Kozmologické modely vesmíru: fázy formovania moderného systému, vlastnosti

Kozmologický model vesmíru je matematický popis, ktorý sa snaží vysvetliť dôvody jeho súčasnej existencie. A tiež načrtáva vývoj v priebehu času.

Moderné kozmologické modely vesmíru sú založené na všeobecná teória relativity. To je to, čo v súčasnosti poskytuje najlepšie zastúpenie pre rozsiahle vysvetlenie.

Prvý vedecky podložený kozmologický model vesmíru

Zo svojej teórie všeobecnej relativity, ktorá je hypotézou gravitácie, Einstein píše rovnice upravujúce vesmír naplnený hmotou. Ale Albert si myslel, že by to malo byť statické. Einstein teda do svojich rovníc zaviedol termín nazývaný konštantný kozmologický model vesmíru, aby získal výsledok.

Následne, berúc do úvahy systém Edwina Hubblea, sa vráti k tejto myšlienke a uvedomí si, že priestor sa môže efektívne rozširovať. Takto vyzerá vesmír v kozmologickom modeli A. Einstein.

Nové hypotézy

Krátko po ňom Holanďan de Sitter, ruský vývojár kozmologického modelu vesmíru Friedman a belgický Lemaitre prezentujú súdu expertov nestatické prvky. Sú potrebné na riešenie Einsteinových rovníc relativity.

Ak vesmír de Sitter zodpovedá prázdnej konštante, potom podľa Friedmanovho kozmologického modelu vesmír závisí od hustoty hmoty v ňom.

Hlavná hypotéza

Zem nemá dôvod stáť v strede vesmíru alebo na akomkoľvek privilegovanom mieste.

Toto je prvá teória klasického kozmologického modelu vesmíru. Podľa tejto hypotézy sa vesmír považuje za:

1. Homogénny, to znamená, že má rovnaké vlastnosti všade v kozmologickom meradle. Samozrejme, existujú rôzne situácie v menšom meradle, ak sa pozriete napríklad na slnečnú sústavu alebo niekde mimo galaxie.
2. Izotropný, to znamená, že má vždy rovnaké vlastnosti v každom smere, bez ohľadu na to, kam človek vyzerá. Kozmos navyše nie je sploštený jedným smerom.

Druhou nevyhnutnou hypotézou je univerzálnosť fyzikálnych zákonov. Tieto pravidlá sú rovnaké všade a vždy.

Zvažovanie obsahu vesmíru ako dokonalej kvapaliny je ďalšou hypotézou. Charakteristické rozmery jeho komponentov sú zanedbateľné pred vzdialenosťami, ktoré ich oddeľujú.

Parameter

Mnoho ľudí sa pýta: "opíšte kozmologický model vesmíru". Aby to bolo v súlade s predchádzajúcou hypotézou, systém Friedman-Lemaitre používa tri parametre, ktoré plne charakterizujú vývoj:

• Hubbleova konštanta, ktorá predstavuje rýchlosť expanzie.
• Parameter hmotnostnej hustoty, ktorý meria pomer medzi skúmaným vesmírom a určitou hustotou, sa nazýva kritický p_c, spojené s hubblovou konštantou. Aktuálna hodnota tohto parametra je označená Ω₀.
• Kozmologická konštanta označená Λ predstavuje silu opačnú k gravitácii.

Hustota hmoty je kľúčovým parametrom na predpovedanie jej vývoja: ak je veľmi nepreniknuteľná (Ω₀> 1), gravitácia bude schopná poraziť expanziu a vesmír sa vráti do pôvodného stavu.

V opačnom prípade bude nárast pokračovať navždy. Aby ste to otestovali, popíšte kozmologický model vesmíru podľa teórie.

Intuitívne je zrejmé, že človek môže realizovať vývoj vesmíru v súlade s množstvom hmoty vo vnútri.

Veľké množstvo povedie k uzavretému vesmíru. Skončí sa 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 p_c je asi 6 x 10^-27 kg/^m3, , to znamená dva atómy vodíka na meter kubický.

Toto veľmi nízke číslo vysvetľuje, prečo moderný kozmologický model štruktúry vesmíru predpokladá prázdny vesmír, a to nie je také zlé.

Uzavretý alebo otvorený vesmír?

Hustota hmoty vo vesmíre určuje jej geometriu.

Pre vysokú nepriepustnosť je možné získať uzavretý priestor s pozitívnym zakrivením. Ale s hustotou pod kritickou hustotou vyjde otvorený vesmír.

