Den kosmologiske modellen av universet er en matematisk beskrivelse som prøver å forklare årsakene til dets nåværende eksistens. Den skildrer også utvikling over tid.
Moderne kosmologiske modeller av universet er basert på den generelle relativitetsteorien. Dette er det som for øyeblikket gir den beste representasjonen for en storstilt forklaring.
Den første vitenskapsbaserte kosmologiske modellen av universet
Fra hans teori om generell relativitet, som er en hypotese om gravitasjon, skriver Einstein ligninger som styrer et kosmos fylt med materie. Men Albert mente det burde være statisk. Så Einstein introduserte et begrep k alt den konstante kosmologiske modellen av universet i ligningene sine for å få resultatet.
Deretter, gitt systemet til Edwin Hubble, vil han gå tilbake til denne ideen og erkjenne at kosmos effektivt kan utvide seg. Nøyaktiguniverset ser ut som i A. Einsteins kosmologiske modell.
Nye hypoteser
Kort etter ham presenterer nederlenderen de Sitter, den russiske utvikleren av den kosmologiske modellen for universet Friedman og den belgiske Lemaitre ikke-statiske elementer for kjenneres dom. De trengs for å løse Einsteins relativitetsligninger.
Hvis de Sitter-kosmos tilsvarer en tom konstant, så avhenger universet i henhold til Friedmann kosmologiske modell av tettheten av materie inne i det.
Hovedhypotese
Det er ingen grunn for jorden til å stå i sentrum av verdensrommet eller på noen privilegert plassering.
Dette er den første teorien om den klassiske kosmologiske modellen av universet. I følge denne hypotesen betraktes universet som:
- Homogent, det vil si at den har de samme egenskapene over alt i en kosmologisk skala. Selvfølgelig, på et mindre fly, er det forskjellige situasjoner hvis du for eksempel ser på solsystemet eller et sted utenfor galaksen.
- Isotropisk, det vil si at den alltid har de samme egenskapene i alle retninger, uansett hvor en person ser. Spesielt siden rommet ikke er flatet ut i én retning.
Den andre nødvendige hypotesen er universaliteten til fysikkens lover. Disse reglene er de samme over alt og til enhver tid.
Å vurdere innholdet i universet som en perfekt væske er en annen hypotese. De karakteristiske dimensjonene til komponentene er ubetydelige sammenlignet med avstandene som skiller dem.
Parameters
Mange spør: «Beskriv den kosmologiske modellenUnivers. For å gjøre dette, i samsvar med den tidligere hypotesen om Friedmann-Lemaitre-systemet, brukes tre parametere som fullt ut karakteriserer evolusjonen:
- Hubble-konstant som representerer ekspansjonshastigheten.
- Massetetthetsparameteren, som måler forholdet mellom ρ til det undersøkte universet og en viss tetthet, kalles den kritiske ρc, som er relatert til Hubble-konstanten. Gjeldende verdi av denne parameteren er merket Ω0.
- Den kosmologiske konstanten, merket Λ, er den motsatte kraften til tyngdekraften.
Tettheten av materie er en nøkkelparameter for å forutsi dens utvikling: hvis den er svært ugjennomtrengelig (Ω0> 1), vil tyngdekraften kunne beseire ekspansjonen og kosmos vil gå tilbake til sin opprinnelige tilstand.
Ellers vil økningen fortsette for alltid. For å sjekke dette, beskriv den kosmologiske modellen av universet i henhold til teorien.
Det er intuitivt klart at en person kan realisere utviklingen av kosmos i samsvar med mengden materie inne.
Et stort antall vil føre til et lukket univers. Det vil ende i sin opprinnelige tilstand. En liten mengde materie vil føre til et åpent univers med uendelig utvidelse. Verdien Ω0=1 fører til et spesielt tilfelle av flat plass.
Betydningen av den kritiske tettheten ρc er omtrent 6 x 10–27 kg/m3, det vil si to hydrogenatomer per kubikkmeter.
Dette svært lave tallet forklarer hvorfor moderneden kosmologiske modellen for universets struktur antar tomt rom, og dette er ikke så ille.
Lukket eller åpent univers?
Tettheten av materie inne i universet bestemmer dets geometri.
