Kozmologický model vesmíru je matematický popis, ktorý sa pokúša vysvetliť dôvody jeho súčasnej existencie. Tiež zobrazuje vývoj v čase.
Moderné kozmologické modely vesmíru sú založené na všeobecnej teórii relativity. To je to, čo v súčasnosti poskytuje najlepšiu reprezentáciu pre rozsiahle vysvetlenie.
Prvý vedecky podložený kozmologický model vesmíru
Zo svojej teórie všeobecnej relativity, ktorá je hypotézou gravitácie, Einstein píše rovnice, ktoré riadia vesmír naplnený hmotou. Ale Albert si myslel, že by to malo byť statické. A tak Einstein zaviedol do svojich rovníc termín nazývaný konštantný kozmologický model vesmíru, aby dostal výsledok.
Následne, vzhľadom na systém Edwina Hubbla, sa vráti k tejto myšlienke a uzná, že vesmír sa môže efektívne rozpínať. presne takvesmír vyzerá ako v kozmologickom modeli A. Einsteina.
Nové hypotézy
Krátko po ňom Holanďan de Sitter, ruský vývojár kozmologického modelu vesmíru Friedman a Belgičan Lemaitre predkladajú nestatické prvky posúdeniu znalcov. Sú potrebné na vyriešenie Einsteinových rovníc relativity.
Ak de Sitterov vesmír zodpovedá prázdnej konštante, potom podľa Friedmannovho kozmologického modelu závisí vesmír od hustoty hmoty v ňom.
Hlavná hypotéza
Nie je dôvod, aby Zem stála v strede vesmíru alebo na nejakom privilegovanom mieste.
Toto je prvá teória klasického kozmologického modelu vesmíru. Podľa tejto hypotézy sa vesmír považuje za:
- Homogénny, to znamená, že má všade rovnaké vlastnosti v kozmologickom meradle. Samozrejme, na menšom lietadle sú rôzne situácie, ak sa pozriete napríklad do Slnečnej sústavy alebo niekde mimo Galaxie.
- Izotropný, to znamená, že má vždy rovnaké vlastnosti v každom smere, bez ohľadu na to, kam sa človek pozerá. Najmä preto, že priestor nie je sploštený jedným smerom.
Druhou nevyhnutnou hypotézou je univerzálnosť fyzikálnych zákonov. Tieto pravidlá sú rovnaké všade a vždy.
Považovanie obsahu vesmíru za dokonalú tekutinu je ďalšou hypotézou. Charakteristické rozmery jeho komponentov sú bezvýznamné v porovnaní so vzdialenosťami, ktoré ich oddeľujú.
Parametre
Mnohí sa pýtajú: „Opíšte kozmologický modelVesmír. Na tento účel sa v súlade s predchádzajúcou hypotézou systému Friedmann-Lemaitre používajú tri parametre, ktoré plne charakterizujú evolúciu:
- Hubbleova konštanta, ktorá predstavuje rýchlosť expanzie.
- Parameter hmotnostnej hustoty, ktorý meria pomer medzi ρ skúmaného vesmíru a určitou hustotou, sa nazýva kritická ρc, ktorá súvisí s Hubbleovou konštantou. Aktuálna hodnota tohto parametra je označená Ω0.
- Kozmologická konštanta, označená Λ, je sila opačná než gravitácia.
Hustota hmoty je kľúčovým parametrom na predpovedanie jej vývoja: ak je veľmi nepreniknuteľná (Ω0> 1), gravitácia bude schopná poraziť expanziu a kozmos sa vráti do pôvodného stavu.
V opačnom prípade bude nárast pokračovať navždy. Aby ste si to overili, opíšte kozmologický model vesmíru podľa teórie.
Je intuitívne jasné, že človek si môže uvedomiť vývoj vesmíru v súlade s množstvom hmoty vo vnútri.
Veľký počet povedie k uzavretému vesmíru. Skončí v pôvodnom stave. Malé množstvo hmoty povedie k otvorenému vesmíru s nekonečnou expanziou. Hodnota Ω0=1 vedie k špeciálnemu prípadu plochého priestoru.
Význam kritickej hustoty ρc je približne 6 x 10–27 kg/m3, teda dva atómy vodíka na meter kubický.
Tento veľmi nízky údaj vysvetľuje, prečo modernékozmologický model štruktúry vesmíru predpokladá prázdny priestor, a to nie je také zlé.
Uzavretý alebo otvorený vesmír?
Hustota hmoty vo vnútri vesmíru určuje jeho geometriu.
Pre vysokú nepriepustnosť môžete získať uzavretý priestor s pozitívnym zakrivením. Ale s hustotou pod kritickou hodnotou sa objaví otvorený vesmír.
