Kosmologický model vesmíru je matematický popis, který se pokouší vysvětlit důvody jeho současné existence. Také zobrazuje vývoj v čase.
Moderní kosmologické modely vesmíru jsou založeny na obecné teorii relativity. To je to, co v současné době poskytuje nejlepší reprezentaci pro rozsáhlé vysvětlení.
První vědecky podložený kosmologický model vesmíru
Ze své teorie obecné relativity, což je hypotéza gravitace, Einstein píše rovnice, které řídí vesmír naplněný hmotou. Ale Albert si myslel, že by to mělo být statické. Einstein tedy zavedl do svých rovnic termín zvaný konstantní kosmologický model vesmíru, aby získal výsledek.
Následně, vzhledem k systému Edwina Hubbla, se k této myšlence vrátí a uzná, že vesmír se může efektivně rozpínat. Přesně takvesmír vypadá jako v kosmologickém modelu A. Einsteina.
Nové hypotézy
Krátce po něm Holanďan de Sitter, ruský vývojář kosmologického modelu vesmíru Friedman a Belgičan Lemaitre předkládají nestatické prvky k posouzení znalců. Jsou potřeba k řešení Einsteinových rovnic relativity.
Pokud de Sitterův kosmos odpovídá prázdné konstantě, pak podle Friedmannova kosmologického modelu závisí vesmír na hustotě hmoty uvnitř něj.
Hlavní hypotéza
Není důvod, aby Země stála uprostřed vesmíru nebo na nějakém privilegovaném místě.
Toto je první teorie klasického kosmologického modelu vesmíru. Podle této hypotézy je vesmír považován za:
- Homogenní, to znamená, že má všude stejné vlastnosti v kosmologickém měřítku. Samozřejmě, že na menším letadle jsou různé situace, když se podíváte například do Sluneční soustavy nebo někam mimo Galaxii.
- Izotropní, to znamená, že má vždy stejné vlastnosti ve všech směrech, bez ohledu na to, kam se člověk dívá. Zejména proto, že prostor není zploštělý v jednom směru.
Druhou nutnou hypotézou je univerzálnost fyzikálních zákonů. Tato pravidla jsou stejná všude a za všech okolností.
Uvažování obsahu vesmíru jako dokonalé tekutiny je další hypotéza. Charakteristické rozměry jeho součástí jsou nevýznamné ve srovnání se vzdálenostmi, které je oddělují.
Parametry
Mnozí se ptají: „Popište kosmologický modelVesmír. K tomu se v souladu s předchozí hypotézou systému Friedmann-Lemaitre používají tři parametry, které plně charakterizují evoluci:
- Hubbleova konstanta, která představuje rychlost expanze.
- Parametr hmotnostní hustoty, který měří poměr mezi ρ zkoumaného vesmíru a určitou hustotou, se nazývá kritická ρc, která souvisí s Hubbleovou konstantou. Aktuální hodnota tohoto parametru je označena Ω0.
- Kosmologická konstanta, označená Λ, je opačnou silou než gravitace.
Hustota hmoty je klíčovým parametrem pro předpovídání jejího vývoje: pokud je velmi neprostupná (Ω0> 1), gravitace bude schopna porazit expanzi a kosmos se vrátí do původního stavu.
Jinak bude nárůst pokračovat navždy. Chcete-li to ověřit, popište kosmologický model vesmíru podle teorie.
Je intuitivně jasné, že člověk si může uvědomit vývoj vesmíru v souladu s množstvím hmoty uvnitř.
Velký počet povede k uzavřenému vesmíru. Skončí v původním stavu. Malé množství hmoty povede k otevřenému vesmíru s nekonečnou expanzí. Hodnota Ω0=1 vede ke speciálnímu případu plochého prostoru.
Význam kritické hustoty ρc je asi 6 x 10–27 kg/m3, tedy dva atomy vodíku na metr krychlový.
Tento velmi nízký údaj vysvětluje, proč moderníkosmologický model struktury vesmíru předpokládá prázdný prostor, a to není tak špatné.
Uzavřený nebo otevřený vesmír?
Hustota hmoty uvnitř vesmíru určuje jeho geometrii.