For høy tetthet kan du få et lukket rom med positiv krumning. Men med en tetthet under den kritiske, vil et åpent univers oppstå.
Det skal bemerkes at den lukkede typen nødvendigvis har en ferdig størrelse, mens et flatt eller åpent univers kan være endelig eller uendelig.
I det andre tilfellet er summen av vinklene til trekanten mindre enn 180°.
I en lukket (for eksempel på jordoverflaten) er dette tallet alltid større enn 180°.
Alle målinger så langt har ikke klart å avsløre krumningen til rommet.
Kosmologiske modeller av universet kort
Målinger av fossil stråling med Boomerang-kulen bekrefter igjen hypotesen om flatrom.
Den flate romhypotesen stemmer best overens med eksperimentelle data.
Målinger gjort av WMAP og Planck-satellitten bekrefter denne hypotesen.
Så universet ville vært flatt. Men dette faktum setter menneskeheten foran to spørsmål. Hvis den er flat, betyr det at stofftettheten er lik den kritiske Ω0=1. Men den største, synlige materien i universet er bare 5 % av denne ugjennomtrengeligheten.
Akkurat som med fødselen av galakser, er det nødvendig å vende tilbake til mørk materie.
Age of the Universe
Forskere kanvis at den er proporsjonal med den resiproke av Hubble-konstanten.
Den nøyaktige definisjonen av denne konstanten er derfor et kritisk problem for kosmologi. Nyere målinger viser at kosmos nå er mellom 7 og 20 milliarder år gammelt.
Men universet må nødvendigvis være eldre enn dets eldste stjerner. Og de anslås å være mellom 13 og 16 milliarder år gamle.
For omtrent 14 milliarder år siden begynte universet å utvide seg i alle retninger fra et uendelig lite tett punkt kjent som en singularitet. Denne begivenheten er kjent som Big Bang.
I løpet av de første sekundene etter begynnelsen av rask inflasjon, som fortsatte i de neste hundretusenvis av år, dukket det opp fundamentale partikler. Som senere skulle utgjøre materie, men, som menneskeheten vet, eksisterte den ikke ennå. I løpet av denne perioden var universet ugjennomsiktig, fylt med ekstremt varmt plasma og kraftig stråling.
Men etter hvert som den utvidet seg, sank temperaturen og tettheten gradvis. Plasma og stråling erstattet til slutt hydrogen og helium, de enkleste, letteste og mest tallrike grunnstoffene i universet. Tyngdekraften tok flere hundre millioner ekstra år å kombinere disse frittsvevende atomene til urgassen som de første stjernene og galaksene dukket opp fra.
Denne forklaringen av tidenes begynnelse ble hentet fra standardmodellen for Big Bang-kosmologi, også kjent som Lambda-systemet - kald mørk materie.
Kosmologiske modeller av universet er basert på direkte observasjoner. De er i stand til å gjørespådommer som kan bekreftes av påfølgende studier og stole på generell relativitetsteori fordi denne teorien passer best med observert storskala atferd. Kosmologiske modeller er også basert på to grunnleggende antakelser.
Jorden ligger ikke i sentrum av universet og opptar ikke en spesiell plass, så rommet ser likt ut i alle retninger og fra alle steder i stor skala. Og de samme fysikklovene som gjelder på jorden, gjelder i hele kosmos uavhengig av tid.
Derfor kan det menneskeheten observerer i dag brukes til å forklare fortiden, nåtiden eller hjelpe til med å forutsi fremtidige hendelser i naturen, uansett hvor langt unna dette fenomenet er.
Utrolig, jo lenger folk ser inn i himmelen, jo lenger ser de inn i fortiden. Dette gir en generell oversikt over galaksene da de var mye yngre, slik at vi bedre kan forstå hvordan de utviklet seg i forhold til de som er nærmere og derfor mye eldre. Selvfølgelig kan ikke menneskeheten se de samme galaksene på forskjellige stadier av utviklingen. Men gode hypoteser kan oppstå, gruppering galaksene i kategorier basert på hva de observerer.
