Kozmološki model svemira je matematički opis koji pokušava objasniti razloge njegovog trenutnog postojanja. Također prikazuje evoluciju tijekom vremena.
Moderni kozmološki modeli svemira temelje se na općoj teoriji relativnosti. To je ono što trenutno pruža najbolji prikaz za opsežno objašnjenje.
Prvi znanstveno utemeljen kozmološki model svemira
Iz svoje teorije opće relativnosti, koja je hipoteza gravitacije, Einstein piše jednadžbe koje upravljaju kozmosom ispunjenim materijom. Ali Albert je mislio da bi trebao biti statičan. Tako je Einstein u svoje jednadžbe uveo pojam nazvan konstantni kozmološki model svemira kako bi dobio rezultat.
Naknadno će se, s obzirom na sustav Edwina Hubblea, vratiti ovoj ideji i prepoznati da se kozmos može učinkovito širiti. TočnoSvemir izgleda kao u kozmološkom modelu A. Einsteina.
Nove hipoteze
Ubrzo nakon njega, Nizozemac de Sitter, ruski razvijač kozmološkog modela svemira Friedman i belgijski Lemaitre predstavljaju nestatične elemente na prosudbu znalaca. Potrebni su za rješavanje Einsteinovih jednadžbi relativnosti.
Ako de Sitterov kozmos odgovara praznoj konstanti, tada prema Friedmannovom kozmološkom modelu, Svemir ovisi o gustoći materije unutar njega.
Glavna hipoteza
Nema razloga da Zemlja stoji u središtu svemira ili na bilo kojoj privilegiranoj lokaciji.
Ovo je prva teorija klasičnog kozmološkog modela svemira. Prema ovoj hipotezi, svemir se smatra kao:
- Homogena, odnosno ima ista svojstva posvuda u kozmološkoj skali. Naravno, na manjem avionu postoje različite situacije ako pogledate, na primjer, Sunčev sustav ili negdje izvan Galaksije.
- Izotropan, to jest, uvijek ima ista svojstva u svakom smjeru, bez obzira gdje osoba gleda. Pogotovo jer prostor nije spljošten u jednom smjeru.
Druga neophodna hipoteza je univerzalnost zakona fizike. Ova pravila su ista svugdje i u svako doba.
Razmatranje sadržaja svemira kao savršenog fluida je još jedna hipoteza. Karakteristične dimenzije njegovih komponenti su beznačajne u usporedbi s udaljenostima koje ih razdvajaju.
Parametri
Mnogi pitaju: "Opišite kozmološki modelSvemir." Da bi se to postiglo, u skladu s prethodnom hipotezom Friedmann-Lemaitreovog sustava, koriste se tri parametra koji u potpunosti karakteriziraju evoluciju:
- Hubble konstanta koja predstavlja brzinu širenja.
- Parametar gustoće mase, koji mjeri omjer između ρ istraživanog svemira i određene gustoće, naziva se kritični ρc, koji je povezan s Hubble konstantom. Trenutna vrijednost ovog parametra označena je Ω0.
- Kozmološka konstanta, označena Λ, je sila suprotna gravitaciji.
Gustoća materije je ključni parametar za predviđanje njezine evolucije: ako je vrlo neprobojna (Ω0> 1), gravitacija će moći poraziti širenje i kozmos će se vratiti u prvobitno stanje.
U suprotnom će se povećanje nastaviti zauvijek. Da biste to provjerili, opišite kozmološki model svemira prema teoriji.
Intuitivno je jasno da osoba može shvatiti evoluciju kozmosa u skladu s količinom materije u sebi.
Veliki broj će dovesti do zatvorenog svemira. Završit će u svom početnom stanju. Mala količina materije dovest će do otvorenog svemira s beskonačnim širenjem. Vrijednost Ω0=1 vodi do posebnog slučaja ravnog prostora.
Značenje kritične gustoće ρc je oko 6 x 10–27 kg/m3, odnosno dva atoma vodika po kubnom metru.
Ova vrlo niska brojka objašnjava zašto modernokozmološki model strukture svemira pretpostavlja prazan prostor, a to i nije tako loše.
Zatvoreni ili otvoreni svemir?
Gustoća materije unutar svemira određuje njegovu geometriju.
Za visoku nepropusnost, možete dobiti zatvoreni prostor s pozitivnom zakrivljenošću. Ali s gustoćom ispod kritične, pojavit će se otvoreni svemir.