Je potrebné poznamenať, že uzavretý typ má nevyhnutne úplnú veľkosť, zatiaľ čo plochý alebo otvorený vesmír môže byť konečný alebo nekonečný.

V druhom prípade je súčet uhlov trojuholníka menší ako 180°.

V uzavretom (napríklad na povrchu Zeme) je toto číslo vždy väčšie ako 180°.

Všetky merania doteraz nedokázali odhaliť zakrivenie vesmíru.

Kozmologické modely vesmíru stručne

Merania fosílneho žiarenia pomocou bumerangovej gule opäť potvrdzujú hypotézu plochého vesmíru.

Hypotéza plochého priestoru je v najlepšej zhode s experimentálnymi údajmi.

Merania vykonané WMAP a satelitom Planck potvrdzujú túto hypotézu.

Takže vesmír by bol plochý. Táto skutočnosť však stavia ľudstvo pred dve otázky. Ak je plochá, znamená to, že hustota látky sa rovná kritickej Ω₀= 1. Ale, najväčší, viditeľná hmota vo vesmíre je iba 5% tejto nepreniknuteľnosti.

Rovnako ako pri zrode galaxií je potrebné opäť sa obrátiť na temnú hmotu.

Vek vesmíru

Vedci môžu preukázať, že je úmerná inverzii Hubblovej konštanty.

Presná definícia tejto konštanty je teda pre kozmológiu kritickým problémom. Posledné merania ukazujú, že vesmír je teraz starý 7 až 20 miliárd rokov.

Ale vesmír musí byť nevyhnutne starší ako jeho najstaršie hviezdy. Odhaduje sa, že sú staré 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.

Počas prvých niekoľkých sekúnd po začiatku rýchlej inflácie, ktorá pokračovala ďalšie stovky tisíc rokov, sa objavili základné častice. Čo by neskôr tvorilo hmotu, ale ako ľudstvo vie, ešte neexistovalo. Počas tohto obdobia bol vesmír nepriehľadný, naplnený extrémne horúcou plazmou a silným žiarením.

S rozširovaním sa však jeho teplota a hustota postupne znižovali. Plazma a žiarenie boli nakoniec nahradené vodíkom a héliom, najjednoduchším, najľahším a najhojnejšie prvky vo vesmíre. Gravitácii trvalo niekoľko stoviek miliónov rokov navyše, kým sa tieto voľne plávajúce atómy spojili do prvotného plynu, z ktorého vznikli prvé hviezdy a galaxie.

Toto vysvetlenie o začiatku času bolo odvodené zo štandardného modelu kozmológie Veľkého tresku, známeho tiež ako Lambda-systém studenej temnej hmoty.

Kozmologické modely vesmíru sú založené na priamych pozorovaniach. Sú schopní robiť predpovede, ktoré je možné potvrdiť následnými štúdiami, a spoliehajú sa na všeobecnú relativitu, pretože táto teória dáva najlepšiu zhodu s pozorovaným správaním vo veľkom meradle. Kozmologické modely sú tiež založené na dvoch základných predpokladoch.

Zem sa nenachádza v strede vesmíru a nezaberá zvláštne 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.

Preto to, čo ľudstvo dnes pozoruje, možno použiť na vysvetlenie minulosti, súčasnosti alebo na pomoc pri predpovedaní budúcich udalostí v prírode bez ohľadu na to, ako ďaleko sa tento jav nachádza.

Je neuveriteľné, že čím ďalej sa ľudia pozerajú do nebies, tým ďalej sa pozerajú do minulosti. To umožňuje všeobecný prehľad o galaxiách, keď boli oveľa mladšie, aby sme lepšie pochopili, ako sa vyvíjali vo vzťahu k tým, ktoré sú bližšie, a teda oveľa staršie. Ľudstvo samozrejme nemôže vidieť rovnaké galaxie v rôznych fázach svojho vývoja. Dobré hypotézy však môžu vzniknúť zoskupením galaxií do kategórií na základe toho, čo pozorujú.

Predpokladá sa, že prvé hviezdy sa vytvorili z plynových oblakov krátko po začiatku vesmíru. Štandardný model veľkého tresku predpokladá, že je to možné nájsť najskoršie galaxie plné mladých horúcich telies, ktoré dodajú týmto systémom modrý odtieň. Model tiež predpovedá, že prvé hviezdy boli početnejšie, ale menšie ako moderné. A že systémy hierarchicky narástli do svojej súčasnej veľkosti, pretože malé galaxie nakoniec vytvorili veľké ostrovné vesmíry.

