Космологичният модел на Вселената е математическо описание, което се опитва да обясни причините за сегашното й съществуване. Той също така изобразява еволюцията във времето.
Съвременните космологични модели на Вселената се основават на общата теория на относителността. Това в момента осигурява най-доброто представяне за мащабно обяснение.
Първият научно обоснован космологичен модел на Вселената
От своята обща теория на относителността, която е хипотеза за гравитацията, Айнщайн пише уравнения, които управляват космоса, пълен с материя. Но Алберт смяташе, че трябва да е статичен. Така Айнщайн въвежда термин, наречен постоянен космологичен модел на Вселената в своите уравнения, за да получи резултата.
Впоследствие, като се има предвид системата на Едуин Хъбъл, той ще се върне към тази идея и ще признае, че космосът може ефективно да се разширява. ТочноВселената изглежда като в космологичния модел на А. Айнщайн.
Нови хипотези
Малко след него холандецът де Ситер, руският разработчик на космологичния модел на Вселената Фридман и белгиецът Леметр представят нестатични елементи за преценката на ценителите. Те са необходими за решаване на уравненията на относителността на Айнщайн.
Ако космосът на де Ситер съответства на празна константа, тогава според космологичния модел на Фридман Вселената зависи от плътността на материята вътре в нея.
Основна хипотеза
Няма причина Земята да стои в центъра на космоса или на което и да е привилегировано място.
Това е първата теория на класическия космологичен модел на Вселената. Според тази хипотеза Вселената се разглежда като:
- Хомогенен, тоест има едни и същи свойства навсякъде в космологичен мащаб. Разбира се, в по-малък самолет има различни ситуации, ако погледнете, например, Слънчевата система или някъде извън Галактиката.
- Изотропен, тоест винаги има едни и същи свойства във всяка посока, независимо къде гледа човек. Особено след като пространството не е сплескано в една посока.
Втората необходима хипотеза е универсалността на законите на физиката. Тези правила са едни и същи навсякъде и по всяко време.
Разглеждането на съдържанието на Вселената като съвършен флуид е друга хипотеза. Характерните размери на компонентите му са незначителни в сравнение с разстоянията, които ги разделят.
Параметри
Мнозина питат: „Опишете космологичния моделВселена. За да направите това, в съответствие с предишната хипотеза на системата Friedmann-Lemaitre, се използват три параметъра, които напълно характеризират еволюцията:
- константа на Хъбъл, която представлява скоростта на разширение.
- Параметърът на плътността на масата, който измерва съотношението между ρ на изследваната Вселена и определена плътност, се нарича критичното ρc, което е свързано с константата на Хъбъл. Текущата стойност на този параметър е отбелязана Ω0.
- Космологичната константа, обозначена с Λ, е противоположната на гравитацията сила.
Плътността на материята е ключов параметър за прогнозиране на нейната еволюция: ако тя е много непроницаема (Ω0> 1), гравитацията ще може да победи разширяването и космосът ще се върне в първоначалното си състояние.
В противен случай увеличението ще продължи завинаги. За да проверите това, опишете космологичния модел на Вселената според теорията.
Интуитивно е ясно, че човек може да осъзнае еволюцията на космоса в съответствие с количеството материя вътре.
Голямо число ще доведе до затворена вселена. Ще приключи в първоначалното си състояние. Малко количество материя ще доведе до отворена вселена с безкрайно разширение. Стойността Ω0=1 води до специален случай на плоско пространство.
Значението на критичната плътност ρc е около 6 x 10–27 kg/m3, тоест два водородни атома на кубичен метър.
Тази много ниска цифра обяснява защо е модернокосмологичният модел на структурата на Вселената предполага празно пространство и това не е толкова лошо.
Затворена или отворена вселена?
Плътността на материята във вселената определя нейната геометрия.
За висока непроницаемост можете да получите затворено пространство с положителна кривина. Но с плътност под критичната ще се появи отворена вселена.