Treba napomenuti da zatvoreni tip nužno ima gotovu veličinu, dok ravan ili otvoreni svemir može biti konačan ili beskonačan.
U drugom slučaju, zbroj kutova trokuta manji je od 180°.
U zatvorenom (na primjer, na površini Zemlje) ova brojka je uvijek veća od 180°.
Sva dosadašnja mjerenja nisu uspjela otkriti zakrivljenost prostora.
Kozmološki modeli svemira ukratko
Mjerenja fosilnog zračenja pomoću kugle Boomerang ponovno potvrđuju hipotezu o ravnom prostoru.
Hipoteza o ravnom prostoru najbolje se slaže s eksperimentalnim podacima.
Mjerenja WMAP-a i Planck satelita potvrđuju ovu hipotezu.
Dakle, svemir bi bio ravan. Ali ova činjenica stavlja čovječanstvo pred dva pitanja. Ako je ravna, to znači da je gustoća tvari jednaka kritičnoj Ω0=1. Ali najveća, vidljiva materija u svemiru je samo 5% ove neprobojnosti.
Baš kao i kod rođenja galaksija, potrebno je ponovno okrenuti tamnoj materiji.
Age of the Universe
Znanstvenici mogupokazati da je proporcionalan recipročnoj vrijednosti Hubbleove konstante.
Dakle, točna definicija ove konstante je kritičan problem za kozmologiju. Nedavna mjerenja pokazuju da je kozmos sada star između 7 i 20 milijardi godina.
Ali svemir mora nužno biti stariji od svojih najstarijih zvijezda. Procjenjuje se da su stari između 13 i 16 milijardi godina.
Prije otprilike 14 milijardi godina, svemir se počeo širiti u svim smjerovima iz beskonačno male guste točke poznate kao singularitet. Ovaj događaj poznat je kao Veliki prasak.
U prvih nekoliko sekundi od početka brze inflacije, koja se nastavila sljedećih stotina tisuća godina, pojavile su se temeljne čestice. Koji će kasnije sačinjavati materiju, ali, kao što čovječanstvo zna, ona još nije postojala. Tijekom tog razdoblja, Svemir je bio neproziran, ispunjen izuzetno vrućom plazmom i snažnim zračenjem.
Međutim, kako se širio, njegova temperatura i gustoća postupno su se smanjivale. Plazma i zračenje na kraju su zamijenili vodik i helij, najjednostavnije, najlakše i najzastupljenije elemente u svemiru. Gravitaciji je trebalo nekoliko stotina milijuna dodatnih godina da spoji ove slobodno lebdeće atome u primordijalni plin iz kojeg su nastale prve zvijezde i galaksije.
Ovo objašnjenje početka vremena izvedeno je iz standardnog modela kozmologije Velikog praska, također poznatog kao Lambda sustav - hladna tamna tvar.
Kozmološki modeli svemira temelje se na izravnim opažanjima. Oni su sposobni učinitipredviđanja koja se mogu potvrditi naknadnim studijama i oslanjaju se na opću relativnost jer se ova teorija najbolje uklapa u promatrana ponašanja velikih razmjera. Kozmološki modeli također se temelje na dvije temeljne pretpostavke.
Zemlja se ne nalazi u središtu svemira i ne zauzima posebno mjesto, tako da prostor izgleda isto u svim smjerovima i sa svih mjesta u velikoj mjeri. I isti zakoni fizike koji vrijede na Zemlji vrijede u cijelom kozmosu bez obzira na vrijeme.
Stoga, ono što čovječanstvo promatra danas može se upotrijebiti za objašnjenje prošlosti, sadašnjosti ili za pomoć u predviđanju budućih događaja u prirodi, bez obzira koliko je ovaj fenomen udaljen.
Nevjerojatno, što ljudi dalje gledaju u nebo, to više gledaju u prošlost. To omogućuje opći pregled galaksija kada su bile mnogo mlađe, tako da možemo bolje razumjeti kako su evoluirale u odnosu na one koje su bliže, a time i mnogo starije. Naravno, čovječanstvo ne može vidjeti iste Galaksije u različitim fazama svog razvoja. Ali mogu se pojaviti dobre hipoteze, grupirajući galaksije u kategorije na temelju onoga što promatraju.
