Den kosmologiske model af universet er en matematisk beskrivelse, der forsøger at forklare årsagerne til dets nuværende eksistens. Den skildrer også udvikling over tid.
Moderne kosmologiske modeller af universet er baseret på den generelle relativitetsteori. Det er det, der i øjeblikket giver den bedste repræsentation for en storstilet forklaring.
Den første videnskabsbaserede kosmologiske model af universet
Fra hans teori om generel relativitet, som er en hypotese om tyngdekraften, skriver Einstein ligninger, der styrer et kosmos fyldt med stof. Men Albert mente, at det skulle være statisk. Så Einstein introducerede et udtryk kaldet den konstante kosmologiske model af universet i sine ligninger for at få resultatet.
Efterfølgende, givet Edwin Hubbles system, vil han vende tilbage til denne idé og erkende, at kosmos effektivt kan udvide sig. Nemliguniverset ser ud som i A. Einsteins kosmologiske model.
Nye hypoteser
Kort efter ham præsenterer hollænderen de Sitter, den russiske udvikler af den kosmologiske model af universet Friedman og den belgiske Lemaitre ikke-statiske elementer for kenderes dømmekraft. De er nødvendige for at løse Einsteins relativitetsligninger.
Hvis de Sitter-kosmos svarer til en tom konstant, så afhænger universet ifølge Friedmann kosmologiske model af tætheden af stof inde i det.
Hovedhypotese
Der er ingen grund til at Jorden skal stå i centrum af rummet eller på nogen privilegeret placering.
Dette er den første teori om den klassiske kosmologiske model af universet. Ifølge denne hypotese betragtes universet som:
- Homogent, det vil sige, det har de samme egenskaber over alt på en kosmologisk skala. På et mindre fly er der naturligvis forskellige situationer, hvis du for eksempel ser på solsystemet eller et sted uden for galaksen.
- Isotropisk, det vil sige, den har altid de samme egenskaber i alle retninger, uanset hvor en person kigger hen. Især da rummet ikke er fladet ud i én retning.
Den anden nødvendige hypotese er universaliteten af fysikkens love. Disse regler er de samme over alt og til enhver tid.
At betragte universets indhold som en perfekt væske er en anden hypotese. De karakteristiske dimensioner af dets komponenter er ubetydelige sammenlignet med de afstande, der adskiller dem.
Parameters
Mange spørger: "Beskriv den kosmologiske modelUnivers." For at gøre dette, i overensstemmelse med den tidligere hypotese om Friedmann-Lemaitre-systemet, bruges tre parametre, som fuldt ud karakteriserer evolution:
- Hubble-konstant, der repræsenterer udvidelseshastigheden.
- Massetæthedsparameteren, som måler forholdet mellem ρ af det undersøgte univers og en vis massefylde, kaldes den kritiske ρc, som er relateret til Hubble-konstanten. Den aktuelle værdi af denne parameter er markeret Ω0.
- Den kosmologiske konstant, markeret med Λ, er den modsatte kraft af tyngdekraften.
Stoffets tæthed er en nøgleparameter til at forudsige dets udvikling: hvis den er meget uigennemtrængelig (Ω0> 1), vil tyngdekraften være i stand til at besejre ekspansionen og kosmos vil vende tilbage til sin oprindelige tilstand.
Ellers vil stigningen fortsætte for evigt. For at kontrollere dette, beskriv universets kosmologiske model ifølge teorien.
Det er intuitivt klart, at en person kan realisere udviklingen af kosmos i overensstemmelse med mængden af stof indeni.
Et stort antal vil føre til et lukket univers. Det vil ende i sin oprindelige tilstand. En lille mængde stof vil føre til et åbent univers med uendelig udvidelse. Værdien Ω0=1 fører til et særligt tilfælde af fladt mellemrum.
Betydningen af den kritiske tæthed ρc er omkring 6 x 10–27 kg/m3, det vil sige to brintatomer pr. kubikmeter.
Dette meget lave tal forklarer, hvorfor moderneden kosmologiske model for universets struktur antager tomt rum, og det er ikke så slemt.
Lukket eller åbent univers?
Tætheden af stof inde i universet bestemmer dets geometri.