Je zaujímavé, že mnohé z týchto predpovedí boli potvrdené. Napríklad v roku 1995, keď sa Hubblov vesmírny teleskop prvýkrát pozrel hlboko do začiatku času, zistil, že mladý vesmír bol naplnený slabo modrými galaxiami, ktoré boli tridsaťkrát až päťdesiatkrát menšie ako Mliečna dráha.

Štandardný model veľkého tresku tiež predpovedá, že tieto fúzie stále prebiehajú. Preto musí ľudstvo nájsť dôkazy o tejto činnosti aj v susedných galaxiách. Bohužiaľ, až donedávna bolo málo dôkazov o energetických fúziách medzi hviezdami v blízkosti Mliečnej dráhy. To bol problém so štandardným modelom veľkého tresku, pretože naznačoval, že pochopenie vesmíru môže byť neúplné alebo chybné.

Až v druhej polovici 20. storočia sa nazhromaždilo dostatok fyzických dôkazov na vytvorenie rozumných modelov proces tvorba priestoru. Súčasný štandardný systém Veľkého tresku bol vyvinutý na základe troch hlavných experimentálnych údajov.

Rozpínanie vesmíru

Rovnako ako v prípade väčšiny modelov prírody, prešla postupnými vylepšeniami a spôsobila značné ťažkosti, ktoré poháňajú ďalší výskum.

Jedným z fascinujúcich aspektov kozmologického modelovania je, že odhaľuje množstvo bilancií parametrov, ktoré je potrebné udržiavať dostatočne presne pre vesmír.

Otázka

Štandardným kozmologickým modelom vesmíru je veľký tresk. A hoci dôkazy, ktoré ju podporujú, sú obrovské, nie sú bez problémov. Trefil v knihe "Moment stvorenia" ukazuje tieto otázky dobre:

1. Problém antihmoty.
2. Zložitosť formovania galaxií.
3. Problém horizontu.
4. Otázka rovinnosti.

Problém antihmoty

Po začiatku éry častíc. Nie je známy žiadny proces, ktorý by mohol zmeniť čistý počet zŕn vesmíru. V čase, keď bol vesmír zastaraný v milisekundách, bola rovnováha medzi hmotou a antihmotou navždy fixovaná.

Hlavnou časťou štandardného modelu hmoty vo vesmíre je myšlienka výroby párov. To demonštruje zrod elektrón-pozitrónových duplikátov. Zvyčajný typ interakcie medzi röntgenovými lúčmi s vysokou životnosťou alebo gama žiarením a typickými atómami premieňa väčšinu energie fotónu na elektrón a jeho antičasticu, pozitrón. Hmotnosti zŕn sa riadia Einsteinovým vzťahom E = mc². Produkovaná 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 zrejmé, že v spôsobe, akým príroda zaobchádza s hmotou, existuje určitá asymetria. Jednou zo sľubných oblastí výskumu je porušenie symetrie CP pri rozpade častíc slabou interakciou. Hlavným experimentálnym dôkazom je rozklad neutrálnych kaónov. , vykazujú mierne porušenie symetrie CP. Keď sa kaóny rozpadnú na elektróny, ľudstvo má jasný rozdiel medzi hmotou a antihmotou, a to môže byť jeden z kľúčov k prevahe hmoty vo vesmíre.

Nový objav na large Hadron collider-rozdiel v rýchlosti rozpadu D-mezónu a jeho antičastice je 0,8%, čo môže byť ďalším príspevkom k riešeniu problému antihmoty.

Problém tvorby galaxií

Náhodné nehomogenity v rozpínajúcom sa vesmíre nestačia na vytvorenie hviezd. V prítomnosti rýchlej expanzie je gravitačný ťah príliš pomalý na to, aby sa galaxie vytvorili s akýmkoľvek rozumným modelom turbulencie vytvoreným samotnou expanziou. Otázka, ako mohla vzniknúť rozsiahla štruktúra vesmíru, bola hlavným nevyriešeným problémom kozmológie. Preto sú vedci nútení pozrieť sa na obdobie do 1 milisekundy, aby vysvetlili existenciu galaxií.

