Kosmologické modely vesmíru: fáze formování moderního systému, funkce

Kosmologický model vesmíru je matematický popis, který se pokouší vysvětlit důvody jeho současné existence. A také nastiňuje vývoj v čase.

Moderní kosmologické modely vesmíru jsou založeny na obecné teorie relativita. To nyní poskytuje nejlepší pohled na rozsáhlé vysvětlení.

První kosmologický model vesmíru založený na důkazech

Ze své teorie obecné relativity, která je hypotézou gravitace, Einstein píše rovnice, které řídí vesmír naplněný hmotou. Ale Albert si myslel, že musí být statický. Einstein tedy do svých rovnic vytvořil termín zvaný konstantní kosmologický model vesmíru, aby získal výsledek.

Následně, s ohledem na systém Edwina Hubblea, se k této myšlence vrátí a uznává, že vesmír se může efektivně rozšířit. Takto vypadá Vesmír v kosmologickém modelu a. Einstein.

Nové hypotézy

Nedlouho poté Holanďan de Sitter, ruský vývojář kosmologického modelu vesmíru Friedman a belgický Lemaître předkládají znalcům nestatické prvky k soudu. Jsou nezbytné pro řešení Einsteinových rovnic relativity.

Pokud de Sitterův vesmír odpovídá prázdné konstantě, pak podle Friedmanova kosmologického modelu závisí vesmír na hustotě hmoty v něm.

Hlavní hypotéza

Země nemá důvod stát ve středu vesmíru ani na žádném privilegovaném místě.

Toto je první teorie klasického kosmologického modelu vesmíru. Podle této hypotézy je vesmír považován za:

1. Homogenní, to znamená, že má stejné vlastnosti všude v kosmologickém měřítku. Samozřejmě, v menším plánu existují různé situace, když se podíváte například na sluneční soustavu nebo kdekoli mimo galaxii.
2. Izotropní, to znamená, že má vždy stejné vlastnosti v každém směru, kde se člověk nedívá. Zejména proto, že vesmír není zploštělý v jednom směru.

Druhou nezbytnou hypotézou je univerzálnost fyzikálních zákonů. Tato pravidla jsou stejná kdekoli a v každém čase.

Další hypotéza je považovat obsah vesmíru za dokonalou tekutinu. Charakteristické rozměry jeho složek jsou zanedbatelné před vzdálenostmi, které je oddělují.

Parametry

Mnozí žádají: "popište kosmologický model vesmíru". Aby to bylo v souladu s předchozí hypotézou systému Friedman-Lemaître, používají tři parametry, které plně charakterizují vývoj:

• Hubbleova konstanta, která představuje rychlost expanze.
• Parametr hustoty hmoty, který měří vztah mezi ρ studovaného vesmíru a určitou hustotou, se nazývá kritický ρ_c, související s hubbleovou konstantou. Aktuální hodnota tohoto parametru je označena Ω₀.
• Kosmologická konstanta označená Λ představuje sílu opačnou než gravitace.

Hustota hmoty je klíčovým parametrem pro předvídání jejího vývoje: pokud je velmi nepropustná (Ω₀> 1), gravitace bude schopna porazit expanzi a vesmír se vrátí do původního stavu.

Jinak bude nárůst pokračovat navždy. Chcete-li to otestovat, popište kosmologický model vesmíru podle teorie.

Intuitivně si člověk může uvědomit vývoj vesmíru podle množství hmoty uvnitř.

Velké číslo povede k uzavřenému vesmíru. To skončí ve svém počátečním stavu. Malé množství hmoty povede k otevřenému vesmíru s nekonečnou expanzí. Hodnota Ω₀ = 1 vede k soukromému případu plochého vesmíru.

Význam kritické hustoty ρ_c je asi 6 x 10^–27 kg / m³, to znamená dva atomy vodíku na metr krychlový.

Toto velmi nízké číslo vysvětluje, proč moderní kosmologický model struktury vesmíru naznačuje prázdný prostor a není to tak špatné.

Uzavřený nebo otevřený vesmír?

Hustota hmoty uvnitř vesmíru určuje její geometrii.

