Kosmološki model Univerzuma je matematički opis koji pokušava objasniti razloge njegovog trenutnog postojanja. Takođe prikazuje evoluciju tokom vremena.
Savremeni kosmološki modeli Univerzuma zasnovani su na opštoj teoriji relativnosti. Ovo je ono što trenutno pruža najbolju reprezentaciju za veliko objašnjenje.
Prvi kosmološki model svemira zasnovan na nauci
Iz svoje teorije opšte relativnosti, koja je hipoteza gravitacije, Ajnštajn piše jednačine koje upravljaju kosmosom ispunjenim materijom. Ali Albert je mislio da treba da bude statična. Tako je Ajnštajn u svoje jednačine uveo termin koji se zove konstantni kosmološki model univerzuma da bi dobio rezultat.
Nakon toga, s obzirom na sistem Edvina Habla, on će se vratiti ovoj ideji i prepoznati da se kosmos može efikasno proširiti. UpravoUniverzum izgleda kao u kosmološkom modelu A. Einsteina.
Nove hipoteze
Ubrzo nakon njega, Holanđanin de Siter, ruski programer kosmološkog modela svemira Fridman i belgijski Lemaitre predstavljaju nestatične elemente na sud poznavaoca. Potrebni su za rješavanje Ajnštajnovih jednačina relativnosti.
Ako de Sitterov kosmos odgovara praznoj konstanti, onda prema Friedmannovom kosmološkom modelu, Univerzum zavisi od gustine materije unutar njega.
Glavna hipoteza
Nema razloga da Zemlja stoji u centru svemira ili na bilo kojoj privilegovanoj lokaciji.
Ovo je prva teorija klasičnog kosmološkog modela svemira. Prema ovoj hipotezi, svemir se smatra kao:
- Homogena, odnosno ima ista svojstva svuda na kosmološkoj skali. Naravno, na manjem avionu postoje različite situacije ako pogledate, na primjer, Sunčev sistem ili negdje izvan Galaksije.
- Izotropan, odnosno uvijek ima ista svojstva u svakom smjeru, bez obzira gdje osoba pogleda. Pogotovo što prostor nije spljošten u jednom pravcu.
Druga neophodna hipoteza je univerzalnost zakona fizike. Ova pravila su ista svuda i u svako doba.
Razmatranje sadržaja univerzuma kao savršenog fluida je još jedna hipoteza. Karakteristične dimenzije njegovih komponenti su beznačajne u poređenju sa udaljenostima koje ih razdvajaju.
Parametri
Mnogi pitaju: "Opišite kosmološki modelUniverzum." Da bi se to postiglo, u skladu s prethodnom hipotezom Friedmann-Lemaitreovog sistema, koriste se tri parametra koji u potpunosti karakteriziraju evoluciju:
- Hubble konstanta koja predstavlja brzinu ekspanzije.
- Parametar masene gustine, koji mjeri omjer između ρ istraživanog univerzuma i određene gustine, naziva se kritični ρc, koji je povezan s Hablovom konstantom. Trenutna vrijednost ovog parametra je označena Ω0.
- Kosmološka konstanta, označena Λ, je sila suprotna gravitaciji.
Gustoća materije je ključni parametar za predviđanje njene evolucije: ako je veoma neprobojna (Ω0> 1), gravitacija će moći da pobedi širenje i kosmos će se vratiti u prvobitno stanje.
U suprotnom povećanje će se nastaviti zauvijek. Da biste to provjerili, opišite kosmološki model Univerzuma prema teoriji.
Intuitivno je jasno da osoba može shvatiti evoluciju kosmosa u skladu sa količinom materije u sebi.
Veliki broj će dovesti do zatvorenog univerzuma. Završit će u svom početnom stanju. Mala količina materije će dovesti do otvorenog univerzuma sa beskonačnim širenjem. Vrijednost Ω0=1 vodi do posebnog slučaja ravnog prostora.
Značenje kritične gustine ρc je oko 6 x 10–27 kg/m3, odnosno dva atoma vodonika po kubnom metru.
Ova vrlo niska brojka objašnjava zašto modernokosmološki model strukture svemira pretpostavlja prazan prostor, a to i nije tako loše.
Zatvoreni ili otvoreni univerzum?
Gustoća materije unutar svemira određuje njegovu geometriju.
Za visoku nepropusnost, možete dobiti zatvoreni prostor sa pozitivnom zakrivljenošću. Ali sa gustinom ispod kritične, pojaviće se otvoreni univerzum.