Vjeruje se da su prve zvijezde nastale iz oblaka plina ubrzo nakon početka svemira. Standardni model velikog praska sugerira da je moguće pronaći najranije galaksije ispunjene mladim vrućim tijelima koja tim sustavima daju plavu nijansu. Model to također predviđaprve zvijezde bile su brojnije, ali manje od modernih. I da su sustavi hijerarhijski narasli do svoje trenutne veličine kako su male galaksije na kraju formirale velike otočne svemire.
Zanimljivo je da su mnoga od ovih predviđanja potvrđena. Na primjer, 1995. godine, kada je svemirski teleskop Hubble prvi put pogledao duboko u početak vremena, otkrio je da je mladi svemir ispunjen blijedoplavim galaksijama trideset do pedeset puta manjim od Mliječne staze.
Standardni model velikog praska također predviđa da su ova spajanja još uvijek u tijeku. Stoga čovječanstvo mora pronaći dokaze ove aktivnosti i u susjednim galaksijama. Nažalost, donedavno je bilo malo dokaza o energetskim spajanjima među zvijezdama u blizini Mliječne staze. To je bio problem sa standardnim modelom velikog praska jer je sugerirao da bi razumijevanje svemira moglo biti nepotpuno ili pogrešno.
Tek u drugoj polovici 20. stoljeća prikupljeno je dovoljno fizičkih dokaza da se naprave razumni modeli o tome kako je nastao kozmos. Trenutni standardni sustav velikog praska razvijen je na temelju tri glavna eksperimentalna podataka.
Proširenje svemira
Kao i kod većine prirodnih modela, doživio je uzastopna poboljšanja i stvorio značajne izazove koji pokreću daljnja istraživanja.
Jedan od fascinantnih aspekata kozmologijemodeliranje je da otkriva brojne ravnoteže parametara koje se moraju održavati dovoljno točno za svemir.
Pitanja
Standardni kozmološki model svemira je veliki prasak. I dok su dokazi koji je podržavaju golemi, ona nije bez problema. Trefil u knjizi "Trenutak stvaranja" dobro pokazuje ova pitanja:
- Problem antimaterije.
- Složenost formiranja Galaksije.
- Problem s horizontom.
- Pitanje ravnodušnosti.
Problem s antimaterijom
Nakon početka ere čestica. Ne postoji poznati proces koji bi mogao promijeniti sam broj čestica u svemiru. Kad je prostor zastario za milisekunde, ravnoteža između materije i antimaterije bila je zauvijek fiksirana.
Glavni dio standardnog modela materije u svemiru je ideja proizvodnje u paru. Ovo pokazuje rađanje dvojnika elektron-pozitron. Uobičajena vrsta interakcije između dugotrajnih x-zraka ili gama zraka i tipičnih atoma pretvara većinu energije fotona u elektron i njegovu antičesticu, pozitron. Mase čestica slijede Einsteinovu relaciju E=mc2. Proizvedeni ponor ima jednak broj elektrona i pozitrona. Stoga, kada bi svi procesi masovne proizvodnje bili upareni, postojala bi potpuno ista količina materije i antimaterije u Svemiru.
Jasno je da postoji neka asimetrija u načinu na koji se priroda odnosi prema materiji. Jedno od obećavajućih područja istraživanjaje kršenje CP simetrije u raspadu čestica slabom interakcijom. Glavni eksperimentalni dokaz je razgradnja neutralnih kaona. Oni pokazuju neznatno kršenje SR simetrije. S raspadom kaona u elektrone, čovječanstvo ima jasnu razliku između materije i antimaterije, a to može biti jedan od ključeva prevlasti materije u svemiru.
Novo otkriće na Velikom hadronskom sudaraču - razlika u stopi raspada D-mezona i njegove antičestice je 0,8%, što može biti još jedan doprinos rješavanju problema antimaterije.
Problem formiranja galaksije
Slučajne nepravilnosti u svemiru koji se širi nisu dovoljne za formiranje zvijezda. U prisutnosti brzog širenja, gravitacijsko privlačenje je presporo da bi se galaksije mogle formirati s bilo kojim razumnim uzorkom turbulencije stvoren samim širenjem. Pitanje kako je mogla nastati velika struktura svemira bio je glavni neriješeni problem u kozmologiji. Stoga su znanstvenici prisiljeni gledati na razdoblje do 1 milisekunde kako bi objasnili postojanje galaksija.
