Universumi kosmoloogiline mudel on matemaatiline kirjeldus, mis püüab selgitada selle praeguse olemasolu põhjuseid. See kujutab ka evolutsiooni aja jooksul.
Universumi kaasaegsed kosmoloogilised mudelid põhinevad üldisel relatiivsusteoorial. See kujutab endast praegu parimat laiaulatuslikku selgitust.
Universumi esimene teaduspõhine kosmoloogiline mudel
Einstein kirjutab oma üldrelatiivsusteooriast, mis on gravitatsiooni hüpotees, võrrandid, mis juhivad ainega täidetud kosmost. Kuid Albert arvas, et see peaks olema staatiline. Nii võttis Einstein tulemuse saamiseks oma võrranditesse sisse termini, mida nimetatakse universumi konstantseks kosmoloogiliseks mudeliks.
Edwin Hubble'i süsteemi arvestades naaseb ta selle idee juurde ja mõistab, et kosmos võib tõhus alt laieneda. Täpselt niiuniversum näeb välja nagu A. Einsteini kosmoloogilises mudelis.
Uued hüpoteesid
Varsti pärast teda esitavad hollandlane de Sitter, universumi kosmoloogilise mudeli venelane Friedman ja belglane Lemaitre asjatundjate hinnangule mittestaatilisi elemente. Neid on vaja Einsteini relatiivsusteooria võrrandite lahendamiseks.
Kui de Sitteri kosmos vastab tühjale konstandile, siis Friedmanni kosmoloogilise mudeli järgi sõltub Universum selle sees oleva aine tihedusest.
Peamine hüpotees
Maal pole mingit põhjust seista kosmose keskpunktis või mõnes privilegeeritud kohas.
See on universumi klassikalise kosmoloogilise mudeli esimene teooria. Selle hüpoteesi kohaselt peetakse universumit järgmiselt:
- Homogeenne, see tähendab, et sellel on kõikjal kosmoloogilisel skaalal samad omadused. Väiksemas lennukis on muidugi erinevaid olukordi, kui vaadata näiteks Päikesesüsteemi või kuskil väljaspool galaktikat.
- Isotroopne, see tähendab, et sellel on alati igas suunas samad omadused, olenemata sellest, kuhu inimene vaatab. Eriti kuna ruum ei ole ühes suunas tasandatud.
Teine vajalik hüpotees on füüsikaseaduste universaalsus. Need reeglid on kõikjal ja alati ühesugused.
Universumi sisu kui täiusliku vedeliku käsitlemine on veel üks hüpotees. Selle komponentide iseloomulikud mõõtmed on neid eraldavate vahemaadega võrreldes tähtsusetud.
Parameetrid
Paljud küsivad: "Kirjeldage kosmoloogilist mudelitUniversum." Selleks kasutatakse Friedmann-Lemaitre'i süsteemi eelmise hüpoteesiga kolme evolutsiooni täielikult iseloomustavat parameetrit:
- Hubble'i konstant, mis tähistab laienemiskiirust.
- Massitiheduse parameetrit, mis mõõdab uuritava universumi ρ ja teatud tiheduse suhet, nimetatakse kriitiliseks ρc, mis on seotud Hubble'i konstandiga. Selle parameetri praegune väärtus on tähistatud Ω0.
- Kosmoloogiline konstant, tähisega Λ, on gravitatsioonile vastupidine jõud.
Aine tihedus on selle evolutsiooni ennustamise põhiparameeter: kui see on väga läbitungimatu (Ω0> 1), suudab gravitatsioon paisumise ja kosmos naaseb algsesse olekusse.
Muidu jätkub tõus igavesti. Selle kontrollimiseks kirjeldage teooria kohaselt Universumi kosmoloogilist mudelit.
On intuitiivselt selge, et inimene suudab mõista kosmose arengut vastav alt selle sees oleva aine hulgale.
Suur hulk viib suletud universumini. See lõpeb esialgses olekus. Väike kogus ainet viib avatud universumini, millel on lõpmatu paisumine. Väärtus Ω0=1 viib lameda ruumi erijuhuni.
Kriitilise tiheduse ρc tähendus on umbes 6 x 10–27 kg/m3, see tähendab kaks vesinikuaatomit kuupmeetri kohta.
See väga madal näitaja selgitab, miks on tänapäevaneuniversumi ehituse kosmoloogiline mudel eeldab tühja ruumi ja see polegi nii halb.
Suletud või avatud universum?
Aine tihedus universumi sees määrab selle geomeetria.