Treba napomenuti da zatvoreni tip nužno ima gotovu veličinu, dok ravan ili otvoreni univerzum može biti konačan ili beskonačan.
U drugom slučaju, zbir uglova trougla je manji od 180°.
U zatvorenom (na primjer, na površini Zemlje) ovaj broj je uvijek veći od 180°.
Sva dosadašnja mjerenja nisu uspjela otkriti zakrivljenost prostora.
Kosmološki modeli svemira ukratko
Mjerenja fosilnog zračenja pomoću kugle Boomerang ponovo potvrđuju hipotezu o ravnom prostoru.
Hipoteza o ravnom prostoru se najbolje slaže s eksperimentalnim podacima.
Mjerenja napravljena od strane WMAP-a i Planck satelita potvrđuju ovu hipotezu.
Dakle, svemir bi bio ravan. Ali ova činjenica stavlja čovječanstvo pred dva pitanja. Ako je ravan, to znači da je gustina supstance jednaka kritičnoj Ω0=1. Ali najveća, vidljiva materija u svemiru je samo 5% ove neprobojnosti.
Baš kao kod rađanja galaksija, potrebno je ponovo okrenuti tamnoj materiji.
Age of the Universe
Naučnici mogupokazati da je proporcionalna recipročnoj vrednosti Hubble konstante.
Dakle, tačna definicija ove konstante je kritičan problem za kosmologiju. Nedavna mjerenja pokazuju da je kosmos sada star između 7 i 20 milijardi godina.
Ali svemir mora nužno biti stariji od svojih najstarijih zvijezda. Procjenjuje se da su stari između 13 i 16 milijardi godina.
Prije otprilike 14 milijardi godina, svemir je počeo da se širi u svim smjerovima iz beskonačno male guste tačke poznate kao singularitet. Ovaj događaj je poznat kao Veliki prasak.
U prvih nekoliko sekundi od početka brze inflacije, koja se nastavila narednih stotina hiljada godina, pojavile su se fundamentalne čestice. Koji će kasnije sačinjavati materiju, ali, kao što čovečanstvo zna, ona još nije postojala. Tokom ovog perioda, Univerzum je bio neproziran, ispunjen izuzetno vrućom plazmom i snažnim zračenjem.
Međutim, kako se širio, njegova temperatura i gustina su se postepeno smanjivale. Plazma i zračenje su na kraju zamijenili vodonik i helijum, najjednostavnije, najlakše i najzastupljenije elemente u svemiru. Gravitaciji je bilo potrebno nekoliko stotina miliona dodatnih godina da spoji ove slobodno lebdeće atome u prvobitni gas iz kojeg su nastale prve zvijezde i galaksije.
Ovo objašnjenje početka vremena izvedeno je iz standardnog modela kosmologije Velikog praska, takođe poznatog kao Lambda sistem - hladna tamna materija.
Kosmološki modeli Univerzuma zasnovani su na direktnim zapažanjima. Oni su sposobni za topredviđanja koja se mogu potvrditi naknadnim studijama i oslanjaju se na opštu relativnost jer se ova teorija najbolje uklapa u posmatrana ponašanja velikih razmera. Kosmološki modeli su također zasnovani na dvije fundamentalne pretpostavke.
Zemlja se ne nalazi u centru svemira i ne zauzima posebno mjesto, tako da prostor izgleda isto u svim smjerovima i sa svih mjesta u velikoj mjeri. I isti zakoni fizike koji važe na Zemlji važe u cijelom kosmosu bez obzira na vrijeme.
Stoga, ono što čovječanstvo danas opaža može se koristiti za objašnjenje prošlosti, sadašnjosti ili za pomoć u predviđanju budućih događaja u prirodi, bez obzira koliko je ovaj fenomen udaljen.
Neverovatno, što ljudi dalje gledaju u nebo, to dalje gledaju u prošlost. Ovo omogućava opšti pregled galaksija kada su bile mnogo mlađe, tako da možemo bolje razumjeti kako su evoluirale u odnosu na one koje su bliže, a samim tim i mnogo starije. Naravno, čovječanstvo ne može vidjeti iste Galaksije u različitim fazama svog razvoja. Ali mogu se pojaviti dobre hipoteze, grupirajući galaksije u kategorije na osnovu onoga što posmatraju.
