Universumin kosmologinen malli on matemaattinen kuvaus, joka yrittää selittää sen nykyisen olemassaolon syitä. Se kuvaa myös kehitystä ajan myötä.
Universumin nykyaikaiset kosmologiset mallit perustuvat yleiseen suhteellisuusteoriaan. Tämä on tällä hetkellä paras esitys laajamittaiselle selitykselle.
Ensimmäinen tieteeseen perustuva maailmankaikkeuden kosmologinen malli
Yleisen suhteellisuusteoriansa perusteella, joka on hypoteesi painovoimasta, Einstein kirjoittaa yhtälöitä, jotka hallitsevat aineen täyttämää kosmosta. Mutta Albert ajatteli, että sen pitäisi olla staattista. Joten Einstein lisäsi yhtälöihinsä termin, jota kutsutaan universumin vakioksi kosmologiseksi malliksi saadakseen tuloksen.
Myöhemmin Edwin Hubblen järjestelmä huomioon ottaen hän palaa tähän ajatukseen ja ymmärtää, että kosmos voi tehokkaasti laajentua. Tarkalleenuniversumi näyttää sam alta kuin A. Einsteinin kosmologisessa mallissa.
Uusia hypoteeseja
Pian hänen jälkeensä hollantilainen de Sitter, universumin kosmologisen mallin venäläinen kehittäjä Friedman ja belgialainen Lemaitre esittävät ei-staattisia elementtejä asiantuntijoiden harkintaan. Niitä tarvitaan Einsteinin suhteellisuusyhtälöiden ratkaisemiseen.
Jos de Sitterin kosmos vastaa tyhjää vakiota, niin Friedmannin kosmologisen mallin mukaan universumi riippuu sen sisällä olevan aineen tiheydestä.
Päähypoteesi
Maapallolla ei ole mitään syytä seistä avaruuden keskustassa tai missään etuoikeutetussa paikassa.
Tämä on ensimmäinen teoria maailmankaikkeuden klassisesta kosmologisesta mallista. Tämän hypoteesin mukaan maailmankaikkeutta pidetään:
- Homogeeninen, eli sillä on samat ominaisuudet kaikkialla kosmologisessa mittakaavassa. Tietysti pienemmässä koneessa on erilaisia tilanteita, jos katsoo esimerkiksi aurinkokuntaa tai jonnekin galaksin ulkopuolelta.
- Isotrooppinen, eli sillä on aina samat ominaisuudet joka suuntaan riippumatta siitä, minne ihminen katsoo. Varsinkin kun tilaa ei ole litistetty yhteen suuntaan.
Toinen välttämätön hypoteesi on fysiikan lakien universaalisuus. Nämä säännöt ovat samat kaikkialla ja kaikkina aikoina.
Universumin sisällön pitäminen täydellisenä nesteenä on toinen hypoteesi. Sen osien ominaismitat ovat merkityksettömiä niitä erottaviin etäisyyksiin verrattuna.
Parametrit
Monet kysyvät: "Kuvaile kosmologista malliaUniversumi." Tätä varten Friedmann-Lemaitren järjestelmän aikaisemman hypoteesin mukaisesti käytetään kolmea evoluutiota kuvaavaa parametria:
- Hubble-vakio, joka edustaa laajenemisnopeutta.
- Massatiheysparametria, joka mittaa tutkitun universumin ρ:n ja tietyn tiheyden välistä suhdetta, kutsutaan kriittiseksi ρc, joka liittyy Hubblen vakioon. Tämän parametrin nykyinen arvo on merkitty Ω0.
- Kosmologinen vakio, merkitty Λ:llä, on painovoiman vastainen voima.
Aineen tiheys on keskeinen parametri sen evoluution ennustamisessa: jos se on hyvin läpäisemätön (Ω0> 1), painovoima voi voittaa laajenemisen ja kosmos palaa alkuperäiseen tilaansa.
Muuten nousu jatkuu ikuisesti. Tämän tarkistamiseksi kuvaile maailmankaikkeuden kosmologista mallia teorian mukaisesti.
On intuitiivisesti selvää, että ihminen voi ymmärtää kosmoksen kehityksen sisällä olevan aineen määrän mukaan.