Pro vysokou nepropustnost je možné získat uzavřený prostor s pozitivním zakřivením. Ale s hustotou pod kritickou vyjde otevřený vesmír.

Je třeba poznamenat, že uzavřený typ má nutně úplnou velikost, zatímco plochý nebo otevřený vesmír může být konečný nebo nekonečný.

Ve druhém případě je součet úhlů trojúhelníku menší než 180°.

Na povrchu Země) je toto číslo vždy větší než 180°.

Všechna měření dosud neodhalila zakřivení vesmíru.

Kosmologické modely vesmíru stručně

Měření fosilního záření pomocí bumerangové koule znovu podporují hypotézu plochého vesmíru.

Hypotéza plochého prostoru nejlépe odpovídá experimentálním údajům.

Měření provedená WMAP a planckovým satelitem tuto hypotézu podporují.

Vesmír by tedy byl plochý. Ale tato skutečnost staví lidstvo před dvě otázky. Pokud je rovinná, znamená to, že hustota hmoty se rovná kritické Ω₀=1. Ale, největší, viditelná hmota ve vesmíru představuje pouze 5 % této nepropustnosti.

Stejně jako při narození galaxií je nutné znovu odkazovat na temnou hmotu.

Věk Vesmíru

Vědci mohou ukázat, že je úměrná inverzní hodnotě Hubbleovy konstanty.

Přesná definice této konstanty je tedy pro kosmologii kritickým problémem. Nedávná měření ukazují, že vesmír je nyní starý 7 až 20 miliard let.

Ale vesmír musí být starší než jeho nejstarší hvězdy. A ty se odhadují na 13 až 16 ga.

Asi před 14 miliardami let se vesmír začal rozšiřovat ve všech směrech od nekonečně malého hustého bodu známého jako rys. Tato událost je známa jak velký výbuch.

Během prvních několika sekund od začátku rychlé inflace, která trvala další stovky tisíc let, se objevily základní částice. Kteří by později tvořili hmotu, ale jak lidstvo ví, ještě neexistovala. Během tohoto období byl vesmír neprůhledný, naplněný extrémně horkou plazmou a silným zářením.

Jak se však rozšiřovala, její teplota a hustota postupně klesaly. Plazma a záření nakonec nahradily vodík a hélium, nejjednodušší, nejlehčí a nejběžnější prvky ve vesmíru. Gravitaci trvalo několik set milionů dalších let, než se tyto volné atomy spojily do primárního plynu, ze kterého se objevily první hvězdy a galaxie.

Toto vysvětlení o časném nástupu bylo odvozeno ze standardního modelu kosmologie velkého třesku, známého také jako systém Lambda-studená temná hmota.

Kosmologické modely vesmíru jsou založeny na přímých pozorováních. Jsou schopni předpovědět, které mohou být potvrzeny následnými studiemi, a spoléhají na obecnou relativitu, protože tato teorie poskytuje nejlepší shodu s pozorovaným rozsáhlým chováním. Kosmologické modely jsou také založeny na dvou základních předpokladech.

Země není umístěna ve středu vesmíru a nezabírá mnoho místa, takže vesmír vypadá stejně ve všech směrech a ze všech míst ve velkém měřítku. A stejné fyzikální zákony působící na zemi platí v celém vesmíru bez ohledu na čas.

To, co lidstvo dnes pozoruje, lze proto použít k vysvětlení minulosti, současnosti nebo k pomoci při předpovídání budoucích událostí v přírodě, ať už je tento jev daleko.

Je neuvěřitelné, čím dál se lidé dívají do nebe, tím dál se dívají do minulosti. To umožňuje obecný přehled galaxií, když byly mnohem mladší, aby bylo možné lépe pochopit, jak se vyvinuly ve vztahu k těm, které jsou blíže, a proto mnohem starší. Lidstvo samozřejmě nevidí stejné galaxie v různých fázích svého vývoje. Dobré hypotézy však mohou vzniknout seskupením galaxií do kategorií na základě toho, co pozorují.

Předpokládá se, že první hvězdy se vytvořily z plynových mraků krátce po začátku vesmíru. Standardní model velkého třesku předpokládá, co můžete najděte nejčasnější galaxie plné mladých horkých těl, která těmto systémům dodají modrý nádech. Model také předpovídá, že první hvězdy byly početnější, ale menší než současné hvězdy. A že systémy se hierarchicky rozrostly na svou současnou velikost, protože malé galaxie v průběhu času vytvářely velké ostrovní vesmíry.

