Den kosmologiska modellen av universum är en matematisk beskrivning som försöker förklara orsakerna till dess nuvarande existens. Den skildrar också utvecklingen över tid.
Moderna kosmologiska modeller av universum är baserade på den allmänna relativitetsteorin. Detta är vad som för närvarande ger den bästa representationen för en storskalig förklaring.
Universums första vetenskapsbaserade kosmologiska modell
Från sin teori om allmän relativitet, som är en hypotes om gravitation, skriver Einstein ekvationer som styr ett kosmos fyllt av materia. Men Albert tyckte att det borde vara statiskt. Så Einstein introducerade en term som kallas den konstanta kosmologiska modellen av universum i sina ekvationer för att få resultatet.
Sedan, med tanke på Edwin Hubbles system, kommer han att återvända till denna idé och inse att kosmos effektivt kan expandera. Exaktuniversum ser ut som i A. Einsteins kosmologiska modell.
Nya hypoteser
Kort efter honom presenterar holländaren de Sitter, den ryske utvecklaren av den kosmologiska modellen för universum Friedman och den belgiska Lemaitre icke-statiska element för kännarnas bedömning. De behövs för att lösa Einsteins relativitetsekvationer.
Om de Sitter-kosmos motsvarar en tom konstant, så beror universum enligt Friedmanns kosmologiska modell på materiens täthet inuti det.
Huvudhypotes
Det finns ingen anledning för jorden att stå i mitten av rymden eller på någon privilegierad plats.
Detta är den första teorin om den klassiska kosmologiska modellen av universum. Enligt denna hypotes betraktas universum som:
- Homogent, det vill säga den har samma egenskaper överallt i kosmologisk skala. Naturligtvis i mindre skala finns det olika situationer om man till exempel tittar på solsystemet eller någonstans utanför galaxen.
- Isotropisk, det vill säga, den har alltid samma egenskaper åt alla håll, oavsett var en person tittar. Speciellt eftersom utrymmet inte är tillplattat i en riktning.
Den andra nödvändiga hypotesen är universaliteten hos fysikens lagar. Dessa regler är desamma överallt och alltid.
Att betrakta universums innehåll som en perfekt vätska är en annan hypotes. De karaktäristiska måtten på dess komponenter är obetydliga jämfört med avstånden som skiljer dem åt.
Parametrar
Många frågar: "Beskriv den kosmologiska modellenUniversum." För att göra detta, i enlighet med den tidigare hypotesen om Friedmann-Lemaitre-systemet, används tre parametrar som helt karakteriserar evolutionen:
- Hubbles konstant som representerar expansionshastigheten.
- Masstäthetsparametern, som mäter förhållandet mellan ρ för universum som studeras och en viss densitet, kallas den kritiska ρc, som är relaterad till Hubble-konstanten. Det aktuella värdet för denna parameter är markerat Ω0.
- Den kosmologiska konstanten, markerad Λ, är den motsatta kraften till gravitationen.
Materiens täthet är en nyckelparameter för att förutsäga dess utveckling: om den är mycket ogenomtränglig (Ω0> 1), kommer gravitationen att kunna besegra expansionen och kosmos kommer att återgå till sitt ursprungliga tillstånd.
Annars kommer ökningen att fortsätta för alltid. För att kontrollera detta, beskriv den kosmologiska modellen av universum enligt teorin.
Det är intuitivt tydligt att en person kan förverkliga utvecklingen av kosmos i enlighet med mängden materia inuti.
Ett stort antal kommer att leda till ett slutet universum. Det kommer att sluta i sitt ursprungliga tillstånd. En liten mängd materia kommer att leda till ett öppet universum med oändlig expansion. Värdet Ω0=1 leder till ett specialfall av platt utrymme.
Betydningen av den kritiska densiteten ρc är cirka 6 x 10–27 kg/m3, det vill säga två väteatomer per kubikmeter.
Denna mycket låga siffra förklarar varför modernden kosmologiska modellen av universums struktur förutsätter tom rymd, och detta är inte så illa.
Stängt eller öppet universum?