Treba poznamenať, že uzavretý typ má nevyhnutne konečnú veľkosť, zatiaľ čo plochý alebo otvorený vesmír môže byť konečný alebo nekonečný.
V druhom prípade je súčet uhlov trojuholníka menší ako 180°.
V uzavretom priestore (napríklad na povrchu Zeme) je toto číslo vždy väčšie ako 180°.
Všetky doterajšie merania nedokázali odhaliť zakrivenie priestoru.
Kozmologické modely vesmíru stručne
Merania fosílneho žiarenia pomocou bumerangovej gule opäť potvrdzujú hypotézu plochého priestoru.
Hypotéza plochého priestoru sa najlepšie zhoduje s experimentálnymi údajmi.
Merania uskutočnené WMAP a satelitom Planck túto hypotézu potvrdzujú.
Vesmír by bol teda plochý. Ale tento fakt stavia ľudstvo pred dve otázky. Ak je plochá, znamená to, že hustota látky sa rovná kritickej Ω0=1. Ale najväčšia viditeľná hmota vo vesmíre tvorí iba 5 % tejto nepreniknuteľnosti.
Rovnako ako pri zrode galaxií je potrebné opäť sa obrátiť na temnú hmotu.
Vek vesmíru
Vedci môžuukážte, že je úmerná recipročnej hodnote Hubbleovej konštanty.
Presná definícia tejto konštanty je teda pre kozmológiu kritickým problémom. Nedávne merania ukazujú, že kozmos je v súčasnosti starý 7 až 20 miliárd rokov.
Vesmír však musí byť nevyhnutne starší ako jeho najstaršie hviezdy. A ich vek sa odhaduje na 13 až 16 miliárd rokov.
Asi pred 14 miliardami rokov sa vesmír začal rozpínať všetkými smermi z nekonečne malého hustého bodu známeho ako singularita. Táto udalosť je známa ako Veľký tresk.
V prvých sekundách nástupu rýchlej inflácie, ktorá pokračovala ďalšie státisíce rokov, sa objavili fundamentálne častice. Ktoré by neskôr tvorili hmotu, ale ako ľudstvo vie, ešte neexistovalo. Počas tohto obdobia bol vesmír nepriehľadný, plný extrémne horúcej plazmy a silného žiarenia.
Ako sa však rozširoval, jeho teplota a hustota postupne klesali. Plazma a žiarenie nakoniec nahradili vodík a hélium, najjednoduchšie, najľahšie a najrozšírenejšie prvky vo vesmíre. Gravitácii trvalo niekoľko stoviek miliónov rokov navyše, kým spojila tieto voľne plávajúce atómy do prvotného plynu, z ktorého vznikli prvé hviezdy a galaxie.
Toto vysvetlenie začiatku času bolo odvodené zo štandardného modelu kozmológie Veľkého tresku, známeho aj ako systém Lambda – studená temná hmota.
Kozmologické modely vesmíru sú založené na priamych pozorovaniach. Sú schopní robiťpredpovede, ktoré môžu byť potvrdené následnými štúdiami a opierajú sa o všeobecnú teóriu relativity, pretože táto teória najlepšie zodpovedá pozorovanému správaniu vo veľkom meradle. Kozmologické modely sú tiež založené na dvoch základných predpokladoch.
Zem sa nenachádza v strede vesmíru a nezaberá špeciálne miesto, takže vesmír vyzerá rovnako vo všetkých smeroch a zo všetkých miest vo veľkom meradle. A rovnaké fyzikálne zákony, ktoré platia na Zemi, platia v celom vesmíre bez ohľadu na čas.
To, čo dnes ľudstvo pozoruje, môže byť teda použité na vysvetlenie minulosti, súčasnosti alebo na predpovedanie budúcich udalostí v prírode, bez ohľadu na to, ako ďaleko je tento jav.
Neuveriteľné, čím ďalej sa ľudia pozerajú do neba, tým ďalej sa pozerajú do minulosti. To umožňuje všeobecný prehľad o galaxiách, keď boli oveľa mladšie, aby sme mohli lepšie pochopiť, ako sa vyvinuli vo vzťahu k tým, ktoré sú bližšie, a teda oveľa staršie. Samozrejme, ľudstvo nemôže vidieť tie isté galaxie v rôznych fázach svojho vývoja. Môžu však vzniknúť dobré hypotézy, ktoré zoskupia galaxie do kategórií na základe toho, čo pozorujú.