Pro vysokou nepropustnost můžete získat uzavřený prostor s pozitivním zakřivením. Ale s hustotou pod kritickou hodnotou se objeví otevřený vesmír.
Je třeba poznamenat, že uzavřený typ má nutně konečnou velikost, zatímco plochý nebo otevřený vesmír může být konečný nebo nekonečný.
Ve druhém případě je součet úhlů trojúhelníku menší než 180°.
V uzavřeném prostoru (například na povrchu Země) je toto číslo vždy větší než 180°.
Všechna dosavadní měření nedokázala odhalit zakřivení prostoru.
Kosmologické modely vesmíru stručně
Měření fosilního záření pomocí bumerangové koule opět potvrzuje hypotézu o plochém prostoru.
Hypotéza plochého prostoru je v nejlepší shodě s experimentálními údaji.
Měření provedená WMAP a satelitem Planck tuto hypotézu potvrzují.
Vesmír by byl tedy plochý. Ale tato skutečnost staví lidstvo před dvě otázky. Pokud je plochá, znamená to, že hustota látky je rovna kritické Ω0=1. Ale největší viditelná hmota ve vesmíru tvoří pouze 5 % této neproniknutelnosti.
Stejně jako u zrodu galaxií je nutné znovu se obrátit k temné hmotě.
Věk vesmíru
Vědci mohouukázat, že je úměrná převrácené hodnotě Hubbleovy konstanty.
Přesná definice této konstanty je tedy pro kosmologii kritickým problémem. Nedávná měření ukazují, že vesmír je nyní mezi 7 a 20 miliardami let starý.
Vesmír však musí být nutně starší než jeho nejstarší hvězdy. A jejich stáří se odhaduje na 13 až 16 miliard let.
Asi před 14 miliardami let se vesmír začal rozpínat všemi směry z nekonečně malého hustého bodu známého jako singularita. Tato událost je známá jako Velký třesk.
Během prvních několika sekund nástupu rychlé inflace, která pokračovala další stovky tisíc let, se objevily základní částice. Což by později tvořilo hmotu, ale jak lidstvo ví, ještě neexistovalo. Během tohoto období byl vesmír neprůhledný, plný extrémně horké plazmy a silného záření.
Jak se však rozpínalo, jeho teplota a hustota postupně klesaly. Plazma a záření nakonec nahradily vodík a helium, nejjednodušší, nejlehčí a nejrozšířenější prvky ve vesmíru. Gravitaci trvalo několik set milionů let navíc, než spojila tyto volně plovoucí atomy do prvotního plynu, ze kterého se objevily první hvězdy a galaxie.
Toto vysvětlení počátku času 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 dělatpředpovědi, které mohou být potvrzeny následnými studiemi a opírají se o obecnou relativitu, protože tato teorie nejlépe odpovídá pozorovanému chování ve velkém měřítku. Kosmologické modely jsou také založeny na dvou základních předpokladech.
Země se nenachází ve středu vesmíru a nezaujímá zvláštní místo, takže vesmír vypadá ve všech směrech a ze všech míst ve velkém měřítku stejně. A stejné fyzikální zákony, které platí na Zemi, platí v celém vesmíru bez ohledu na čas.
To, co dnes lidstvo pozoruje, lze tedy použít k vysvětlení minulosti, přítomnosti nebo k předpovědi budoucích událostí v přírodě, bez ohledu na to, jak daleko je tento jev.
Neuvěřitelné, čím dále se lidé dívají do nebe, tím dále se dívají do minulosti. To umožňuje celkový přehled o galaxiích, když byly mnohem mladší, takže můžeme lépe porozumět tomu, jak se vyvíjely ve vztahu k těm, které jsou bližší, a tedy mnohem starší. Lidstvo samozřejmě nemůže vidět stejné galaxie v různých fázích svého vývoje. Ale mohou vzniknout dobré hypotézy, seskupení galaxií do kategorií na základě toho, co pozorují.
Předpokládá se, že první hvězdy vznikly z mračen plynu krátce po začátku vesmíru. Standardní model velkého třesku naznačuje, že je možné najít nejranější galaxie naplněné mladými horkými tělesy, která těmto systémům dodávají modrý nádech. Model to také předpovídáprvní hvězdy byly početnější, ale menší než ty moderní. A že systémy hierarchicky rostly do své současné velikosti, jak malé galaxie nakonec vytvořily velké ostrovní vesmíry.
