Evrenin kozmolojik modeli, mevcut varlığının nedenlerini açıklamaya çalışan matematiksel bir tanımdır. Aynı zamanda zaman içindeki evrimi de tasvir ediyor.
Evrenin modern kozmolojik modelleri, genel görelilik teorisine dayanmaktadır. Büyük ölçekli bir açıklama için şu anda en iyi temsili sağlayan budur.
Evrenin bilime dayalı ilk kozmolojik modeli
Bir yerçekimi hipotezi olan genel görelilik teorisinden Einstein, maddeyle dolu bir kozmosu yöneten denklemler yazar. Ama Albert bunun statik olması gerektiğini düşündü. Böylece Einstein, sonucu elde etmek için denklemlerine evrenin sabit kozmolojik modeli adı verilen bir terim ekledi.
Daha sonra, Edwin Hubble'ın sistemi göz önüne alındığında, bu fikre geri dönecek ve kozmosun etkin bir şekilde genişleyebileceğini kabul edecektir. Aynen öyleEvren, A. Einstein'ın kozmolojik modelindeki gibi görünüyor.
Yeni hipotezler
Ondan kısa bir süre sonra, Evren Friedman'ın kozmolojik modelinin Rus geliştiricisi Dutchman de Sitter ve Belçikalı Lemaitre, uzmanların yargısına statik olmayan unsurlar sunar. Einstein'ın görelilik denklemlerini çözmek için bunlara ihtiyaç var.
De Sitter kozmosu boş bir sabite karşılık geliyorsa, o zaman Friedmann kozmolojik modeline göre Evren, içindeki maddenin yoğunluğuna bağlıdır.
Ana hipotez
Dünyanın uzayın merkezinde veya herhangi bir ayrıcalıklı konumda durması için hiçbir sebep yok.
Bu, evrenin klasik kozmolojik modelinin ilk teorisidir. Bu hipoteze göre evren şu şekilde düşünülür:
- Homojen, yani kozmolojik ölçekte her yerde aynı özelliklere sahip. Elbette, daha küçük bir düzlemde, örneğin Güneş Sistemi'ne veya Galaksinin dışında bir yere bakarsanız farklı durumlar vardır.
- İzotropik, yani insan nereye bakarsa baksın her yönde her zaman aynı özelliklere sahiptir. Özellikle boşluk tek yönde düzleştirilmediği için.
İkinci gerekli hipotez, fizik yasalarının evrenselliğidir. Bu kurallar her yerde ve her zaman aynıdır.
Evrenin içeriğini mükemmel bir akışkan olarak düşünmek başka bir hipotezdir. Bileşenlerinin karakteristik boyutları, onları ayıran mesafelere kıyasla önemsizdir.
Parametreler
Birçok kişi soruyor: "Kozmolojik modeli tanımlayınEvren." Bunu yapmak için, Friedmann-Lemaitre sisteminin önceki hipotezine uygun olarak, evrimi tam olarak karakterize eden üç parametre kullanılır:
- Genişleme oranını temsil eden Hubble sabiti.
- Araştırılan Evrenin ρ değeri ile belirli bir yoğunluk arasındaki oranı ölçen kütle yoğunluğu parametresine, Hubble sabitiyle ilgili olan kritik ρc denir. Bu parametrenin mevcut değeri Ω0.
- cosmo ile gösterilen kozmolojik sabit, yerçekiminin zıttıdır.
olarak işaretlenmiştir.
Maddenin yoğunluğu, evrimini tahmin etmek için kilit bir parametredir: eğer çok geçilmezse (Ω0> 1), yerçekimi genişlemeyi yenebilecek ve kozmos orijinal durumuna geri dönecek.
Aksi takdirde artış sonsuza kadar devam eder. Bunu kontrol etmek için Evrenin kozmolojik modelini teoriye göre tanımlayın.
Bir kişinin kozmosun evrimini içindeki madde miktarına göre gerçekleştirebileceği sezgisel olarak açıktır.