Materiadensiteten inuti universum bestämmer dess geometri.
För hög ogenomtränglighet kan du få ett slutet utrymme med positiv krökning. Men med en densitet under den kritiska kommer ett öppet universum att uppstå.
Det bör noteras att den slutna typen nödvändigtvis har en färdig storlek, medan ett platt eller öppet universum kan vara ändligt eller oändligt.
I det andra fallet är summan av triangelns vinklar mindre än 180°.
I en stängd (till exempel på jordens yta) är denna siffra alltid större än 180°.
Alla mätningar hittills har misslyckats med att avslöja rymdens krökning.
Kosmologiska modeller av universum i korthet
Mätningar av fossil strålning med Boomerang-bollen bekräftar återigen hypotesen om det platta rymden.
Hypotesen för platta rymd stämmer bäst överens med experimentella data.
Mätningar gjorda av WMAP och Planck-satelliten bekräftar denna hypotes.
Så universum skulle vara platt. Men detta faktum sätter mänskligheten framför två frågor. Om den är platt betyder det att ämnets densitet är lika med den kritiska Ω0=1. Men den största, synliga materien i universum är bara 5 % av denna ogenomtränglighet.
Precis som med galaxernas födelse är det nödvändigt att åter vända sig till mörk materia.
Age of the Universe
Forskare kanvisa att den är proportionell mot Hubble-konstantens reciproka.
Den exakta definitionen av denna konstant är alltså ett kritiskt problem för kosmologi. Nyligen genomförda mätningar visar att kosmos nu är mellan 7 och 20 miljarder år gamm alt.
Men universum måste nödvändigtvis vara äldre än dess äldsta stjärnor. Och de beräknas vara mellan 13 och 16 miljarder år gamla.
För cirka 14 miljarder år sedan började universum expandera i alla riktningar från en oändligt liten tät punkt känd som en singularitet. Denna händelse är känd som Big Bang.
Inom de första sekunderna efter att den snabba inflationen började, som fortsatte under de kommande hundratusentals åren, dök fundamentala partiklar upp. Vilket senare skulle utgöra materia, men som mänskligheten vet fanns det inte ännu. Under denna period var universum ogenomskinligt, fyllt med extremt het plasma och kraftfull strålning.
Men när den expanderade, minskade dess temperatur och densitet gradvis. Plasma och strålning ersatte så småningom väte och helium, de enklaste, lättaste och mest förekommande grundämnena i universum. Tyngdkraften tog flera hundra miljoner extra år att kombinera dessa fritt svävande atomer till urgasen från vilken de första stjärnorna och galaxerna uppstod.
Denna förklaring av tidernas begynnelse härleddes från standardmodellen för Big Bang-kosmologi, även känd som Lambdasystemet - kall mörk materia.
Kosmologiska modeller av universum är baserade på direkta observationer. De är kapabla att göraförutsägelser som kan bekräftas av efterföljande studier och förlitar sig på generell relativitetsteori eftersom denna teori passar bäst med observerade storskaliga beteenden. Kosmologiska modeller är också baserade på två grundläggande antaganden.
Jorden ligger inte i universums centrum och upptar ingen speciell plats, så rymden ser likadan ut i alla riktningar och från alla platser i stor skala. Och samma fysiklagar som gäller på jorden gäller i hela kosmos oavsett tid.
Därför kan det som mänskligheten observerar idag användas för att förklara det förflutna, nuet eller för att förutsäga framtida händelser i naturen, oavsett hur långt borta detta fenomen är.
Otroligt, ju längre människor tittar upp i himlen, desto längre tittar de in i det förflutna. Detta ger en allmän överblick över galaxerna när de var mycket yngre, så att vi bättre kan förstå hur de utvecklades i förhållande till de som är närmare och därför mycket äldre. Naturligtvis kan mänskligheten inte se samma galaxer i olika stadier av dess utveckling. Men bra hypoteser kan uppstå som grupperar galaxerna i kategorier baserat på vad de observerar.
