Modelul cosmologic al Universului este o descriere matematică care încearcă să explice motivele existenței sale actuale. De asemenea, descrie evoluția în timp.
Modelele cosmologice moderne ale Universului se bazează pe teoria generală a relativității. Acesta este ceea ce oferă în prezent cea mai bună reprezentare pentru o explicație la scară largă.
Primul model cosmologic al Universului bazat pe știință
Din teoria sa a relativității generale, care este o ipoteză a gravitației, Einstein scrie ecuații care guvernează un cosmos plin de materie. Dar Albert a crezut că ar trebui să fie static. Deci, Einstein a introdus în ecuațiile sale un termen numit model cosmologic constant al universului pentru a obține rezultatul.
Ulterior, având în vedere sistemul lui Edwin Hubble, el va reveni la această idee și va recunoaște că cosmosul se poate extinde efectiv. ExactUniversul arată ca în modelul cosmologic al lui A. Einstein.
Ipoteze noi
La scurt timp după el, olandezul de Sitter, dezvoltatorul rus al modelului cosmologic al Universului Friedman și belgianul Lemaitre prezintă elemente nonstatice la judecata cunoscătorilor. Sunt necesare pentru a rezolva ecuațiile relativității lui Einstein.
Dacă cosmosul de Sitter corespunde unei constante goale, atunci, conform modelului cosmologic Friedmann, Universul depinde de densitatea materiei din interiorul său.
Ipoteza principală
Nu există niciun motiv ca Pământul să stea în centrul spațiului sau într-o locație privilegiată.
Aceasta este prima teorie a modelului cosmologic clasic al universului. Conform acestei ipoteze, universul este considerat ca:
- Omogen, adică are aceleași proprietăți peste tot la scară cosmologică. Desigur, într-un avion mai mic, există diferite situații dacă te uiți, de exemplu, la Sistemul Solar sau undeva în afara Galaxiei.
- Izotrop, adică are întotdeauna aceleași proprietăți în orice direcție, indiferent unde se uită o persoană. Mai ales că spațiul nu este aplatizat într-o singură direcție.
A doua ipoteză necesară este universalitatea legilor fizicii. Aceste reguli sunt aceleași peste tot și în orice moment.
Considerarea conținutului universului ca un fluid perfect este o altă ipoteză. Dimensiunile caracteristice ale componentelor sale sunt nesemnificative în comparație cu distanțele care le separă.
Parametri
Mulți întreabă: „Descrieți modelul cosmologicUnivers. Pentru a face acest lucru, în conformitate cu ipoteza anterioară a sistemului Friedmann-Lemaitre, sunt utilizați trei parametri care caracterizează pe deplin evoluția:
- Constante Hubble care reprezintă rata de expansiune.
- Parametrul densității de masă, care măsoară raportul dintre ρ al Universului investigat și o anumită densitate, se numește ρc critic, care este legat de constanta Hubble. Valoarea curentă a acestui parametru este marcată Ω0.
- Constanta cosmologică, marcată Λ, este forța opusă gravitației.
Densitatea materiei este un parametru cheie pentru prezicerea evoluției acesteia: dacă este foarte impenetrabilă (Ω0> 1), gravitația va putea învinge expansiunea și cosmosul va reveni la starea inițială.
În caz contrar, creșterea va continua pentru totdeauna. Pentru a verifica acest lucru, descrieți modelul cosmologic al Universului conform teoriei.
Este intuitiv clar că o persoană poate realiza evoluția cosmosului în conformitate cu cantitatea de materie din interior.
Un număr mare va duce la un univers închis. Se va termina în starea inițială. O cantitate mică de materie va duce la un univers deschis cu expansiune infinită. Valoarea Ω0=1 duce la un caz special de spațiu plat.
Semnificația densității critice ρc este de aproximativ 6 x 10–27 kg/m3, adică doi atomi de hidrogen pe metru cub.
Această cifră foarte mică explică de ce modernmodelul cosmologic al structurii universului presupune spațiu gol, iar acest lucru nu este atât de rău.
Univers închis sau deschis?
Densitatea materiei din interiorul universului determină geometria acestuia.
Pentru impermeabilitate ridicată, puteți obține un spațiu închis cu curbură pozitivă. Dar cu o densitate sub cea critică, va apărea un univers deschis.