Suuri määrä johtaa suljettuun universumiin. Se päättyy alkuperäiseen tilaan. Pieni määrä ainetta johtaa avoimeen universumiin, jossa on ääretön laajeneminen. Arvo Ω0=1 johtaa tasaisen tilan erikoistapaukseen.
Kriittisen tiheyden ρc merkitys on noin 6 x 10–27 kg/m3, eli kaksi vetyatomia kuutiometrissä.
Tämä erittäin alhainen luku selittää miksi moderniuniversumin rakenteen kosmologinen malli olettaa tyhjää tilaa, eikä se ole niin paha.
Suljettu vai avoin universumi?
Aineen tiheys universumin sisällä määrittää sen geometrian.
Korkean läpäisemättömyyden takaamiseksi voit saada suljetun tilan, jossa on positiivinen kaarevuus. Mutta kun tiheys on kriittistä pienempi, syntyy avoin universumi.
On huomattava, että suljetulla tyypillä on välttämättä lopullinen koko, kun taas tasainen tai avoin universumi voi olla äärellinen tai ääretön.
Toisessa tapauksessa kolmion kulmien summa on pienempi kuin 180°.
Suljetussa (esimerkiksi maan pinnalla) tämä luku on aina suurempi kuin 180°.
Mikään tähän mennessä tehdyt mittaukset eivät ole paljastaneet avaruuden kaarevuutta.
Universumin kosmologiset mallit lyhyesti
Fossiilisen säteilyn mittaukset Boomerang-pallolla vahvistavat jälleen tasaisen avaruuden hypoteesin.
Tasaisen tilan hypoteesi on parhaimmillaan kokeellisen tiedon kanssa.
WMAP:n ja Planck-satelliitin tekemät mittaukset vahvistavat tämän hypoteesin.
Joten maailmankaikkeus olisi litteä. Mutta tämä tosiasia asettaa ihmiskunnan kahden kysymyksen edelle. Jos se on tasainen, se tarkoittaa, että aineen tiheys on yhtä suuri kuin kriittinen Ω0=1. Mutta maailmankaikkeuden suurin näkyvä aine on vain 5 % tästä läpäisemättömyydestä.
Aivan kuten galaksien syntyessä, on välttämätöntä kääntyä jälleen pimeään aineeseen.
Universumin aika
Tutkijat voivatosoittavat, että se on verrannollinen Hubble-vakion käänteiseen.
Tämän vakion tarkka määritelmä on siis kosmologian kriittinen ongelma. Viimeaikaiset mittaukset osoittavat, että kosmos on nyt 7-20 miljardia vuotta vanha.
Mutta maailmankaikkeuden on välttämättä oltava vanhempi kuin sen vanhimmat tähdet. Ja niiden arvioidaan olevan 13-16 miljardia vuotta vanhoja.
Noin 14 miljardia vuotta sitten maailmankaikkeus alkoi laajentua kaikkiin suuntiin äärettömän pienestä tiheästä pisteestä, joka tunnetaan singulariteettina. Tämä tapahtuma tunnetaan alkuräjähdyksenä.
Seuraavien satojen tuhansien vuosien ajan jatkuneen nopean inflaation ensimmäisten sekuntien aikana ilmestyi perushiukkasia. Mikä myöhemmin muodostaisi aineen, mutta, kuten ihmiskunta tietää, sitä ei vielä ollut olemassa. Tänä aikana universumi oli läpinäkymätön, täynnä erittäin kuumaa plasmaa ja voimakasta säteilyä.
Kuitenkin kun se laajeni, sen lämpötila ja tiheys laskivat vähitellen. Plasma ja säteily korvasivat lopulta vedyn ja heliumin, maailmankaikkeuden yksinkertaisimmat, kevyimmät ja runsaimmat alkuaineet. Gravitaatio vei useita satoja miljoonia ylimääräisiä vuosia yhdistää nämä vapaasti kelluvat atomit alkukaasuksi, josta ensimmäiset tähdet ja galaksit syntyivät.