Je zajímavé, že mnoho z těchto předpovědí bylo potvrzeno. Například v roce 1995, kdy se Hubbleův kosmický dalekohled poprvé podíval hluboko na začátek času, zjistil, že mladý vesmír byl naplněn slabými modrými galaxiemi, které byly třicet až padesátkrát menší než Mléčná dráha.

Standardní model velkého třesku také předpovídá, že tyto fúze stále probíhají. Lidstvo proto musí najít důkazy o této činnosti také v sousedních galaxiích. Bohužel až donedávna existoval malý důkaz energie fúzí mezi hvězdami poblíž Mléčné dráhy. To byl problém se standardním modelem velkého třesku, protože to naznačovalo, že porozumění vesmíru může být neúplné nebo chybné.

Teprve ve druhé polovině 20. století bylo nashromážděno dostatek fyzických důkazů, aby se vytvořily rozumné modely procesu formování vesmír. Současný standardní systém velkého třesku byl vyvinut ze tří hlavních experimentálních dat.

Expanze Vesmíru

Stejně jako u většiny přírodních modelů prošla postupnými vylepšeními a vytvořila značné potíže, které podporují další výzkum.

Jedním fascinujícím aspektem kosmologického modelování je, že odhaluje řadu rovnováh parametrů, které musí být udržovány dostatečně přesně pro vesmír.

Otázky

Standardní kosmologický model vesmíru je velký třesk. A zatímco důkazy, které ji podporují, jsou obrovské, není bez problémů. Trefil v The Moment of Creation ukazuje tyto otázky dobře:

1. Problém antihmoty.
2. Obtížnost formování galaxie.
3. Problém horizontu.
4. Otázka rovinnosti.

Problém antihmoty

Po začátku éry částic. Neexistuje žádný známý proces, který by mohl změnit čistý počet zrn vesmíru. Než byl vesmír zastaralý na milisekundy, rovnováha mezi hmotou a antihmotou byla navždy napravena.

Hlavní součástí standardního modelu hmoty ve vesmíru je myšlenka výroby párů. To demonstruje zrození elektron-pozitronových záběrů. Obvyklý typ interakce mezi rentgenovými paprsky s vysokým životem nebo gama zářením a typickými atomy převádí většinu energie fotonu na Elektron a jeho antičástici, pozitron. Hmotnosti zrn sledují Einsteinův vztah e = mc². Produkovaná propast má stejný počet elektronů a pozitronů. Pokud by tedy všechny procesy hromadné výroby byly spárovány, bylo by ve vesmíru přesně stejné množství hmoty a antihmoty.

Je jasné, jak příroda odkazuje na hmotu, existuje určitá asymetrie. Jedním z slibných směrů výzkumu je porušení CP symetrie při rozpadu částic slabou interakcí. Hlavním experimentálním důkazem je rozklad neutrálních kaonů. Jsou to oni, kdo vykazují mírné porušení symetrie SR. Při rozpadu kaonů na elektrony má lidstvo jasný rozdíl mezi hmotou a antihmotou a může to být jeden z klíčů k převaze hmoty ve vesmíru.

Nový objev na velkém hadronovém urychlovači je rozdíl v rychlosti rozpadu d-mesonu a jeho antičástice-0,8 %, což by mohlo být dalším příspěvkem k řešení otázky antihmoty.

Problém formování galaxie

Náhodné heterogenity v rozšiřujícím se vesmíru nestačí k vytvoření hvězd. S rychlou expanzí je gravitační tah příliš pomalý, aby se galaxie mohly tvořit s jakýmkoli rozumným modelem turbulence vytvořeným samotnou expanzí. Otázka, jak mohla vzniknout rozsáhlá struktura vesmíru, byla hlavním nevyřešeným problémem v kosmologii. Vědci jsou proto nuceni podívat se na období až 1 milisekundu, aby vysvětlili existenci galaxií.