De remarcat faptul că tipul închis are în mod necesar o dimensiune finită, în timp ce un univers plat sau deschis poate fi finit sau infinit.
În al doilea caz, suma unghiurilor triunghiului este mai mică de 180°.
Într-un loc închis (de exemplu, pe suprafața Pământului), această cifră este întotdeauna mai mare de 180°.
Toate măsurătorile de până acum nu au reușit să dezvăluie curbura spațiului.
Modele cosmologice ale Universului pe scurt
Măsurătorile radiațiilor fosile utilizând mingea bumerang confirmă din nou ipoteza spațiului plat.
Ipoteza spațiului plat este cel mai în acord cu datele experimentale.
Măsurătorile făcute de WMAP și satelitul Planck confirmă această ipoteză.
Deci universul ar fi plat. Dar acest fapt pune omenirea în fața a două întrebări. Dacă este plată, înseamnă că densitatea substanței este egală cu cea critică Ω0=1. Dar, cea mai mare materie vizibilă din univers reprezintă doar 5% din această impenetrabilitate.
La fel ca în cazul nașterii galaxiilor, este necesar să ne întoarcem din nou la materia întunecată.
Vârsta Universului
Oamenii de știință potarătați că este proporțională cu inversul constantei Hubble.
Astfel, definiția exactă a acestei constante este o problemă critică pentru cosmologie. Măsurătorile recente arată că cosmosul are acum între 7 și 20 de miliarde de ani.
Dar universul trebuie să fie neapărat mai vechi decât stelele sale cele mai vechi. Și se estimează că au între 13 și 16 miliarde de ani.
Cu aproximativ 14 miliarde de ani în urmă, universul a început să se extindă în toate direcțiile dintr-un punct dens infinit de mic cunoscut sub numele de singularitate. Acest eveniment este cunoscut sub numele de Big Bang.
În primele câteva secunde de la debutul inflației rapide, care a continuat în următoarele sute de mii de ani, au apărut particule fundamentale. Care mai târziu avea să alcătuiască materia, dar, după cum știe omenirea, nu exista încă. În această perioadă, Universul a fost opac, plin cu plasmă extrem de fierbinte și radiații puternice.
Cu toate acestea, pe măsură ce s-a extins, temperatura și densitatea sa au scăzut treptat. Plasma și radiațiile au înlocuit în cele din urmă hidrogenul și heliul, cele mai simple, mai ușoare și mai abundente elemente din univers. Gravitația a avut nevoie de câteva sute de milioane de ani în plus pentru a combina acești atomi care plutesc liber în gazul primordial din care au apărut primele stele și galaxii.
Această explicație a începutului timpului a fost derivată din modelul standard al cosmologiei Big Bang, cunoscut și sub numele de sistem Lambda - materie întunecată rece.
Modelele cosmologice ale Universului se bazează pe observații directe. Sunt capabili să facăpredicții care pot fi confirmate de studii ulterioare și se bazează pe relativitatea generală, deoarece această teorie se potrivește cel mai bine cu comportamentele observate la scară largă. Modelele cosmologice se bazează, de asemenea, pe două ipoteze fundamentale.
Pământul nu este situat în centrul universului și nu ocupă un loc special, așa că spațiul arată la fel în toate direcțiile și din toate locurile la scară largă. Și aceleași legi ale fizicii care se aplică pe Pământ se aplică în întregul cosmos, indiferent de timp.
De aceea, ceea ce umanitatea observă astăzi poate fi folosit pentru a explica trecutul, prezentul sau pentru a ajuta la prezicerea evenimentelor viitoare din natură, indiferent cât de îndepărtat este acest fenomen.
Incredibil, cu cât oamenii privesc mai departe în cer, cu atât privesc mai departe în trecut. Acest lucru permite o privire de ansamblu asupra galaxiilor când erau mult mai tinere, astfel încât să putem înțelege mai bine cum au evoluat în raport cu cele care sunt mai apropiate și, prin urmare, mult mai vechi. Desigur, umanitatea nu poate vedea aceleași galaxii în diferite etape ale dezvoltării sale. Dar pot apărea ipoteze bune, grupând galaxiile în categorii în funcție de ceea ce observă.
