Kozmološki modeli vesolja: mejniki v sodobnem sistemu, posebnosti

Kozmološki model vesolja je matematični opis, ki poskuša pojasniti razloge za njegov sedanji obstoj. Opisuje tudi razvoj skozi čas.

Sodobni kozmološki modeli vesolja temeljijo na splošne teorije relativnosti. To je trenutno najboljša predstavitev za obsežno razlago.

Prvi znanstveno utemeljen kozmološki model vesolja

Einstein je v svoji splošni teoriji relativnosti, ki je hipoteza gravitacije, zapisal enačbe, ki urejajo vesolje, napolnjeno s snovjo. Toda Albert je menil, da bi morala biti statična. Zato je Einstein v svoje enačbe uvedel izraz, imenovan konstantni kozmološki model vesolja, da bi prišel do rezultata.

Kasneje, s sistemom Edwina Hubbla, se je vrnil k tej ideji in priznal, da se vesolje lahko učinkovito širi. Tako je videti vesolje v kozmološkem modelu A. Einsteinova.

Nove hipoteze

Kmalu zatem so Nizozemec de Sitter, ruski konstruktor kozmoloških modelov Friedmann in Belgijec Lemetre uvedli nestatične elemente. Potrebne so za rešitev Einsteinovih enačb relativnosti.

Če de Sitterjev kozmos ustreza prazni konstanti, potem je po Friedmannovem kozmološkem modelu vesolje odvisno od gostote snovi v njem.

Osnovna hipoteza

Zemlja nima nobenega razloga, da bi bila v središču vesolja ali na katerem koli privilegiranem mestu.

To je prva teorija klasičnega kozmološkega modela vesolja. V skladu s to hipotezo je vesolje videti kot:

1. Homogeni, tj. z enakimi lastnostmi povsod v kozmološkem merilu. Seveda so v manjšem merilu razmere drugačne, če na primer pogledamo sončni sistem ali kje drugje zunaj galaksije.
2. Izotropen, kar pomeni, da ima vedno enake lastnosti v vseh smereh, ne glede na to, kam gledamo. Še posebej, ker vesolje ni sploščeno v eni smeri.

Druga nujna hipoteza je univerzalnost fizikalnih zakonov. Ta pravila so enaka na vseh krajih in ob vsakem času.

Če vsebino vesolja obravnavamo kot popolno tekočino, je to druga hipoteza. Značilne dimenzije njegovih sestavnih delov so nepomembne pred razdaljami, ki jih ločujejo.

Parametri

Veliko ljudi se sprašuje: "Opišite kozmološki model vesolja". Za to v skladu s prejšnjo hipotezo o sistemu Friedmann-Lemetre uporabimo tri parametre, ki v celoti opisujejo evolucijo:

• Hubblova konstanta, ki predstavlja hitrost širjenja.
• Parameter gostote mase, ki meri razmerje med ρ preučevanega vesolja in določeno gostoto, se imenuje kritični ρ_c, povezana s Hubblovo konstanto. Trenutna vrednost tega parametra je označena z Ω₀.
• Kozmološka konstanta, označena z Λ, predstavlja nasprotje gravitacije.

Gostota snovi je ključni parameter za napovedovanje njenega razvoja: če je zelo neprepustna (Ω₀> 1) gravitacija lahko premaga širjenje in vesolje se bo vrnilo v prvotno stanje.

V nasprotnem primeru bo povečanje trajalo v nedogled. Da bi to preverili, opišite kozmološki model vesolja v skladu z.

Intuitivno si lahko razvoj vesolja predstavljamo glede na količino snovi v njem.

Veliko število vodi v zaprto vesolje. Končal se bo v začetnem stanju. Majhno število vodi v odprto vesolje z neskončnim širjenjem. Vrednost Ω₀ = 1 vodi do posebnega primera ravnega vesolja.

Pomen kritične gostote ρ_c je približno 6 x 10^-27 kg/m³, tj. dva atoma vodika na kubični meter.

Ta zelo nizka vrednost pojasnjuje, zakaj sodobni kozmološki model zgradbe vesolja predpostavlja prazen kozmos, kar pa ni slabo.

Zaprto ali odprto vesolje?

Gostota snovi v vesolju določa geometrijo vesolja.

Pri visoki neprepustnosti lahko dobimo zaprt kozmos s pozitivno ukrivljenostjo. Toda pri gostoti, nižji od kritične, je odprto vesolje.