Büyük bir sayı kapalı bir evrene yol açar. İlk haliyle sona erecek. Az miktarda madde, sonsuz genişlemeye sahip açık bir evrene yol açacaktır. Ω0=1 değeri, düz uzayın özel bir durumuna yol açar.
Kritik yoğunluğun anlamı ρc yaklaşık 6 x 10–27 kg/m3, yani metreküp başına iki hidrojen atomu.
Bu çok düşük rakam neden modern olduğunu açıklıyorevrenin yapısının kozmolojik modeli boş uzayı varsayar ve bu o kadar da kötü değil.
Kapalı evren mi açık evren mi?
Evrendeki maddenin yoğunluğu onun geometrisini belirler.
Yüksek geçirimsizlik için pozitif eğrilik ile kapalı bir alan elde edebilirsiniz. Ancak kritik olanın altında bir yoğunlukla açık bir evren ortaya çıkacaktır.
Düz veya açık bir evren sonlu veya sonsuz olabilirken, kapalı türün mutlaka bitmiş bir boyutu olduğuna dikkat edilmelidir.
İkinci durumda, üçgenin açılarının toplamı 180°'den küçüktür.
Kapalı durumda (örneğin, Dünya yüzeyinde) bu rakam her zaman 180°'den büyüktür.
Şu ana kadar yapılan tüm ölçümler uzayın eğriliğini ortaya çıkaramadı.
Evrenin kısaca kozmolojik modelleri
Bumerang topu kullanılarak yapılan fosil radyasyonu ölçümleri, yine düz uzay hipotezini doğruluyor.
Düz uzay hipotezi, deneysel verilerle en iyi uyum içindedir.
WMAP ve Planck uydusu tarafından yapılan ölçümler bu hipotezi doğruluyor.
Yani evren düz olurdu. Ancak bu gerçek, insanlığı iki sorunun önüne koyuyor. Düz ise, madde yoğunluğunun kritik olan Ω0=1'e eşit olduğu anlamına gelir. Ancak evrendeki en büyük, görünür madde bu nüfuz edilemezliğin sadece %5'idir.
Galaksilerin doğuşunda olduğu gibi, tekrar karanlık maddeye dönmek gerekiyor.
Evrenin Çağı
Bilim adamlarıHubble sabitinin tersiyle orantılı olduğunu gösterin.
Dolayısıyla, bu sabitin tam tanımı kozmoloji için kritik bir problemdir. Son ölçümler, kozmosun şu anda 7 ila 20 milyar yaşında olduğunu gösteriyor.
Fakat evren mutlaka en eski yıldızlarından daha yaşlı olmalıdır. Yaşlarının 13 ila 16 milyar yıl arasında olduğu tahmin ediliyor.
Yaklaşık 14 milyar yıl önce, evren, tekillik olarak bilinen sonsuz derecede küçük, yoğun bir noktadan her yöne doğru genişlemeye başladı. Bu olay Büyük Patlama olarak bilinir.
Önümüzdeki yüz binlerce yıl boyunca devam eden hızlı enflasyonun başlamasının ilk birkaç saniyesinde temel parçacıklar ortaya çıktı. Daha sonra maddeyi oluşturacak olan, ancak insanlığın bildiği gibi, henüz mevcut değildi. Bu dönemde Evren opaktı, aşırı sıcak plazma ve güçlü radyasyonla doluydu.
Ancak, genişledikçe sıcaklığı ve yoğunluğu yavaş yavaş azaldı. Plazma ve radyasyon sonunda evrendeki en basit, en hafif ve en bol elementler olan hidrojen ve helyumun yerini aldı. Yerçekimi, bu serbest yüzen atomları, ilk yıldızların ve galaksilerin ortaya çıktığı ilkel gazda birleştirmek için fazladan birkaç yüz milyon yıl aldı.