Se crede că primele stele s-au format din nori de gaz la scurt timp după începutul universului. Modelul Big Bang standard sugerează că este posibil să găsim cele mai vechi galaxii pline cu corpuri tinere fierbinți care conferă acestor sisteme o nuanță albastră. Modelul prezice și astaprimele stele erau mai numeroase, dar mai mici decât cele moderne. Și că sistemele au crescut ierarhic la dimensiunea lor actuală, pe măsură ce galaxiile mici au format în cele din urmă universuri insulare mari.
Interesant, multe dintre aceste predicții au fost confirmate. De exemplu, în 1995, când telescopul spațial Hubble a privit pentru prima dată adânc în începutul timpului, a descoperit că universul tânăr era plin de galaxii albastre slabe de treizeci până la cincizeci de ori mai mici decât Calea Lactee.
Modelul standard Big Bang prezice, de asemenea, că aceste fuziuni sunt încă în desfășurare. Prin urmare, omenirea trebuie să găsească dovezi ale acestei activități și în galaxiile învecinate. Din păcate, până de curând, au existat puține dovezi ale fuziunilor energetice între stelele din apropierea Căii Lactee. Aceasta a fost o problemă cu modelul big bang standard, deoarece sugera că înțelegerea universului ar putea fi incompletă sau greșită.
Numai în a doua jumătate a secolului al XX-lea s-au acumulat suficiente dovezi fizice pentru a face modele rezonabile ale modului în care s-a format cosmosul. Actualul sistem big bang standard a fost dezvoltat pe baza a trei date experimentale principale.
Extinderea Universului
Ca și în cazul majorității modelelor naturii, a suferit îmbunătățiri succesive și a creat provocări semnificative care alimentează cercetările ulterioare.
Unul dintre aspectele fascinante ale cosmologiculuimodelarea este că dezvăluie o serie de echilibre de parametri care trebuie menținute suficient de precis pentru univers.
Întrebări
Modelul cosmologic standard al universului este un big bang. Și deși dovezile care o susțin sunt copleșitoare, ea nu este lipsită de probleme. Trefil în cartea „Momentul creației” arată bine aceste întrebări:
- Problema antimateriei.
- Complexitatea formării galaxiei.
- Problemă la orizont.
- O chestiune de planeitate.
Problema antimateriei
După începutul erei particulelor. Nu există niciun proces cunoscut care ar putea schimba numărul mare de particule din univers. Când spațiul era depășit cu milisecunde, echilibrul dintre materie și antimaterie a fost fixat pentru totdeauna.
Partea principală a modelului standard al materiei din univers este ideea producției de perechi. Acest lucru demonstrează nașterea dublurilor electron-pozitron. Tipul obișnuit de interacțiune între razele X sau razele gamma de mare viață și atomii tipici transformă cea mai mare parte a energiei fotonului într-un electron și antiparticula acestuia, pozitronul. Masele particulelor urmează relația lui Einstein E=mc2. Abisul produs are un număr egal de electroni și pozitroni. Prin urmare, dacă toate procesele de producție în masă ar fi asociate, ar exista exact aceeași cantitate de materie și antimaterie în Univers.
Este clar că există o anumită asimetrie în modul în care natura se raportează la materie. Unul dintre domeniile promițătoare de cercetareeste încălcarea simetriei CP în dezintegrarea particulelor prin interacțiunea slabă. Principala dovadă experimentală este descompunerea kaonilor neutri. Ele arată o ușoară încălcare a simetriei SR. Odată cu descompunerea kaonilor în electroni, omenirea are o distincție clară între materie și antimaterie, iar aceasta poate fi una dintre cheile predominării materiei în univers.
Noua descoperire la Large Hadron Collider - diferența dintre rata de dezintegrare a mezonului D și a antiparticulei sale este de 0,8%, ceea ce poate fi o altă contribuție la rezolvarea problemei antimateriei.
Problema formării galaxiei
Neregulile aleatorii din universul în expansiune nu sunt suficiente pentru a forma stele. În prezența expansiunii rapide, atracția gravitațională este prea lentă pentru ca galaxiile să se formeze cu orice model rezonabil de turbulență creat de expansiunea în sine. Întrebarea cum ar fi putut apărea structura pe scară largă a universului a fost o problemă majoră nerezolvată în cosmologie. Prin urmare, oamenii de știință sunt forțați să analizeze o perioadă de până la 1 milisecundă pentru a explica existența galaxiilor.