Vjeruje se da su prve zvijezde nastale iz oblaka plina ubrzo nakon početka svemira. Standardni model velikog praska sugerira da je moguće pronaći najranije galaksije ispunjene mladim vrućim tijelima koja ovim sistemima daju plavu nijansu. Model to takođe predviđaprve zvijezde su bile brojnije, ali manje od modernih. I da su sistemi hijerarhijski narasli do svoje trenutne veličine kako su male galaksije na kraju formirale velike ostrvske svemire.
Zanimljivo je da su mnoga od ovih predviđanja potvrđena. Na primjer, davne 1995. godine, kada je svemirski teleskop Hubble prvi put pogledao duboko u početak vremena, otkrio je da je mladi univerzum ispunjen blijedoplavim galaksijama trideset do pedeset puta manjim od Mliječnog puta.
Standardni model velikog praska također predviđa da su ova spajanja još uvijek u toku. Stoga čovječanstvo mora pronaći dokaze o ovoj aktivnosti iu susjednim galaksijama. Nažalost, sve do nedavno, bilo je malo dokaza o energetskim spajanjima među zvijezdama u blizini Mliječnog puta. Ovo je bio problem sa standardnim modelom velikog praska jer je sugerirao da bi razumijevanje univerzuma moglo biti nepotpuno ili pogrešno.
Tek u drugoj polovini 20. veka sakupljeno je dovoljno fizičkih dokaza da se naprave razumni modeli o tome kako se kosmos formirao. Trenutni standardni sistem velikog praska razvijen je na osnovu tri glavna eksperimentalna podatka.
Proširenje univerzuma
Kao i kod većine prirodnih modela, on je prošao kroz uzastopna poboljšanja i stvorio značajne izazove koji podstiču dalja istraživanja.
Jedan od fascinantnih aspekata kosmologijemodeliranje je da otkriva brojne ravnoteže parametara koji se moraju održavati dovoljno precizno za univerzum.
Pitanja
Standardni kosmološki model univerzuma je veliki prasak. I dok su dokazi koji je podržavaju ogromni, ona nije bez problema. Trefil u knjizi "Trenutak stvaranja" dobro pokazuje ova pitanja:
- Problem antimaterije.
- Složenost formiranja galaksije.
- Horizon problem.
- Pitanje ravnosti.
Problem antimaterije
Nakon početka ere čestica. Ne postoji poznati proces koji bi mogao promijeniti sam broj čestica u svemiru. Do vremena kada je prostor zastario za milisekunde, ravnoteža između materije i antimaterije bila je zauvijek fiksirana.
Glavni dio standardnog modela materije u svemiru je ideja proizvodnje u paru. Ovo pokazuje rađanje dvojnika elektron-pozitrona. Uobičajeni tip interakcije između rendgenskih zraka ili gama zraka dugog vijeka trajanja i tipičnih atoma pretvara većinu energije fotona u elektron i njegovu antičesticu, pozitron. Mase čestica slijede Einsteinovu relaciju E=mc2. Proizvedeni ponor ima jednak broj elektrona i pozitrona. Stoga, kada bi svi procesi masovne proizvodnje bili upareni, postojala bi potpuno ista količina materije i antimaterije u Univerzumu.
Jasno je da postoji neka asimetrija u načinu na koji se priroda odnosi prema materiji. Jedno od obećavajućih oblasti istraživanjaje narušavanje CP simetrije u raspadu čestica slabom interakcijom. Glavni eksperimentalni dokaz je razgradnja neutralnih kaona. Oni pokazuju blago kršenje SR simetrije. Sa raspadom kaona u elektrone, čovječanstvo ima jasnu razliku između materije i antimaterije, i to može biti jedan od ključeva za prevlast materije u svemiru.
Novo otkriće na Velikom hadronskom sudaraču - razlika u stopi raspada D-mezona i njegove antičestice je 0,8%, što može biti još jedan doprinos rješavanju problema antimaterije.
Problem formiranja galaksije
Slučajne nepravilnosti u svemiru koji se širi nisu dovoljne za formiranje zvijezda. U prisustvu brzog širenja, gravitaciono privlačenje je presporo da bi se galaksije formirale uz bilo kakav razuman obrazac turbulencije stvoren samim širenjem. Pitanje kako je mogla nastati velika struktura svemira bio je glavni neriješeni problem u kosmologiji. Zbog toga su naučnici primorani da posmatraju period do 1 milisekunde kako bi objasnili postojanje galaksija.