Problém horizontu

Mikrovlnné žiarenie pozadia z opačných smerov na oblohe sa vyznačuje rovnakou teplotou v rozmedzí 0,01 %. Ale oblasť priestoru, z ktorej boli vyžarované. bol ľahší tranzitný čas o 500 tisíc rokov. A preto nemohli byť navzájom komunikovaní, aby vytvorili viditeľnú tepelnú rovnováhu — boli za horizontom.

Táto situácia sa tiež nazýva "problém izotropie", pretože žiarenie pozadia pohybujúce sa zo všetkých smerov vo vesmíre je takmer izotropné. Jedným zo spôsobov, ako vyjadriť otázku, je povedať, že teplota častí vesmíru v opačných smeroch od Zeme je takmer rovnaká. Ako však môžu byť navzájom v tepelnej rovnováhe, ak nemôžu komunikovať? Ak niekto zvážil časový limit návratu 14 miliárd rokov odvodený od hubbleovej konštanty 71 km / s na megaparsec, 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 stačí byť dvojnásobkom veku vesmíru, ale ako zdôrazňuje Schramm, ak sa na tento problém pozriete zo skoršej perspektívy, stane sa ešte vážnejším. V čase, keď boli fotóny skutočne emitované, boli by 100-krát staršie ako vesmír alebo 100-krát kauzálne postihnuté.

Tento problém je jedným zo smerov, ktoré viedli k inflačnej hypotéze, ktorú predložil Alan Guth na začiatku 80. rokov minulého storočia. Odpoveď na otázku horizontu z hľadiska inflácie je, že na samom začiatku procesu Veľkého tresku nastalo obdobie neuveriteľne rýchlej inflácie, ktorá zväčšila veľkosť vesmíru o 10²⁰ alebo 10³⁰. To znamená, že pozorovateľný vesmír je v súčasnosti v tejto expanzii. Žiarenie, ktoré je možné vidieť, je izotropné, pretože celý tento priestor je "nafúknutý" z malého objemu a má takmer rovnaké počiatočné podmienky. Toto je spôsob, ako vysvetliť, prečo sú časti vesmíru tak ďaleko, že nikdy nemohli navzájom komunikovať, vyzerať rovnako.

Problém rovinnosti

Formovanie moderného kozmologického modelu vesmíru je veľmi rozsiahle. Pozorovania ukazujú, že množstvo hmoty vo vesmíre je nepochybne viac ako jedna desatina a samozrejme menej ako kritické množstvo, potrebné na zastaviť expanziu. Je tu dobrá analógia — lopta vyhodená zo zeme sa spomaľuje. Pri rovnakej rýchlosti ako malý asteroid sa nikdy nezastaví.

Na začiatku tohto teoretického hodu zo systému sa môže zdať, že bol hodený správnou rýchlosťou, aby sa mohol pohybovať navždy, pričom sa v nekonečnej vzdialenosti spomalil na nulu. Ale ako čas plynul, bolo to čoraz zreteľnejšie. Ak niekto minul okno rýchlosti aj o malé množstvo, potom sa po 20 miliardách rokov cestovania stále zdalo, že lopta bola hodená správnou rýchlosťou.

Akékoľvek odchýlky od rovinnosti sú časom prehnané a v tomto štádiu vesmíru mali byť drobné nepravidelnosti výrazne zosilnené. Ak sa zdá, že hustota súčasného vesmíru je veľmi blízka kritickej, potom by mala byť v predchádzajúcich epochách ešte bližšie k plochej. Alan Guth považuje prednášku Roberta Dickeho za jeden z faktorov vplyvu, ktorý ho dostal na cestu inflácie. Robert poukázal na to, že rovinnosť moderného kozmologického modelu vesmíru by vyžadovala, aby bol plochý na jednu časť 10-14 krát za sekundu po Veľkom tresku. Kaufmann naznačuje, že bezprostredne po ňom mala byť hustota kritická, to znamená až 50 desatinných miest.

V skorých 1980, Alan Guth navrhol, že po Planckov čas 10^-43 sekundy, došlo k krátkej dobe extrémne rýchlej expanzie. Inflačný model bol spôsob riešenia problém rovinnosti aj problémy s horizontom. Ak sa vesmír zväčšil o 20-30 rádov, potom sa vlastnosti Extrémne malého objemu, ktoré by sa dali považovať za úzko súvisiace, dnes rozšírili po celom známom vesmíre, čo prispelo k extrémnej rovinnosti a extrémne izotropnej povahe.

Takto možno stručne opísať moderné kozmologické modely vesmíru.