Problém horizontu

Mikrovlnné záření pozadí z opačných směrů na obloze se vyznačuje stejnou teplotou do 0,01 %. Ale oblasti prostoru, ze kterého byly vyzařovány, jsou 500 tisíc. let byl lehčí tranzitní čas. A tak nemohli být navzájem komunikováni, aby vytvořili viditelnou tepelnou rovnováhu — byli mimo horizont.

Tato situace se také nazývá "problém izotropie", protože záření pozadí pohybující se ze všech stran ve vesmíru je téměř izotropní. Jedním ze způsobů vyjádření otázky je říci, že teplota částí prostoru v opačných směrech než Země je téměř stejná. Ale jak mohou být navzájem v tepelné rovnováze, pokud nemohou komunikovat? Pokud někdo uvažoval o mezní době návratu 14 miliard let získané z Hubbleovy konstanty 71 km / s na megaparsec, jak navrhl WMAP, pak si všiml, že tyto vzdálené části vesmíru jsou od sebe vzdáleny 28 miliard světelných let. Proč tedy mají přesně stejnou teplotu?

Abychom pochopili problém horizontu, stačí být dvojnásobkem věku vesmíru, ale jak Schramm zdůrazňuje, při pohledu na tento problém z dřívějších perspektiv se stane ještě závažnějším. V době, kdy byly fotony skutečně vypuštěny, by byly 100krát větší než věk vesmíru nebo 100krát příčinně vypnuty.

Tento problém je jedním ze směrů, které vedly k inflační hypotéze předložené Alanem Guthem na počátku 80. let minulého století. Odpověď na otázku horizontu z hlediska inflace je, že na samém začátku procesu velkého třesku došlo k období neuvěřitelně rychlé inflace, která zvětšila velikost vesmíru o 10²⁰ nebo 10³⁰. To znamená pozorovatelný vesmír v současné době uvnitř této expanze. Záření, které lze vidět, je izotropní, protože celý tento prostor je "nafouknutý" z malého objemu a má prakticky identické počáteční podmínky. Je to způsob, jak vysvětlit, proč jsou části vesmíru tak vzdálené, že se nikdy nemohly navzájem spojit, vypadají stejně.

Problém rovinnosti

Vznik moderního kosmologického modelu vesmíru je velmi rozsáhlý. Pozorování ukazují, že množství hmoty ve vesmíru je nepochybně větší než desetina a samozřejmě menší než kritické množství, nezbytné pro ukončení expanze. Je tu dobrá analogie-míč hozený ze Země zpomaluje. Stejnou rychlostí jako malý asteroid se nikdy nezastaví.

Na začátku tohoto teoretického hodu ze systému se může zdát, že byl hoden správnou rychlostí, aby se pohyboval navždy a zpomaloval na nulu v nekonečné vzdálenosti. Ale postupem času se to stále více projevovalo. Pokud by někdo zmeškal rychlostní okno i v malém množství, po 20 miliardách let cestování se stále zdálo, že míč byl hoden správnou rychlostí.

Jakékoli odchylky od rovinnosti se časem zveličují a v této fázi vesmíru se drobné nepravidelnosti musely výrazně zvýšit. Pokud se hustota současného vesmíru zdá být velmi blízká kritickému, měla by být v dřívějších epochách ještě blíže k rovině. Alan Guth považuje přednášku Roberta Dickeho za jeden z vlivů, který ho postavil na cestu inflace. Robert poukázal na to, že rovinnost moderního kosmologického modelu vesmíru by vyžadovala, aby byla plochá na jednu část 10 až 14krát za sekundu po Velkém třesku. Kaufmann naznačuje, že těsně za ním měla být hustota kritická, tj.

Na začátku 80. let Alan Guth navrhl, co poté Planckův čas 10^–43 sekund, bylo krátké období extrémně rychlé expanze. Tento inflační model byl způsob řešení problémy rovinnosti i horizont. Pokud se vesmír zvětšil o 20-30 řádů, vlastnosti extrémně malého objemu, které by mohly být považovány za úzce související, se dnes rozšířily po celém známém vesmíru, což přispělo jak k extrémní rovinnosti, tak k extrémně izotropní povaze.

Takto lze stručně popsat moderní kosmologické modely vesmíru.