Zamanın başlangıcına ilişkin bu açıklama, Lambda sistemi olarak da bilinen Big Bang kozmolojisinin standart modelinden türetilmiştir - soğuk karanlık madde.
Evrenin kozmolojik modelleri doğrudan gözlemlere dayanır. yapabilecek kapasitedelersonraki çalışmalarla doğrulanabilen ve genel göreliliğe dayanan tahminler, çünkü bu teori gözlemlenen büyük ölçekli davranışlarla en iyi uyumu sağlar. Kozmolojik modeller ayrıca iki temel varsayıma dayanır.
Dünya, evrenin merkezinde yer almaz ve özel bir yer işgal etmez, bu nedenle uzay büyük ölçekte her yönden ve her yerden aynı görünür. Ve Dünya'da geçerli olan aynı fizik yasaları zamandan bağımsız olarak tüm evrende geçerlidir.
Dolayısıyla, insanlığın bugün gözlemledikleri, geçmişi, bugünü açıklamak veya bu fenomen ne kadar uzakta olursa olsun doğada gelecekteki olayları tahmin etmeye yardımcı olmak için kullanılabilir.
İnanılmaz, insanlar gökyüzüne ne kadar çok bakarsa, geçmişe o kadar çok bakarlar. Bu, Galaksiler çok daha gençken genel bir bakış sağlar, böylece daha yakın ve dolayısıyla çok daha yaşlı olanlara göre nasıl evrimleştiklerini daha iyi anlayabiliriz. Elbette insanlık, gelişiminin farklı aşamalarında aynı Galaksileri göremez. Ancak Galaksileri gözlemlediklerine göre kategorilere ayırarak iyi hipotezler ortaya çıkabilir.
İlk yıldızların, evrenin başlangıcından kısa bir süre sonra gaz bulutlarından oluştuğuna inanılıyor. Standart Büyük Patlama Modeli, bu sistemlere mavi bir renk veren genç sıcak cisimlerle dolu en eski gökadaları bulmanın mümkün olduğunu öne sürüyor. Model ayrıca şunu da öngörüyor:ilk yıldızlar daha çoktu, ancak modern olanlardan daha küçüktü. Ve küçük galaksiler sonunda büyük ada evrenleri oluşturdukça, sistemler hiyerarşik olarak şimdiki boyutlarına ulaştılar.
İlginç bir şekilde, bu tahminlerin çoğu doğrulandı. Örneğin, 1995 yılında, Hubble Uzay Teleskobu ilk kez zamanın başlangıcına derinlemesine baktığında, genç evrenin Samanyolu'ndan otuz ila elli kat daha küçük soluk mavi gökadalarla dolu olduğunu keşfetti.
Standart Büyük Patlama Modeli de bu birleşmelerin hala devam ettiğini tahmin ediyor. Bu nedenle, insanlık bu aktivitenin kanıtlarını komşu galaksilerde de bulmalıdır. Ne yazık ki, yakın zamana kadar Samanyolu yakınlarındaki yıldızlar arasında enerjik birleşmelere dair çok az kanıt vardı. Bu, standart büyük patlama modeliyle ilgili bir sorundu çünkü evrenin anlaşılmasının eksik veya yanlış olabileceğini öne sürüyordu.
Yalnızca 20. yüzyılın ikinci yarısında kozmosun nasıl oluştuğuna dair makul modeller oluşturmaya yetecek kadar fiziksel kanıt toplandı. Mevcut standart büyük patlama sistemi, üç ana deneysel veriye dayalı olarak geliştirildi.
Evrenin Genişlemesi
Çoğu doğa modelinde olduğu gibi, art arda iyileştirmelerden geçti ve daha fazla araştırmayı besleyen önemli zorluklar yarattı.
Kozmolojik evrenin büyüleyici yönlerinden birimodelleme, evren için yeterince doğru bir şekilde korunması gereken bir dizi parametre dengesini ortaya çıkarmasıdır.
