Kosmologiczne modele wszechświata: etapy powstawania współczesnego systemu, osobliwości

Kosmologiczny model Wszechświata to matematyczny opis, który próbuje wyjaśnić przyczyny jego obecnego istnienia. A także zarysowuje ewolucję w czasie.

Obecne modele kosmologiczne Wszechświata opierają się na ogólnej teorii względności. To jest to, co obecnie zapewnia najlepszą reprezentację dla wyjaśnienia na dużą skalę.

Pierwszy naukowo uzasadniony model kosmologiczny Wszechświata

Ze swojej ogólnej teorii względności, która jest hipotezą grawitacji, Einstein wypisuje równania rządzące wypełnionym materią kosmosem. Ale Albert uważał, że powinna być statyczna. Einstein wprowadził więc do swoich równań pojęcie, zwane stałą kosmologicznego modelu wszechświata, aby uzyskać wynik.

Następnie, w świetle systemu Edwina Hubble`a, powróci do tej idei i przyzna, że kosmos może się skutecznie rozszerzać. Tak wygląda wszechświat w modelu kosmologicznym A. Einsteina.

Nowe hipotezy

Niedługo potem Holender de Sitter, rosyjski kosmolog Friedmann i Belg Lemetre wprowadzają elementy niestatyczne. Są one niezbędne do rozwiązania równań względności Einsteina.

Jeśli kosmos de Sittera odpowiada pustej stałej, to zgodnie z kosmologicznym modelem Friedmanna wszechświat zależy od gęstości materii w jego wnętrzu.

Podstawowa hipoteza

Ziemia nie ma powodu, by stać w centrum kosmosu lub w jakimś uprzywilejowanym miejscu.

Jest to pierwsza teoria klasycznego modelu kosmologicznego wszechświata. Zgodnie z tą hipotezą, wszechświat jest postrzegany jako:

1. Jednorodne, czyli mające wszędzie w skali kosmologicznej takie same właściwości. Oczywiście na mniejszej płaszczyźnie są różne sytuacje, jeśli spojrzymy np. na układ słoneczny lub gdziekolwiek poza galaktyką.
2. Izotropowy, co oznacza, że zawsze ma takie same właściwości w każdym kierunku, bez względu na to, gdzie się patrzy. Zwłaszcza, że kosmos nie jest spłaszczony w jednym kierunku.

Drugą konieczną hipotezą jest uniwersalność praw fizyki. Zasady są takie same w każdym miejscu i w każdym czasie.

Traktowanie zawartości wszechświata jako doskonałego płynu to kolejna hipoteza. Charakterystyczne wymiary jej elementów są nieznaczne przed odległościami, które je dzielą.

Parametry

Wiele osób pyta: "Opisz model kosmologiczny wszechświata". Aby to zrobić zgodnie z wcześniejszą hipotezą systemu Friedmana-Lemetre`a, używa się trzech parametrów, które w pełni charakteryzują ewolucję:

• Stała Hubble`a, która określa tempo ekspansji.
• Parametr gęstości masy, który mierzy związek pomiędzy ρ badanego Wszechświata a daną gęstością, nazywany jest krytycznym ρ<sub>c</sub>, związaną ze stałą Hubble`a. Aktualna wartość tego parametru oznaczona jest przez Ω₀.
• Stała kosmologiczna, oznaczana jako Λ, jest siłą przeciwną do grawitacji.

Gęstość materii jest kluczowym parametrem pozwalającym przewidzieć jej ewolucję: jeśli jest ona bardzo nieprzepuszczalna (Ω₀> 1), grawitacja będzie w stanie pokonać ekspansję i kosmos wróci do stanu pierwotnego.

W przeciwnym razie podwyżka będzie trwała w nieskończoność. Aby to sprawdzić, opisz model kosmologiczny Wszechświata zgodny z teorią.

Intuicyjnie można sobie wyobrazić ewolucję kosmosu w zależności od ilości materii wewnątrz.