Tämä selitys ajan alkamisesta on johdettu alkuräjähdyksen kosmologian vakiomallista, joka tunnetaan myös nimellä Lambda-järjestelmä - kylmä pimeä aine.
Universumin kosmologiset mallit perustuvat suoriin havaintoihin. He pystyvät tekemäänennusteet, jotka voidaan vahvistaa myöhemmillä tutkimuksilla ja jotka perustuvat yleiseen suhteellisuusteoriaan, koska tämä teoria sopii parhaiten havaittuun laajamittaiseen käyttäytymiseen. Kosmologiset mallit perustuvat myös kahteen perusoletukseen.
Maa ei sijaitse universumin keskustassa eikä sillä ole erityistä paikkaa, joten avaruus näyttää sam alta kaikkiin suuntiin ja kaikista paikoista suuressa mittakaavassa. Ja samat fysiikan lait, jotka pätevät maan päällä, pätevät koko kosmoksessa ajasta riippumatta.
Siksi, mitä ihmiskunta havaitsee tänään, voidaan käyttää selittämään menneisyyttä, nykyisyyttä tai auttamaan ennustamaan tulevia tapahtumia luonnossa, riippumatta siitä, kuinka kaukana tämä ilmiö on.
Uskomatonta, mitä pidemmälle ihmiset katsovat taivaalle, sitä pidemmälle he katsovat menneisyyteen. Tämä mahdollistaa yleiskatsauksen galakseista, kun ne olivat paljon nuorempia, jotta voimme paremmin ymmärtää, kuinka ne kehittyivät suhteessa lähempiin ja siten paljon vanhempiin galakseihin. Ihmiskunta ei tietenkään voi nähdä samoja galakseja kehitysnsä eri vaiheissa. Mutta hyviä hypoteeseja voi syntyä, kun galaksit ryhmitellään luokkiin sen perusteella, mitä ne havaitsevat.
Ensimmäisten tähtien uskotaan muodostuneen kaasupilvistä pian universumin alun jälkeen. Standardi Big Bang -malli ehdottaa, että on mahdollista löytää varhaisimmat galaksit, jotka ovat täynnä nuoria kuumia kappaleita, jotka antavat näille järjestelmille sinisen sävyn. Malli myös ennustaa senensimmäiset tähdet olivat lukuisia, mutta pienempiä kuin nykyajan tähdet. Ja että järjestelmät kasvoivat hierarkkisesti nykyiseen kokoonsa, kun pienet galaksit lopulta muodostivat suuria saariuniversumeja.
Mielenkiintoista kyllä, monet näistä ennusteista on vahvistettu. Esimerkiksi vuonna 1995, kun Hubble-avaruusteleskooppi katsoi ensimmäisen kerran syvälle aikojen alkuun, se havaitsi, että nuori universumi oli täynnä haaleansinisiä galakseja, jotka olivat 30-50 kertaa Linnunrataa pienempiä.
Standard Big Bang -malli ennustaa myös, että nämä fuusiot ovat edelleen käynnissä. Siksi ihmiskunnan on löydettävä todisteita tästä toiminnasta myös naapurigalakseista. Valitettavasti viime aikoihin asti Linnunradan lähellä olevien tähtien energeettisistä sulautumisista on ollut vain vähän todisteita. Tämä oli ongelma tavallisen alkuräjähdyksen mallin kanssa, koska se viittasi siihen, että maailmankaikkeuden ymmärtäminen saattoi olla epätäydellinen tai väärä.
Ainoastaan 1900-luvun jälkipuoliskolla kerättiin riittävästi fyysistä näyttöä, jotta voitaisiin tehdä järkeviä malleja kosmoksen muodostumisesta. Nykyinen standardi big bang -järjestelmä kehitettiin kolmen tärkeimmän kokeellisen tiedon perusteella.
Universumin laajeneminen
Kuten useimmat luontomallit, sitä on parannettu peräkkäin ja se on luonut merkittäviä haasteita, jotka ruokkivat lisätutkimusta.
Yksi kosmologisen kiehtovimmista puolistamallinnus on, että se paljastaa joukon parametrien tasapainoja, joita on ylläpidettävä riittävän tarkasti universumissa.
