Kozmološki model vesolja je matematični opis, ki poskuša razložiti razloge za njegov trenutni obstoj. Prav tako prikazuje evolucijo skozi čas.
Sodobni kozmološki modeli vesolja temeljijo na splošni teoriji relativnosti. To je trenutno najboljša predstavitev za obsežno razlago.
Prvi znanstveno utemeljen kozmološki model vesolja
Iz svoje teorije splošne relativnosti, ki je hipoteza gravitacije, Einstein piše enačbe, ki urejajo kozmos, napolnjen s snovjo. Toda Albert je mislil, da mora biti statična. Zato je Einstein v svoje enačbe uvedel izraz, imenovan konstantni kozmološki model vesolja, da bi dobil rezultat.
Pozneje se bo glede na sistem Edwina Hubbla vrnil k tej ideji in spoznal, da se kozmos lahko učinkovito širi. Točno takoVesolje izgleda kot v kozmološkem modelu A. Einsteina.
Nove hipoteze
Kmalu za njim so Nizozemec de Sitter, ruski razvijalec kozmološkega modela vesolja Friedman in belgijski Lemaitre po presoji poznavalcev predstavili nestatične elemente. Potrebni so za reševanje Einsteinovih enačb relativnosti.
Če de Sitterjev kozmos ustreza prazni konstanti, potem je po Friedmannovem kozmološkem modelu vesolje odvisno od gostote snovi v njem.
Glavna hipoteza
Ni razloga, da bi Zemlja stala v središču vesolja ali na kateri koli privilegirani lokaciji.
To je prva teorija klasičnega kozmološkega modela vesolja. Po tej hipotezi se vesolje obravnava kot:
- Homogena, to pomeni, da ima enake lastnosti povsod na kozmološki lestvici. Seveda so na manjši ravnini različne situacije, če pogledate na primer v Osončje ali nekje izven Galaksije.
- Izotropno, to pomeni, da ima vedno enake lastnosti v vseh smereh, ne glede na to, kam človek pogleda. Še posebej, ker prostor ni sploščen v eno smer.
Druga potrebna hipoteza je univerzalnost zakonov fizike. Ta pravila so enaka povsod in vedno.
Upoštevanje vsebine vesolja kot popolne tekočine je še ena hipoteza. Značilne dimenzije njegovih komponent so nepomembne v primerjavi z razdaljami, ki jih ločujejo.
Parametri
Mnogi sprašujejo: "Opišite kozmološki modelVesolje." Za to se v skladu s prejšnjo hipotezo Friedmann-Lemaitrovega sistema uporabljajo trije parametri, ki v celoti označujejo evolucijo:
- Hubble konstanta, ki predstavlja stopnjo širitve.
- Parameter masne gostote, ki meri razmerje med ρ raziskanega vesolja in določeno gostoto, se imenuje kritični ρc, ki je povezan s Hubblovo konstanto. Trenutna vrednost tega parametra je označena z Ω0.
- Kozmološka konstanta, označena z Λ, je sila nasprotna gravitaciji.
Gostota snovi je ključni parameter za napovedovanje njenega razvoja: če je zelo neprepustna (Ω0> 1), bo gravitacija lahko premagala širitev in kozmos se bo vrnil v prvotno stanje.
V nasprotnem primeru se bo povečanje nadaljevalo za vedno. Če želite to preveriti, opišite kozmološki model vesolja v skladu s teorijo.
Intuitivno je jasno, da lahko človek spozna evolucijo kozmosa v skladu s količino snovi v njej.
Veliko število bo vodilo v zaprto vesolje. Končal se bo v začetnem stanju. Majhna količina snovi bo vodila v odprto vesolje z neskončno širitvijo. Vrednost Ω0=1 vodi do posebnega primera ravnega prostora.
Pomen kritične gostote ρc je približno 6 x 10–27 kg/m3, to je dva atoma vodika na kubični meter.
Ta zelo nizka številka pojasnjuje, zakaj modernokozmološki model strukture vesolja predvideva prazen prostor in to ni tako slabo.
Zaprto ali odprto vesolje?
Gostota snovi v vesolju določa njegovo geometrijo.
Za visoko neprepustnost lahko dobite zaprt prostor s pozitivno ukrivljenostjo. Toda z gostoto pod kritično se bo pojavilo odprto vesolje.
