Het kosmologische model van het heelal is een wiskundige beschrijving die de redenen voor zijn huidige bestaan probeert te verklaren. Het geeft ook de evolutie in de tijd weer.
Moderne kosmologische modellen van het heelal zijn gebaseerd op de algemene relativiteitstheorie. Dit is wat momenteel de beste weergave is voor een grootschalige verklaring.
Het eerste op wetenschap gebaseerde kosmologische model van het heelal
Vanuit zijn algemene relativiteitstheorie, een hypothese van de zwaartekracht, schrijft Einstein vergelijkingen die een met materie gevulde kosmos besturen. Maar Albert vond dat het statisch moest zijn. Dus introduceerde Einstein een term genaamd het constante kosmologische model van het universum in zijn vergelijkingen om het resultaat te krijgen.
Vervolgens, gezien het systeem van Edwin Hubble, zal hij terugkeren naar dit idee en erkennen dat de kosmos zich effectief kan uitbreiden. Precieshet heelal ziet eruit als in het kosmologische model van A. Einstein.
Nieuwe hypothesen
Kort na hem presenteren de Nederlander de Sitter, de Russische ontwikkelaar van het kosmologische model van het heelal Friedman en de Belgische Lemaitre niet-statische elementen ter beoordeling van kenners. Ze zijn nodig om Einsteins relativiteitsvergelijkingen op te lossen.
Als de de Sitter-kosmos overeenkomt met een lege constante, dan hangt het heelal volgens het kosmologische model van Friedmann af van de dichtheid van de materie erin.
Hoofdhypothese
Er is geen reden voor de aarde om in het centrum van de ruimte of op een bevoorrechte locatie te staan.
Dit is de eerste theorie van het klassieke kosmologische model van het universum. Volgens deze hypothese wordt het universum beschouwd als:
- Homogeen, dat wil zeggen, het heeft overal dezelfde eigenschappen op kosmologische schaal. Natuurlijk zijn er op een kleiner vlak verschillende situaties als je bijvoorbeeld naar het zonnestelsel of ergens buiten de Melkweg kijkt.
- Isotroop, dat wil zeggen, het heeft altijd dezelfde eigenschappen in elke richting, waar iemand ook kijkt. Vooral omdat de ruimte niet in één richting wordt afgeplat.
De tweede noodzakelijke hypothese is de universaliteit van de natuurwetten. Deze regels zijn overal en altijd hetzelfde.
De inhoud van het universum beschouwen als een perfecte vloeistof is een andere hypothese. De karakteristieke afmetingen van de componenten zijn onbeduidend in vergelijking met de afstanden die ze scheiden.
Parameters
Velen vragen: "Beschrijf het kosmologische modelUniversum." Om dit te doen, worden, in overeenstemming met de vorige hypothese van het Friedmann-Lemaitre-systeem, drie parameters gebruikt die evolutie volledig karakteriseren:
- Hubble-constante die de uitzettingssnelheid vertegenwoordigt.
- De massadichtheidsparameter, die de verhouding meet tussen de ρ van het onderzochte heelal en een bepaalde dichtheid, wordt de kritische ρc genoemd, die gerelateerd is aan de Hubble-constante. De huidige waarde van deze parameter is gemarkeerd met Ω0.
- De kosmologische constante, gemarkeerd met Λ, is de tegengestelde kracht van de zwaartekracht.
De dichtheid van materie is een belangrijke parameter voor het voorspellen van zijn evolutie: als het erg ondoordringbaar is (Ω0> 1), zal de zwaartekracht in staat zijn om de expansie en de kosmos zal terugkeren naar zijn oorspronkelijke staat.
Anders zal de toename voor altijd doorgaan. Om dit te controleren, beschrijf het kosmologische model van het heelal volgens de theorie.
Het is intuïtief duidelijk dat een persoon de evolutie van de kosmos kan realiseren in overeenstemming met de hoeveelheid materie erin.
Een groot aantal zal leiden tot een gesloten universum. Het zal eindigen in zijn oorspronkelijke staat. Een kleine hoeveelheid materie zal leiden tot een open universum met oneindige expansie. De waarde Ω0=1 leidt tot een speciaal geval van platte ruimte.
De betekenis van de kritische dichtheid ρc is ongeveer 6 x 10–27 kg/m3, dat wil zeggen twee waterstofatomen per kubieke meter.
Dit zeer lage cijfer verklaart waarom modernhet kosmologische model van de structuur van het heelal gaat uit van lege ruimte, en dat v alt mee.
Gesloten of open universum?
De dichtheid van materie in het universum bepa alt de geometrie ervan.
Voor een hoge ondoordringbaarheid kunt u een gesloten ruimte met positieve kromming krijgen. Maar met een dichtheid onder de kritische, zal een open universum ontstaan.