Sorular
Evrenin standart kozmolojik modeli büyük patlamadır. Ve onu destekleyen kanıtlar ezici olsa da, problemsiz değil. "Yaratılış Anı" kitabındaki Trefil şu soruları çok iyi gösteriyor:
- Karşımadde sorunu.
- Galaksinin oluşumunun karmaşıklığı.
- Ufuk sorunu.
- Bir düzlük sorunu.
Karşımadde Problemi
Parçacık çağının başlamasından sonra. Evrendeki parçacıkların sayısını değiştirebilecek bilinen bir süreç yoktur. Zaman alanı milisaniyeler kadar eski olduğunda, madde ve antimadde arasındaki denge sonsuza kadar sabitlendi.
Evrendeki standart madde modelinin ana kısmı, çift üretimi fikridir. Bu, elektron-pozitron çiftlerinin doğuşunu gösterir. Yüksek ömürlü x-ışınları veya gama ışınları ile tipik atomlar arasındaki olağan etkileşim türü, fotonun enerjisinin çoğunu bir elektrona ve onun antiparçacığı olan pozitrona dönüştürür. Parçacık kütleleri Einstein'ın E=mc2 bağıntısını takip eder. Üretilen uçurum eşit sayıda elektron ve pozitron içerir. Bu nedenle, tüm seri üretim süreçleri eşleştirilmiş olsaydı, Evrende tamamen aynı miktarda madde ve antimadde olurdu.
Doğanın maddeyle ilişki kurma biçiminde bir asimetri olduğu açıktır. Gelecek vaat eden araştırma alanlarından birizayıf etkileşim ile parçacıkların bozunmasında CP simetrisinin ihlalidir. Ana deneysel kanıt, nötr kaonların ayrışmasıdır. SR simetrisinde hafif bir ihlal gösteriyorlar. Kaonların elektronlara bozunmasıyla birlikte insanlık, madde ve antimadde arasında net bir ayrım yaptı ve bu, maddenin evrendeki baskınlığının anahtarlarından biri olabilir.
Büyük Hadron Çarpıştırıcısı'nda yeni keşif - D-meson ve onun antiparçacığının bozunma hızındaki fark %0,8'dir, bu da antimadde sorununun çözümüne bir başka katkı olabilir.
Galaksi Oluşumu Problemi
Genişleyen evrendeki rastgele düzensizlikler yıldızları oluşturmak için yeterli değil. Hızlı genişlemenin mevcudiyetinde, yerçekimi çekimi, genişlemenin kendisi tarafından yaratılan herhangi bir makul türbülans modeli ile galaksilerin oluşabilmesi için çok yavaştır. Evrenin büyük ölçekli yapısının nasıl ortaya çıkmış olabileceği sorusu, kozmolojide çözülmemiş büyük bir problem olmuştur. Bu nedenle bilim insanları, galaksilerin varlığını açıklamak için 1 milisaniyeye kadar bir süreye bakmak zorunda kalıyorlar.
Ufuk Problemi
Gökyüzündeki zıt yönlerden gelen mikrodalga arka plan radyasyonu, %0.01 içinde aynı sıcaklık ile karakterize edilir. Ancak ışınlandıkları uzay alanı, geçiş süresinden 500 bin yıl daha hafifti. Ve böylece görünür termal denge kurmak için birbirleriyle iletişim kuramıyorlar - dışarıdaydılar.ufuk.
Bu duruma "izotropi problemi" de denir, çünkü uzayda her yönden hareket eden arka plan radyasyonu neredeyse izotropiktir. Soruyu ortaya koymanın bir yolu, uzayın Dünya'dan zıt yönlerde olan bölümlerinin sıcaklığının hemen hemen aynı olduğunu söylemektir. Ama eğer iletişim kuramıyorlarsa, birbirleriyle nasıl termal dengede olabilirler? WMAP tarafından önerildiği gibi, Hubble sabitinden megaparsec başına 71 km/s'den türetilen 14 milyar yıllık geri dönüş zaman sınırı düşünüldüğünde, evrenin bu uzak kısımlarının 28 milyar ışıkyılı uzaklıkta olduğu fark edilir. Peki neden tam olarak aynı sıcaklığa sahipler?
