Az Univerzum kozmológiai modellje egy matematikai leírás, amely megpróbálja megmagyarázni jelenlegi létezésének okait. Az evolúciót is ábrázolja.
Az Univerzum modern kozmológiai modelljei az általános relativitáselméleten alapulnak. Jelenleg ez az, ami a legjobban reprezentálja a nagyszabású magyarázatot.
Az Univerzum első tudományosan megalapozott kozmológiai modellje
Einstein általános relativitáselméletéből, amely a gravitáció hipotézise, olyan egyenleteket ír le, amelyek egy anyaggal teli kozmoszt irányítanak. Albert azonban úgy gondolta, hogy ennek statikusnak kell lennie. Ezért Einstein bevezette az univerzum állandó kozmológiai modelljének nevezett kifejezést az egyenleteibe, hogy megkapja az eredményt.
Ezt követően Edwin Hubble rendszerét figyelembe véve visszatér ehhez az elképzeléshez, és felismeri, hogy a kozmosz hatékonyan tágulhat. Pontosanaz Univerzum úgy néz ki, mint A. Einstein kozmológiai modelljében.
Új hipotézisek
Nem sokkal utána a holland de Sitter, az Univerzum kozmológiai modelljének orosz kidolgozója, Friedman és a belga Lemaitre nem statikus elemeket mutat be az ínyenceknek. Szükség van rájuk az Einstein-féle relativitási egyenlet megoldásához.
Ha a de Sitter kozmosz egy üres állandónak felel meg, akkor a Friedmann kozmológiai modell szerint az Univerzum a benne lévő anyag sűrűségétől függ.
Fő hipotézis
Nincs ok arra, hogy a Föld az űr közepén vagy bármely kiváltságos helyen álljon.
Ez az univerzum klasszikus kozmológiai modelljének első elmélete. E hipotézis szerint az univerzumot a következőképpen tekintjük:
- Homogén, vagyis kozmológiai léptékben mindenhol ugyanazokkal a tulajdonságokkal rendelkezik. Természetesen egy kisebb gépen különböző helyzetek adódhatnak, ha például a Naprendszert nézzük, vagy valahol a Galaxison kívül.
- Izotróp, vagyis mindig minden irányban ugyanazokkal a tulajdonságokkal rendelkezik, bárhová is néz az ember. Főleg, hogy a tér nincs egy irányba simítva.
A második szükséges hipotézis a fizika törvényeinek egyetemessége. Ezek a szabályok mindenhol és mindenkor ugyanazok.
Az univerzum tartalmát tökéletes folyadéknak tekinteni egy másik hipotézis. Alkatrészeinek jellemző méretei jelentéktelenek az őket elválasztó távolságokhoz képest.
Paraméterek
Sokan kérdezik: „Írja le a kozmológiai modelltVilágegyetem. Ehhez a Friedmann-Lemaitre rendszer korábbi hipotézisével összhangban három olyan paramétert használnak, amelyek teljes mértékben jellemzik az evolúciót:
- Hubble-állandó, amely a tágulás mértékét jelzi.
- A tömegsűrűség paramétert, amely a vizsgált Univerzum ρ-je és egy bizonyos sűrűség arányát méri, kritikus ρc-nak nevezzük, amely a Hubble-állandóhoz kapcsolódik. Ennek a paraméternek az aktuális értéke Ω0.
- A Λ-vel jelölt kozmológiai állandó a gravitációval ellentétes erő.
Az anyag sűrűsége kulcsfontosságú paraméter az evolúció előrejelzésében: ha nagyon áthatolhatatlan (Ω0> 1), a gravitáció képes lesz legyőzni a tágulást és a A kozmosz visszatér eredeti állapotába.
Egyébként a növekedés örökké folytatódik. Ennek ellenőrzéséhez írja le az Univerzum kozmológiai modelljét az elmélet szerint.
Intuitív módon világos, hogy az ember a benne lévő anyag mennyiségének megfelelően képes megvalósítani a kozmosz fejlődését.
A nagy szám egy zárt univerzumhoz vezet. Kezdeti állapotában fog véget érni. Kis mennyiségű anyag egy végtelen tágulású nyitott univerzumhoz vezet. Az Ω0=1 érték a sík tér speciális esetéhez vezet.
A ρc kritikus sűrűség jelentése körülbelül 6 x 10–27 kg/m3, azaz két hidrogénatom köbméterenként.
Ez a nagyon alacsony szám megmagyarázza, miért modernaz univerzum szerkezetének kozmológiai modellje üres teret feltételez, és ez nem is olyan rossz.
Zárt vagy nyitott univerzum?
Az univerzumban lévő anyag sűrűsége határozza meg annak geometriáját.