Kysymyksiä
Universumin kosmologinen standardimalli on alkuräjähdys. Ja vaikka häntä tukevat todisteet ovat ylivoimaisia, hän ei ole ilman ongelmia. Trefil kirjassa "The Moment of Creation" näyttää nämä kysymykset hyvin:
- Antiaineen ongelma.
- Galaksan muodostumisen monimutkaisuus.
- Horisonttiongelma.
- Kysymys tasaisuudesta.
Animateriaongelma
Partikkelien aikakauden alun jälkeen. Ei ole tunnettua prosessia, joka voisi muuttaa universumin hiukkasten määrää. Kun avaruus oli millisekuntia vanhentunut, aineen ja antiaineen välinen tasapaino oli ikuisesti paikoillaan.
Kaikkeuden aineen vakiomallin pääosa on idea parituotannosta. Tämä osoittaa elektroni-positronin kaksoiskappaleiden syntymisen. Tavanomainen vuorovaikutus pitkäikäisten röntgen- tai gammasäteiden ja tyypillisten atomien välillä muuttaa suurimman osan fotonin energiasta elektroniksi ja sen antihiukkaseksi, positroniksi. Hiukkasmassat noudattavat Einsteinin relaatiota E=mc2. Syntyneessä syvyydessä on yhtä suuri määrä elektroneja ja positroneja. Siksi, jos kaikki massatuotantoprosessit yhdistettäisiin, maailmankaikkeudessa olisi täsmälleen sama määrä ainetta ja antimateriaa.
On selvää, että luonnon ja aineen suhteen on jonkin verran epäsymmetriaa. Yksi lupaavista tutkimusalueistaon CP-symmetrian rikkominen hiukkasten hajoamisessa heikon vuorovaikutuksen vuoksi. Pääasiallinen kokeellinen todiste on neutraalien kaonien hajoaminen. Ne osoittavat lievää SR-symmetriaa. Kaonien hajoamisen elektroneiksi ihmiskunnalla on selvä ero aineen ja antiaineen välillä, ja tämä saattaa olla yksi avaimista aineen hallitsemiseen universumissa.
Uusi löytö suuressa hadronitörmäyttimessä - ero D-mesonin ja sen antihiukkasen hajoamisnopeudessa on 0,8 %, mikä voi olla toinen panos antimateriaaliongelman ratkaisemiseen.
Galaksin muodostumisongelma
Satunnaiset epäsäännöllisyydet laajenevassa universumissa eivät riitä muodostamaan tähtiä. Nopeassa laajenemisessa gravitaatiovoima on liian hidasta galaksien muodostumiselle minkään sellaisen kohtuullisen turbulenssikuvion kanssa, jonka itse laajeneminen synnyttää. Kysymys siitä, kuinka universumin laajamittainen rakenne on voinut syntyä, on ollut suuri ratkaisematon ongelma kosmologiassa. Siksi tutkijat joutuvat tarkastelemaan jopa 1 millisekunnin ajanjaksoa selittääkseen galaksien olemassaolon.
Horisonttiongelma
Mikroa altotaustasäteilylle vastakkaisista suunnista taivaalla on ominaista sama lämpötila 0,01 %:n sisällä. Mutta avaruuden alue, josta ne säteilivät, oli 500 tuhatta vuotta kevyempi kulkuaika. Ja siksi he eivät voineet kommunikoida toistensa kanssa ilmeisen lämpötasapainon luomiseksi - he olivat ulkopuolellahorisontti.
Tätä tilannetta kutsutaan myös "isotropiaongelmaksi", koska avaruuden kaikista suunnista liikkuva taustasäteily on lähes isotrooppista. Yksi tapa esittää kysymys on sanoa, että avaruuden osien lämpötila vastakkaisiin suuntiin Maan suhteen on lähes sama. Mutta kuinka ne voivat olla lämpötasapainossa keskenään, jos he eivät pysty kommunikoimaan? Jos tarkastellaan 14 miljardin vuoden paluuaikarajaa, joka on johdettu WMAP:n ehdottamasta Hubble-vakiosta 71 km/s per megaparsek, huomattiin, että nämä maailmankaikkeuden kaukaiset osat ovat 28 miljardin valovuoden päässä toisistaan. Joten miksi niissä on täsmälleen sama lämpötila?
