wszechświat jest wypełniony słabymi, niebieskimi galaktykami trzydzieści do pięćdziesięciu razy mniejszymi niż Droga Mleczna.
Standardowy model Wielkiego Wybuchu przewiduje również, że te fuzje nadal trwają. Dlatego ludzkość musi znaleźć dowody tej aktywności również w sąsiednich galaktykach. Niestety, do niedawna niewiele było dowodów na energetyczne połączenia gwiazd w pobliżu Drogi Mlecznej. Był to problem ze standardowym modelem Wielkiego Wybuchu, ponieważ sugerował, że zrozumienie Wszechświata może być niepełne lub błędne.
Dopiero w drugiej połowie XX wieku zgromadzono wystarczającą ilość dowodów fizycznych, aby stworzyć rozsądne modele powstawania kosmosu. Obecny standardowy system Wielkiego Wybuchu został opracowany w oparciu o trzy główne dane eksperymentalne.
Ekspansja Wszechświata
Podobnie jak w przypadku większości modeli przyrodniczych, przeszedł on kolejne ulepszenia i stworzył znaczące wyzwania, które napędzają dalsze badania.
Jeden z fascynujących aspektów kosmologiimodelowanie polega na tym, że ujawnia szereg bilansów parametrów, które muszą być zachowane wystarczająco dokładnie dla wszechświata.
Pytania
Standardowy kosmologiczny model wszechświata to Wielki Wybuch. I chociaż dowody na jej poparcie są przytłaczające, nie jest bez problemów. Trefil w książce „Moment stworzenia” dobrze pokazuje te pytania:
- Problem antymaterii.
- Złożoność formowania się Galaktyki.
- Problem z horyzontem.
- Kwestia płaskości.
Problem antymaterii
Po rozpoczęciu ery cząstek. Nie jest znany żaden proces, który mógłby zmienić samą liczbę cząstek we wszechświecie. Do czasu, gdy przestrzeń stała się nieaktualna o milisekundy, równowaga między materią a antymaterią została ustalona na zawsze.
Główną częścią standardowego modelu materii we wszechświecie jest idea produkcji par. To pokazuje narodziny sobowtórów elektron-pozyton. Typowy rodzaj interakcji między promieniowaniem rentgenowskim lub gamma o dużej żywotności a typowymi atomami przekształca większość energii fotonu w elektron i jego antycząstkę, pozyton. Masy cząstek są zgodne z zależnością Einsteina E=mc2. Wytworzona otchłań ma równą liczbę elektronów i pozytonów. Dlatego, gdyby wszystkie procesy masowej produkcji były sparowane, we Wszechświecie byłaby dokładnie taka sama ilość materii i antymaterii.
Oczywiste jest, że istnieje pewna asymetria w sposobie, w jaki natura odnosi się do materii. Jeden z obiecujących obszarów badańjest naruszenie symetrii CP w rozpadzie cząstek przez oddziaływanie słabe. Głównym dowodem doświadczalnym jest rozkład neutralnych kaonów. Wykazują niewielkie naruszenie symetrii SR. Wraz z rozpadem kaonów na elektrony ludzkość wyraźnie rozróżnia materię i antymaterię, co może być jednym z kluczy do dominacji materii we wszechświecie.
Nowe odkrycie w Wielkim Zderzaczu Hadronów - różnica w szybkości rozpadu mezonu-D i jego antycząstki wynosi 0,8%, co może być kolejnym wkładem w rozwiązanie problemu antymaterii.
Problem formacji galaktyki
Losowe nieregularności w rozszerzającym się wszechświecie nie wystarczają do powstania gwiazd. W obecności gwałtownej ekspansji przyciąganie grawitacyjne jest zbyt wolne, aby galaktyki mogły się uformować z jakimkolwiek rozsądnym wzorem turbulencji stworzonym przez samą ekspansję. Pytanie, w jaki sposób mogła powstać wielkoskalowa struktura wszechświata, jest głównym nierozwiązanym problemem kosmologii. Dlatego naukowcy zmuszeni są patrzeć na okres do 1 milisekundy, aby wyjaśnić istnienie galaktyk.
Problem horyzontalny
Promieniowanie mikrofalowe tła z przeciwnych kierunków na niebie charakteryzuje się taką samą temperaturą w granicach 0,01%. Ale obszar przestrzeni, z którego zostały wypromieniowane, był o 500 tysięcy lat lżejszy od czasu przejścia. Nie mogli więc komunikować się ze sobą w celu ustalenia pozornej równowagi termicznej - byli na zewnątrzhoryzont.