De första stjärnorna tros ha bildats från gasmoln strax efter universums början. Standard Big Bang-modellen antyder att det är möjligt att hitta de tidigaste galaxerna fyllda med unga heta kroppar som ger dessa system en blå nyans. Modellen förutspår också detde första stjärnorna var fler, men mindre än de moderna. Och att systemen hierarkiskt växte till sin nuvarande storlek när små galaxer så småningom bildade stora ö-universum.
Intressant nog har många av dessa förutsägelser bekräftats. Till exempel, redan 1995, när rymdteleskopet Hubble först tittade djupt in i tidernas begynnelse, upptäckte det att det unga universum var fyllt med svaga blå galaxer som var trettio till femtio gånger mindre än Vintergatan.
The Standard Big Bang Model förutspår också att dessa sammanslagningar fortfarande pågår. Därför måste mänskligheten hitta bevis för denna aktivitet även i närliggande galaxer. Tyvärr, tills nyligen, har det funnits få bevis för energiska sammanslagningar mellan stjärnor nära Vintergatan. Detta var ett problem med standardmodellen för big bang eftersom den antydde att förståelsen av universum kunde vara ofullständig eller felaktig.
Först under andra hälften av 1900-talet samlades tillräckligt med fysiska bevis för att göra rimliga modeller av hur kosmos bildades. Det nuvarande standardsystemet för big bang utvecklades baserat på tre huvudsakliga experimentella data.
Expansion of the Universe
Som med de flesta naturmodeller har den genomgått successiva förbättringar och har skapat betydande utmaningar som underblåser ytterligare forskning.
En av de fascinerande aspekterna av det kosmologiskasimulering är att den avslöjar ett antal balanser av parametrar som måste upprätthållas tillräckligt noggrant för universum.
Frågor
Den vanliga kosmologiska modellen av universum är en big bang. Och även om bevisen som stöder henne är överväldigande, är hon inte utan problem. Trefil i boken "Skapelsens ögonblick" visar dessa frågor väl:
- Problemet med antimateria.
- Komplexiteten i bildandet av galaxen.
- Horizonproblem.
- En fråga om platthet.
Antimateriaproblemet
Efter starten av partikeleran. Det finns ingen känd process som kan förändra det stora antalet partiklar i universum. När utrymmet var millisekunder föråldrat hade balansen mellan materia och antimateria fixats för alltid.
Huvuddelen av standardmodellen av materia i universum är idén om parproduktion. Detta visar födelsen av elektron-positron-dubbel. Den vanliga typen av interaktion mellan röntgenstrålar eller gammastrålar med hög livslängd och typiska atomer omvandlar det mesta av fotonens energi till en elektron och dess antipartikel, positronen. Partikelmassorna följer Einsteins förhållande E=mc2. Den producerade avgrunden har lika många elektroner och positroner. Därför, om alla massproduktionsprocesser parades ihop, skulle det finnas exakt samma mängd materia och antimateria i universum.
Det är tydligt att det finns en viss asymmetri i hur naturen förhåller sig till materia. Ett av de lovande forskningsområdenaär kränkningen av CP-symmetri i sönderfallet av partiklar av den svaga interaktionen. Det främsta experimentella beviset är nedbrytningen av neutrala kaoner. De visar en liten överträdelse av SR-symmetrin. Med kaonernas förfall till elektroner har mänskligheten en tydlig skillnad mellan materia och antimateria, och detta kan vara en av nycklarna till materiens dominans i universum.
Ny upptäckt vid Large Hadron Collider - skillnaden i sönderfallshastigheten för D-mesonen och dess antipartikel är 0,8 %, vilket kan vara ytterligare ett bidrag till att lösa problemet med antimateria.
The Galaxy Formation Problem
Slumpmässiga oregelbundenheter i det expanderande universum är inte tillräckligt för att bilda stjärnor. I närvaro av snabb expansion är gravitationskraften för långsam för att galaxer ska bildas med något rimligt turbulensmönster som skapas av själva expansionen. Frågan om hur universums storskaliga struktur kunde ha uppstått har varit ett stort olöst problem inom kosmologin. Därför tvingas forskare titta på en period på upp till 1 millisekund för att förklara existensen av galaxer.