Zajímavé je, že mnoho z těchto předpovědí se potvrdilo. Například v roce 1995, kdy se Hubbleův vesmírný teleskop poprvé podíval hluboko do počátků času, zjistil, že mladý vesmír byl vyplněn slabě modrými galaxiemi třicetkrát až padesátkrát menšími než je Mléčná dráha.
Standardní model velkého třesku také předpovídá, že tyto fúze stále probíhají. Lidstvo proto musí najít důkazy o této aktivitě i v sousedních galaxiích. Bohužel až donedávna existovalo jen málo důkazů o energetických slučováních mezi hvězdami poblíž Mléčné dráhy. To byl problém se standardním modelem velkého třesku, protože naznačoval, že pochopení vesmíru může být neúplné nebo špatné.
Pouze v druhé polovině 20. století bylo nashromážděno dostatek fyzických důkazů, aby bylo možné vytvořit rozumné modely toho, jak se utvářel vesmír. Současný standardní systém velkého třesku byl vyvinut na základě tří hlavních experimentálních dat.
Expanze vesmíru
Jako většina přírodních modelů prošel postupnými vylepšeními a vytvořil významné výzvy, které pohánějí další výzkum.
Jeden z fascinujících aspektů kosmologiemodelování spočívá v tom, že odhaluje řadu vyvážení parametrů, které musí být udržovány dostatečně přesně pro vesmír.
Otázky
Standardní kosmologický model vesmíru je velký třesk. A přestože důkazy, které ji podporují, jsou ohromující, není bez problémů. Trefil v knize "The Moment of Creation" tyto otázky dobře ukazuje:
- Problém antihmoty.
- Složitost formování Galaxie.
- Problém s horizontem.
- Otázka plochosti.
Problém s antihmotou
Po začátku částicové éry. Není znám žádný proces, který by mohl změnit samotný počet částic ve vesmíru. Tím, že časový prostor byl o milisekundy zastaralý, rovnováha mezi hmotou a antihmotou byla navždy fixována.
Hlavní součástí standardního modelu hmoty ve vesmíru je myšlenka párové výroby. To demonstruje zrod elektron-pozitronových dvojníků. Obvyklý typ interakce mezi rentgenovými nebo gama paprsky s vysokou životností a typickými atomy převádí většinu energie fotonu na elektron a jeho antičástici, pozitron. Hmotnosti částic se řídí Einsteinovým vztahem E=mc2. Vytvořená propast má stejný počet elektronů a pozitronů. Pokud by tedy byly všechny procesy hromadné výroby spárovány, bylo by ve vesmíru přesně stejné množství hmoty a antihmoty.
Je jasné, že ve způsobu, jakým příroda souvisí s hmotou, existuje určitá asymetrie. Jedna ze slibných oblastí výzkumuje porušení CP symetrie při rozpadu částic slabou interakcí. Hlavním experimentálním důkazem je rozklad neutrálních kaonů. Vykazují mírné porušení symetrie SR. S rozpadem kaonů na elektrony má lidstvo jasný rozdíl mezi hmotou a antihmotou, a to může být jedním z klíčů k převaze hmoty ve vesmíru.
Nový objev na Velkém hadronovém urychlovači - rozdíl v rychlosti rozpadu D-mezonu a jeho antičástice je 0,8 %, což může být další příspěvek k řešení problematiky antihmoty.
Problém formování galaxie
Náhodné nepravidelnosti v rozpínajícím se vesmíru nestačí k vytvoření hvězd. V přítomnosti rychlé expanze je gravitační síla příliš pomalá na to, aby se galaxie vytvořily s jakýmkoliv rozumným vzorem turbulence vytvořené expanzí samotnou. Otázka, jak mohla vzniknout struktura vesmíru ve velkém měřítku, byla hlavním nevyřešeným problémem v kosmologii. Proto jsou vědci nuceni podívat se na období až 1 milisekundy, aby vysvětlili existenci galaxií.