Opgemerkt moet worden dat het gesloten type noodzakelijkerwijs een voltooide grootte heeft, terwijl een plat of open universum eindig of oneindig kan zijn.
In het tweede geval is de som van de hoeken van de driehoek kleiner dan 180°.
In een gesloten ruimte (bijvoorbeeld op het aardoppervlak) is dit getal altijd groter dan 180°.
Alle metingen tot nu toe hebben de kromming van de ruimte niet kunnen onthullen.
Kosmologische modellen van het heelal in het kort
Metingen van fossiele straling met behulp van de Boomerang-bal bevestigen opnieuw de vlakke-ruimtehypothese.
De vlakke-ruimtehypothese komt het beste overeen met experimentele gegevens.
Metingen van WMAP en de Planck-satelliet bevestigen deze hypothese.
Dus het universum zou plat zijn. Maar dit feit stelt de mensheid voor twee vragen. Als het vlak is, betekent dit dat de stofdichtheid gelijk is aan de kritische Ω0=1. Maar de grootste, zichtbare materie in het heelal is slechts 5% van deze ondoordringbaarheid.
Net als bij de geboorte van sterrenstelsels, is het nodig om weer terug te keren naar donkere materie.
Leeftijd van het heelal
Wetenschappers kunnenlaat zien dat het evenredig is met het omgekeerde van de Hubble-constante.
De exacte definitie van deze constante is dus een cruciaal probleem voor de kosmologie. Recente metingen tonen aan dat de kosmos nu tussen de 7 en 20 miljard jaar oud is.
Maar het heelal moet noodzakelijkerwijs ouder zijn dan zijn oudste sterren. En ze zijn naar schatting tussen de 13 en 16 miljard jaar oud.
Ongeveer 14 miljard jaar geleden begon het universum in alle richtingen uit te dijen vanuit een oneindig klein dicht punt dat bekend staat als een singulariteit. Deze gebeurtenis staat bekend als de oerknal.
Binnen de eerste paar seconden na het begin van snelle inflatie, die de volgende honderdduizenden jaren aanhield, verschenen fundamentele deeltjes. Wat later de materie zou vormen, maar, zoals de mensheid weet, bestond het nog niet. Gedurende deze periode was het heelal ondoorzichtig, gevuld met extreem heet plasma en krachtige straling.
Terwijl het uitbreidde, namen de temperatuur en dichtheid echter geleidelijk af. Plasma en straling vervingen uiteindelijk waterstof en helium, de eenvoudigste, lichtste en meest voorkomende elementen in het universum. De zwaartekracht kostte honderden miljoenen extra jaren om deze vrij zwevende atomen te combineren tot het oergas waaruit de eerste sterren en sterrenstelsels ontstonden.
Deze verklaring van het begin der tijden is afgeleid van het standaardmodel van de Big Bang-kosmologie, ook wel bekend als het Lambda-systeem - koude donkere materie.
Kosmologische modellen van het heelal zijn gebaseerd op directe waarnemingen. Ze zijn in staat om te doenvoorspellingen die kunnen worden bevestigd door latere studies en die vertrouwen op de algemene relativiteitstheorie omdat deze theorie het beste past bij waargenomen gedrag op grote schaal. Kosmologische modellen zijn ook gebaseerd op twee fundamentele veronderstellingen.
De aarde bevindt zich niet in het centrum van het universum en neemt geen speciale plaats in, dus de ruimte ziet er op grote schaal in alle richtingen en vanuit alle plaatsen hetzelfde uit. En dezelfde natuurwetten die op aarde van toepassing zijn, zijn overal in de kosmos van toepassing, ongeacht de tijd.
Vandaar dat wat de mensheid vandaag waarneemt, kan worden gebruikt om het verleden, het heden te verklaren of toekomstige gebeurtenissen in de natuur te helpen voorspellen, hoe ver dit fenomeen ook verwijderd is.
Ongelooflijk, hoe verder mensen naar de lucht kijken, hoe verder ze in het verleden kijken. Dit geeft een algemeen overzicht van de sterrenstelsels toen ze veel jonger waren, zodat we beter kunnen begrijpen hoe ze evolueerden in relatie tot de sterrenstelsels die dichterbij en dus veel ouder zijn. Natuurlijk kan de mensheid niet dezelfde sterrenstelsels in verschillende stadia van haar ontwikkeling zien. Maar er kunnen goede hypothesen ontstaan, waarbij de sterrenstelsels in categorieën worden gegroepeerd op basis van wat ze waarnemen.