Duża ilość doprowadzi do powstania zamkniętego Wszechświata. Zakończy się w stanie początkowym. Mała liczba prowadzi do otwartego wszechświata z nieskończoną ekspansją. Wartość Ω₀ = 1 prowadzi do szczególnego przypadku płaskiego kosmosu.

Znaczenie gęstości krytycznej ρ_c wynosi około 6 x 10^-27 kg/m³, tj. dwa atomy wodoru na metr sześcienny.

Ta bardzo niska wartość wyjaśnia, dlaczego współczesny model kosmologiczny struktury wszechświata zakłada pusty kosmos, co nie jest niczym złym.

Wszechświat zamknięty czy otwarty?

Gęstość materii wewnątrz wszechświata określa jego geometrię.

Dla dużej nieprzenikalności możliwe jest uzyskanie zamkniętego kosmosu o dodatniej krzywiźnie. Ale poniżej krytycznej gęstości powstałby otwarty wszechświat.

Należy zauważyć, że typ zamknięty z konieczności ma skończony rozmiar, podczas gdy płaski lub otwarty wszechświat może być skończony lub nieskończony.

W drugim przypadku suma kątów trójkąta jest mniejsza niż 180°.

W układzie zamkniętym (np. na powierzchni Ziemi) figura ta jest zawsze większa od 180°.

Wszystkie dotychczasowe pomiary nie wykryły zakrzywienia kosmosu.

Kosmologiczne modele wszechświata w skrócie

Pomiary promieniowania kopalnego balonu Bumerang potwierdzają hipotezę płaskiej przestrzeni.

Hipoteza płaskiego kosmosu jest najlepiej dopasowana do danych eksperymentalnych.

Pomiary dokonywane przez WMAP i satelitę Planck potwierdzają tę hipotezę.

Zatem wszechświat byłby płaski. Ale ten fakt rodzi dwa pytania dla ludzkości. Jeśli jest płaska, to znaczy, że gęstość materii jest równa krytycznej Ω₀=1. Ale, jest największy, widoczna materia we Wszechświecie to tylko 5% tej nieprzenikalności.

Tak jak w przypadku narodzin galaktyk, musimy ponownie zwrócić się do ciemnej materii.

Wiek wszechświata

Naukowcy potrafią wykazać, że jest ona proporcjonalna do odwrotności stałej Hubble`a.

Tak więc dokładna definicja tej stałej jest krytycznym problemem dla kosmologii. Ostatnie pomiary pokazują, że kosmos ma obecnie od 7 do 20 miliardów lat.

Ale wszechświat musi być starszy niż jego najstarsze gwiazdy. I szacuje się, że mają od 13 do 16 miliardów lat.

Około 14 miliardów lat temu Wszechświat zaczął się rozszerzać we wszystkich kierunkach z nieskończonego punktu gęstości znanego jako osobliwość. To wydarzenie znane jest jako jak Big One wybuch.

W ciągu pierwszych kilku sekund od rozpoczęcia gwałtownej inflacji, która trwała przez następne sto tysięcy lat, pojawiły się cząstki fundamentalne. Która później stworzyłaby materię, ale jak wie ludzkość, jeszcze nie istniała. W tym okresie Wszechświat był nieprzezroczysty, wypełniony niezwykle gorącą plazmą i silnym promieniowaniem.

Ale w miarę rozszerzania się, jego temperatura i gęstość stopniowo malały. Plazma i promieniowanie zostały ostatecznie zastąpione przez wodór i hel, najprostsze, najlżejsze i najliczniejsze pierwiastki we Wszechświecie. Grawitacja potrzebowała kilkuset milionów dodatkowych lat, aby połączyć te swobodnie pływające atomy w pierwotny gaz, z którego wyłoniły się pierwsze gwiazdy i galaktyki.

