Model kosmologi Alam Semesta ialah huraian matematik yang cuba menerangkan sebab-sebab kewujudannya semasa. Ia juga menggambarkan evolusi dari semasa ke semasa.
Model kosmologi moden Alam Semesta adalah berdasarkan teori umum relativiti. Inilah yang pada masa ini menyediakan perwakilan terbaik untuk penjelasan berskala besar.
Model kosmologi berasaskan sains pertama Alam Semesta
Dari teori relativiti amnya, yang merupakan hipotesis graviti, Einstein menulis persamaan yang mengawal kosmos yang dipenuhi dengan jirim. Tetapi Albert fikir ia sepatutnya statik. Jadi Einstein memperkenalkan istilah yang dipanggil model kosmologi berterusan alam semesta ke dalam persamaannya untuk mendapatkan hasilnya.
Seterusnya, memandangkan sistem Edwin Hubble, dia akan kembali kepada idea ini dan menyedari bahawa kosmos boleh berkembang dengan berkesan. Tepat sekaliAlam Semesta kelihatan seperti dalam model kosmologi A. Einstein.
Hipotesis baharu
Sejurus selepasnya, Dutchman de Sitter, pembangun model kosmologi Rusia Universe Friedman dan Lemaitre Belgium mempersembahkan unsur-unsur bukan statik kepada penilaian para ahli. Mereka diperlukan untuk menyelesaikan persamaan relativiti Einstein.
Jika kosmos de Sitter sepadan dengan pemalar kosong, maka menurut model kosmologi Friedmann, Alam Semesta bergantung pada ketumpatan jirim di dalamnya.
Hipotesis utama
Tiada sebab untuk Bumi berdiri di tengah angkasa atau di mana-mana lokasi istimewa.
Ini adalah teori pertama model kosmologi klasik alam semesta. Menurut hipotesis ini, alam semesta dianggap sebagai:
- Homogen, iaitu, ia mempunyai sifat yang sama di mana-mana pada skala kosmologi. Sudah tentu, pada satah yang lebih kecil, terdapat situasi yang berbeza jika anda melihat, contohnya, di Sistem Suria atau di suatu tempat di luar Galaksi.
- Isotropik, iaitu, ia sentiasa mempunyai sifat yang sama dalam setiap arah, tidak kira di mana seseorang memandang. Terutamanya kerana ruang tidak diratakan dalam satu arah.
Hipotesis kedua yang diperlukan ialah kesejagatan undang-undang fizik. Peraturan ini adalah sama di mana-mana dan pada setiap masa.
Menganggap kandungan alam semesta sebagai cecair yang sempurna adalah satu lagi hipotesis. Dimensi ciri komponennya adalah tidak ketara berbanding dengan jarak yang memisahkannya.
Parameter
Ramai yang bertanya: "Huraikan model kosmologiAlam semesta." Untuk melakukan ini, selaras dengan hipotesis sistem Friedmann-Lemaitre sebelumnya, tiga parameter digunakan yang mencirikan evolusi sepenuhnya:
- Pemalar Hubble yang mewakili kadar pengembangan.
- Parameter ketumpatan jisim, yang mengukur nisbah antara ρ Alam Semesta yang disiasat dan ketumpatan tertentu, dipanggil kritikal ρc, yang berkaitan dengan pemalar Hubble. Nilai semasa parameter ini ditandakan Ω0.
- Pemalar kosmologi, bertanda Λ, ialah daya bertentangan dengan graviti.
Ketumpatan jirim ialah parameter utama untuk meramalkan evolusinya: jika ia sangat tidak dapat ditembusi (Ω0> 1), graviti akan dapat mengalahkan pengembangan dan kosmos akan kembali kepada keadaan asalnya.
Jika tidak, peningkatan akan berterusan selama-lamanya. Untuk menyemak ini, huraikan model kosmologi Alam Semesta mengikut teori.