Upoštevati je treba, da ima zaprti tip nujno končno velikost, medtem ko je ravno ali odprto vesolje lahko končno ali neskončno.
V drugem primeru je vsota kotov trikotnika manjša od 180°.
V zaprtem (na primer na površini Zemlje) je ta številka vedno večja od 180°.
Vse dosedanje meritve niso razkrile ukrivljenosti prostora.
Kozmološki modeli vesolja na kratko
Meritve fosilnega sevanja z uporabo krogle Boomerang ponovno potrjujejo hipotezo o ravnem prostoru.
Hipoteza o ravnem prostoru se najbolje ujema s eksperimentalnimi podatki.
Meritve, ki sta jih opravila WMAP in satelit Planck, potrjujejo to hipotezo.
Torej bi bilo vesolje ravno. Toda to dejstvo postavlja človeštvo pred dve vprašanji. Če je ravna, pomeni, da je gostota snovi enaka kritični Ω0=1. Toda največja, vidna snov v vesolju predstavlja le 5% te neprebojnosti.
Tako kot pri rojstvu galaksij se je treba spet obrniti na temno snov.
Age of the Universe
Znanstveniki lahkopokažejo, da je sorazmerna z recipročno vrednostjo Hubblove konstante.
Tako je natančna definicija te konstante kritičen problem za kozmologijo. Nedavne meritve kažejo, da je kozmos zdaj star med 7 in 20 milijard let.
Toda vesolje mora biti nujno starejše od svojih najstarejših zvezd. Ocenjuje se, da so stari med 13 in 16 milijard let.
Pred približno 14 milijardami let se je vesolje začelo širiti v vse smeri iz neskončno majhne goste točke, znane kot singularnost. Ta dogodek je znan kot Big Bang.
V prvih nekaj sekundah po začetku hitre inflacije, ki se je nadaljevala naslednjih sto tisoč let, so se pojavili temeljni delci. Ki bi kasneje sestavljala snov, a, kot ve človeštvo, še ni obstajala. V tem obdobju je bilo vesolje neprozorno, napolnjeno z izjemno vročo plazmo in močnim sevanjem.
Vendar, ko se je širil, sta se njegova temperatura in gostota postopoma zmanjševali. Plazma in sevanje sta sčasoma nadomestila vodik in helij, najpreprostejša, najlažja in najbolj razširjena elementa v vesolju. Gravitacija je potrebovala nekaj sto milijonov dodatnih let, da je te prosto lebdeče atome združila v prvi plin, iz katerega so nastale prve zvezde in galaksije.
Ta razlaga začetka časa je bila izpeljana iz standardnega modela kozmologije velikega poka, znanega tudi kot sistem Lambda - hladna temna snov.
Kozmološki modeli vesolja temeljijo na neposrednih opazovanjih. So sposobni nareditinapovedi, ki jih je mogoče potrditi z nadaljnjimi študijami in se zanašati na splošno relativnost, ker se ta teorija najbolje ujema z opazovanim vedenjem velikega obsega. Kozmološki modeli temeljijo tudi na dveh temeljnih predpostavkah.
Zemlja se ne nahaja v središču vesolja in ne zavzema posebnega mesta, zato je prostor videti enako v vseh smereh in z vseh krajev v velikem obsegu. In isti zakoni fizike, ki veljajo na Zemlji, veljajo po vsem vesolju, ne glede na čas.
Torej lahko to, kar človeštvo opazuje danes, uporabimo za razlago preteklosti, sedanjosti ali za pomoč pri napovedovanju prihodnjih dogodkov v naravi, ne glede na to, kako daleč je ta pojav.
Neverjetno, dlje ko ljudje gledajo v nebo, dlje gledajo v preteklost. To omogoča splošen pregled galaksij, ko so bile precej mlajše, tako da lahko bolje razumemo, kako so se razvile v primerjavi s tistimi, ki so bližje in zato veliko starejše. Seveda človeštvo ne more videti istih galaksij na različnih stopnjah svojega razvoja. Lahko pa se pojavijo dobre hipoteze, ki razvrstijo galaksije v kategorije na podlagi tega, kar opazijo.
Prve zvezde naj bi nastale iz plinskih oblakov kmalu po začetku vesolja. Standardni model velikega poka nakazuje, da je mogoče najti najzgodnejše galaksije, napolnjene z mladimi vročimi telesi, ki tem sistemom dajejo modri odtenek. To predvideva tudi modelprve zvezde so bile številčnejše, a manjše od sodobnih. In da so sistemi hierarhično rasli do svoje trenutne velikosti, ko so majhne galaksije sčasoma oblikovale velika otoška vesolja.