Verí sa, že prvé hviezdy vznikli z oblakov plynu krátko po začiatku vesmíru. Štandardný model veľkého tresku naznačuje, že je možné nájsť najskoršie galaxie plné mladých horúcich telies, ktoré dodávajú týmto systémom modrý odtieň. Predpovedá to aj modelprvé hviezdy boli početnejšie, ale menšie ako moderné. A že systémy hierarchicky narástli do svojej súčasnej veľkosti, keď malé galaxie nakoniec vytvorili veľké ostrovné vesmíry.
Je zaujímavé, že mnohé z týchto predpovedí sa potvrdili. Napríklad v roku 1995, keď sa Hubbleov vesmírny teleskop prvýkrát pozrel hlboko do počiatku času, zistil, že mladý vesmír bol vyplnený slabými modrými galaxiami tridsať až päťdesiatkrát menšími ako Mliečna dráha.
Štandardný model veľkého tresku tiež predpovedá, že tieto fúzie stále prebiehajú. Preto musí ľudstvo nájsť dôkazy o tejto aktivite aj v susedných galaxiách. Žiaľ, až donedávna existovalo len málo dôkazov o energetických fúziách medzi hviezdami v blízkosti Mliečnej dráhy. Toto bol problém so štandardným modelom veľkého tresku, pretože naznačoval, že pochopenie vesmíru môže byť neúplné alebo nesprávne.
Len v druhej polovici 20. storočia sa nahromadilo dostatok fyzických dôkazov na vytvorenie rozumných modelov toho, ako sa vesmír formoval. Súčasný štandardný systém veľkého tresku bol vyvinutý na základe troch hlavných experimentálnych údajov.
Expanzia vesmíru
Ako väčšina modelov prírody prešiel postupnými vylepšeniami a vytvoril významné výzvy, ktoré poháňajú ďalší výskum.
Jeden z fascinujúcich aspektov kozmológiemodelovanie spočíva v tom, že odhaľuje množstvo rovnováh parametrov, ktoré sa musia udržiavať dostatočne presne pre vesmír.
Otázky
Štandardný kozmologický model vesmíru je veľký tresk. A hoci dôkazy, ktoré ju podporujú, sú zdrvujúce, nie je bez problémov. Trefil v knihe „Moment stvorenia“dobre ukazuje tieto otázky:
- Problém antihmoty.
- Zložitosť formovania Galaxie.
- Problém s horizontom.
- Otázka plochosti.
Problém antihmoty
Po začiatku časticovej éry. Nie je známy žiadny proces, ktorý by mohol zmeniť samotný počet častíc vo vesmíre. Keď bol časový priestor o milisekundy zastaraný, rovnováha medzi hmotou a antihmotou bola navždy fixovaná.
Hlavnou súčasťou štandardného modelu hmoty vo vesmíre je myšlienka párovej výroby. To demonštruje zrod elektrón-pozitrónových dvojníkov. Zvyčajný typ interakcie medzi röntgenovými alebo gama lúčmi s vysokou životnosťou a typickými atómami premieňa väčšinu energie fotónu na elektrón a jeho antičasticu, pozitrón. Hmotnosti častíc sa riadia Einsteinovým vzťahom E=mc2. Vytvorená priepasť má rovnaký počet elektrónov a pozitrónov. Preto, ak by boli všetky procesy hromadnej výroby spárované, vo vesmíre by bolo presne rovnaké množstvo hmoty a antihmoty.
Je jasné, že v spôsobe, akým príroda súvisí s hmotou, je určitá asymetria. Jedna z perspektívnych oblastí výskumuje narušenie CP symetrie pri rozpade častíc slabou interakciou. Hlavným experimentálnym dôkazom je rozklad neutrálnych kaónov. Vykazujú mierne porušenie symetrie SR. S rozpadom kaónov na elektróny má ľudstvo jasný rozdiel medzi hmotou a antihmotou, a to môže byť jeden z kľúčov k prevahe hmoty vo vesmíre.
Nový objav na Veľkom hadrónovom urýchľovači - rozdiel v rýchlosti rozpadu D-mezónu a jeho antičastice je 0,8%, čo môže byť ďalším príspevkom k riešeniu problematiky antihmoty.
Problém formovania galaxie
Náhodné nepravidelnosti v rozpínajúcom sa vesmíre nestačia na vytvorenie hviezd. V prítomnosti rýchlej expanzie je gravitačná sila príliš pomalá na to, aby sa galaxie vytvorili s akýmkoľvek primeraným vzorom turbulencie, ktorý vytvára samotná expanzia. Otázka, ako mohla vzniknúť rozsiahla štruktúra vesmíru, bola hlavným nevyriešeným problémom v kozmológii. Vedci sú preto nútení pozerať sa na obdobie až 1 milisekúnd, aby vysvetlili existenciu galaxií.