Er wordt aangenomen dat de eerste sterren kort na het ontstaan van het heelal zijn gevormd uit gaswolken. Het standaard oerknalmodel suggereert dat het mogelijk is om de vroegste sterrenstelsels te vinden die gevuld zijn met jonge hete lichamen die deze systemen een blauwe tint geven. Het model voorspelt ook datde eerste sterren waren talrijker, maar kleiner dan de moderne. En dat de systemen hiërarchisch uitgroeiden tot hun huidige grootte toen kleine sterrenstelsels uiteindelijk grote eilanduniversums vormden.
Interessant is dat veel van deze voorspellingen zijn bevestigd. In 1995 bijvoorbeeld, toen de Hubble-ruimtetelescoop voor het eerst diep in het begin der tijden keek, ontdekte hij dat het jonge heelal gevuld was met zwakke blauwe sterrenstelsels die dertig tot vijftig keer kleiner zijn dan de Melkweg.
Het standaard oerknalmodel voorspelt ook dat deze fusies nog steeds aan de gang zijn. Daarom moet de mensheid bewijzen van deze activiteit ook in naburige sterrenstelsels vinden. Helaas was er tot voor kort weinig bewijs van energetische samensmeltingen tussen sterren in de buurt van de Melkweg. Dit was een probleem met het standaard oerknalmodel omdat het suggereerde dat het begrip van het universum onvolledig of verkeerd zou kunnen zijn.
Pas in de tweede helft van de 20e eeuw was er voldoende fysiek bewijs verzameld om redelijke modellen te maken van hoe de kosmos is gevormd. Het huidige standaard oerknalsysteem is ontwikkeld op basis van drie experimentele gegevens.
Uitbreiding van het heelal
Zoals met de meeste modellen van de natuur, heeft het opeenvolgende verbeteringen ondergaan en heeft het aanzienlijke uitdagingen gecreëerd die verder onderzoek stimuleren.
Een van de fascinerende aspecten van het kosmologischemodellering is dat het een aantal saldi van parameters onthult die nauwkeurig genoeg moeten worden gehandhaafd voor het universum.
Vragen
Het standaard kosmologische model van het universum is een oerknal. En hoewel het bewijs dat haar ondersteunt overweldigend is, is ze niet zonder problemen. Trefil in het boek "The Moment of Creation" laat deze vragen goed zien:
- Het probleem van antimaterie.
- De complexiteit van de vorming van de Melkweg.
- Horizonprobleem.
- Een kwestie van vlakheid.
Het antimaterieprobleem
Na het begin van het deeltjestijdperk. Er is geen proces bekend dat het enorme aantal deeltjes in het universum zou kunnen veranderen. Tegen de tijd dat de ruimte milliseconden verouderd was, lag de balans tussen materie en antimaterie voor altijd vast.
Het belangrijkste onderdeel van het standaardmodel van materie in het universum is het idee van paarproductie. Dit toont de geboorte van elektron-positron-dubbels aan. Het gebruikelijke type interactie tussen hoogwaardige röntgenstralen of gammastralen en typische atomen zet het grootste deel van de energie van het foton om in een elektron en zijn antideeltje, het positron. De deeltjesmassa's volgen Einsteins relatie E=mc2. De geproduceerde afgrond heeft een gelijk aantal elektronen en positronen. Als alle massaproductieprocessen aan elkaar gekoppeld waren, zou er dus precies dezelfde hoeveelheid materie en antimaterie in het heelal zijn.
Het is duidelijk dat er enige asymmetrie is in de manier waarop de natuur zich tot materie verhoudt. Een van de veelbelovende onderzoeksgebiedenis de schending van CP-symmetrie in het verval van deeltjes door de zwakke interactie. Het belangrijkste experimentele bewijs is de ontleding van neutrale kaonen. Ze vertonen een lichte schending van de SR-symmetrie. Met het verval van kaonen in elektronen heeft de mensheid een duidelijk onderscheid gemaakt tussen materie en antimaterie, en dit kan een van de sleutels zijn tot de overheersing van materie in het universum.
Nieuwe ontdekking bij de Large Hadron Collider - het verschil in de vervalsnelheid van het D-meson en zijn antideeltje is 0,8%, wat een andere bijdrage kan zijn aan het oplossen van het probleem van antimaterie.
Het probleem van de vorming van sterrenstelsels
Willekeurige onregelmatigheden in het uitdijende heelal zijn niet genoeg om sterren te vormen. In aanwezigheid van snelle uitdijing is de zwaartekracht te langzaam om sterrenstelsels te vormen met enig redelijk patroon van turbulentie dat door de uitdijing zelf wordt gecreëerd. De vraag hoe de grootschalige structuur van het universum heeft kunnen ontstaan, is een groot onopgelost probleem in de kosmologie. Daarom zijn wetenschappers gedwongen om naar een periode van maximaal 1 milliseconde te kijken om het bestaan van sterrenstelsels te verklaren.