Zanimivo je, da so se mnoge od teh napovedi potrdile. Na primer, leta 1995, ko je vesoljski teleskop Hubble prvič pogledal globoko v začetek časa, je odkril, da je mlado vesolje napolnjeno s šibkimi modrimi galaksijami, ki so trideset do petdesetkrat manjše od Rimske ceste.
Standardni model velikega poka prav tako napoveduje, da te združitve še vedno potekajo. Zato mora človeštvo najti dokaze o tej dejavnosti tudi v sosednjih galaksijah. Žal je bilo do nedavnega malo dokazov o energijskih združitvah med zvezdami v bližini Rimske ceste. To je bila težava s standardnim modelom velikega poka, ker je namigoval, da je razumevanje vesolja lahko nepopolno ali napačno.
Šele v drugi polovici 20. stoletja se je nabralo dovolj fizičnih dokazov za izdelavo razumnih modelov o oblikovanju kozmosa. Trenutni standardni sistem velikega poka je bil razvit na podlagi treh glavnih eksperimentalnih podatkov.
Širitev vesolja
Tako kot večina naravnih modelov je bil podvržen zaporednim izboljšavam in ustvaril pomembne izzive, ki spodbujajo nadaljnje raziskave.
Eden od fascinantnih vidikov kozmološkegamodeliranje je v tem, da razkrije številna ravnovesja parametrov, ki jih je treba vzdrževati dovolj natančno za vesolje.
Vprašanja
Standardni kozmološki model vesolja je veliki pok. In čeprav so dokazi, ki jo podpirajo, prepričljivi, ni brez težav. Trefil v knjigi "Trenutek ustvarjanja" dobro prikazuje ta vprašanja:
- Problem antimaterije.
- Zapletenost nastanka galaksije.
- Težava z obzorjem.
- Vprašanje ravnosti.
Problem z antimaterijo
Po začetku obdobja delcev. Ni znanega procesa, ki bi lahko spremenil samo število delcev v vesolju. Ko je bil prostor za milisekunde zastarel, je bilo ravnovesje med materijo in antimaterijo za vedno popravljeno.
Glavni del standardnega modela materije v vesolju je ideja parne proizvodnje. To dokazuje rojstvo dvojnikov elektron-pozitron. Običajna vrsta interakcije med dolgoživimi rentgenskimi žarki ali žarki gama in tipičnimi atomi pretvori večino energije fotona v elektron in njegov antidelec, pozitron. Mase delcev sledijo Einsteinovi relaciji E=mc2. Proizvedeno brezno ima enako število elektronov in pozitronov. Torej, če bi bili vsi procesi množične proizvodnje združeni, bi bila v vesolju popolnoma enaka količina snovi in antimaterije.
Jasno je, da obstaja nekaj asimetrije v načinu, kako se narava nanaša na materijo. Eno izmed obetavnih področij raziskavje kršitev simetrije CP pri razpadu delcev zaradi šibke interakcije. Glavni eksperimentalni dokaz je razgradnja nevtralnih kaonov. Kažejo rahlo kršitev simetrije SR. Z razpadom kaonov v elektrone ima človeštvo jasno razliko med materijo in antimaterijo in to je lahko eden od ključev do prevlade snovi v vesolju.
Novo odkritje na Velikem hadronskem trkalniku - razlika v stopnji razpada D-mezona in njegovega antidelca je 0,8%, kar je lahko še en prispevek k reševanju problematike antimaterije.
Problem nastajanja galaksije
Naključne nepravilnosti v razširjajočem se vesolju niso dovolj za nastanek zvezd. V prisotnosti hitrega širjenja je gravitacijski vlek prepočasen, da bi se galaksije oblikovale s kakršnim koli razumnim vzorcem turbulence, ki ga ustvari samo širjenje. Vprašanje, kako bi lahko nastala obsežna struktura vesolja, je bil velik nerešen problem v kozmologiji. Zato so znanstveniki prisiljeni pogledati obdobje do 1 milisekunde, da bi pojasnili obstoj galaksij.