Problem s horizontom
Mikrovalno pozadinsko zračenje iz suprotnih smjerova na nebu karakterizira ista temperatura unutar 0,01%. Ali područje svemira iz kojeg su zračili bilo je 500 tisuća godina lakše tranzitno vrijeme. I tako nisu mogli međusobno komunicirati kako bi uspostavili prividnu toplinsku ravnotežu - bili su vanihorizont.
Ova situacija se također naziva "problem izotropije" jer je pozadinsko zračenje koje se kreće iz svih smjerova u svemiru gotovo izotropno. Jedan od načina da se postavi pitanje je da se kaže da je temperatura dijelova svemira u suprotnim smjerovima od Zemlje gotovo ista. Ali kako mogu biti u toplinskoj ravnoteži jedni s drugima ako ne mogu komunicirati? Ako se uzme u obzir vremensko ograničenje povratka od 14 milijardi godina, izvedeno iz Hubbleove konstante od 71 km/s po megaparseku, kao što je predložio WMAP, primijetili bismo da su ti udaljeni dijelovi svemira udaljeni 28 milijardi svjetlosnih godina. Pa zašto imaju potpuno istu temperaturu?
Morate biti samo dvostruko stariji od svemira da biste razumjeli problem horizonta, ali kako Schramm ističe, ako na problem pogledate iz ranije perspektive, on postaje još ozbiljniji. U vrijeme kada su fotoni stvarno emitirani, bili bi 100 puta stariji od svemira, ili 100 puta uzročno onemogućeni.
Ovaj je problem jedan od smjerova koji su doveli do hipoteze o inflaciji koju je iznio Alan Guth ranih 1980-ih. Odgovor na pitanje horizonta u smislu inflacije je da je na samom početku procesa Velikog praska postojalo razdoblje nevjerojatno brze inflacije koje je povećalo veličinu svemira za 1020 ili 1030 . To znači da je vidljivi prostor trenutno unutar ovog proširenja. Zračenje koje se može vidjeti je izotropno,jer je sav taj prostor "napuhan" iz sićušnog volumena i ima gotovo identične početne uvjete. To je način objašnjavanja zašto su dijelovi svemira toliko udaljeni da nikada ne bi mogli međusobno komunicirati izgledaju isto.
Problem ravnosti
Formiranje modernog kozmološkog modela svemira vrlo je opsežno. Promatranja pokazuju da je količina materije u svemiru zasigurno veća od jedne desetine i sigurno manja od kritične količine potrebne za zaustavljanje širenja. Ovdje postoji dobra analogija – lopta bačena sa zemlje usporava. S istom brzinom kao mali asteroid, nikada se neće zaustaviti.
Na početku ovog teoretskog bacanja iz sustava, moglo bi se činiti da je bačen pravom brzinom da bi zauvijek otišao, usporavajući na nulu na beskonačnoj udaljenosti. Ali s vremenom je to postajalo sve očitije. Ako je netko promašio okvir brzina makar i za malu količinu, nakon 20 milijardi godina putovanja, i dalje se činilo da je lopta bačena pravom brzinom.
Svaka odstupanja od ravnosti s vremenom su pretjerana, a u ovoj fazi svemira, malene nepravilnosti trebale su se značajno povećati. Ako se gustoća trenutnog kozmosa čini vrlo blizu kritičnoj, onda je u ranijim razdobljima morala biti još bliža ravnoj. Alan Guth pripisuje predavanje Roberta Dickea kao jedan od utjecaja koji ga je stavio na put inflacije. Robert je to istaknuoravnost trenutnog kozmološkog modela svemira zahtijevala bi da bude ravan na jednom dijelu 10-14 puta u sekundi nakon velikog praska. Kaufmann sugerira da je odmah nakon njega gustoća trebala biti jednaka kritičnoj, odnosno do 50 decimalnih mjesta.
Početkom 1980-ih, Alan Guth je sugerirao da je nakon Planckovog vremena od 10–43 sekundi došlo do kratkog razdoblja iznimno brzog širenja. Ovaj model inflacije bio je način rješavanja i problema ravnosti i problema horizonta. Ako je svemir nabujao za 20 do 30 redova veličine, tada su se svojstva iznimno malog volumena, koja bi se mogla smatrati čvrsto povezanim, proširila diljem danas poznatog svemira, pridonoseći i ekstremnoj ravnosti i izrazito izotropnoj prirodi.
Ovako se mogu ukratko opisati moderni kozmološki modeli svemira.