Jelas secara intuitif bahawa seseorang boleh merealisasikan evolusi kosmos mengikut jumlah jirim di dalamnya.
Sebilangan besar akan membawa kepada alam semesta tertutup. Ia akan berakhir dalam keadaan awalnya. Sebilangan kecil jirim akan membawa kepada alam semesta terbuka dengan pengembangan yang tidak terhingga. Nilai Ω0=1 membawa kepada kes khas ruang rata.
Maksud ketumpatan kritikal ρc ialah kira-kira 6 x 10–27 kg/m3, iaitu dua atom hidrogen bagi setiap meter padu.
Angka yang sangat rendah ini menerangkan sebab modenmodel kosmologi struktur alam semesta menganggap ruang kosong, dan ini tidak begitu buruk.
Alam semesta tertutup atau terbuka?
Ketumpatan jirim di dalam alam semesta menentukan geometrinya.
Untuk kebolehtelapan yang tinggi, anda boleh mendapatkan ruang tertutup dengan kelengkungan positif. Tetapi dengan ketumpatan di bawah yang kritikal, alam semesta terbuka akan muncul.
Perlu diambil perhatian bahawa jenis tertutup semestinya mempunyai saiz siap, manakala alam semesta yang rata atau terbuka boleh menjadi terhingga atau tidak terhingga.
Dalam kes kedua, jumlah sudut segitiga adalah kurang daripada 180°.
Dalam keadaan tertutup (contohnya, di permukaan Bumi) angka ini sentiasa lebih besar daripada 180°.
Semua ukuran setakat ini gagal mendedahkan kelengkungan ruang.
Model kosmologi Alam Semesta secara ringkas
Pengukuran sinaran fosil menggunakan bola Boomerang sekali lagi mengesahkan hipotesis ruang rata.
Hipotesis ruang rata adalah paling sesuai dengan data percubaan.
Pengukuran yang dibuat oleh WMAP dan satelit Planck mengesahkan hipotesis ini.
Jadi alam semesta akan rata. Tetapi fakta ini meletakkan manusia sebelum dua persoalan. Jika ia rata, ia bermakna ketumpatan bahan adalah sama dengan yang kritikal Ω0=1. Tetapi, jirim terbesar yang boleh dilihat di alam semesta hanyalah 5% daripada ketakbolehtembusan ini.
Sama seperti kelahiran galaksi, adalah perlu untuk bertukar semula kepada jirim gelap.
Zaman Alam Semesta
Saintis bolehtunjukkan bahawa ia adalah berkadar dengan timbal balik pemalar Hubble.
Oleh itu, takrifan tepat pemalar ini merupakan masalah kritikal bagi kosmologi. Pengukuran terkini menunjukkan bahawa kosmos kini berusia antara 7 dan 20 bilion tahun.
Tetapi alam semesta semestinya lebih tua daripada bintang tertuanya. Dan mereka dianggarkan berumur antara 13 dan 16 bilion tahun.
Kira-kira 14 bilion tahun yang lalu, alam semesta mula berkembang ke semua arah dari titik tumpat yang sangat kecil yang dikenali sebagai singulariti. Acara ini dikenali sebagai Big Bang.
Dalam beberapa saat pertama bermulanya inflasi yang pesat, yang berterusan selama ratusan ribu tahun berikutnya, zarah asas muncul. Yang kemudiannya akan membentuk jirim, tetapi, seperti yang diketahui oleh manusia, ia masih belum wujud. Dalam tempoh ini, Alam Semesta adalah legap, dipenuhi dengan plasma yang sangat panas dan sinaran yang kuat.
Namun, apabila ia mengembang, suhu dan ketumpatannya berkurangan secara beransur-ansur. Plasma dan sinaran akhirnya menggantikan hidrogen dan helium, unsur paling mudah, paling ringan, dan paling banyak di alam semesta. Graviti mengambil masa beberapa ratus juta tahun tambahan untuk menggabungkan atom terapung bebas ini ke dalam gas primordial dari mana bintang dan galaksi pertama muncul.