Horizon problem
Mikrotalasno pozadinsko zračenje iz suprotnih pravaca na nebu karakteriše ista temperatura unutar 0,01%. Ali područje svemira iz kojeg su zračeni bilo je 500 hiljada godina lakše tranzitno vrijeme. I tako nisu mogli da komuniciraju jedni s drugima kako bi uspostavili prividnu toplotnu ravnotežu - bili su vanihorizont.
Ova situacija se naziva i "problem izotropije" jer je pozadinsko zračenje koje se kreće iz svih pravaca u svemiru gotovo izotropno. Jedan od načina da se postavi pitanje je da se kaže da je temperatura dijelova svemira u suprotnim smjerovima od Zemlje skoro ista. Ali kako mogu biti u termalnoj ravnoteži jedni s drugima ako ne mogu komunicirati? Ako se uzme u obzir vremensko ograničenje povratka od 14 milijardi godina, izvedeno iz Hubble konstante od 71 km/s po megaparseku, kako je predložio WMAP, primijetili smo da su ovi udaljeni dijelovi svemira udaljeni 28 milijardi svjetlosnih godina. Pa zašto imaju potpuno istu temperaturu?
Morate biti samo dvostruko stariji od univerzuma da biste razumjeli problem horizonta, ali kako Schramm ističe, ako na problem pogledate iz ranije perspektive, on postaje još ozbiljniji. U vrijeme kada su fotoni stvarno emitirani, bili bi 100 puta stariji od svemira, ili 100 puta uzročno onemogućeni.
Ovaj problem je jedan od pravaca koji je doveo do hipoteze o inflaciji koju je iznio Alan Guth ranih 1980-ih. Odgovor na pitanje horizonta u smislu inflacije je da je na samom početku procesa Velikog praska postojao period neverovatno brze inflacije koja je povećala veličinu svemira za 1020 ili 1030 . To znači da je vidljivi prostor trenutno unutar ovog proširenja. Zračenje koje se može vidjeti je izotropno,jer je sav taj prostor "naduvan" iz malog volumena i ima skoro identične početne uslove. To je način da se objasni zašto su dijelovi svemira toliko udaljeni da nikada ne bi mogli međusobno komunicirati izgledaju isto.
Problem ravnosti
Formiranje modernog kosmološkog modela Univerzuma je veoma opsežno. Zapažanja pokazuju da je količina materije u svemiru sigurno veća od jedne desetine i sigurno manja od kritične količine potrebne da se zaustavi širenje. Ovdje postoji dobra analogija - lopta bačena sa zemlje usporava. Sa istom brzinom kao mali asteroid, nikada se neće zaustaviti.
Na početku ovog teoretskog bacanja iz sistema, moglo bi se činiti da je bačen pravom brzinom da ide zauvijek, usporavajući na nulu na beskonačnoj udaljenosti. Ali vremenom je to postajalo sve očiglednije. Ako je iko promašio okvir brzina makar i za malu količinu, nakon 20 milijardi godina putovanja, i dalje je izgledalo kao da je lopta bačena pravom brzinom.
Svaka odstupanja od ravnosti su vremenom preuveličana, a u ovoj fazi univerzuma, male nepravilnosti su se trebale značajno povećati. Ako se gustoća trenutnog kosmosa čini vrlo blizu kritičnoj, onda je morala biti još bliža ravnoj u ranijim epohama. Alan Guth pripisuje predavanje Roberta Dickea kao jedan od uticaja koji ga je doveo na put inflacije. Robert je to istakaoravnost trenutnog kosmološkog modela svemira bi zahtijevala da on bude ravan u jednom dijelu 10-14 puta u sekundi nakon velikog praska. Kaufmann sugerira da je gustina odmah nakon toga trebala biti jednaka kritičnoj, odnosno do 50 decimalnih mjesta.
Početkom 1980-ih, Alan Guth je sugerirao da je nakon Planckovog vremena od 10–43 sekundi došlo do kratkog perioda izuzetno brzog širenja. Ovaj model inflacije bio je način rješavanja i problema ravnosti i problema horizonta. Ako je svemir nabujao za 20 do 30 redova veličine, tada su se svojstva izuzetno male zapremine, koja bi se mogla smatrati čvrsto povezanim, širila po čitavom danas poznatom svemiru, doprinoseći i ekstremnoj ravnosti i izuzetno izotropnoj prirodi.
Ovako se moderni kosmološki modeli Univerzuma mogu ukratko opisati.