De første stjernene antas å ha dannet seg fra gassskyer kort tid etter universets begynnelse. Standard Big Bang-modellen antyder at det er mulig å finne de tidligste galaksene fylt med unge varme kropper som gir disse systemene en blå fargetone. Modellen spår også detde første stjernene var flere, men mindre enn de moderne. Og at systemene hierarkisk vokste til sin nåværende størrelse da små galakser til slutt dannet store øyunivers.
Interessant nok har mange av disse spådommene blitt bekreftet. For eksempel, tilbake i 1995, da Hubble-romteleskopet først så dypt inn i tidenes begynnelse, oppdaget det at det unge universet var fylt med svake blå galakser tretti til femti ganger mindre enn Melkeveien.
Standard Big Bang-modellen spår også at disse fusjonene fortsatt pågår. Derfor må menneskeheten finne bevis på denne aktiviteten også i nabogalakser. Dessverre, inntil nylig, har det vært lite bevis på energiske sammenslåinger blant stjerner nær Melkeveien. Dette var et problem med standard big bang-modellen fordi den antydet at forståelsen av universet kunne være ufullstendig eller feil.
Først i andre halvdel av 1900-tallet ble det samlet nok fysisk bevis til å lage rimelige modeller av hvordan kosmos dannet seg. Det nåværende standard big bang-systemet ble utviklet basert på tre hovedeksperimentelle data.
Utvidelse av universet
Som med de fleste naturmodeller, har den gjennomgått suksessive forbedringer og har skapt betydelige utfordringer som gir næring til videre forskning.
En av de fascinerende aspektene ved det kosmologiskemodellering er at den avslører en rekke balanser av parametere som må opprettholdes nøyaktig nok for universet.
Spørsmål
Den standard kosmologiske modellen av universet er et stort smell. Og selv om bevisene som støtter henne er overveldende, er hun ikke uten problemer. Trefil i boken «The Moment of Creation» viser disse spørsmålene godt:
- Problemet med antimaterie.
- Kompleksiteten i dannelsen av galaksen.
- Horizonproblem.
- Et spørsmål om flathet.
Antimaterieproblemet
Etter starten på partikkeltiden. Det er ingen kjent prosess som kan endre det store antallet partikler i universet. Da rommet var millisekunder utdatert, var balansen mellom materie og antimaterie fikset for alltid.
Hoveddelen av standardmodellen for materie i universet er ideen om parproduksjon. Dette demonstrerer fødselen av elektron-positron-dobler. Den vanlige typen interaksjon mellom røntgenstråler eller gammastråler med høy levetid og typiske atomer konverterer det meste av fotonets energi til et elektron og dets antipartikkel, positronet. Partikkelmassene følger Einsteins forhold E=mc2. Den produserte avgrunnen har like mange elektroner og positroner. Derfor, hvis alle masseproduksjonsprosesser var sammenkoblet, ville det vært nøyaktig samme mengde materie og antimaterie i universet.
Det er tydelig at det er en viss asymmetri i måten naturen forholder seg til materie på. Et av de lovende forskningsområdeneer brudd på CP-symmetri i forfallet av partikler av den svake interaksjonen. Det viktigste eksperimentelle beviset er nedbrytningen av nøytrale kaoner. De viser et lite brudd på SR-symmetrien. Med forfallet av kaoner til elektroner har menneskeheten et klart skille mellom materie og antimaterie, og dette kan være en av nøklene til materiens overvekt i universet.
Ny oppdagelse ved Large Hadron Collider - forskjellen i nedbrytningshastigheten til D-mesonen og dens antipartikkel er 0,8 %, noe som kan være nok et bidrag til å løse problemet med antimaterie.
The Galaxy Formation Problem
Tilfeldige uregelmessigheter i det ekspanderende universet er ikke nok til å danne stjerner. I nærvær av rask ekspansjon er gravitasjonskraften for sakte til at galakser kan dannes med et rimelig turbulensmønster skapt av selve ekspansjonen. Spørsmålet om hvordan universets storskalastruktur kunne ha oppstått har vært et stort uløst problem i kosmologien. Derfor er forskere tvunget til å se på en periode på opptil 1 millisekund for å forklare eksistensen av galakser.