Penjelasan tentang permulaan zaman ini diperoleh daripada model standard kosmologi Big Bang, juga dikenali sebagai sistem Lambda - jirim gelap sejuk.
Model kosmologi Alam Semesta adalah berdasarkan pemerhatian langsung. Mereka mampu lakukanramalan yang boleh disahkan oleh kajian seterusnya dan bergantung pada relativiti am kerana teori ini memberikan kesesuaian terbaik dengan tingkah laku berskala besar yang diperhatikan. Model kosmologi juga berdasarkan dua andaian asas.
Bumi tidak terletak di tengah-tengah alam semesta dan tidak menempati tempat yang istimewa, jadi ruang kelihatan sama di semua arah dan dari semua tempat secara besar-besaran. Dan undang-undang fizik yang sama yang digunakan di Bumi terpakai di seluruh kosmos tanpa mengira masa.
Oleh itu, apa yang diperhatikan oleh manusia hari ini boleh digunakan untuk menerangkan masa lalu, masa kini atau membantu meramalkan peristiwa masa depan dalam alam semula jadi, tidak kira sejauh mana fenomena ini.
Sukar dipercayai, semakin jauh orang melihat ke langit, semakin jauh mereka melihat ke masa lalu. Ini membolehkan gambaran keseluruhan umum Galaksi semasa mereka lebih muda, supaya kita dapat memahami dengan lebih baik cara ia berkembang berhubung dengan galaksi yang lebih dekat dan oleh itu jauh lebih tua. Sudah tentu, manusia tidak dapat melihat Galaksi yang sama pada peringkat perkembangannya yang berbeza. Tetapi hipotesis yang baik boleh timbul, mengelompokkan Galaksi ke dalam kategori berdasarkan apa yang mereka perhatikan.
Bintang pertama dipercayai terbentuk daripada awan gas sejurus selepas permulaan alam semesta. Model Big Bang Standard mencadangkan bahawa adalah mungkin untuk mencari galaksi terawal yang dipenuhi dengan badan panas muda yang memberikan sistem ini warna biru. Model itu juga meramalkan itubintang pertama lebih banyak, tetapi lebih kecil daripada bintang moden. Dan sistem itu secara hierarki berkembang kepada saiz semasanya apabila galaksi kecil akhirnya membentuk alam semesta pulau besar.
Menariknya, banyak ramalan ini telah disahkan. Sebagai contoh, pada tahun 1995, apabila Teleskop Angkasa Hubble mula-mula melihat jauh ke dalam permulaan masa, ia mendapati bahawa alam semesta muda dipenuhi dengan galaksi biru samar tiga puluh hingga lima puluh kali lebih kecil daripada Bima Sakti.
Model Big Bang Standard juga meramalkan bahawa penggabungan ini masih berterusan. Oleh itu, manusia mesti mencari bukti aktiviti ini di galaksi jiran juga. Malangnya, sehingga baru-baru ini, terdapat sedikit bukti penggabungan bertenaga antara bintang berhampiran Bima Sakti. Ini adalah masalah dengan model big bang standard kerana ia mencadangkan bahawa pemahaman tentang alam semesta mungkin tidak lengkap atau salah.
Hanya pada separuh kedua abad ke-20 bukti fizikal yang mencukupi terkumpul untuk membuat model yang munasabah tentang cara kosmos terbentuk. Sistem big bang standard semasa dibangunkan berdasarkan tiga data percubaan utama.
Peluasan Alam Semesta
Seperti kebanyakan model alam semula jadi, ia telah mengalami penambahbaikan berturut-turut dan telah mencipta cabaran penting yang mendorong penyelidikan lanjut.
Salah satu aspek kosmologi yang menarikpemodelan ialah ia mendedahkan beberapa baki parameter yang mesti dikekalkan dengan cukup tepat untuk alam semesta.
