Космологични модели на вселената: етапи на формиране на съвременната система, особености

Космологичният модел на Вселената е математическо описание, което се опитва да обясни причините за нейното съществуване. И също така очертава еволюцията във времето.

Съвременните космологични модели на Вселената се основават на на общата теория на относителността на относителността. Това е най-доброто обяснение за мащабно обяснение.

Първият научно обоснован космологичен модел на Вселената

В своята обща теория на относителността, която е хипотеза за гравитацията, Айнщайн написва уравненията, управляващи изпълнения с материя космос. Но Алберт смяташе, че трябва да е статична. Затова Айнщайн въвежда в уравненията си термин, наречен постоянен космологичен модел на Вселената, за да получи резултат.

Впоследствие, предвид системата на Едуин Хъбъл, той се връща към тази идея и признава, че космосът може ефективно да се разширява. Ето как изглежда Вселената в космологичния модел на А. Айнщайн. Айнщайн.

Нови хипотези

Скоро след това холандецът де Ситер, руският разработчик на космологичен модел Фридман и белгиецът Леметр въвеждат нестатичните елементи. Те са необходими за решаването 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 в нея.

Основна хипотеза

Земята няма причина да стои в центъра на пространството или на някакво привилегировано място.

Това е първата теория на класическия космологичен модел на Вселената. Според тази хипотеза Вселената се разглежда като:

1. Хомогенна, т.е. има еднакви свойства навсякъде в космологичния мащаб. Разбира се, има различни ситуации в по-малкия план, ако погледнете Слънчевата система или някъде извън галактиката, например.
2. Изотропна, което означава, че винаги има едни и същи свойства във всяка посока, независимо от това къде гледаме. Още повече че пространството не е сплескано в една посока.

Втората необходима хипотеза е за универсалността на законите на физиката. Тези правила са едни и същи на всяко място и във всяко време.

Разглеждането на съдържанието на Вселената като съвършена течност е друга хипотеза. Характерните размери на съставните му части са незначителни пред разстоянията, които ги разделят.

Параметри

Много хора се питат: "Опишете космологичния модел на Вселената.". За да се постигне това в съответствие с предишната хипотеза за системата на Фридман-Леметре, се използват три параметъра, които напълно характеризират еволюцията:

• константа на Хъбъл, която представлява скоростта на разширяване.
• Параметърът на плътността на масата, който измерва съотношението между ρ на изследваната Вселена и определена плътност, се нарича критично ρ_c, свързана с константата на Хъбъл. Текущата стойност на този параметър е отбелязана като Ω₀.
• Космологичната константа, означена като Λ, представлява силата, противоположна на гравитацията.

Плътността на материята е ключов параметър за прогнозиране на нейната еволюция: ако тя е много непропусклива (Ω₀> 1), гравитацията ще успее да победи разширяването и космосът ще се върне към първоначалното си състояние.

В противен случай разширяването ще продължи вечно. За да проверите това, опишете космологичен модел на Вселената в съответствие с теорията на.

Интуитивно можем да си представим еволюцията на космоса в зависимост от количеството материя в него.

Голям брой ще доведе до затворена Вселена. Той ще се окаже в първоначалното си състояние. Малко количество материя би довело до отворена вселена с безкрайно разширение. Стойността на Ω₀ = 1 води до специален случай на плосък космос.

Значението на критичната плътност ρ_c е около 6 x 10^-27 кг/м³, тоест два водородни атома на кубичен метър.

Тази много ниска стойност обяснява защо съвременният космологичен модел на структурата на Вселената предполага празен космос и това не е лошо.

Затворена или отворена вселена?

Плътността на материята във Вселената определя нейната геометрия.

При висока непропускливост може да се получи затворен космос с положителна кривина. Но под критичната плътност ще се получи отворена вселена.

Трябва да се отбележи, че затвореният тип е задължително краен по размер, докато плоската или отворената вселена може да бъде крайна или безкрайна.

Във втория случай сборът от ъглите на триъгълника е по-малък от 180°.

В затворена среда (например на повърхността на Земята) тази цифра винаги е по-голяма от 180°.

Всички измервания досега не са успели да разкрият кривината на космоса.

Космологични модели на Вселената накратко

Измерванията на фосилното излъчване от топката бумеранг потвърждават хипотезата за плоския космос.

Хипотезата за плосък космос е най-подходяща за експерименталните данни.

Измерванията на WMAP и спътника "Планк" потвърждават тази хипотеза.

Така че Вселената би била плоска. Но този факт повдига два въпроса пред човечеството. Ако тя е плоска, това означава, че плътността на материята е равна на критичната Ω₀=1. Но, Най-големият, видимата материя във Вселената е само 5% от тази непроницаемост.

Подобно на раждането на галактиките, отново трябва да се обърнем към тъмната материя.

Възрастта на Вселената

Учените могат да покажат, че тя е пропорционална на обратната стойност на константата на Хъбъл.