Problemă cu orizont
Radiația de fundal cu microunde din direcții opuse pe cer este caracterizată de aceeași temperatură în limita a 0,01%. Dar aria spațiului din care au fost radiate a fost cu 500 de mii de ani mai ușor de tranzit. Și astfel nu puteau comunica între ei pentru a stabili un echilibru termic aparent - erau afarăorizont.
Această situație este numită și „problema izotropiei”, deoarece radiația de fond care se mișcă din toate direcțiile în spațiu este aproape izotropă. O modalitate de a pune întrebarea este să spunem că temperatura părților spațiului în direcții opuse față de Pământ este aproape aceeași. Dar cum pot fi în echilibru termic unul cu celăl alt dacă nu pot comunica? Dacă ne gândim la limita de timp de întoarcere de 14 miliarde de ani, derivată din constanta Hubble de 71 km/s per megaparsec, așa cum este propusă de WMAP, s-a observat că aceste părți îndepărtate ale universului se află la o distanță de 28 de miliarde de ani lumină. Deci, de ce au exact aceeași temperatură?
Trebuie să ai doar de două ori vârsta universului pentru a înțelege problema orizontului, dar așa cum subliniază Schramm, dacă te uiți la problema dintr-o perspectivă anterioară, aceasta devine și mai gravă. La momentul în care fotonii au fost emiși efectiv, aceștia ar fi fost de 100 de ori mai mari decât universul sau de 100 de ori dezactivați cauzal.
Această problemă este una dintre direcțiile care au condus la ipoteza inflaționistă propusă de Alan Guth la începutul anilor 1980. Răspunsul la întrebarea orizontului în ceea ce privește inflația este că la începutul procesului Big Bang a existat o perioadă de inflație incredibil de rapidă care a crescut dimensiunea universului cu 1020 sau 1030 . Aceasta înseamnă că spațiul observabil se află în prezent în interiorul acestei extensii. Radiația care poate fi văzută este izotropă,pentru că tot acest spațiu este „umflat” dintr-un volum mic și are condiții inițiale aproape identice. Este o modalitate de a explica de ce părți ale universului sunt atât de îndepărtate încât nu ar putea niciodată să comunice între ele să arate la fel.
Problema planeității
Formarea modelului cosmologic modern al Universului este foarte extinsă. Observațiile arată că cantitatea de materie din spațiu este cu siguranță mai mare de o zecime și cu siguranță mai mică decât cantitatea critică necesară pentru a opri expansiunea. Există o analogie bună aici - o minge aruncată de la pământ încetinește. Cu aceeași viteză ca un asteroid mic, nu se va opri niciodată.
La începutul acestei aruncări teoretice din sistem, ar putea părea că a fost aruncat cu viteza potrivită pentru a merge pentru totdeauna, încetinind până la zero pe o distanță infinită. Dar cu timpul a devenit din ce în ce mai evident. Dacă cineva a ratat fereastra vitezei chiar și cu o sumă mică, după 20 de miliarde de ani de călătorie, tot părea că mingea a fost aruncată cu viteza potrivită.
Orice abateri de la planeitate sunt exagerate în timp, iar în acest stadiu al universului, micile nereguli ar fi trebuit să crească semnificativ. Dacă densitatea cosmosului actual pare foarte aproape de critică, atunci trebuie să fi fost și mai aproape de plată în epocile anterioare. Alan Guth consideră prelegerea lui Robert Dicke drept una dintre influențele care l-au pus pe calea inflației. Robert a subliniat căplaneitatea modelului cosmologic actual al universului ar necesita ca acesta să fie plat la o parte din 10-14 ori pe secundă după Big Bang. Kaufmann sugerează că imediat după aceasta, densitatea ar fi trebuit să fie egală cu cea critică, adică până la 50 de zecimale.
La începutul anilor 1980, Alan Guth a sugerat că, după timpul Planck de 10–43 secunde, a existat o scurtă perioadă de expansiune extrem de rapidă. Acest model inflaționist a fost o modalitate de a trata atât problema planeității, cât și problema orizontului. Dacă universul s-a umflat cu 20 până la 30 de ordine de mărime, atunci proprietățile unui volum extrem de mic, care ar putea fi considerat strâns legat, s-au propagat în întregul univers cunoscut astăzi, contribuind atât la planeitatea extremă, cât și la o natură extrem de izotropă.
Așa pot fi descrise pe scurt modelele cosmologice moderne ale Universului.