Трябва да се отбележи, че затвореният тип задължително има завършен размер, докато плоската или отворената вселена може да бъде крайна или безкрайна.
Във втория случай сумата от ъглите на триъгълника е по-малка от 180°.
В затворено пространство (например на повърхността на Земята) тази цифра винаги е по-голяма от 180°.
Всички измервания досега не успяха да разкрият кривината на пространството.
Космологични модели на Вселената накратко
Измерванията на фосилната радиация с помощта на топката Бумеранг отново потвърждават хипотезата за плоското пространство.
Хипотезата за плоското пространство е в най-добро съответствие с експерименталните данни.
Измервания, направени от WMAP и сателита Planck потвърждават тази хипотеза.
Така че Вселената ще бъде плоска. Но този факт поставя човечеството пред два въпроса. Ако е плоска, това означава, че плътността на веществото е равна на критичната Ω0=1. Но най-голямата видима материя във Вселената е само 5% от тази непроницаемост.
Точно както при раждането на галактиките, е необходимо да се обърнем отново към тъмната материя.
Age of the Universe
Учените могатпоказват, че тя е пропорционална на реципрочната стойност на константата на Хъбъл.
По този начин, точното определение на тази константа е критичен проблем за космологията. Последните измервания показват, че космосът е на възраст между 7 и 20 милиарда години.
Но Вселената непременно трябва да е по-стара от най-старите си звезди. И се оценява, че са на възраст между 13 и 16 милиарда години.
Преди около 14 милиарда години Вселената започна да се разширява във всички посоки от безкрайно малка плътна точка, известна като сингулярност. Това събитие е известно като Големия взрив.
В първите няколко секунди от началото на бързата инфлация, която продължи през следващите стотици хиляди години, се появиха фундаментални частици. Което по-късно ще състави материята, но, както човечеството знае, тя все още не е съществувала. През този период Вселената беше непрозрачна, изпълнена с изключително гореща плазма и мощна радиация.
Въпреки това, докато се разширяваше, температурата и плътността му постепенно намаляваха. Плазмата и радиацията в крайна сметка заменят водорода и хелия, най-простите, леки и най-разпространените елементи във Вселената. Гравитацията отне няколкостотин милиона допълнителни години, за да обедини тези свободно плаващи атоми в първичния газ, от който са се появили първите звезди и галактики.
Това обяснение за началото на времето е извлечено от стандартния модел на космологията на Големия взрив, известен също като Ламбда система - студена тъмна материя.
Космологичните модели на Вселената се основават на директни наблюдения. Те са способни да правятпрогнози, които могат да бъдат потвърдени от последващи изследвания и разчитат на общата теория на относителността, тъй като тази теория най-добре отговаря на наблюдаваните широкомащабни поведения. Космологичните модели също се основават на две фундаментални предположения.
Земята не се намира в центъра на Вселената и не заема специално място, така че пространството изглежда еднакво във всички посоки и от всички места в голям мащаб. И същите закони на физиката, които важат на Земята, важат в целия космос, независимо от времето.
Следователно това, което човечеството наблюдава днес, може да се използва за обяснение на миналото, настоящето или за подпомагане на прогнозирането на бъдещи събития в природата, без значение колко далеч е това явление.
Невероятно, колкото повече хората гледат в небето, толкова по-напред гледат в миналото. Това позволява общ преглед на галактиките, когато са били много по-млади, за да можем по-добре да разберем как са еволюирали в сравнение с тези, които са по-близки и следователно много по-стари. Разбира се, човечеството не може да види едни и същи Галактики на различни етапи от своето развитие. Но могат да възникнат добри хипотези, групиране на галактиките в категории въз основа на това, което наблюдават.
Смята се, че първите звезди са се образували от газови облаци малко след началото на Вселената. Стандартният модел на Големия взрив предполага, че е възможно да се намерят най-ранните галактики, пълни с млади горещи тела, които дават на тези системи син оттенък. Моделът също прогнозира товапървите звезди са били по-многобройни, но по-малки от съвременните. И че системите йерархично нараснаха до сегашния си размер, тъй като малките галактики в крайна сметка образуваха големи островни вселени.