Затова точното определяне на тази константа е критичен проблем за космологията. Последните измервания показват, че космосът е на възраст от 7 до 20 милиарда години.

Но Вселената задължително трябва да е по-стара от най-старите си звезди. И се предполага, че са на възраст от 13 до 16 милиарда години.

Преди около 14 милиарда години Вселената е започнала да се разширява във всички посоки от безкрайно малка плътна точка, известна като сингулярност. Това събитие е известно като като Големия експлозия.

В рамките на първите няколко секунди от началото на бързата инфлация, продължила през следващите стотици хиляди години, се появяват фундаментални частици. Която по-късно щеше да състави материята, но както човечеството знае, тя все още не съществуваше. През този период Вселената е била непрозрачна, изпълнена с изключително гореща плазма и мощна радиация.

Но с разширяването му температурата и плътността му постепенно намаляват. Плазмата и радиацията в крайна сметка са заменени от водород и хелий - най-простите, леки и най-често срещаните елементи във Вселената. Гравитацията е отнела още няколкостотин милиона 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 изведено от стандартния модел на космологията на Големия взрив, известен още като системата Ламбда - студена тъмна материя.

Космологичните модели на Вселената се основават на преки наблюдения. Те са в състояние да правят прогнози, които могат да бъдат потвърдени от последващи изследвания, и се основават на общата теория на относителността, тъй като тази теория дава най-добро съответствие с наблюдаваното поведение в големи мащаби. Космологичните модели също се основават на две основни предположения.

Земята не е разположена в центъра на Вселената и затова космосът изглежда еднакво във всички посоки и от всички места в голям мащаб. И същите физични закони, действащи 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 предсказване на бъдещи събития в природата, независимо колко далеч са те.

Невероятно е, че колкото по-надалеч в небето гледат хората, толкова по-назад във времето гледат. Това позволява да се направи общ преглед на галактиките, когато са били много по-млади, така че да се разбере по-добре как са еволюирали в сравнение с тези, които са по-близо и следователно много по-стари. Разбира се, човечеството не може да види едни и същи галактики на различни етапи от тяхната еволюция. Но добри хипотези могат да възникнат чрез групиране на галактиките в категории въз основа на това, което наблюдават.

Предполага се, че първите звезди са се образували от газови облаци малко след началото на Вселената. Стандартният модел на Големия взрив предполага, че е възможно Открийте най-ранните галактики, пълни с млади горещи тела, които биха придали на тези системи син оттенък. Моделът също така предвижда, че първите звезди са били по-многобройни, но с по-малък размер от съвременните. И че системите йерархично са нараснали до сегашния си размер, като малките галактики са образували големи островни вселени с течение на времето.

Интересно е, че много от тези прогнози се потвърдиха. Например през 1995 г., когато космическият телескоп "Хъбъл" за пръв път надникна в началото на времето, той установи, че младата Вселена е изпълнена със слаби сини галактики, които са тридесет до петдесет пъти по-малки от Млечния път.

Стандартният модел на Големия взрив също предвижда, че тези сливания продължават. Следователно човечеството трябва да открие доказателства за тази дейност и в съседните галактики. За съжаление доскоро нямаше много данни за енергични сливания на звезди в близост до Млечния път. Това беше проблем за стандартния модел на Големия взрив, защото предполагаше, че разбирането на Вселената може да е непълно или погрешно.

Едва през втората половина на ХХ век са натрупани достатъчно физически доказателства, за да се направят разумни модели на процеса на формиране на космоса. Сегашната стандартна система за Големия взрив е разработена въз основа на три основни експериментални доказателства.

Разширяване на Вселената

Както повечето модели на природата, той е претърпял последователни усъвършенствания и е поставил значителни предизвикателства, които са подтикнали към по-нататъшни изследвания.

Един от очарователните аспекти на космологичното моделиране е, че то разкрива редица балансирани параметри, които трябва да се поддържат сравнително точно, за да може Вселената.

Въпроси

Стандартният космологичен модел на Вселената е Големият взрив. И въпреки че доказателствата в негова подкрепа са огромни, той не е безпроблемен. Трефил в книгата си "Моментът на сътворението" показва добре тези проблеми:

1. Проблемът с антиматерията.
2. Сложността на формирането на галактиките.
3. Проблемът с хоризонта.
4. Въпросът за плоскостта.

Проблемът с антиматерията

От началото на ерата на частиците. Не е известен процес, който може да промени нетния брой на зърната във Вселената. Докато космосът остарее с милисекунди, балансът между материята и антиматерията е коригиран завинаги.

Основна част от стандартния модел на материята във Вселената е идеята за производството на двойки. Това показва раждането на електрон-позитронните двойки. Обичайният тип взаимодействие между рентгенови или гама лъчи с висок живот и типични атоми превръща по-голямата част от енергията на фотона в електрон и неговата античастица - позитрон. масите на частиците следват връзката на Айнщайн E = mc². В произведената бездна има равен брой електрони и позитрони. Така че, 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 изследване е нарушаването на CP-симетрията при разпадането на частици чрез слаби взаимодействия. Основното експериментално доказателство е разпадането на неутрални каони. Те са тези, които показват малко нарушаване на CP симетрията. С разпадането на каоните в електрони човечеството ясно разграничава материята от антиматерията и това може би е един от ключовете за преобладаването на материята във Вселената.