Problem z obzorjem
Za sevanje mikrovalovnega ozadja iz nasprotnih smeri na nebu je značilna enaka temperatura znotraj 0,01%. Toda območje vesolja, iz katerega so bili sevani, je bilo 500 tisoč let lažji tranzitni čas. In tako niso mogli komunicirati drug z drugim, da bi vzpostavili navidezno toplotno ravnotežje - bili so zunajobzorje.
Ta situacija se imenuje tudi "problem izotropije", ker je sevanje ozadja, ki se premika iz vseh smeri v vesolju, skoraj izotropno. Eden od načinov za postavljanje vprašanja je, da rečemo, da je temperatura delov vesolja v nasprotnih smereh od Zemlje skoraj enaka. Toda kako so lahko med seboj v toplotnem ravnovesju, če ne morejo komunicirati? Če upoštevamo časovno omejitev 14 milijard let, ki izhaja iz Hubblove konstante 71 km/s na megaparsec, kot je predlagal WMAP, bi opazili, da so ti oddaljeni deli vesolja oddaljeni 28 milijard svetlobnih let. Zakaj imajo torej popolnoma enako temperaturo?
Za razumevanje problema obzorja morate biti le dvakrat starejši od vesolja, a kot poudarja Schramm, če na problem pogledate iz prejšnje perspektive, postane še bolj resen. V času, ko so bili fotoni dejansko oddani, bi bili 100-krat starejši od vesolja ali 100-krat vzročno onemogočeni.
Ta problem je ena od smeri, ki je privedla do hipoteze o inflaciji, ki jo je v zgodnjih 80. letih prejšnjega stoletja postavil Alan Guth. Odgovor na vprašanje obzorja v smislu inflacije je, da je bilo na samem začetku procesa velikega poka obdobje neverjetno hitre inflacije, ki je povečalo velikost vesolja za 1020 oz. 1030 . To pomeni, da je opazovani prostor trenutno znotraj te razširitve. Sevanje, ki ga lahko vidimo, je izotropno,ker je ves ta prostor »napihnjen« iz drobnega volumna in ima skoraj enake začetne pogoje. To je način razlaganja, zakaj so deli vesolja tako oddaljeni, da nikoli ne bi mogli komunicirati drug z drugim.
Problem ravnosti
Oblikovanje sodobnega kozmološkega modela vesolja je zelo obsežno. Opazovanja kažejo, da je količina snovi v vesolju zagotovo večja od ene desetine in zagotovo manjša od kritične količine, potrebne za zaustavitev širjenja. Tukaj je dobra analogija - žoga, vržena s tal, se upočasni. Z enako hitrostjo kot majhen asteroid se nikoli ne bo ustavil.
Na začetku tega teoretičnega meta iz sistema se lahko zdi, da je bil vržen s pravo hitrostjo, da bi šel za vedno, upočasnil se na nič na neskončno razdaljo. Toda sčasoma je postajalo vse bolj očitno. Če je kdo zgrešil okno hitrosti tudi za malo, se je po 20 milijardah let potovanja še vedno zdelo, da je bila žoga vržena s pravo hitrostjo.
Vsa odstopanja od ravnosti so sčasoma pretirana in na tej stopnji vesolja bi se morale drobne nepravilnosti znatno povečati. Če se zdi gostota trenutnega kozmosa zelo blizu kritični, potem je morala biti v prejšnjih obdobjih še bližje ravni. Alan Guth pripisuje predavanju Roberta Dickeja enega od vplivov, ki so ga postavili na pot inflacije. Robert je to poudarilravnost trenutnega kozmološkega modela vesolja bi zahtevala, da je po velikem poku ravno na en del 10–14 krat na sekundo. Kaufmann predlaga, da bi morala biti gostota takoj za njo enaka kritični, torej do 50 decimalnih mest.
V zgodnjih osemdesetih letih prejšnjega stoletja je Alan Guth predlagal, da je po Planckovem času 10–43 sekund prišlo do kratkega obdobja izjemno hitre ekspanzije. Ta inflacijski model je bil način reševanja tako problema ravnosti kot problema obzorja. Če se je vesolje povečalo za 20 do 30 redov velikosti, so se lastnosti izjemno majhne prostornine, ki bi jo lahko šteli za tesno vezano, razširile po vsem danes znanem vesolju, kar je prispevalo k skrajni ravnosti in izjemno izotropni naravi.
Tako je mogoče na kratko opisati sodobne kozmološke modele vesolja.