Интересно е, че много от тези прогнози се потвърдиха. Например, през 1995 г., когато космическият телескоп Хъбъл за първи път погледна дълбоко в началото на времето, той откри, че младата вселена е изпълнена с бледосини галактики, тридесет до петдесет пъти по-малки от Млечния път.
Стандартният модел на Големия взрив също предвижда, че тези сливания все още продължават. Следователно човечеството трябва да намери доказателства за тази дейност и в съседни галактики. За съжаление, доскоро имаше малко доказателства за енергични сливания между звезди в близост до Млечния път. Това беше проблем със стандартния модел на Големия взрив, защото предполагаше, че разбирането на Вселената може да бъде непълно или погрешно.
Едва през втората половина на 20-ти век бяха натрупани достатъчно физически доказателства, за да се направят разумни модели за това как се е образувал космосът. Настоящата стандартна система за голям взрив е разработена въз основа на три основни експериментални данни.
Разширяване на Вселената
Както при повечето модели на природата, той е претърпял последователни подобрения и е създал значителни предизвикателства, които подхранват по-нататъшни изследвания.
Един от завладяващите аспекти на космологичнотомоделирането е, че разкрива редица баланси на параметри, които трябва да се поддържат достатъчно точно за Вселената.
Въпроси
Стандартният космологичен модел на Вселената е голям взрив. И въпреки че доказателствата, които я подкрепят, са огромни, тя не е без проблеми. Трефил в книгата "Моментът на сътворението" показва добре тези въпроси:
- Проблемът с антиматерията.
- Сложността на формирането на Галактиката.
- проблем с хоризонта.
- Въпрос на плоскост.
Проблемът с антиматерията
След началото на ерата на частиците. Няма известен процес, който би могъл да промени самия брой частици във Вселената. Докато времето, пространството е остаряло с милисекунди, балансът между материя и антиматерия е фиксиран завинаги.
Основната част от стандартния модел на материята във Вселената е идеята за производство на двойки. Това демонстрира раждането на електрон-позитронни двойници. Обичайният тип взаимодействие между рентгенови лъчи с дълъг живот или гама лъчи и типичните атоми преобразува по-голямата част от енергията на фотона в електрон и неговата античастица, позитрон. Масите на частиците следват отношението на Айнщайн E=mc2. Произведената бездна има равен брой електрони и позитрони. Следователно, ако всички процеси на масово производство бяха сдвоени, във Вселената щеше да има точно същото количество материя и антиматерия.
Ясно е, че има известна асиметрия в начина, по който природата се отнася към материята. Една от обещаващите области на изследванее нарушението на CP симетрията при разпадането на частиците от слабото взаимодействие. Основното експериментално доказателство е разлагането на неутрални каони. Те показват леко нарушение на SR симетрията. С разпадането на каоните в електрони човечеството има ясна разлика между материя и антиматерия и това може да е един от ключовете за преобладаването на материята във Вселената.
Ново откритие в Големия адронен колайдер - разликата в скоростта на разпадане на D-мезона и неговата античастица е 0,8%, което може да бъде още един принос за решаването на проблема с антиматерията.
Проблемът с образуването на галактиката
Случайните нередности в разширяващата се вселена не са достатъчни, за да образуват звезди. При наличие на бързо разширяване, гравитационното привличане е твърде бавно, за да се образуват галактики с някакъв разумен модел на турбуленция, създаден от самото разширение. Въпросът как е могла да възникне мащабната структура на Вселената е основен нерешен проблем в космологията. Ето защо учените са принудени да разглеждат период от до 1 милисекунда, за да обяснят съществуването на галактики.