Opozoriti je treba, da je zaprti tip nujno končne velikosti, medtem ko je ravno ali odprto vesolje lahko končno ali neskončno.

V drugem primeru je vsota kotov trikotnika manjša od 180°.

V zaprtem prostoru (npr. na površini Zemlje) je ta vrednost vedno večja od 180°.

Vse dosedanje meritve niso pokazale ukrivljenosti vesolja.

Kozmološki modeli vesolja na kratko

Meritve fosilnega sevanja s pomočjo bumerangove krogle ponovno potrjujejo hipotezo o ravnem prostoru.

Hipoteza o ravnem vesolju se najbolje ujema z eksperimentalnimi podatki.

Meritve WMAP in satelita Planck potrjujejo to hipotezo.

Torej bi bilo vesolje ploščato. To dejstvo pa človeštvu zastavlja dve vprašanji. Če je ploščata, to pomeni, da je gostota snovi enaka kritični vrednosti Ω₀=1. Toda, je največji, vidna snov v vesolju predstavlja le 5 % te neprepustnosti.

Tako kot pri rojstvu galaksij se moramo ponovno obrniti na temno snov.

Starost vesolja

Znanstveniki lahko dokažejo, da je sorazmerna z obratno vrednostjo Hubblove konstante.

Zato je natančna opredelitev te konstante ključni problem za kozmologijo. Nedavne meritve kažejo, da je vesolje staro od 7 do 20 milijard let.

Vendar mora biti vesolje nujno starejše od svojih najstarejših zvezd. Njegova starost je ocenjena na 13 do 16 milijard let.

Pred približno 14 milijardami let se je vesolje začelo širiti v vse smeri iz neskončno majhne goste točke, znane kot singularnost. Ta dogodek je znan kot kot veliki pok eksplozija.

V prvih nekaj sekundah po začetku hitre inflacije, ki je trajala naslednjih več sto tisoč let, so temeljni delci. ki bi kasneje sestavljala materijo, a kot ve človeštvo, še ni obstajala. V tem obdobju je bilo vesolje nepregledno, polno izjemno vroče plazme in močnega sevanja.

Toda s širjenjem se njegova temperatura in gostota postopoma zmanjšujeta. Plazmo in sevanje sta sčasoma nadomestila vodik in helij, najpreprostejša, najlažja in najhitrejša Najpogostejši elementi v vesolju. Gravitacija je potrebovala dodatnih nekaj sto milijonov let, da je te prosto lebdeče atome združila v prvobitni plin, iz katerega so nastale prve zvezde in galaksije.

Ta razlaga o začetku časa izhaja iz standardnega modela kozmologije velikega poka, znanega tudi kot sistem Lambda - hladna temna snov.

Kozmološki modeli vesolja temeljijo na neposrednih opazovanjih. Zmožni so podati napovedi, ki jih je mogoče potrditi s poznejšimi raziskavami, in se opirajo na splošno teorijo relativnosti, saj ta teorija zagotavlja najboljše ujemanje z opazovanim obnašanjem v velikem merilu. Tudi kozmološki modeli temeljijo na dveh temeljnih predpostavkah.

Zemlja ni v središču vesolja in ne zaseda posebnega mesta, zato je vesolje v velikem merilu v vseh smereh in z vseh krajev videti enako. Isti fizikalni zakoni, ki veljajo na Zemlji, veljajo v vesolju ne glede na čas.

Zato lahko to, kar človeštvo opazuje danes, uporabimo za razlago preteklosti, sedanjosti ali za napovedovanje prihodnjih dogodkov v naravi, ne glede na to, kako daleč so.

Neverjetno je, da dlje ko ljudje gledajo v nebo, dlje v preteklost gledajo. To omogoča splošen pregled galaksij, ko so bile veliko mlajše, tako da lahko bolje razumemo, kako so se razvijale v primerjavi s tistimi, ki so bližje in zato veliko starejše. Seveda človeštvo ne more videti istih galaksij na različnih stopnjah njihovega razvoja. Dobre hipoteze pa lahko oblikujemo tako, da galaksije razvrstimo v kategorije glede na to, kaj opazujejo.

Prve zvezde naj bi nastale iz oblakov plina kmalu po nastanku vesolja. Standardni model velikega poka predpostavlja, da je mogoče Poiščite najzgodnejše galaksije, napolnjene z mladimi vročimi telesi, ki tem sistemom dajejo modro barvo. Model predvideva tudi, da so bile prve zvezde številčnejše, vendar manjše od današnjih. In da so sistemi hierarhično rasli do sedanje velikosti, ko so majhne galaksije sčasoma oblikovale velika otoška vesolja.