Ta sytuacja jest również nazywana "problemem izotropii", ponieważ promieniowanie tła poruszające się ze wszystkich kierunków w przestrzeni jest prawie izotropowe. Jednym ze sposobów postawienia tego pytania jest stwierdzenie, że temperatura części kosmosu w przeciwnych kierunkach od Ziemi jest prawie taka sama. Ale jak mogą być ze sobą w równowadze termicznej, jeśli nie mogą się komunikować? Jeśli wziąć pod uwagę limit czasu powrotu wynoszący 14 miliardów lat, wyprowadzony ze stałej Hubble'a 71 km/s na megaparsek, zgodnie z propozycją WMAP, można zauważyć, że te odległe części Wszechświata są oddalone od siebie o 28 miliardów lat świetlnych. Dlaczego więc mają dokładnie taką samą temperaturę?
Wystarczy być dwukrotnie starszym od wszechświata, aby zrozumieć problem horyzontu, ale jak wskazuje Schramm, jeśli spojrzysz na problem z wcześniejszej perspektywy, stanie się on jeszcze poważniejszy. W momencie faktycznej emisji fotony byłyby 100 razy starsze od wszechświata lub 100 razy wyłączone przyczynowo.
Ten problem jest jednym z kierunków, który doprowadził do hipotezy inflacyjnej wysuniętej przez Alana Gutha na początku lat osiemdziesiątych. Odpowiedź na pytanie horyzontu w zakresie inflacji jest taka, że na samym początku procesu Wielkiego Wybuchu nastąpił okres niezwykle szybkiej inflacji, która zwiększyła rozmiar wszechświata o 1020 lub 1030 . Oznacza to, że obserwowalna przestrzeń znajduje się obecnie w tym rozszerzeniu. Widoczne promieniowanie jest izotropowe,ponieważ cała ta przestrzeń jest „napompowana” z małej objętości i ma prawie identyczne warunki początkowe. To sposób na wyjaśnienie, dlaczego części wszechświata są tak odległe, że nigdy nie mogłyby się ze sobą komunikować.
Problem płaskości
Powstanie współczesnego modelu kosmologicznego Wszechświata jest bardzo rozległe. Obserwacje pokazują, że ilość materii w kosmosie jest z pewnością większa niż jedna dziesiąta iz pewnością mniejsza niż ilość krytyczna potrzebna do zatrzymania ekspansji. Jest tu dobra analogia - piłka rzucona z ziemi zwalnia. Z taką samą prędkością jak mała asteroida nigdy się nie zatrzyma.
Na początku tego teoretycznego rzutu z systemu może się wydawać, że został rzucony z odpowiednią prędkością, aby trwać w nieskończoność, zwalniając do zera na nieskończonej odległości. Ale z czasem stawało się to coraz bardziej oczywiste. Jeśli ktokolwiek przeoczył okno prędkości nawet w niewielkim stopniu, po 20 miliardach lat podróży, nadal wydawało się, że piłka została rzucona z odpowiednią prędkością.
Wszelkie odchylenia od płaskości są z czasem wyolbrzymiane, a na tym etapie wszechświata drobne nieregularności powinny znacznie wzrosnąć. Jeśli gęstość obecnego kosmosu wydaje się bardzo bliska krytycznej, to musiała być jeszcze bliższa płaskiej we wcześniejszych epokach. Alan Guth uważa wykład Roberta Dicke'a za jeden z czynników, które skierowały go na ścieżkę inflacji. Robert zauważył, żePłaskość obecnego kosmologicznego modelu wszechświata wymagałaby, aby po Wielkim Wybuchu był on płaski do jednej części 10–14 razy na sekundę. Kaufmann sugeruje, że zaraz po tym gęstość powinna być równa gęstości krytycznej, czyli do 50 miejsc po przecinku.
We wczesnych latach 80-tych Alan Guth zasugerował, że po czasie Plancka wynoszącym 10–43 sekund nastąpił krótki okres niezwykle szybkiej ekspansji. Ten model inflacyjny był sposobem radzenia sobie zarówno z problemem płaskości, jak i problemem horyzontu. Jeśli Wszechświat powiększył się o 20 do 30 rzędów wielkości, wówczas właściwości ekstremalnie małej objętości, które można by uznać za ściśle związane, rozprzestrzeniły się w całym znanym dzisiaj wszechświecie, przyczyniając się zarówno do ekstremalnej płaskości, jak i skrajnie izotropowej natury.
Tak można pokrótce opisać współczesne modele kosmologiczne Wszechświata.