Soalan
Model kosmologi standard alam semesta adalah satu letupan besar. Dan walaupun bukti yang menyokongnya sangat banyak, dia bukan tanpa masalah. Trefil dalam buku "The Moment of Creation" menunjukkan soalan ini dengan baik:
- Masalah antijirim.
- Kerumitan pembentukan Galaksi.
- Masalah ufuk.
- Persoalan kebosanan.
Masalah Antimateri
Selepas permulaan era zarah. Tiada proses diketahui yang boleh mengubah bilangan zarah di alam semesta. Apabila ruang masa adalah milisaat ketinggalan zaman, keseimbangan antara jirim dan antijirim telah ditetapkan selama-lamanya.
Bahagian utama model standard jirim di alam semesta ialah idea pengeluaran pasangan. Ini menunjukkan kelahiran gandaan elektron-positron. Jenis interaksi biasa antara sinar-x hidup tinggi atau sinar gamma dan atom biasa menukarkan sebahagian besar tenaga foton kepada elektron dan antizarahnya, positron. Jisim zarah mengikut hubungan Einstein E=mc2. Jurang yang dihasilkan mempunyai bilangan elektron dan positron yang sama. Oleh itu, jika semua proses pengeluaran besar-besaran dipasangkan, akan ada jumlah jirim dan antijirim yang sama persis di Alam Semesta.
Jelas bahawa terdapat beberapa asimetri dalam cara alam semula jadi berkaitan dengan jirim. Salah satu bidang penyelidikan yang menjanjikanadalah pelanggaran simetri CP dalam pereputan zarah oleh interaksi yang lemah. Bukti eksperimen utama ialah penguraian kaon neutral. Mereka menunjukkan sedikit pelanggaran simetri SR. Dengan pereputan kaon menjadi elektron, manusia mempunyai perbezaan yang jelas antara jirim dan antijirim, dan ini mungkin salah satu kunci kepada penguasaan jirim di alam semesta.
Penemuan baharu di Large Hadron Collider - perbezaan dalam kadar pereputan D-meson dan antizarahnya ialah 0.8%, yang boleh menjadi satu lagi sumbangan untuk menyelesaikan isu antijirim.
Masalah Pembentukan Galaxy
Penyimpangan rawak dalam alam semesta yang mengembang tidak mencukupi untuk membentuk bintang. Dengan adanya pengembangan pesat, tarikan graviti terlalu perlahan untuk terbentuk galaksi dengan sebarang corak pergolakan yang munasabah yang dicipta oleh pengembangan itu sendiri. Persoalan bagaimana struktur berskala besar alam semesta boleh timbul telah menjadi masalah utama yang belum diselesaikan dalam kosmologi. Oleh itu, saintis terpaksa melihat tempoh sehingga 1 milisaat untuk menerangkan kewujudan galaksi.
Masalah Horizon
Sinaran latar belakang gelombang mikro dari arah bertentangan di langit dicirikan oleh suhu yang sama dalam 0.01%. Tetapi kawasan ruang dari mana mereka dipancarkan adalah 500 ribu tahun masa transit yang lebih ringan. Oleh itu, mereka tidak dapat berkomunikasi antara satu sama lain untuk mewujudkan keseimbangan terma yang jelas - mereka berada di luarkaki langit.
Situasi ini juga dipanggil "masalah isotropi" kerana sinaran latar belakang yang bergerak dari semua arah di angkasa adalah hampir isotropik. Salah satu cara untuk mengemukakan soalan adalah dengan mengatakan bahawa suhu bahagian ruang dalam arah yang bertentangan dari Bumi adalah hampir sama. Tetapi bagaimana mereka boleh berada dalam keseimbangan terma antara satu sama lain jika mereka tidak boleh berkomunikasi? Jika seseorang menganggap had masa kembali 14 bilion tahun, yang diperoleh daripada pemalar Hubble sebanyak 71 km/s setiap megaparsec, seperti yang dicadangkan oleh WMAP, seseorang menyedari bahawa bahagian jauh alam semesta ini adalah 28 bilion tahun cahaya. Jadi mengapa mereka mempunyai suhu yang sama?