Zanimivo je, da so številne od teh napovedi potrdili. Ko je na primer leta 1995 vesoljski teleskop Hubble prvič pogledal globoko v začetek časa, je ugotovil, da je mlado vesolje polno šibkih modrih galaksij, ki so bile od trideset- do petdesetkrat manjše od Mlečne ceste.

Standardni model velikega poka predvideva tudi, da se ta združevanja še vedno dogajajo. Zato mora človeštvo najti dokaze o tej dejavnosti tudi v sosednjih galaksijah. Na žalost je bilo do nedavnega malo dokazov o združevanju zvezd v bližini Mlečne ceste. To je bila težava standardnega modela velikega poka, saj kaže, da je razumevanje vesolja morda nepopolno ali napačno.

Šele v drugi polovici dvajsetega stoletja je bilo zbranih dovolj fizičnih dokazov, da je bilo mogoče izdelati razumne modele procesa oblikovanja kozmosa. Sedanji standardni sistem velikega poka je bil razvit na podlagi treh glavnih eksperimentalnih podatkov.

Razširjanje vesolja

Kot večina modelov narave je bil tudi ta model večkrat izpopolnjen in je povzročil precej težav, ki so spodbudile nadaljnje raziskave.

Eden od zanimivih vidikov kozmološkega modeliranja je, da razkriva številna ravnovesja parametrov, ki jih je treba ohraniti dovolj natančno, da lahko vesolje.

Vprašanja

Standardni kozmološki model vesolja je veliki pok. Čeprav so dokazi, ki jo podpirajo, prepričljivi, pa ni brez težav. Trefil v svoji knjigi Trenutek stvarjenja dobro prikazuje ta vprašanja:

1. Problem antimaterije.
2. Kompleksnost nastajanja galaksij.
3. Problem horizonta.
4. Problem ravnosti.

Problem antimaterije

Po začetku dobe delcev. Ni znanega procesa, ki bi lahko spremenil neto število zrn v vesolju. Ko je prostor za milisekunde zastaral, se je ravnovesje med materijo in antimaterijo za vedno vzpostavilo.

Pomemben del standardnega modela snovi v vesolju je zamisel o proizvodnji parov. To dokazuje rojstvo elektronsko-pozitronskih dvojnikov. Običajna vrsta interakcije med rentgenskimi ali gama žarki z visoko življenjsko dobo in tipičnimi atomi pretvori večino energije fotona v elektron in njegov antidelec, pozitron. Masa delcev se ravna po Einsteinovem razmerju E = mc². V nastali brezni je enaka količina elektronov in pozitronov. Če bi bili torej vsi procesi množične proizvodnje parni, bi bila v vesolju popolnoma enaka količina snovi in antimaterije.

Jasno je, da je v naravi prisotna asimetrija v ravnanju s snovjo. Eno od obetavnih področij raziskav je porušitev CP-simetrije pri razpadu delcev zaradi šibkih interakcij. Glavni eksperimentalni dokaz je razpad nevtralnih kaonov. To so tisti, ki kažejo rahlo prekinitev simetrije SR. Z razpadom kaonov v elektrone človeštvo jasno razlikuje med snovjo in antimaterijo, kar je morda eden od ključev za prevlado snovi v vesolju.

Novo odkritje na Velikem hadronskem trkalniku - razlika v hitrosti razpada mezona D in njegovega antidelca je 0,8 %, kar je lahko še en prispevek k rešitvi vprašanja antimaterije.

Problem nastanka galaksije

Naključne nehomogenosti v raztezajočem se vesolju niso dovolj za nastajanje zvezd. Pri hitrem širjenju je gravitacijska sila prepočasna, da bi galaksije lahko nastajale po razumnem vzorcu turbulence, ki jo ustvarja samo širjenje. Vprašanje, kako je lahko nastala obsežna struktura vesolja, je glavni nerešeni problem kozmologije. Zato so znanstveniki prisiljeni razložiti obstoj galaksij s periodo do ene milisekunde.

Problem horizonta

Za sevanje mikrovalovnega ozadja iz nasprotnih smeri na nebu je značilna enaka temperatura v 0,01 %. Toda območje vesolja, iz katerega so se širili 500.000. let je bil svetlejši tranzitni čas. Zato ju ni bilo mogoče medsebojno povezati, da bi vzpostavili navidezno toplotno ravnovesje - bila sta za obzorjem.