For høj uigennemtrængelighed kan du få et lukket rum med positiv krumning. Men med en tæthed under den kritiske, vil der opstå et åbent univers.
Det skal bemærkes, at den lukkede type nødvendigvis har en færdig størrelse, mens et fladt eller åbent univers kan være endeligt eller uendeligt.
I det andet tilfælde er summen af trekantens vinkler mindre end 180°.
I en lukket (for eksempel på jordens overflade) er dette tal altid større end 180°.
Alle målinger indtil videre har ikke afsløret rummets krumning.
Kosmologiske modeller af universet kort
Målinger af fossil stråling ved hjælp af Boomerang-kuglen bekræfter igen hypotesen om det flade rum.
Hypotesen for det flade rum stemmer bedst overens med eksperimentelle data.
Målinger foretaget af WMAP og Planck-satellitten bekræfter denne hypotese.
Så universet ville være fladt. Men denne kendsgerning sætter menneskeheden foran to spørgsmål. Hvis den er flad, betyder det, at stoffets massefylde er lig med den kritiske Ω0=1. Men det største, synlige stof i universet er kun 5 % af denne uigennemtrængelighed.
Ligesom med fødslen af galakser, er det nødvendigt igen at vende sig til mørkt stof.
Age of the Universe
Forskere kanvis, at den er proportional med den reciproke af Hubble-konstanten.
Den nøjagtige definition af denne konstant er således et kritisk problem for kosmologi. Nylige målinger viser, at kosmos nu er mellem 7 og 20 milliarder år gammelt.
Men universet må nødvendigvis være ældre end dets ældste stjerner. Og de anslås at være mellem 13 og 16 milliarder år gamle.
For omkring 14 milliarder år siden begyndte universet at udvide sig i alle retninger fra et uendeligt lille tæt punkt kendt som en singularitet. Denne begivenhed er kendt som Big Bang.
Inden for de første få sekunder efter begyndelsen af den hurtige inflation, som fortsatte i de næste hundredtusinder af år, dukkede fundamentale partikler op. Som senere skulle udgøre materien, men som menneskeheden ved, eksisterede den ikke endnu. I denne periode var universet uigennemsigtigt, fyldt med ekstremt varmt plasma og kraftig stråling.
Men efterhånden som den udvidede sig, faldt dens temperatur og tæthed gradvist. Plasma og stråling erstattede til sidst brint og helium, de enkleste, letteste og mest udbredte grundstoffer i universet. Tyngdekraften tog flere hundrede millioner ekstra år at kombinere disse fritsvævende atomer til den urgas, hvorfra de første stjerner og galakser opstod.
Denne forklaring på tidens begyndelse blev afledt af standardmodellen for Big Bang-kosmologi, også kendt som Lambda-systemet - koldt mørkt stof.
Kosmologiske modeller af universet er baseret på direkte observationer. De er i stand til at gøreforudsigelser, der kan bekræftes af efterfølgende undersøgelser og stole på generel relativitetsteori, fordi denne teori passer bedst til observeret adfærd i stor skala. Kosmologiske modeller er også baseret på to grundlæggende antagelser.
Jorden er ikke placeret i universets centrum og indtager ikke en særlig plads, så rummet ser ens ud i alle retninger og fra alle steder i stor skala. Og de samme fysiklove, som gælder på Jorden, gælder i hele kosmos uanset tid.
Derfor kan det, menneskeheden observerer i dag, bruges til at forklare fortiden, nutiden eller hjælpe med at forudsige fremtidige begivenheder i naturen, uanset hvor langt væk dette fænomen er.
Utroligt, jo længere folk ser ind i himlen, jo længere ser de ind i fortiden. Dette giver et generelt overblik over galakserne, da de var meget yngre, så vi bedre kan forstå, hvordan de udviklede sig i forhold til dem, der er tættere på og derfor meget ældre. Naturligvis kan menneskeheden ikke se de samme galakser på forskellige stadier af dens udvikling. Men der kan opstå gode hypoteser, der grupperer galakserne i kategorier baseret på, hvad de observerer.