Horizonproblem
Mikrovågsbakgrundsstrålning från motsatta riktningar på himlen kännetecknas av samma temperatur inom 0,01 %. Men det område av rymden från vilket de strålades var 500 tusen år lättare transittid. Och så kunde de inte kommunicera med varandra för att upprätta en uppenbar termisk jämvikt - de var utanförhorisont.
Denna situation kallas också för "isotropiproblemet" eftersom bakgrundsstrålningen som rör sig från alla håll i rymden är nästan isotrop. Ett sätt att ställa frågan är att säga att temperaturen på delar av rymden i motsatta riktningar från jorden är nästan densamma. Men hur kan de vara i termisk jämvikt med varandra om de inte kan kommunicera? Om man betraktade återkomsttiden på 14 miljarder år, härledd från Hubble-konstanten på 71 km/s per megaparsek, som föreslagits av WMAP, märkte man att dessa avlägsna delar av universum är 28 miljarder ljusår från varandra. Så varför har de exakt samma temperatur?
Du behöver bara vara dubbelt så gammal som universum för att förstå horisontproblemet, men som Schramm påpekar, om du ser på problemet från ett tidigare perspektiv blir det ännu allvarligare. Vid den tidpunkt då fotonerna faktiskt sänds ut skulle de ha varit 100 gånger universums ålder, eller 100 gånger kaus alt inaktiverade.
Det här problemet är en av riktningarna som ledde till den inflationshypotes som Alan Guth lade fram i början av 1980-talet. Svaret på horisontfrågan när det gäller inflation är att det i början av Big Bang-processen var en period av otroligt snabb inflation som ökade universums storlek med 1020 eller 1030 . Detta innebär att det observerbara utrymmet för närvarande är inne i denna förlängning. Strålningen som kan ses är isotrop,eftersom allt detta utrymme är "uppblåst" från en liten volym och har nästan identiska initiala förutsättningar. Det här är ett sätt att förklara varför delar av universum är så långt borta att de aldrig skulle kunna kommunicera med varandra, se likadana ut.
Problemet med platthet
Bildandet av den moderna kosmologiska modellen av universum är mycket omfattande. Observationer visar att mängden materia i rymden säkerligen är mer än en tiondel och säkerligen mindre än den kritiska mängd som behövs för att stoppa expansionen. Det finns en bra analogi här - en boll som kastas från marken saktar ner. Med samma hastighet som en liten asteroid kommer den aldrig att stanna.
I början av detta teoretiska kast från systemet verkar det som om det kastades i rätt hastighet för att gå för evigt och sakta ner till noll över en oändlig sträcka. Men med tiden blev det mer och mer uppenbart. Om man missade hastighetsfönstret ens med en liten mängd, efter 20 miljarder års resor, verkade bollen fortfarande kastas i rätt hastighet.
Alla avvikelser från platthet är överdrivna med tiden, och i detta skede av universum borde de små oegentligheterna ha ökat avsevärt. Om densiteten i det nuvarande kosmos verkar vara väldigt nära kritisk, måste den ha varit ännu närmare platt i tidigare epoker. Alan Guth krediterar Robert Dickes föreläsning som en av de influenser som satte honom på vägen mot inflation. Robert påpekade detplattheten hos den nuvarande kosmologiska modellen av universum skulle kräva att den var platt till en del i 10–14 gånger per sekund efter big bang. Kaufmann föreslår att omedelbart efter den borde densiteten ha varit lika med den kritiska, det vill säga upp till 50 decimaler.
I början av 1980-talet föreslog Alan Guth att efter Planck-tiden på 10–43 sekunder fanns det en kort period av extremt snabb expansion. Denna inflationsmodell var ett sätt att hantera både flathetsproblemet och horisontfrågan. Om universum svällde upp med 20 till 30 storleksordningar, så fortplantade egenskaperna hos en extremt liten volym, som kunde anses vara tätt kopplad, över hela det kända universum idag, vilket bidrog till både extrem platthet och en extremt isotrop natur.
Så här kan de moderna kosmologiska modellerna av universum kort beskrivas.