Ta situacija se imenuje tudi "problem izotropije", saj je sevanje ozadja, ki se giblje iz vseh smeri v prostoru, skoraj izotropno. Vprašanje lahko izrazimo tako, da rečemo, da je temperatura v delih vesolja, ki so v nasprotnih smereh od Zemlje, skoraj enaka. Toda kako bi lahko bili v medsebojnem toplotnem ravnovesju, če ne bi mogli komunicirati? Če je kdo upošteval časovno omejitev 14 milijard let, ki izhaja iz Hubblove konstante 71 km/s na megaparsek, kot jo predlaga WMAP, je opazil, da so ti oddaljeni deli vesolja med seboj oddaljeni 28 milijard svetlobnih let. Zakaj imata torej popolnoma enako temperaturo?

Za razumevanje problema obzorja je dovolj, da smo dvakrat starejši od vesolja, vendar, kot poudarja Schramm, če na problem pogledamo z zgodnejše perspektive, postane še resnejši. V času, ko so bili fotoni dejansko oddani, bi bili 100-krat starejši od starosti vesolja ali 100-krat vzročno nepovezani.

Ta problem je ena od usmeritev, ki je pripeljala do hipoteze o inflaciji, ki jo je v začetku osemdesetih let prejšnjega stoletja predlagal Alan Guth. Odgovor na vprašanje o horizontu v smislu inflacije je, da je na samem začetku procesa velikega poka potekalo obdobje neverjetno hitre inflacije, ki je povečala velikost vesolja za 10²⁰ ali 10³⁰. To pomeni, da se opazovano vesolje trenutno nahaja znotraj tega širjenja. Vidno sevanje je izotropno, saj je ves ta prostor "napihnjen" iz majhne prostornine in ima skoraj enake začetne pogoje. Tako lahko pojasnimo, zakaj so deli vesolja, ki so tako daleč drug od drugega, da med seboj ne bi mogli komunicirati, videti enako.

Problem ravnosti

Nastanek sodobnega kozmološkega modela vesolja je zelo obsežen. Opazovanja kažejo, da je količina snovi v vesolju nedvomno večja od ene desetine in zagotovo manjša od kritične količine, potrebno za za zaustavitev širjenja. Tu je dobra analogija - žoga, ki jo vržeš s tal, se upočasni. Z enako hitrostjo kot majhen asteroid se ne bi nikoli ustavil.

Na začetku tega teoretičnega metanja iz sistema se morda zdi, da je bil vržen s pravo hitrostjo, da bi se gibal v neskončnost, na neskončni razdalji pa bi se upočasnil do ničle. Toda sčasoma je postajalo vse bolj očitno. Če bi za malenkost zgrešili hitrostno okno, bi se po 20 milijardah let potovanja še vedno zdelo, da je bila žogica vržena s pravo hitrostjo.

Vsako odstopanje od ravnine se s časom poveča in na tej stopnji vesolja so se drobne nepravilnosti morale močno povečati. Če se zdi, da je gostota sedanjega vesolja zelo blizu kritični, je morala biti v prejšnjih obdobjih še bližje ravni. Alan Guth pripisuje predavanju Roberta Dickeja enega od vplivov, ki so ga usmerili na pot inflacije. Robert je poudaril, da bi bilo po sodobnem kozmološkem modelu vesolja zaradi njegove sploščenosti potrebno, da bi bilo vesolje 10-14-krat na sekundo po velikem poku sploščeno do enega dela. Kaufmann meni, da bi morala biti gostota takoj po njem enaka kritični, tj. do 50 decimalnih mest.

Alan Guth je v zgodnjih 80. letih prejšnjega stoletja predlagal, da je po Planckovega časa, kar znaša 10^-43 sekund, je bilo kratko obdobje izredno hitre širitve. Ta inflacijski model je bil način reševanja težave z ravnostjo in obzorjem. Če bi se vesolje razširilo za 20-30 velikostnih redov, bi se lastnosti izjemno majhnega volumna, ki bi ga lahko šteli za tesno povezanega, razširile po vsem danes znanem vesolju, kar bi prispevalo tako k izredno ravnemu kot tudi izotropnemu značaju.

Tako lahko na kratko opišemo sodobne kozmološke modele vesolja.