Ново откритие на Големия адронен колайдер - разликата в скоростта на разпадане на мезона D и неговата античастица е 0,8%, което може да е още един принос към решаването на въпроса за антиматерията.

Проблемът за образуването на галактиките

Случайните нехомогенности в разширяващата се Вселена не са достатъчни за образуването на звезди. При бързото разширяване гравитационното привличане е твърде бавно, за да могат галактиките да се образуват с някакъв разумен модел на турбулентност, създаден от самото разширяване. Въпросът как е възникнала едромащабната структура на Вселената е основен нерешен проблем в космологията. Следователно учените трябва да разглеждат период до 1 милисекунда, за да обяснят съществуването на галактиките.

Проблемът с хоризонта

Микровълновото фоново лъчение от противоположни посоки в небето има еднаква температура в рамките на 0,01%. Но областите на пространството, от които те се излъчват, на 500 хил. години беше по-лек транзит. И така, те не можеха да общуват помежду си, за да установят видимо топлинно равновесие - бяха отвъд хоризонта.

Тази ситуация се нарича още "проблем на изотропията", тъй като фоновото лъчение, което се движи от всички посоки в пространството, е почти изотропно. Един от начините за изразяване на въпроса е да се каже, че температурата на части от пространството, разположени в противоположни на Земята посоки, е почти еднаква. Но как могат да бъдат в топлинно равновесие помежду си, ако не могат да общуват? Ако някой се е замислял за границата на времето за връщане от 14 милиарда години, изведена от константата на Хъбъл от 71 км/сек на мегапарсек, както предполага WMAP, той е забелязал, че тези отдалечени части на Вселената са отдалечени една от друга на 28 милиарда светлинни години. И така, защо температурата им е абсолютно еднаква??

Това, че възрастта на Вселената е два пъти по-голяма, е достатъчно, за да се разбере проблемът с хоризонта, но както посочва Шрам, ако погледнем на проблема от по-ранна перспектива, той става още по-сериозен. В момента, в който фотоните са били действително излъчени, те са били 100 пъти по-стари от Вселената или 100 пъти по-откъснати от нея по причинно-следствена връзка.

Този проблем е една от насоките, които доведоха до инфлационната хипотеза, представена от Алън Гът в началото на 80-те години на ХХ век. Отговорът на въпроса за хоризонта от гледна точка на инфлацията е, че в началото на Големия взрив е имало период на невероятно бърза инфлация, която е увеличила размера на Вселената с 10²⁰ или 10³⁰. Това означава, че наблюдаваният космос понастоящем се намира в рамките на това разширение. Радиацията, която може да се види, е изотропна, защото цялото това пространство е "раздуто" от малък обем и има почти еднакви начални условия. Това е начин да се обясни защо частите на Вселената, които са толкова отдалечени една от друга, че никога не биха могли да общуват помежду си, изглеждат еднакво.

Проблемът с плоскостта

Появата на съвременния космологичен модел на Вселената е много обширна. Наблюденията показват, че количеството на материята в пространството несъмнено е повече от една десета и със сигурност по-малко от критичното количество, необходими 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 изхвърляне от системата може да изглежда, че то е изхвърлено с точната скорост, за да се движи вечно, като се забавя до нула на безкрайно разстояние. Но с течение на времето това ставаше все по-очевидно. Ако се пропусне прозорецът на скоростта дори с малко, след 20 милиарда години пътуване все още ще изглежда, че топката е била хвърлена с правилната скорост.

Всякакви отклонения от плоскостта се засилват с времето и на този етап от развитието на Вселената дребните неравности трябва да са били силно усилени. Ако плътността на сегашния космос изглежда много близка до критичната, то в по-ранни епохи тя трябва да е била още по-близка до плоската. Алън Гът смята лекцията на Робърт Дике за едно от влиянията, които го насочват към инфлацията. Робърт изтъкна, че плоскостта на съвременния космологичен модел на Вселената изисква тя да е плоска до една част при 10-14 пъти в секунда след Големия взрив. Кауфман предполага, че веднага след това плътността е трябвало да бъде равна на критичната, т.е. до 50 знака след десетичната запетая.

В началото на 80-те години Алън Гът предлага, че след на времето на Планкен, което е 10^-43 секунди, е имало кратък период на изключително бърза експанзия. Този инфлационен модел е по начин, който решава проблеми с плоскостта и хоризонта. Ако Вселената се раздуе с 20-30 порядъка, тогава свойствата на един изключително малък обем, които могат да се считат за тясно свързани, сега се разпространяват в цялата позната Вселена, допринасяйки както за изключително плоската, така и за изключително изотропната природа на.

Ето как накратко могат да бъдат описани съвременните космологични модели на Вселената.