To wyjaśnienie dotyczące pochodzenia czasu zostało wyprowadzone z modelu standardowego kosmologii Wielkiego Wybuchu, znanego również jako system Lambda - zimna ciemna materia.

Kosmologiczne modele wszechświata opierają się na bezpośrednich obserwacjach. Są w stanie dokonać przewidywań, które mogą być potwierdzone przez kolejne badania, i opierają się na ogólnej teorii względności, ponieważ ta teoria daje najlepszą zgodność z obserwowanym zachowaniem w dużej skali. Modele kosmologiczne również opierają się na dwóch podstawowych założeniach.

Ziemia nie znajduje się w centrum wszechświata i nie zajmuje specjalnego miejsca, więc w dużej skali kosmos wygląda tak samo we wszystkich kierunkach i ze wszystkich miejsc. A te same prawa fizyki działające na Ziemi obowiązują w całym kosmosie, niezależnie od czasu.

W konsekwencji to, co ludzkość obserwuje dzisiaj, może być wykorzystane do wyjaśnienia przeszłości, teraźniejszości lub do pomocy w przewidywaniu przyszłych wydarzeń w przyrodzie, niezależnie od tego, jak daleko.

Niewiarygodnie, im dalej ludzie wpatrują się w niebo, tym bardziej cofają się w czasie. Pozwala to na ogólny przegląd galaktyk, gdy były one znacznie młodsze, dzięki czemu można lepiej zrozumieć, jak ewoluowały w stosunku do tych, które są bliżej, a więc znacznie starszych. Oczywiście, ludzkość nie może widzieć tych samych galaktyk na różnych etapach ich ewolucji. Ale dobre hipotezy mogą powstać dzięki pogrupowaniu galaktyk w kategorie na podstawie tego, co obserwują.

Uważa się, że pierwsze gwiazdy powstały z obłoków gazu krótko po rozpoczęciu istnienia wszechświata. Standardowy model wielkiego wybuchu zakłada, że jest to możliwe.. Znajdź najwcześniejsze galaktyki wypełnione młodymi gorącymi ciałami, które nadałyby tym układom niebieski odcień. Model przewiduje również, że pierwsze gwiazdy były liczniejsze, ale miały mniejsze rozmiary niż dzisiejsze. I że systemy hierarchicznie rosły do swoich obecnych rozmiarów, gdy małe galaktyki z czasem tworzyły duże wszechświaty wyspowe.

Co ciekawe, wiele z tych przewidywań zostało potwierdzonych. Na przykład w 1995 roku, kiedy Kosmiczny Teleskop Hubble`a po raz pierwszy spojrzał w głąb początku czasu, odkrył, że młody Wszechświat był wypełniony słabymi niebieskimi galaktykami, które były trzydzieści do pięćdziesięciu razy mniejsze niż Droga Mleczna.

Standardowy model wielkiego wybuchu przewiduje również, że te fuzje wciąż trwają. Dlatego ludzkość musi znaleźć dowody tej aktywności również w sąsiednich galaktykach. Niestety, do niedawna istniało niewiele dowodów na energiczne fuzje wśród gwiazd w pobliżu Drogi Mlecznej. Był to problem ze standardowym modelem wielkiego wybuchu, ponieważ sugerował, że zrozumienie wszechświata może być niekompletne lub wadliwe.

Dopiero w drugiej połowie XX wieku zgromadzono wystarczająco dużo dowodów fizycznych, by stworzyć rozsądne modele proces tworzenia kosmosu. Obecny standardowy system wielkiego wybuchu został opracowany na podstawie trzech głównych danych eksperymentalnych.

Ekspansja Wszechświata

Jak większość modeli przyrody, ulegał on kolejnym udoskonaleniom i stwarzał istotne trudności, które napędzały dalsze badania.

Jednym z fascynujących aspektów modelowania kosmologicznego jest to, że ujawnia ono szereg równowag parametrów, które muszą być utrzymywane wystarczająco dokładnie, aby wszechświat.