Ufuk sorununu anlamak için evrenin yaşının iki katı olmanız yeterlidir, ancak Schramm'ın belirttiği gibi, soruna daha erken bir perspektiften bakarsanız, daha da ciddi hale gelir. Fotonlar gerçekten yayıldığında, evrenin yaşının 100 katı ya da 100 katı nedensel olarak devre dışı kalmış olacaklardı.
Bu sorun, 1980'lerin başında Alan Guth tarafından öne sürülen enflasyonist hipoteze yol açan yönlerden biridir. Ufuk sorusunun şişme açısından cevabı şudur: Büyük Patlama sürecinin en başında evrenin boyutunu 1020 artıran inanılmaz derecede hızlı bir şişme dönemi vardı veya 1030 . Bu, gözlemlenebilir alanın şu anda bu uzantının içinde olduğu anlamına gelir. Görülebilen radyasyon izotropiktir,çünkü tüm bu uzay küçücük bir hacimden "şişirilir" ve hemen hemen aynı başlangıç koşullarına sahiptir. Bu, evrenin parçalarının neden birbirleriyle iletişim kuramayacak kadar uzakta olduğunu açıklamanın bir yolu.
Düzlük sorunu
Evrenin modern kozmolojik modelinin oluşumu çok kapsamlıdır. Gözlemler, uzaydaki madde miktarının kesinlikle onda birden fazla olduğunu ve kesinlikle genişlemeyi durdurmak için gereken kritik miktardan daha az olduğunu gösteriyor. Burada iyi bir benzetme var - yerden atılan bir top yavaşlıyor. Küçük bir asteroitle aynı hızda, asla durmayacak.
Sistemden yapılan bu teorik atışın başlangıcında, sonsuza gitmek için doğru hızda atıldığı ve sonsuz bir mesafede sıfıra yavaşladığı görünebilir. Ama zamanla daha da belirginleşti. Biri hız penceresini küçük bir miktar bile kaçırdıysa, 20 milyar yıllık yolculuktan sonra hala top doğru hızda atılmış gibi görünüyordu.
Düzlükten herhangi bir sapma zamanla abartılır ve evrenin bu aşamasında küçük düzensizliklerin önemli ölçüde artması gerekir. Mevcut kozmosun yoğunluğu kritik seviyeye çok yakın görünüyorsa, o zaman daha önceki dönemlerde düze daha da yakın olmalıydı. Alan Guth, Robert Dicke'in dersini, onu enflasyon yoluna sokan etkilerden biri olarak görüyor. Robert işaret ettiEvrenin mevcut kozmolojik modelinin düzlüğü, büyük patlamadan sonra saniyede 10-14 kez bir parçaya düz olmasını gerektirecektir. Kaufmann, ondan hemen sonra yoğunluğun kritik olana, yani 50 ondalık basamağa eşit olması gerektiğini öne sürüyor.
80'lerin başında Alan Guth, Planck zamanından 10–43 saniye sonra, çok hızlı bir genişlemenin kısa bir dönemi olduğunu öne sürdü. Bu enflasyonist model, hem düzlük sorunu hem de ufuk sorunu ile başa çıkmanın bir yoluydu. Eğer evren 20 ila 30 büyüklük mertebesi kadar şişmişse, o zaman sıkı bir şekilde bağlı sayılabilecek son derece küçük bir hacmin özellikleri, bugün bilinen evrende yayılarak hem aşırı düzlüğe hem de aşırı izotropik bir yapıya katkıda bulunuyordu.
Evrenin modern kozmolojik modelleri bu şekilde kısaca tanımlanabilir.