Horizonproblem
Mikrobølgebakgrunnsstråling fra motsatte himmelretninger er preget av samme temperatur innenfor 0,01 %. Men området som de ble utstrålt fra, var 500 tusen år lettere transittid. Og så de kunne ikke kommunisere med hverandre for å etablere tilsynelatende termisk likevekt - de var utenforhorisont.
Denne situasjonen kalles også "isotropiproblemet" fordi bakgrunnsstrålingen som beveger seg fra alle retninger i rommet er nesten isotropisk. En måte å stille spørsmålet på er å si at temperaturen på deler av rommet i motsatte retninger fra jorden er nesten den samme. Men hvordan kan de være i termisk likevekt med hverandre hvis de ikke kan kommunisere? Hvis man vurderte returtidsgrensen på 14 milliarder år, utledet fra Hubble-konstanten på 71 km/s per megaparsek, som foreslått av WMAP, la man merke til at disse fjerne delene av universet er 28 milliarder lysår fra hverandre. Så hvorfor har de nøyaktig samme temperatur?
Du trenger bare å være dobbelt så gammel som universet for å forstå horisontproblemet, men som Schramm påpeker, hvis du ser på problemet fra et tidligere perspektiv, blir det enda mer alvorlig. På det tidspunktet fotonene faktisk ble sendt ut, ville de ha vært 100 ganger eldre enn universet, eller 100 ganger kaus alt deaktivert.
Dette problemet er en av retningene som førte til inflasjonshypotesen som ble fremsatt av Alan Guth på begynnelsen av 1980-tallet. Svaret på horisontspørsmålet når det gjelder inflasjon er at helt i begynnelsen av Big Bang-prosessen var det en periode med utrolig rask inflasjon som økte størrelsen på universet med 1020 eller 1030 . Dette betyr at det observerbare rommet for øyeblikket er inne i denne utvidelsen. Strålingen som kan sees er isotrop,fordi all denne plassen er "oppblåst" fra et lite volum og har nesten identiske startforhold. Det er en måte å forklare hvorfor deler av universet er så langt unna at de aldri kunne kommunisere med hverandre ser like ut.
Problemet med flathet
Dannelsen av den moderne kosmologiske modellen av universet er veldig omfattende. Observasjoner viser at mengden materie i rommet absolutt er mer enn en tiendedel og absolutt mindre enn den kritiske mengden som trengs for å stoppe ekspansjonen. Det er en god analogi her - en ball kastet fra bakken bremser farten. Med samme hastighet som en liten asteroide vil den aldri stoppe.
I starten av dette teoretiske kastet fra systemet kan det se ut til at det ble kastet i riktig hastighet for å gå for alltid, og sakte ned til null over en uendelig avstand. Men med tiden ble det mer og mer tydelig. Hvis noen bommet på hastighetsvinduet selv med en liten mengde, etter 20 milliarder års reise, virket det fortsatt som om ballen ble kastet i riktig hastighet.
Eventuelle avvik fra flathet er overdrevet over tid, og på dette stadiet av universet burde de små uregelmessighetene ha økt betydelig. Hvis tettheten til det nåværende kosmos virker veldig nær kritisk, må den ha vært enda nærmere flat i tidligere tidsepoker. Alan Guth krediterer Robert Dickes forelesning som en av påvirkningene som satte ham på inflasjonsveien. Robert påpekte detflatheten til den nåværende kosmologiske modellen av universet ville kreve at den var flat til en del på 10–14 ganger per sekund etter big bang. Kaufmann foreslår at tettheten umiddelbart etter den burde vært lik den kritiske, det vil si opptil 50 desimaler.
På begynnelsen av 1980-tallet foreslo Alan Guth at etter Planck-tiden på 10–43 sekunder, var det en kort periode med ekstremt rask ekspansjon. Denne inflasjonsmodellen var en måte å håndtere både flathetsproblemet og horisontspørsmålet. Hvis universet svulmet opp med 20 til 30 størrelsesordener, ble egenskapene til et ekstremt lite volum, som kunne anses som tett bundet, forplantet gjennom det kjente universet i dag, noe som bidro til både ekstrem flathet og en ekstremt isotropisk natur.
Slik kan de moderne kosmologiske modellene av universet kort beskrives.