Kwestie

Standardowy model kosmologiczny wszechświata to wielki wybuch. I choć dowody na jej poparcie są przytłaczające, nie jest ona pozbawiona problemów. Trefil w swojej książce Moment stworzenia dobrze ilustruje te kwestie:

1. Problem antymaterii.
2. Złożoność formowania się galaktyk.
3. Problem horyzontu.
4. Pytanie o płaskość.

Problem antymaterii

Po rozpoczęciu ery cząsteczkowej. Nie jest znany proces, który może zmienić czystą liczbę ziaren wszechświata. W czasie, gdy kosmos był milisekundowo nieaktualny, równowaga między materią a antymaterią została skorygowana na zawsze.

Główną częścią modelu standardowego materii we Wszechświecie jest idea produkcji par. To pokazuje narodziny elektronowo-pozytonowych dubletów. Zwykły rodzaj oddziaływania pomiędzy wysokoczułym promieniowaniem X lub gamma a typowymi atomami przekształca większość energii fotonu w elektron i jego antycząstkę, pozyton. Masy cząstek są zgodne z relacją Einsteina E = mc². Wytworzona otchłań ma równą liczbę elektronów i pozytonów. Dlatego gdyby wszystkie procesy masowej produkcji były sparowane, we Wszechświecie byłoby dokładnie tyle samo materii i antymaterii.

Najwyraźniej istnieje pewna asymetria w sposobie, w jaki natura traktuje materię. Jednym z obiecujących obszarów badań jest łamanie symetrii CP w rozpadach cząstek przez oddziaływania słabe. Głównym dowodem eksperymentalnym jest rozpad neutralnych kaonów. To właśnie one pokazują lekkie złamanie symetrii SR. Dzięki rozpadowi kaonów na elektrony, ludzkość ma wyraźne rozróżnienie między materią a antymaterią i może to być jeden z kluczy do dominacji materii we Wszechświecie.

Nowe odkrycie w Wielkim Zderzaczu Hadronów - różnica w szybkości rozpadu mezonu D i jego antycząstki wynosi 0,8%, co może być kolejnym przyczynkiem do pytania o antymaterię.

Problem powstawania galaktyk

Losowe niejednorodności w rozszerzającym się Wszechświecie są niewystarczające do formowania się gwiazd. Przy szybkiej ekspansji, przyciąganie grawitacyjne jest zbyt wolne, aby galaktyki mogły się formować z jakimkolwiek rozsądnym wzorem turbulencji tworzonych przez samą ekspansję. Pytanie o to, jak mogła powstać wielkoskalowa struktura Wszechświata, było głównym nierozwiązanym problemem w kosmologii. Tak więc naukowcy muszą patrzeć na okres do 1 milisekundy, aby wyjaśnić istnienie galaktyk.

Problem horyzontu

Mikrofalowe promieniowanie tła z przeciwnych kierunków na niebie ma taką samą temperaturę w granicach 0,01%. Ale regiony przestrzeni, z których zostały wyemitowane, przy 500 000. lat był jaśniejszy czas tranzytu. I tak nie mogli się ze sobą porozumieć, by ustalić pozorną równowagę termiczną - byli poza horyzontem.

Sytuacja ta nazywana jest również "problemem izotropowości", ponieważ promieniowanie tła poruszające się ze wszystkich kierunków w przestrzeni jest prawie izotropowe. Jednym ze sposobów wyrażenia tego pytania jest stwierdzenie, że temperatura części przestrzeni w przeciwnych kierunkach do Ziemi jest prawie taka sama. Ale jak mogą być w równowadze termicznej ze sobą, jeśli nie mogą się komunikować? Gdyby ktoś wziął pod uwagę granicę czasową powrotu 14 miliardów lat, wynikającą ze stałej Hubble`a wynoszącej 71 km/s na megaparsek, jak sugeruje WMAP, zauważyłby, że te odległe części wszechświata dzieli 28 miliardów lat świetlnych. Dlaczego więc mają dokładnie taką samą temperaturę?