A nagy áteresztőképesség érdekében pozitív görbületű zárt teret kaphat. De a kritikusnál kisebb sűrűséggel egy nyitott univerzum fog kialakulni.
Megjegyzendő, hogy a zárt típusnak szükségszerűen van kész mérete, míg a lapos vagy nyitott univerzum lehet véges vagy végtelen.
A második esetben a háromszög szögeinek összege kisebb, mint 180°.
Zárt térben (például a Föld felszínén) ez a szám mindig nagyobb, mint 180°.
Eddig az összes mérés nem fedte fel a tér görbületét.
Az Univerzum kozmológiai modelljei röviden
A fosszilis sugárzásnak a bumeránggolyóval végzett mérései ismét megerősítik a lapos tér hipotézist.
A sík tér hipotézise leginkább a kísérleti adatokkal egyezik.
A WMAP és a Planck műhold által végzett mérések megerősítik ezt a hipotézist.
Tehát az univerzum lapos lenne. De ez a tény két kérdés elé állítja az emberiséget. Ha lapos, az azt jelenti, hogy az anyagsűrűség megegyezik a kritikus értékkel Ω0=1. De a világegyetem legnagyobb, látható anyaga ennek az áthatolhatatlanságnak csak 5%-a.
A galaxisok születéséhez hasonlóan ismét a sötét anyag felé kell fordulni.
Az Univerzum kora
A tudósok megtehetikmutasd meg, hogy arányos a Hubble-állandó reciprokával.
Így ennek az állandónak a pontos meghatározása kritikus probléma a kozmológia számára. A legújabb mérések azt mutatják, hogy a kozmosz jelenleg 7 és 20 milliárd éves.
De az univerzumnak szükségszerűen idősebbnek kell lennie, mint a legrégebbi csillagai. És a becslések szerint 13 és 16 milliárd év közöttiek.
Körülbelül 14 milliárd évvel ezelőtt az univerzum minden irányba tágulni kezdett egy végtelenül kicsi, sűrű pontból, amelyet szingularitásként ismerünk. Ez az esemény az ősrobbanás néven ismert.
A gyors infláció kezdetének első néhány másodpercében, amely a következő százezer évig tartott, alapvető részecskék jelentek meg. Amiből később anyag alakult ki, de mint az emberiség tudja, még nem létezett. Ebben az időszakban az Univerzum átlátszatlan volt, tele rendkívül forró plazmával és erős sugárzással.
Ahogy bővült, hőmérséklete és sűrűsége fokozatosan csökkent. A plazma és a sugárzás végül felváltotta a hidrogént és a héliumot, a világegyetem legegyszerűbb, legkönnyebb és legnagyobb mennyiségben előforduló elemeit. A gravitációnak több száz millió évre volt szüksége ahhoz, hogy ezeket a szabadon lebegő atomokat az ősgázzá egyesítse, amelyből az első csillagok és galaxisok megjelentek.
Az idők kezdetének ez a magyarázata az Ősrobbanás kozmológia standard modelljéből származik, amelyet Lambda-rendszernek is neveznek – hideg sötét anyag.
Az Univerzum kozmológiai modelljei közvetlen megfigyeléseken alapulnak. Képesek megtennielőrejelzések, amelyeket a későbbi tanulmányok megerősíthetnek, és az általános relativitáselméletre támaszkodnak, mert ez az elmélet adja a legjobb illeszkedést a megfigyelt nagy léptékű viselkedésekhez. A kozmológiai modellek két alapvető feltételezésen is alapulnak.
A Föld nem az univerzum közepén helyezkedik el, és nem foglal el különleges helyet, így a tér minden irányban és minden helyről egyformának tűnik nagy léptékben. És ugyanazok a fizika törvényei, amelyek a Földön érvényesek, az egész kozmoszra érvényesek, időtől függetlenül.
Így tehát, amit az emberiség ma megfigyel, az felhasználható a múlt, a jelen megmagyarázására vagy a természet jövőbeli eseményeinek előrejelzésére, akármilyen távoli is ez a jelenség.
Hihetetlen, minél tovább tekintenek az emberek az égre, annál messzebbre tekintenek a múltba. Ez lehetővé teszi a galaxisok általános áttekintését, amikor sokkal fiatalabbak voltak, így jobban megérthetjük, hogyan fejlődtek a közelebbi, tehát sokkal idősebb galaxisokhoz képest. Természetesen az emberiség nem láthatja ugyanazokat a Galaxisokat fejlődésének különböző szakaszaiban. De jó hipotézisek is felmerülhetnek, ha a galaxisokat kategóriákba csoportosítják az alapján, amit megfigyelnek.