Suure läbilaskvuse tagamiseks saate positiivse kumerusega suletud ruumi. Kuid kui tihedus jääb kriitilisest allapoole, tekib avatud universum.
Tuleb märkida, et suletud tüübil on tingimata lõplik suurus, samas kui tasane või avatud universum võib olla lõplik või lõpmatu.
Teisel juhul on kolmnurga nurkade summa väiksem kui 180°.
Suletud ruumis (näiteks Maa pinnal) on see arv alati suurem kui 180°.
Kõik senised mõõtmised ei ole suutnud ruumi kumerust paljastada.
Universumi kosmoloogilised mudelid lühid alt
Fossiilse kiirguse mõõtmised Bumerangi kuuliga kinnitavad taas tasapinnalise ruumi hüpoteesi.
Lameda ruumi hüpotees on kõige paremini kooskõlas eksperimentaalsete andmetega.
WMAP-i ja Plancki satelliidi mõõtmised kinnitavad seda hüpoteesi.
Nii et universum oleks tasane. Kuid see fakt seab inimkonna kahe küsimuse ette. Kui see on tasane, tähendab see, et aine tihedus on võrdne kriitilisega Ω0=1. Kuid universumi suurim nähtav aine moodustab ainult 5% sellest läbitungimatusest.
Nii nagu galaktikate sünni puhul, on vaja uuesti pöörduda tumeaine poole.
Universumi ajastu
Teadlased saavadnäita, et see on võrdeline Hubble'i konstandi pöördarvuga.
Seega on selle konstandi täpne määratlus kosmoloogia jaoks kriitiline probleem. Hiljutised mõõtmised näitavad, et kosmos on praegu 7–20 miljardit aastat vana.
Aga universum peab tingimata olema vanem kui selle vanimad tähed. Ja nad on hinnanguliselt 13–16 miljardit aastat vanad.
Umbes 14 miljardit aastat tagasi hakkas universum lõpmatult väikesest tihedast punktist, mida tuntakse singulaarsusena, igas suunas paisuma. Seda sündmust tuntakse Suure Pauguna.
Esimeste sekundite jooksul pärast kiire inflatsiooni algust, mis jätkus järgmised sadu tuhandeid aastaid, ilmusid põhiosakesed. Mis hiljem moodustas mateeria, kuid nagu inimkond teab, polnud seda veel olemas. Sel perioodil oli universum läbipaistmatu, täidetud äärmiselt kuuma plasma ja võimsa kiirgusega.
Kuid selle laienedes vähenesid selle temperatuur ja tihedus järk-järgult. Plasma ja kiirgus asendasid lõpuks vesiniku ja heeliumi, universumi kõige lihtsamad, kergemad ja rikkalikumad elemendid. Gravitatsioonil kulus mitusada miljonit lisaaastat, et ühendada need vab alt hõljuvad aatomid ürggaasiks, millest tekkisid esimesed tähed ja galaktikad.
See aegade alguse seletus tuletati Suure Paugu kosmoloogia standardmudelist, mida tuntakse ka Lambda süsteemina – külm tumeaine.
Universumi kosmoloogilised mudelid põhinevad otsestel vaatlustel. Nad on võimelised tegemaennustused, mida saab kinnitada järgnevate uuringutega ja tugineda üldrelatiivsusteooriale, kuna see teooria sobib kõige paremini vaadeldud laiaulatusliku käitumisega. Kosmoloogilised mudelid põhinevad ka kahel põhieeldusel.
Maa ei asu universumi keskmes ega oma erilist kohta, seega näeb ruum suures plaanis igas suunas ja kõikidest kohtadest ühesugune välja. Ja samad füüsikaseadused, mis Maal kehtivad, kehtivad ajast sõltumata kogu kosmoses.
Seega, seda, mida inimkond täna jälgib, saab kasutada mineviku ja oleviku selgitamiseks või tulevaste sündmuste ennustamiseks looduses, olenemata sellest, kui kaugel see nähtus on.
Uskumatu, mida kaugemale inimesed taevasse vaatavad, seda kaugemale nad minevikku vaatavad. See võimaldab saada üldise ülevaate galaktikatest, kui nad olid palju nooremad, et saaksime paremini mõista, kuidas nad arenesid võrreldes nendega, mis on lähemal ja seega palju vanemad. Loomulikult ei saa inimkond näha samu galaktikaid oma arengu eri etappidel. Kuid võib tekkida häid hüpoteese, rühmitades galaktikad kategooriatesse selle põhjal, mida nad vaatlevad.