Problém s horizontom
Mikrovlnné žiarenie pozadia z opačných smerov na oblohe je charakterizované rovnakou teplotou v rozmedzí 0,01 %. Ale oblasť vesmíru, z ktorej boli vyžarované, bola o 500 tisíc rokov kratšia tranzitná doba. A tak nemohli medzi sebou komunikovať, aby vytvorili zdanlivú tepelnú rovnováhu – boli vonkuhorizont.
Táto situácia sa nazýva aj „problém izotropie“, pretože žiarenie pozadia pohybujúce sa zo všetkých smerov vo vesmíre je takmer izotropné. Jedným zo spôsobov, ako položiť otázku, je povedať, že teplota častí vesmíru v opačných smeroch od Zeme je takmer rovnaká. Ale ako môžu byť navzájom v tepelnej rovnováhe, ak nedokážu komunikovať? Ak vezmeme do úvahy časový limit návratu 14 miliárd rokov, odvodený z Hubbleovej konštanty 71 km/s na megaparsek, ako navrhuje WMAP, všimol si, že tieto vzdialené časti vesmíru sú od seba vzdialené 28 miliárd svetelných rokov. Prečo teda majú presne rovnakú teplotu?
Na pochopenie problému horizontu vám stačí byť dvakrát starší ako vesmír, ale ako zdôrazňuje Schramm, ak sa na problém pozriete z skoršej perspektívy, stane sa ešte vážnejší. V čase, keď boli fotóny skutočne emitované, boli by 100-krát staršie ako vesmír alebo 100-krát kauzálne znefunkčnené.
Tento problém je jedným zo smerov, ktoré viedli k inflačnej hypotéze, ktorú predložil Alan Guth na začiatku 80. rokov. Odpoveď na otázku horizontu z hľadiska inflácie je, že na samom začiatku procesu Veľkého tresku bolo obdobie neuveriteľne rýchlej inflácie, ktorá zväčšila veľkosť vesmíru o 1020 resp. 1030 . To znamená, že pozorovateľný priestor sa momentálne nachádza vo vnútri tohto rozšírenia. Žiarenie, ktoré možno vidieť, je izotropné,pretože celý tento priestor je „nafúknutý“z maličkého objemu a má takmer identické počiatočné podmienky. Je to spôsob, ako vysvetliť, prečo sú časti vesmíru tak ďaleko, že by spolu nikdy nemohli komunikovať, vyzerajú rovnako.
Problém plochosti
Tvorba moderného kozmologického modelu vesmíru je veľmi rozsiahla. Pozorovania ukazujú, že množstvo hmoty vo vesmíre je určite viac ako jedna desatina a určite menšie ako kritické množstvo potrebné na zastavenie expanzie. Je tu dobré prirovnanie – lopta hodená zo zeme sa spomaľuje. S rovnakou rýchlosťou ako malý asteroid sa nikdy nezastaví.
Na začiatku tohto teoretického hodu zo systému sa mohlo zdať, že bol hodený správnou rýchlosťou, aby mohol ísť navždy, pričom sa spomalil na nulu na nekonečnú vzdialenosť. Ale postupom času to bolo čoraz jasnejšie. Ak niekomu čo i len o malý kúsok uniklo okno rýchlosti, po 20 miliardách rokov cestovania sa stále zdalo, že lopta bola hodená správnou rýchlosťou.
Akékoľvek odchýlky od plochosti sú časom prehnané a v tejto fáze vesmíru by sa mali drobné nepravidelnosti výrazne zväčšiť. Ak sa hustota súčasného kozmu zdá byť veľmi blízko kritickej, potom musela byť v skorších dobách ešte bližšie k rovine. Alan Guth považuje prednášku Roberta Dickeho za jeden z vplyvov, ktoré ho priviedli na cestu inflácie. Robert na to upozornilplochosť súčasného kozmologického modelu vesmíru by si vyžadovala, aby bol po veľkom tresku plochý na jednu časť 10-14 krát za sekundu. Kaufmann navrhuje, že bezprostredne po ňom by sa hustota mala rovnať kritickej, teda až na 50 desatinných miest.
Začiatkom osemdesiatych rokov Alan Guth navrhol, že po Planckovom čase 10–43 sekúnd nastalo krátke obdobie extrémne rýchlej expanzie. Tento inflačný model bol spôsob, ako riešiť problém plochosti aj problém horizontu. Ak sa vesmír zväčšil o 20 až 30 rádov, vlastnosti extrémne malého objemu, ktorý by sa dal považovať za pevne spojený, sa rozšírili v celom dnešnom známom vesmíre, čo prispelo k extrémnej plochosti a extrémne izotropnej povahe.
Takto možno stručne opísať moderné kozmologické modely vesmíru.