Az első csillagok a feltételezések szerint gázfelhőkből jöttek létre röviddel az univerzum kezdete után. A Standard Big Bang Model azt sugallja, hogy meg lehet találni a legkorábbi galaxisokat, amelyek tele vannak fiatal forró testekkel, amelyek kék árnyalatot adnak ezeknek a rendszereknek. A modell ezt is előrevetítiaz első csillagok többen voltak, de kisebbek, mint a modern csillagok. És hogy a rendszerek hierarchikusan a jelenlegi méretükre nőttek, ahogy a kis galaxisok végül nagy sziget-univerzumokat alkottak.
Érdekes módon ezen jóslatok közül sok beigazolódott. Például 1995-ben, amikor a Hubble Űrteleszkóp először mélyen az idők kezdetébe nézett, felfedezte, hogy a fiatal univerzum tele van halványkék galaxisokkal, amelyek harminc-ötvenszer kisebbek, mint a Tejút.
A Standard Big Bang Model azt is előrevetíti, hogy ezek az egyesülések még mindig folyamatban vannak. Ezért az emberiségnek bizonyítékot kell találnia erre a tevékenységre a szomszédos galaxisokban is. Sajnos a közelmúltig kevés bizonyíték volt a Tejútrendszer közelében lévő csillagok energetikai egyesülésére. Ez volt a probléma a szabványos ősrobbanás modellnél, mert azt sugallta, hogy az univerzum megértése hiányos vagy rossz lehet.
Csak a 20. század második felében gyűlt össze elegendő fizikai bizonyíték ahhoz, hogy ésszerű modelleket készítsenek a kozmosz kialakulásáról. A jelenlegi szabványos ősrobbanás rendszert három fő kísérleti adat alapján fejlesztették ki.
Az Univerzum tágulása
A legtöbb természetmodellhez hasonlóan ez is egymást követő fejlesztéseken ment keresztül, és jelentős kihívások elé állította a további kutatásokat.
A kozmológia egyik lenyűgöző aspektusaA modellezés az, hogy feltárja a paraméterek számos egyensúlyát, amelyeket az univerzum számára kellően pontosan fenn kell tartani.
Kérdések
A világegyetem standard kozmológiai modellje egy ősrobbanás. És bár az őt alátámasztó bizonyítékok elsöprőek, nem problémamentes. Trefil a "The Moment of Creation" című könyvében jól mutatja ezeket a kérdéseket:
- Az antianyag problémája.
- A Galaxis kialakulásának összetettsége.
- Horizont probléma.
- A laposság kérdése.
Az antianyag probléma
A részecskekorszak kezdete után. Nincs ismert folyamat, amely megváltoztathatná a részecskék puszta számát az univerzumban. Mire a tér ezredmásodperceket elavult, az anyag és az antianyag közötti egyensúly örökre rögzült.
A világegyetem standard anyagmodelljének fő része a párképzés ötlete. Ez az elektron-pozitron kettősök születését mutatja be. A nagy élettartamú röntgen- vagy gamma-sugarak és a tipikus atomok közötti kölcsönhatás szokásos típusa a foton energiájának nagy részét elektronná és antirészecskéjévé, pozitronná alakítja. A részecsketömegek az Einstein-féle E=mc2 összefüggést követik. A keletkezett mélységben egyenlő számú elektron és pozitron van. Ezért, ha az összes tömegtermelési folyamatot párosítanák, pontosan ugyanannyi anyag és antianyag lenne az Univerzumban.
Egyértelmű, hogy van némi aszimmetria abban, ahogy a természet viszonyul az anyaghoz. Az egyik ígéretes kutatási területa CP szimmetria megsértése a részecskék bomlásakor a gyenge kölcsönhatás által. A fő kísérleti bizonyíték a semleges kaonok bomlása. Az SR szimmetria enyhe megsértését mutatják. A kaonok elektronokká bomlásával az emberiség egyértelmű különbséget tesz az anyag és az antianyag között, és ez lehet az egyik kulcsa annak, hogy az anyag uralkodjon a világegyetemben.
Új felfedezés a Nagy Hadronütköztetőnél – a D-mezon és antirészecskék bomlási sebessége közötti különbség 0,8%, ami újabb hozzájárulás lehet az antianyag kérdésének megoldásához.
A galaxisképződési probléma
A táguló univerzum véletlenszerű szabálytalanságai nem elegendőek a csillagok kialakulásához. Gyors tágulás esetén a gravitációs vonzás túl lassú ahhoz, hogy galaxisok kialakulhassanak bármilyen ésszerű turbulenciamintával, amelyet maga a tágulás idéz elő. Az a kérdés, hogyan jöhetett létre a világegyetem nagyméretű szerkezete, a kozmológia egyik megoldatlan problémája. Ezért a tudósok kénytelenek akár 1 ezredmásodperces időszakot is megvizsgálni, hogy megmagyarázzák a galaxisok létezését.