Arvatakse, et esimesed tähed tekkisid gaasipilvedest vahetult pärast universumi algust. Standardne Suure Paugu mudel viitab sellele, et on võimalik leida varaseimad galaktikad, mis on täidetud noorte kuumade kehadega, mis annavad neile süsteemidele sinise varjundi. Seda ennustab ka mudelesimesed tähed olid arvukamad, kuid väiksemad kui tänapäevased. Ja et süsteemid kasvasid hierarhiliselt oma praeguse suuruseni, kui väikesed galaktikad moodustasid lõpuks suured saareuniversumid.
Huvitaval kombel on paljud neist ennustustest kinnitust leidnud. Näiteks 1995. aastal, kui Hubble'i kosmoseteleskoop vaatas esimest korda sügavale aegade algusesse, avastas see, et noor universum oli täidetud ähmasiniste galaktikatega, mis on Linnuteest kolmkümmend kuni viiskümmend korda väiksemad.
Standardne Suure Paugu mudel ennustab ka, et need ühinemised jätkuvad. Seetõttu peab inimkond selle tegevuse kohta tõendeid leidma ka naabergalaktikatest. Kahjuks on kuni viimase ajani olnud vähe tõendeid Linnutee lähedal asuvate tähtede energeetilisest ühinemisest. See oli standardse Suure Paugu mudeli probleem, kuna see viitas sellele, et arusaam universumist võib olla puudulik või vale.
Alles 20. sajandi teisel poolel koguti piisav alt füüsilisi tõendeid, et koostada mõistlikke mudeleid kosmose kujunemise kohta. Praegune standardne suure paugu süsteem töötati välja kolme peamise katseandmete põhjal.
Universumi paisumine
Nagu enamiku loodusmudelite puhul, on seda järjest täiustatud ja see on tekitanud olulisi väljakutseid, mis toidavad edasist uurimistööd.
Üks kosmoloogilise põnevamaid aspektemodelleerimine seisneb selles, et see paljastab hulga parameetrite tasakaalu, mida tuleb universumi jaoks piisav alt täpselt säilitada.
Küsimused
Universumi standardne kosmoloogiline mudel on suur pauk. Ja kuigi teda toetavad tõendid on ülekaalukad, pole ta probleemideta. Trefil raamatus "Loomise hetk" näitab hästi neid küsimusi:
- Antiaine probleem.
- Galaktika kujunemise keerukus.
- Horisondi probleem.
- Lameduse küsimus.
Animateeria probleem
Pärast osakeste ajastu algust. Pole teada ühtegi protsessi, mis võiks muuta universumi osakeste arvu. Selleks ajaks, kui ruum oli millisekundeid aegunud, oli tasakaal mateeria ja antiaine vahel igaveseks fikseeritud.
Universumi mateeria standardmudeli põhiosa on paaritootmise idee. See näitab elektron-positroni kahekordistumist. Tavaline interaktsioon kõrge elueaga röntgen- või gammakiirguse ja tüüpiliste aatomite vahel muudab suurema osa footoni energiast elektroniks ja selle antiosakeseks, positroniks. Osakeste massid järgivad Einsteini seost E=mc2. Tekkinud kuristikus on võrdne arv elektrone ja positroneid. Seega, kui kõik masstootmisprotsessid oleksid paaris, oleks universumis ainet ja antiainet täpselt sama palju.
On selge, et looduse ja mateeria suhestumisviisis on teatav asümmeetria. Üks paljulubavamaid uurimisvaldkondion CP sümmeetria rikkumine osakeste lagunemisel nõrga interaktsiooni tõttu. Peamine eksperimentaalne tõestus on neutraalsete kaoonide lagunemine. Need näitavad SR-i sümmeetria kerget rikkumist. Kaoonide elektronideks lagunemisega teeb inimkond selgelt vahet mateeria ja antiaine vahel ning see võib olla üks võtmeid mateeria domineerimisele universumis.
Uus avastus suures hadronite põrgatis – D-mesoni ja selle antiosakese lagunemiskiiruse erinevus on 0,8%, mis võib olla veel üks panus antiaine probleemi lahendamisel.
Galaktika moodustumise probleem
Juhuslikest ebakorrapärasustest paisuvas universumis ei piisa tähtede moodustamiseks. Kiire paisumise korral on gravitatsiooniline tõmbejõud liiga aeglane, et galaktikad saaksid tekkida paisumise enda tekitatud mõistliku turbulentsi mustriga. Küsimus, kuidas võis tekkida universumi laiaulatuslik struktuur, on olnud kosmoloogias suur lahendamata probleem. Seetõttu on teadlased sunnitud galaktikate olemasolu selgitamiseks vaatama kuni 1 millisekundi pikkust perioodi.