De første stjerner menes at være dannet af gasskyer kort efter universets begyndelse. Standard Big Bang-modellen antyder, at det er muligt at finde de tidligste galakser fyldt med unge varme kroppe, der giver disse systemer en blå farvetone. Det forudsiger modellen ogsåde første stjerner var flere, men mindre end de moderne. Og at systemerne hierarkisk voksede til deres nuværende størrelse, da små galakser til sidst dannede store ø-universer.
Interessant nok er mange af disse forudsigelser blevet bekræftet. For eksempel, tilbage i 1995, da Hubble-rumteleskopet første gang kiggede dybt ind i tidernes begyndelse, opdagede det, at det unge univers var fyldt med svage blå galakser, der var tredive til halvtreds gange mindre end Mælkevejen.
Standard Big Bang-modellen forudsiger også, at disse fusioner stadig er i gang. Derfor må menneskeheden også finde beviser for denne aktivitet i nabogalakser. Desværre har der indtil for nylig været få beviser for energiske fusioner blandt stjerner nær Mælkevejen. Dette var et problem med standard big bang-modellen, fordi den antydede, at forståelsen af universet kunne være ufuldstændig eller forkert.
Først i anden halvdel af det 20. århundrede blev der akkumuleret tilstrækkeligt med fysiske beviser til at lave rimelige modeller af, hvordan kosmos dannedes. Det nuværende standard big bang-system blev udviklet baseret på tre primære eksperimentelle data.
Udvidelse af universet
Som med de fleste naturmodeller har den gennemgået successive forbedringer og har skabt betydelige udfordringer, der giver næring til yderligere forskning.
Et af de fascinerende aspekter af det kosmologiskemodellering er, at den afslører en række balancer af parametre, der skal opretholdes nøjagtigt nok til universet.
Spørgsmål
Den kosmologiske standardmodel af universet er et big bang. Og selvom beviserne, der støtter hende, er overvældende, er hun ikke uden problemer. Trefil i bogen "The Moment of Creation" viser disse spørgsmål godt:
- Problemet med antistof.
- Kompleksiteten i dannelsen af galaksen.
- Horizonproblem.
- Et spørgsmål om fladhed.
Antimaterieproblemet
Efter starten på partikelæraen. Der er ingen kendt proces, der kan ændre det store antal partikler i universet. Da rummet var millisekunder forældet, var balancen mellem stof og antistof fastgjort for evigt.
Hoveddelen af standardmodellen for stof i universet er ideen om parproduktion. Dette viser fødslen af elektron-positron-dobler. Den sædvanlige type interaktion mellem røntgenstråler eller gammastråler med høj levetid og typiske atomer omdanner det meste af fotonens energi til en elektron og dens antipartikel, positronen. Partikelmasserne følger Einsteins forhold E=mc2. Den producerede afgrund har lige mange elektroner og positroner. Derfor, hvis alle masseproduktionsprocesser var parret, ville der være nøjagtig den samme mængde stof og antistof i universet.
Det er tydeligt, at der er en vis asymmetri i den måde, naturen forholder sig til stof på. Et af de lovende forskningsområderer krænkelsen af CP-symmetri i partiklernes henfald af den svage interaktion. Det vigtigste eksperimentelle bevis er nedbrydningen af neutrale kaoner. De viser en lille krænkelse af SR-symmetrien. Med kaonernes henfald til elektroner har menneskeheden en klar skelnen mellem stof og antistof, og dette kan være en af nøglerne til stofs overvægt i universet.
Ny opdagelse ved Large Hadron Collider - forskellen i henfaldshastigheden for D-mesonen og dens antipartikel er 0,8 %, hvilket kan være endnu et bidrag til at løse problemet med antistof.
The Galaxy Formation Problem
Tilfældige uregelmæssigheder i det ekspanderende univers er ikke nok til at danne stjerner. I nærvær af hurtig ekspansion er tyngdekraften for langsom til, at galakser kan dannes med et rimeligt turbulensmønster skabt af selve ekspansionen. Spørgsmålet om, hvordan universets struktur i stor skala kunne være opstået, har været et stort uløst problem i kosmologien. Derfor er videnskabsmænd tvunget til at se på en periode på op til 1 millisekund for at forklare eksistensen af galakser.