Dwukrotny wiek Wszechświata wystarczy, by zrozumieć problem horyzontu, ale jak zauważa Schramm, jeśli spojrzeć na problem z wcześniejszej perspektywy, staje się on jeszcze poważniejszy. W czasie, gdy fotony zostały faktycznie wyemitowane, byłyby 100 razy starsze od wszechświata lub 100 razy przyczynowo odłączone.

Problem ten jest jednym z kierunków, które doprowadziły do hipotezy inflacyjnej wysuniętej przez Alana Gutha na początku lat 80. XX wieku. Odpowiedź na pytanie o horyzont w kontekście inflacji jest taka, że na początku procesu Wielkiego Wybuchu nastąpił okres niewiarygodnie szybkiej inflacji, która zwiększyła rozmiary Wszechświata o 10²⁰ lub 10³⁰. Oznacza to, że obserwowalny kosmos jest teraz wewnątrz tej ekspansji. Widoczne promieniowanie jest izotropowe, ponieważ cała ta przestrzeń jest "nadmuchana" z niewielkiej objętości i ma niemal identyczne warunki początkowe. To sposób na wyjaśnienie, dlaczego części wszechświata tak odległe od siebie, że nigdy nie mogłyby się ze sobą porozumieć, wyglądają tak samo.

Problem płaskości

Powstanie współczesnego modelu kosmologicznego wszechświata jest bardzo obszerne. Obserwacje pokazują, że ilość materii w przestrzeni jest niewątpliwie większa niż jedna dziesiąta, a na pewno mniejsza niż krytyczna ilość, konieczny dla przystanki ekspansji. Jest tu dobra analogia - piłka rzucona z ziemi zwalnia. Przy tej samej prędkości co mała asteroida, nigdy się nie zatrzyma.

Na początku tego teoretycznego wyrzucenia z układu może się wydawać, że został on wyrzucony z odpowiednią prędkością, aby poruszać się w nieskończoność, zwalniając do zera na nieskończonej odległości. Ale w miarę upływu czasu, stawało się coraz bardziej jasne. Gdybyśmy nawet w niewielkim stopniu przeoczyli okno prędkości, to po 20 miliardach lat podróży nadal wydawałoby się, że piłka została rzucona z właściwą prędkością.

Wszelkie odchylenia od płaskości są z czasem wyolbrzymiane, a na tym etapie wszechświata drobne nieregularności musiały się znacznie zwiększyć. Jeśli gęstość kosmosu wydaje się dziś bliska krytycznej, to we wcześniejszych epokach musiała być jeszcze bliższa płaskiej. Alan Guth przypisuje wykładowi Roberta Dicke`a jeden z wpływów, który skierował go na drogę inflacji. Robert zwrócił uwagę, że płaskość współczesnego modelu kosmologicznego wszechświata wymagałaby, aby był on płaski do jednej części w czasie 10-14 razy sekundy po wielkim wybuchu. Kaufmann sugeruje, że zaraz po niej gęstość powinna była być równa krytycznej, czyli do 50 miejsc po przecinku.

Na początku lat 80-tych Alan Guth zasugerował, że po Czas Plancka 10^-43 sekund, był krótki okres niezwykle szybkiej ekspansji. Ten model inflacyjny był sposób rozwiązywania zarówno kwestie płaskości, jak i horyzontu. Jeśli Wszechświat powiększył się o 20-30 rzędów wielkości, właściwości niezwykle małej objętości, które można by uznać za ściśle sprzężone, zostały teraz rozłożone w całym znanym Wszechświecie, przyczyniając się zarówno do skrajnej płaskości, jak i skrajnej izotropowości.

Tak w skrócie można opisać współczesne modele kosmologiczne wszechświata.