Problém s horizontem
Mikrovlnné pozadí záření z opačných směrů na obloze je charakterizováno stejnou teplotou v rozmezí 0,01 %. Ale oblast vesmíru, ze které byly vyzařovány, byla o 500 tisíc let kratší doba tranzitu. A tak spolu nemohli komunikovat, aby nastolili zdánlivou tepelnou rovnováhu – byli venkuhorizont.
Tato situace se také nazývá „problém izotropie“, protože záření pozadí pohybující se ze všech směrů v prostoru je téměř izotropní. Jedním ze způsobů, jak položit otázku, je říci, že teplota částí vesmíru v opačných směrech od Země je téměř stejná. Ale jak mohou být v tepelné rovnováze mezi sebou, když nemohou komunikovat? Pokud vezmeme v úvahu časový limit návratu 14 miliard let, odvozený z Hubbleovy konstanty 71 km/s na megaparsek, jak navrhuje WMAP, zjistíme, že tyto vzdálené části vesmíru jsou od sebe vzdálené 28 miliard světelných let. Tak proč mají přesně stejnou teplotu?
Postačí vám být dvakrát starší než vesmír, abyste pochopili problém horizontu, ale jak zdůrazňuje Schramm, podíváte-li se na problém z dřívější perspektivy, stane se ještě vážnější. V době, kdy byly fotony skutečně emitovány, by byly 100krát starší než vesmír nebo 100krát kauzálně vyřazeny.
Tento problém je jedním ze směrů, které vedly k inflační hypotéze předložené Alanem Guthem na počátku 80. let. Odpověď na otázku horizontu z hlediska inflace je, že na samém začátku procesu velkého třesku bylo období neuvěřitelně rychlé inflace, která zvětšila velikost vesmíru o 1020 resp. 1030 . To znamená, že pozorovatelný prostor je aktuálně uvnitř tohoto rozšíření. Záření, které lze vidět, je izotropní,protože celý tento prostor je „nafouknutý“z nepatrného objemu a má téměř totožné počáteční podmínky. Je to způsob, jak vysvětlit, proč jsou části vesmíru tak daleko, že spolu nikdy nemohou komunikovat, vypadají stejně.
Problém plochosti
Tvorba moderního kosmologického modelu vesmíru je velmi rozsáhlá. Pozorování ukazují, že množství hmoty ve vesmíru je určitě více než jedna desetina a rozhodně menší než kritické množství potřebné k zastavení expanze. Je zde dobré přirovnání – míč vyhozený ze země zpomaluje. Se stejnou rychlostí jako malý asteroid se nikdy nezastaví.
Na začátku tohoto teoretického hodu ze systému se mohlo zdát, že byl vyhozen správnou rychlostí, aby mohl jít navždy, zpomalením na nulu na nekonečnou vzdálenost. Ale postupem času to bylo čím dál jasnější. Pokud někdo přehlédl okno rychlosti byť jen o malý kousek, po 20 miliardách let cestování to stále vypadalo, jako by byl míč vržen správnou rychlostí.
Jakékoli odchylky od plochosti jsou časem zveličené a v této fázi vesmíru by se drobné nepravidelnosti měly výrazně zvětšit. Pokud se hustota současného kosmu zdá velmi blízká kritické, pak musela být v dřívějších dobách ještě blíže ploché. Alan Guth považuje přednášku Roberta Dickeho za jeden z vlivů, které ho přivedly na cestu inflace. Robert na to upozornilplochost současného kosmologického modelu vesmíru by vyžadovala, aby byl po velkém třesku plochý na jednu část 10–14krát za sekundu. Kaufmann navrhuje, že bezprostředně po něm by se hustota měla rovnat kritické, tedy až na 50 desetinných míst.
Na začátku 80. let Alan Guth navrhl, že po Planckově čase 10–43 sekund nastala krátká doba extrémně rychlé expanze. Tento inflační model byl způsob, jak se vypořádat jak s problémem plochosti, tak s problémem horizontu. Jestliže vesmír nabobtnal o 20 až 30 řádů, pak se vlastnosti extrémně malého objemu, který by mohl být považován za pevně vázaný, rozšířily v celém dnešním známém vesmíru, což přispělo jak k extrémní plochosti, tak k extrémně izotropní povaze.
Takto lze stručně popsat moderní kosmologické modely vesmíru.