Horizonproblem
Mikrobølgebaggrundsstråling fra modsatte retninger på himlen er karakteriseret ved den samme temperatur inden for 0,01 %. Men det område af rummet, hvorfra de blev udstrålet, var 500 tusind år lettere transittid. Så de kunne ikke kommunikere med hinanden for at etablere tilsyneladende termisk ligevægt - de var udenforhorisont.
Denne situation kaldes også "isotropiproblemet", fordi baggrundsstrålingen, der bevæger sig fra alle retninger i rummet, næsten er isotrop. En måde at stille spørgsmålet på er at sige, at temperaturen i dele af rummet i modsatte retninger fra Jorden er næsten den samme. Men hvordan kan de være i termisk ligevægt med hinanden, hvis de ikke kan kommunikere? Hvis man betragtede tilbagevendenstidsgrænsen på 14 milliarder år, afledt af Hubble-konstanten på 71 km/s pr. megaparsec, som foreslået af WMAP, bemærkede man, at disse fjerne dele af universet er 28 milliarder lysår fra hinanden. Så hvorfor har de nøjagtig den samme temperatur?
Du behøver kun at være dobbelt så gammel som universet for at forstå horisontproblemet, men som Schramm påpeger, hvis du ser på problemet fra et tidligere perspektiv, bliver det endnu mere alvorligt. På det tidspunkt, hvor fotonerne faktisk blev udsendt, ville de have været 100 gange universets alder eller 100 gange kaus alt deaktiverede.
Dette problem er en af retningerne, der førte til inflationshypotesen fremsat af Alan Guth i begyndelsen af 1980'erne. Svaret på horisontspørgsmålet med hensyn til inflation er, at helt i begyndelsen af Big Bang-processen var der en periode med utrolig hurtig inflation, der øgede universets størrelse med 1020 eller 1030 . Det betyder, at det observerbare rum i øjeblikket er inde i denne udvidelse. Den stråling, der kan ses, er isotrop,fordi alt dette rum er "oppustet" fra et lille volumen og har næsten identiske begyndelsesbetingelser. Det er en måde at forklare, hvorfor dele af universet er så langt væk, at de aldrig kunne kommunikere med hinanden, ser ens ud.
Problemet med fladhed
Dannelsen af den moderne kosmologiske model af universet er meget omfattende. Observationer viser, at mængden af stof i rummet bestemt er mere end en tiendedel og bestemt mindre end den kritiske mængde, der er nødvendig for at stoppe ekspansion. Der er en god analogi her - en bold kastet fra jorden sænker farten. Med samme hastighed som en lille asteroide vil den aldrig stoppe.
Ved starten af dette teoretiske kast fra systemet kunne det se ud til, at det blev kastet med den rigtige hastighed til at gå for evigt, og bremset ned til nul over en uendelig afstand. Men med tiden blev det mere og mere tydeligt. Hvis nogen gik glip af hastighedsvinduet selv med en lille mængde, så det efter 20 milliarder års rejse stadig ud til, at bolden blev kastet med den rigtige hastighed.
Enhver afvigelse fra fladhed er overdrevet over tid, og på dette stadie af universet burde de små uregelmæssigheder være steget betydeligt. Hvis tætheden af det nuværende kosmos virker meget tæt på kritisk, så må den have været endnu tættere på flad i tidligere epoker. Alan Guth krediterer Robert Dickes foredrag som en af de påvirkninger, der satte ham på inflationens vej. Robert påpegede detfladheden af den nuværende kosmologiske model af universet ville kræve, at den var flad til en del på 10-14 gange i sekundet efter big bang. Kaufmann foreslår, at tætheden umiddelbart efter den skulle have været lig med den kritiske, det vil sige op til 50 decimaler.
I begyndelsen af 1980'erne foreslog Alan Guth, at efter Planck-tiden på 10–43 sekunder, var der en kort periode med ekstrem hurtig ekspansion. Denne inflationsmodel var en måde at håndtere både fladhedsproblemet og horisontspørgsmålet. Hvis universet svulmede op med 20 til 30 størrelsesordener, så blev egenskaberne af et ekstremt lille volumen, som kunne betragtes som tæt bundet, forplantet gennem det kendte univers i dag, hvilket bidrog til både ekstrem fladhed og en ekstrem isotrop natur.
Sådan kan de moderne kosmologiske modeller af universet kort beskrives.