Проблем с хоризонта
Микровълновото фоново излъчване от противоположни посоки в небето се характеризира с една и съща температура в рамките на 0,01%. Но площта на пространството, от която са били излъчвани, е с 500 хиляди години по-леко време на преминаване. И така те не можеха да общуват помежду си, за да установят видимо топлинно равновесие - бяха навънхоризонт.
Тази ситуация се нарича още "проблем с изотропията", тъй като фоновата радиация, движеща се от всички посоки в пространството, е почти изотропна. Един от начините да се зададе въпроса е да се каже, че температурата на части от космоса в противоположни посоки от Земята е почти еднаква. Но как могат да бъдат в топлинно равновесие един с друг, ако не могат да комуникират? Ако се вземе предвид времето за връщане от 14 милиарда години, получено от константата на Хъбъл от 71 km/s на мегапарсек, както е предложено от WMAP, ще се забележи, че тези далечни части на Вселената са на разстояние 28 милиарда светлинни години. Така че защо имат точно същата температура?
Трябва само да сте два пъти по-възрастни от Вселената, за да разберете проблема с хоризонта, но както посочва Шрам, ако погледнете проблема от по-ранна гледна точка, той става още по-сериозен. По времето, когато фотоните са били действително излъчвани, те биха били 100 пъти на възраст от Вселената или 100 пъти причинно забранени.
Този проблем е една от посоките, довели до инфлационната хипотеза, изложена от Алън Гът в началото на 80-те години. Отговорът на въпроса за хоризонта по отношение на инфлацията е, че в самото начало на процеса на Големия взрив имаше период на невероятно бърза инфлация, която увеличи размера на Вселената с 1020 или 1030 . Това означава, че наблюдаваното пространство в момента е вътре в това разширение. Радиацията, която може да се види, е изотропна,защото цялото това пространство е "напомпано" от мъничък обем и има почти идентични начални условия. Това е начин да се обясни защо части от Вселената са толкова далеч, че никога не биха могли да общуват помежду си, изглеждат еднакво.
Проблемът с плоскостта
Формирането на съвременния космологичен модел на Вселената е много обширно. Наблюденията показват, че количеството материя в пространството със сигурност е повече от една десета и със сигурност по-малко от критичното количество, необходимо за спиране на разширяването. Тук има добра аналогия – хвърлена от земята топка се забавя. Със същата скорост като малък астероид, той никога няма да спре.
В началото на това теоретично хвърляне от системата може да изглежда, че е хвърлено с правилната скорост, за да продължи завинаги, забавяйки се до нула на безкрайно разстояние. Но с времето ставаше все по-очевидно. Ако някой е пропуснал прозореца на скоростите дори с малка сума, след 20 милиарда години пътуване, все още изглеждаше, че топката е била хвърлена с правилната скорост.
Всяко отклонение от плоскостта се преувеличава с течение на времето и на този етап от Вселената малките неравности би трябвало да са се увеличили значително. Ако плътността на сегашния космос изглежда много близка до критичната, тогава тя трябва да е била дори по-близка до плоска в по-ранни епохи. Алън Гът признава лекцията на Робърт Дике като едно от влиянията, които го поставят по пътя на инфлацията. Робърт посочи товаплоскостта на сегашния космологичен модел на Вселената би изисквала тя да бъде плоска до една част за 10-14 пъти в секунда след Големия взрив. Кауфман предполага, че непосредствено след него плътността е трябвало да е равна на критичната, тоест до 50 знака след десетичната запетая.
В началото на 80-те години на миналия век Алън Гут предполага, че след времето на Планк от 10–43 секунди е имало кратък период на изключително бързо разширяване. Този инфлационен модел беше начин за справяне както с проблема с плоскостта, така и с проблема с хоризонта. Ако Вселената се е увеличила с 20 до 30 порядъка, тогава свойствата на изключително малък обем, който може да се счита за тясно свързан, се разпространяват в известната днес вселена, допринасяйки както за екстремна плоскост, така и за изключително изотропна природа.
Така могат да бъдат описани накратко съвременните космологични модели на Вселената.