Horizonprobleem
Microgolfachtergrondstraling vanuit tegengestelde richtingen aan de hemel wordt gekenmerkt door dezelfde temperatuur binnen 0,01%. Maar het gebied van de ruimte waaruit ze werden uitgestraald was 500 duizend jaar lichtere transittijd. En dus konden ze niet met elkaar communiceren om een schijnbaar thermisch evenwicht tot stand te brengen - ze waren buitenhorizon.
Deze situatie wordt ook wel het "isotropieprobleem" genoemd omdat de achtergrondstraling die vanuit alle richtingen in de ruimte beweegt, bijna isotroop is. Een manier om de vraag te stellen is om te zeggen dat de temperatuur van delen van de ruimte in tegengestelde richtingen van de aarde bijna hetzelfde is. Maar hoe kunnen ze in thermisch evenwicht met elkaar zijn als ze niet kunnen communiceren? Als je kijkt naar de terugkeertijdlimiet van 14 miljard jaar, afgeleid van de Hubble-constante van 71 km/s per megaparsec, zoals voorgesteld door WMAP, dan v alt het op dat deze verre delen van het heelal 28 miljard lichtjaar van elkaar verwijderd zijn. Dus waarom hebben ze precies dezelfde temperatuur?
Je hoeft maar twee keer zo oud te zijn als het universum om het horizonprobleem te begrijpen, maar zoals Schramm opmerkt, als je het probleem vanuit een eerder perspectief bekijkt, wordt het nog ernstiger. Op het moment dat de fotonen daadwerkelijk werden uitgezonden, zouden ze 100 keer zo oud zijn als het universum, of 100 keer causaal uitgeschakeld.
Dit probleem is een van de richtingen die leidden tot de inflatiehypothese die Alan Guth in het begin van de jaren tachtig naar voren bracht. Het antwoord op de horizonvraag in termen van inflatie is dat er helemaal aan het begin van het oerknalproces een periode van ongelooflijk snelle inflatie was die de omvang van het universum met 1020 of 1030 . Dit betekent dat de waarneembare ruimte zich momenteel binnen deze uitbreiding bevindt. De straling die je kunt zien is isotroop,omdat al deze ruimte wordt "opgeblazen" vanuit een klein volume en bijna identieke beginvoorwaarden heeft. Het is een manier om uit te leggen waarom delen van het universum zo ver weg zijn dat ze nooit met elkaar kunnen communiceren er hetzelfde uitzien.
Het probleem van vlakheid
De vorming van het moderne kosmologische model van het heelal is zeer uitgebreid. Waarnemingen tonen aan dat de hoeveelheid materie in de ruimte zeker meer dan een tiende is en zeker minder dan de kritische hoeveelheid die nodig is om expansie te stoppen. Er is hier een goede analogie - een bal die van de grond wordt gegooid, vertraagt. Met dezelfde snelheid als een kleine asteroïde zal hij nooit stoppen.
Aan het begin van deze theoretische worp van het systeem, kan het lijken alsof het met de juiste snelheid is gegooid om voor altijd te gaan, waarbij het over een oneindige afstand tot nul afremt. Maar na verloop van tijd werd het steeds duidelijker. Als iemand het venster van snelheden zelfs maar een klein beetje miste, leek het na 20 miljard jaar reizen nog steeds alsof de bal met de juiste snelheid werd gegooid.
Afwijkingen van vlakheid zijn in de loop van de tijd overdreven en in dit stadium van het universum zouden de kleine onregelmatigheden aanzienlijk moeten zijn toegenomen. Als de dichtheid van de huidige kosmos bijna kritiek lijkt, dan moet deze in eerdere tijdperken nog dichter bij vlak zijn geweest. Alan Guth noemt de lezing van Robert Dicke een van de invloeden die hem op het pad van inflatie hebben gezet. Robert wees erop datde vlakheid van het huidige kosmologische model van het universum zou vereisen dat het na de oerknal 10-14 keer per seconde plat is tot één deel. Kaufmann suggereert dat onmiddellijk daarna de dichtheid gelijk zou moeten zijn aan de kritische, dat wil zeggen tot 50 decimalen.
In het begin van de jaren tachtig suggereerde Alan Guth dat er na de Planck-tijd van 10–43 seconden een korte periode van extreem snelle expansie was. Dit inflatiemodel was een manier om zowel het vlakheidsprobleem als het horizonprobleem aan te pakken. Als het universum met 20 tot 30 orden van grootte zou opzwellen, dan zouden de eigenschappen van een extreem klein volume, dat als stevig gebonden kan worden beschouwd, zich in het huidige universum verspreiden, wat bijdraagt aan zowel extreme vlakheid als een extreem isotrope aard.
Zo kunnen de moderne kosmologische modellen van het heelal kort worden beschreven.