Horizont probléma
Az égbolt ellentétes irányából érkező mikrohullámú háttérsugárzást 0,01%-on belül azonos hőmérséklet jellemzi. De az űrterület, ahonnan kisugároztak, 500 ezer évvel könnyebb volt a tranzitidő. Így nem tudtak egymással kommunikálni, hogy látszólagos hőegyensúlyt hozzanak létre – kívül voltakhorizont.
Ezt a helyzetet "izotrópiaproblémának" is nevezik, mivel a tér minden irányából mozgó háttérsugárzás szinte izotróp. A kérdés megfogalmazásának egyik módja az, hogy a Földdel ellentétes irányú térrészek hőmérséklete közel azonos. De hogyan lehetnek egymással termikus egyensúlyban, ha nem tudnak kommunikálni? Ha figyelembe vesszük a WMAP által javasolt 71 km/s-os Hubble-állandóból levezetett 14 milliárd éves visszatérési időhatárt, észrevehetjük, hogy az univerzum e távoli részei 28 milliárd fényévnyire vannak egymástól. Akkor miért pont ugyanolyan a hőmérsékletük?
Csak kétszer annyi idősnek kell lenned, mint az univerzum, hogy megértsd a horizont problémáját, de ahogy Schramm rámutat, ha egy korábbi szemszögből nézed a problémát, az még súlyosabbá válik. Abban az időben, amikor a fotonok ténylegesen kibocsátottak, 100-szor akkorák lennének, mint az univerzum, vagy 100-szor ok-okozatilag letiltottak lettek volna.
Ez a probléma egyike annak az iránynak, amely Alan Guth inflációs hipotéziséhez vezetett az 1980-as évek elején. A horizont kérdésére az infláció szempontjából az a válasz, hogy az ősrobbanás folyamatának legelején volt egy hihetetlenül gyors infláció időszaka, amely az univerzum méretét 1020 ill. 1030 . Ez azt jelenti, hogy a megfigyelhető tér jelenleg ezen a bővítményen belül van. A látható sugárzás izotróp,mert ez az egész hely egy apró térfogatból "felfújt" és szinte azonos kezdeti feltételekkel rendelkezik. Ez egy módja annak, hogy megmagyarázza, miért vannak az univerzum egyes részei olyan távol, hogy soha nem tudnak egymással kommunikálni.
A laposság problémája
Az Univerzum modern kozmológiai modelljének kialakulása nagyon kiterjedt. A megfigyelések azt mutatják, hogy az űrben lévő anyag mennyisége minden bizonnyal több mint egytizede és minden bizonnyal kevesebb, mint a tágulás megállításához szükséges kritikus mennyiség. Van itt egy jó hasonlat - a földről kidobott labda lelassul. Ugyanolyan sebességgel, mint egy kis aszteroida, soha nem fog megállni.
A rendszer ezen elméleti dobásának kezdetén úgy tűnhet, hogy a megfelelő sebességgel dobták el, hogy örökké menjen, és végtelen távolságon keresztül nullára lassult. De idővel ez egyre nyilvánvalóbbá vált. Ha valaki csak kis mértékben is lemaradt a sebességablakról, 20 milliárd évnyi utazás után még mindig úgy tűnt, hogy a labdát a megfelelő sebességgel dobták el.
A laposságtól való bármilyen eltérés idővel eltúlzott, és az univerzum ezen szakaszában az apró egyenetlenségeknek jelentősen növekedniük kellett volna. Ha a jelenlegi kozmosz sűrűsége nagyon közelinek tűnik a kritikushoz, akkor a korábbi korokban még közelebb kellett lennie a laposhoz. Alan Guth Robert Dicke előadását az egyik olyan befolyásnak tartja, amely az infláció útjára állította. Robert rámutatott arraaz univerzum jelenlegi kozmológiai modelljének lapossága megkövetelné, hogy az ősrobbanás után másodpercenként 10–14-szer egy részre lapos legyen. Kaufmann azt javasolja, hogy közvetlenül utána a sűrűségnek egyenlőnek kellett volna lennie a kritikussal, azaz legfeljebb 50 tizedesjegyig.
Az 1980-as évek elején Alan Guth azt javasolta, hogy a 10–43 másodperces Planck-idő után egy rövid időszak rendkívül gyors terjeszkedés következett be. Ez az inflációs modell mind a síkosság-probléma, mind a horizont probléma kezelésének egyik módja volt. Ha az univerzum 20-30 nagyságrenddel felduzzadt, akkor a rendkívül kis térfogat szorosan kötöttnek tekinthető tulajdonságai a ma ismert univerzumban elterjedtek, hozzájárulva a szélsőséges lapossághoz és a rendkívül izotróp természethez.
Így lehet röviden leírni az Univerzum modern kozmológiai modelljeit.