Anda hanya perlu dua kali umur alam semesta untuk memahami masalah ufuk, tetapi seperti yang ditunjukkan oleh Schramm, jika anda melihat masalah itu dari perspektif yang lebih awal, ia menjadi lebih serius. Pada masa foton itu benar-benar dipancarkan, ia akan menjadi 100 kali umur alam semesta, atau 100 kali ganda dilumpuhkan secara bersebab.
Masalah ini merupakan salah satu hala tuju yang membawa kepada hipotesis inflasi yang dikemukakan oleh Alan Guth pada awal 1980-an. Jawapan kepada soalan ufuk dari segi inflasi ialah pada awal proses Big Bang terdapat tempoh inflasi yang sangat pesat yang meningkatkan saiz alam semesta sebanyak 1020 atau 1030 . Ini bermakna ruang yang boleh diperhatikan kini berada di dalam sambungan ini. Sinaran yang boleh dilihat adalah isotropik,kerana semua ruang ini "dilambung" dari volum yang kecil dan mempunyai keadaan awal yang hampir sama. Ini adalah satu cara untuk menerangkan sebab bahagian-bahagian alam semesta sangat jauh sehingga mereka tidak dapat berkomunikasi antara satu sama lain kelihatan sama.
Masalah kerata
Pembentukan model kosmologi moden Alam Semesta adalah sangat meluas. Pemerhatian menunjukkan bahawa jumlah jirim dalam ruang sudah tentu lebih daripada satu persepuluh dan pastinya kurang daripada jumlah kritikal yang diperlukan untuk menghentikan pengembangan. Terdapat analogi yang baik di sini - bola yang dibaling dari tanah menjadi perlahan. Dengan kelajuan yang sama seperti asteroid kecil, ia tidak akan berhenti.
Pada permulaan lontaran teori daripada sistem ini, nampaknya ia dibaling pada kelajuan yang betul untuk pergi selama-lamanya, perlahan kepada sifar dalam jarak yang tidak terhingga. Tetapi lama kelamaan ia menjadi lebih jelas. Jika ada yang terlepas kelajuan walaupun dengan jumlah yang kecil, selepas 20 bilion tahun perjalanan, ia masih kelihatan seperti bola dibaling pada kelajuan yang betul.
Sebarang penyelewengan daripada kerataan dibesar-besarkan dari semasa ke semasa, dan pada peringkat alam semesta ini, penyelewengan kecil sepatutnya meningkat dengan ketara. Jika ketumpatan kosmos semasa kelihatan sangat hampir kepada kritikal, maka ia pasti lebih hampir kepada rata pada era terdahulu. Alan Guth mengiktiraf syarahan Robert Dicke sebagai salah satu pengaruh yang meletakkannya di landasan inflasi. Robert menegaskan itukerataan model kosmologi alam semesta semasa akan memerlukannya untuk menjadi rata kepada satu bahagian dalam 10–14 kali sesaat selepas letupan besar. Kaufmann mencadangkan bahawa sejurus selepas itu, ketumpatan sepatutnya sama dengan yang kritikal, iaitu, sehingga 50 tempat perpuluhan.
Pada awal 1980-an, Alan Guth mencadangkan bahawa selepas masa Planck 10–43 saat, terdapat tempoh singkat pengembangan yang sangat pesat. Model inflasi ini adalah satu cara untuk menangani kedua-dua masalah kerataan dan isu ufuk. Jika alam semesta membengkak sebanyak 20 hingga 30 urutan magnitud, maka sifat isipadu yang sangat kecil, yang boleh dianggap terikat rapat, disebarkan ke seluruh alam semesta yang diketahui hari ini, menyumbang kepada kedua-dua kerataan yang melampau dan sifat yang sangat isotropik.
Beginilah cara model kosmologi moden Alam Semesta boleh diterangkan secara ringkas.