Sinun täytyy olla vain kaksi kertaa maailmankaikkeuden ikäinen ymmärtääkseen horisonttiongelman, mutta kuten Schramm huomauttaa, jos tarkastellaan ongelmaa aikaisemmasta näkökulmasta, siitä tulee vielä vakavampi. Kun fotonit todella säteilivät, ne olisivat olleet 100 kertaa universumin iät tai 100 kertaa kausaalisesti vammautuneita.
Tämä ongelma on yksi niistä suunnista, joka johti Alan Guthin 1980-luvun alussa esittämään inflaatiohypoteesiin. Vastaus horisonttikysymykseen inflaation suhteen on, että alkuräjähdyksen alussa oli uskomattoman nopean inflaation kausi, joka kasvatti maailmankaikkeuden kokoa 1020 tai 1030 . Tämä tarkoittaa, että havaittava tila on tällä hetkellä tämän laajennuksen sisällä. Näkyvä säteily on isotrooppista,koska kaikki tämä tila on "paisutettu" pienestä tilavuudesta ja sillä on lähes identtiset alkuolosuhteet. Se on tapa selittää, miksi universumin osat ovat niin kaukana, että ne eivät koskaan voisi olla yhteydessä toisiinsa, näyttävät sam alta.
Tasaisuuden ongelma
Universumin nykyaikaisen kosmologisen mallin muodostuminen on erittäin laajaa. Havainnot osoittavat, että aineen määrä avaruudessa on varmasti yli kymmenesosa ja varmasti pienempi kuin laajenemisen pysäyttämiseen tarvittava kriittinen määrä. Tässä on hyvä analogia - maasta heitetty pallo hidastaa. Samalla nopeudella kuin pieni asteroidi, se ei koskaan pysähdy.
Tämän teoreettisen heiton alussa järjestelmästä saattaa näyttää siltä, että se heitettiin oikealla nopeudella kulkemaan ikuisesti, hidastuen nollaan äärettömän matkan yli. Mutta ajan myötä se tuli yhä selvemmäksi. Jos joku jäi nopeusikkunasta vähällekin väliin, 20 miljardin vuoden matkan jälkeen näytti silti siltä, että pallo oli heitetty oikealla nopeudella.
Kaikki poikkeamat tasaisuudesta ovat ajan mittaan liioiteltuja, ja tässä universumin vaiheessa pienten epäsäännöllisyyksien olisi pitänyt lisääntyä merkittävästi. Jos nykyisen kosmoksen tiheys näyttää hyvin lähellä kriittistä, sen on täytynyt olla vielä lähempänä litteää aikaisempina aikakausina. Alan Guth luonnehtii Robert Dicken luentoja yhdeksi vaikutteista, jotka ovat saaneet hänet inflaation tielle. Robert huomautti siitäMaailmankaikkeuden nykyisen kosmologisen mallin tasaisuus vaatisi sen olevan litteä 10–14 kertaa sekunnissa alkuräjähdyksen jälkeen. Kaufmann ehdottaa, että heti sen jälkeen tiheyden olisi pitänyt olla yhtä suuri kuin kriittinen eli 50 desimaalin tarkkuudella.
1980-luvun alussa Alan Guth ehdotti, että 10–43 sekunnin Planck-ajan jälkeen tapahtui lyhyt äärimmäisen nopean kasvun jakso. Tämä inflaatiomalli oli tapa käsitellä sekä tasaisuusongelmaa että horisonttiongelmaa. Jos maailmankaikkeus paisui 20-30 suuruusluokkaa, niin äärimmäisen pienen tilavuuden ominaisuudet, joita voidaan pitää tiukasti sidottuina, levisivät nykyään kaikkialla tunnetussa universumissa, mikä vaikutti sekä äärimmäiseen tasaisuuteen että äärimmäisen isotrooppiseen luonteeseen.
Näin nykyaikaisia maailmankaikkeuden kosmologisia malleja voidaan kuvata lyhyesti.