Horisondi probleem
Taeva vastassuundade mikrolaine taustakiirgust iseloomustab sama temperatuur 0,01% piires. Kuid ruumi pindala, kust nad kiirgasid, oli 500 tuhat aastat kergem läbisõiduaeg. Ja seetõttu ei saanud nad omavahel suhelda, et luua näilist termilist tasakaalu – nad olid väljashorisont.
Seda olukorda nimetatakse ka "isotroopiaprobleemiks", kuna ruumis kõikidest suundadest liikuv taustkiirgus on peaaegu isotroopne. Üks võimalus küsimust esitada on öelda, et Maast vastassuundades olevate kosmoseosade temperatuur on peaaegu sama. Kuid kuidas saavad nad olla omavahel termilises tasakaalus, kui nad ei saa suhelda? Kui võtta arvesse WMAP-i pakutud Hubble'i konstandist 71 km/s megaparseki kohta tuletatud tagasipöördumisaja piiriks 14 miljardit aastat, märkas, et need universumi kauged osad on üksteisest 28 miljardi valgusaasta kaugusel. Miks neil siis täpselt sama temperatuur on?
Horisondi probleemi mõistmiseks peate olema universumist kaks korda vanem, kuid nagu Schramm märgib, muutub see probleemi varasemast vaatenurgast vaadates veelgi tõsisemaks. Ajal, mil footonid tegelikult kiirgasid, oleksid nad olnud 100 korda universumi vanusest või 100 korda põhjuslikult puudega.
See probleem on üks suundi, mis viis inflatsioonihüpoteesini, mille Alan Guth 1980. aastate alguses esitas. Vastus horisondi küsimusele inflatsiooni osas on see, et Suure Paugu protsessi alguses oli uskumatult kiire inflatsiooni periood, mis suurendas universumi suurust 1020 või 1030 . See tähendab, et vaadeldav ruum asub praegu selle laienduse sees. Nähtav kiirgus on isotroopne,sest kogu see ruum on pisikesest mahust "pumbatud" ja sellel on peaaegu identsed algtingimused. See on viis selgitada, miks universumi osad on nii kaugel, et nad ei saa kunagi üksteisega suhelda.
Lameduse probleem
Universumi kaasaegse kosmoloogilise mudeli kujunemine on väga ulatuslik. Vaatlused näitavad, et aine hulk ruumis on kindlasti üle kümnendiku ja kindlasti väiksem paisumise peatamiseks vajalikust kriitilisest kogusest. Siin on hea analoogia – maast visatud pall aeglustab. Väikese asteroidiga sama kiirusega ei peatu see kunagi.
Selle teoreetilise viske alguses võib tunduda, et see visati õige kiirusega, et igaveseks minna, aeglustades lõpmatu vahemaa jooksul nullini. Kuid aja jooksul muutus see üha ilmsemaks. Kui kellelgi jäi kiiruste aknast vähegi mööda, siis pärast 20 miljardit aastat reisimist tundus ikkagi, et pall visati õigel kiirusel.
Igasugused kõrvalekalded lamedusest on aja jooksul liialdatud ja universumi praegusel etapil peaksid väikesed ebakorrapärasused märkimisväärselt suurenema. Kui praeguse kosmose tihedus tundub väga lähedal kriitilisele, siis varasematel ajastutel pidi see olema veelgi lähemal tasasele. Alan Guth peab Robert Dicke’i loengut üheks mõjutajaks, mis viis ta inflatsiooni teele. Robert juhtis sellele tähelepanuuniversumi praeguse kosmoloogilise mudeli tasapinnalisus eeldaks, et pärast suurt pauku peab see olema tasane 10–14 korda sekundis. Kaufmann soovitab, et kohe pärast seda oleks tihedus pidanud olema võrdne kriitilisega, st kuni 50 kohta pärast koma.
1980. aastate alguses pakkus Alan Guth, et pärast Plancki aega 10–43 sekundit toimus lühike ülikiire laienemise periood. See inflatsioonimudel oli viis nii tasasuse probleemi kui ka horisondi probleemi lahendamiseks. Kui universum paisus 20–30 suurusjärku, siis üliväikese ruumala omadused, mida võiks pidada tihed alt seotuks, levisid tänapäeval kogu teadaolevas universumis, aidates kaasa nii äärmuslikule lamedusele kui ka äärmiselt isotroopsele olemusele.
Nii saab lühid alt kirjeldada universumi kaasaegseid kosmoloogilisi mudeleid.
