Modeli kozmologjik i Universit është një përshkrim matematik që përpiqet të shpjegojë arsyet e ekzistencës së tij aktuale. Ai gjithashtu përshkruan evolucionin me kalimin e kohës.
Modelet moderne kozmologjike të Universit bazohen në teorinë e përgjithshme të relativitetit. Kjo është ajo që aktualisht ofron përfaqësimin më të mirë për një shpjegim në shkallë të gjerë.
Modeli i parë kozmologjik i bazuar në shkencë i Universit
Nga teoria e tij e relativitetit të përgjithshëm, e cila është një hipotezë e gravitetit, Ajnshtajni shkruan ekuacione që drejtojnë një kozmos të mbushur me materie. Por Alberti mendoi se duhet të ishte statike. Pra, Ajnshtajni futi një term të quajtur modeli konstant kozmologjik i universit në ekuacionet e tij për të marrë rezultatin.
Më pas, duke pasur parasysh sistemin e Edwin Hubble, ai do t'i kthehet kësaj ideje dhe do të kuptojë se kozmosi mund të zgjerohet në mënyrë efektive. PikërishtUniversi duket si në modelin kozmologjik të A. Ajnshtajnit.
Hipoteza të reja
Menjëherë pas tij, holandezi de Sitter, zhvilluesi rus i modelit kozmologjik të Universit Friedman dhe Lemaitre belg paraqesin elemente jostatike për gjykimin e njohësve. Ato nevojiten për të zgjidhur ekuacionet e relativitetit të Ajnshtajnit.
Nëse kozmosi de Sitter korrespondon me një konstante boshe, atëherë sipas modelit kozmologjik të Friedmann-it, Universi varet nga dendësia e materies brenda tij.
Hipoteza kryesore
Nuk ka asnjë arsye që Toka të qëndrojë në qendër të hapësirës ose në ndonjë vend të privilegjuar.
Kjo është teoria e parë e modelit klasik kozmologjik të universit. Sipas kësaj hipoteze, universi konsiderohet si:
- Homgjene, domethënë ka të njëjtat veti kudo në shkallë kozmologjike. Sigurisht, në një aeroplan më të vogël, ka situata të ndryshme nëse shikoni, për shembull, në Sistemin Diellor ose diku jashtë Galaktikës.
- Izotropik, domethënë, ka gjithmonë të njëjtat veti në çdo drejtim, pavarësisht se ku shikon një person. Sidomos pasi hapësira nuk është e rrafshuar në një drejtim.
Hipoteza e dytë e nevojshme është universaliteti i ligjeve të fizikës. Këto rregulla janë të njëjta kudo dhe në çdo kohë.
Të konsiderosh përmbajtjen e universit si një lëng i përsosur është një hipotezë tjetër. Dimensionet karakteristike të përbërësve të tij janë të parëndësishme në krahasim me distancat që i ndajnë ato.
Parametrat
Shumë pyesin: "Përshkruani modelin kozmologjikUniversi." Për ta bërë këtë, në përputhje me hipotezën e mëparshme të sistemit Friedmann-Lemaitre, përdoren tre parametra që karakterizojnë plotësisht evolucionin:
- Konstanta e Hubble që përfaqëson shkallën e zgjerimit.
- Parametri i densitetit të masës, i cili mat raportin ndërmjet ρ të Universit të hetuar dhe një dendësie të caktuar, quhet ρc, i cili lidhet me konstantën e Hubble. Vlera aktuale e këtij parametri është shënuar Ω0.
- Konstanta kozmologjike, e shënuar Λ, është forca e kundërt me gravitetin.
Dendësia e materies është një parametër kyç për parashikimin e evolucionit të saj: nëse është shumë i padepërtueshëm (Ω0> 1), graviteti do të jetë në gjendje të mposht zgjerimin dhe kozmosi do të kthehet në gjendjen e tij origjinale.
Përndryshe rritja do të vazhdojë përgjithmonë. Për ta kontrolluar këtë, përshkruani modelin kozmologjik të Universit sipas teorisë.
Është intuitivisht e qartë se një person mund të kuptojë evolucionin e kozmosit në përputhje me sasinë e materies brenda.
Një numër i madh do të çojë në një univers të mbyllur. Do të përfundojë në gjendjen fillestare. Një sasi e vogël materies do të çojë në një univers të hapur me zgjerim të pafund. Vlera Ω0=1 çon në një rast të veçantë të hapësirës së sheshtë.
Kuptimi i densitetit kritik ρc është rreth 6 x 10–27 kg/m3, domethënë dy atome hidrogjeni për metër kub.
Kjo shifër shumë e ulët shpjegon pse modernemodeli kozmologjik i strukturës së universit supozon hapësirë boshe, dhe kjo nuk është aq e keqe.
Univers i mbyllur apo i hapur?
Densiteti i materies brenda universit përcakton gjeometrinë e tij.
Për papërshkueshmëri të lartë, mund të merrni një hapësirë të mbyllur me lakim pozitiv. Por me një dendësi nën atë kritike, do të shfaqet një univers i hapur.
Duhet të theksohet se lloji i mbyllur ka domosdoshmërisht një madhësi të përfunduar, ndërsa një univers i sheshtë ose i hapur mund të jetë i fundëm ose i pafund.
Në rastin e dytë, shuma e këndeve të trekëndëshit është më e vogël se 180°.
Në një të mbyllur (për shembull, në sipërfaqen e Tokës) kjo shifër është gjithmonë më e madhe se 180°.
Të gjitha matjet e deritanishme kanë dështuar të zbulojnë lakimin e hapësirës.
Modelet kozmologjike të universit shkurtimisht
Masjet e rrezatimit fosil duke përdorur topin Bumerang konfirmojnë përsëri hipotezën e hapësirës së sheshtë.
Hipoteza e hapësirës së sheshtë është në përputhje më të mirë me të dhënat eksperimentale.
Masjet e bëra nga WMAP dhe sateliti Planck konfirmojnë këtë hipotezë.
Pra, universi do të ishte i sheshtë. Por ky fakt e vë njerëzimin përpara dy pyetjeve. Nëse është e sheshtë, do të thotë se dendësia e substancës është e barabartë me atë kritike Ω0=1. Por, lënda më e madhe dhe e dukshme në univers është vetëm 5% e kësaj padepërtueshmërie.
Ashtu si me lindjen e galaktikave, është e nevojshme t'i kthehemi përsëri materies së errët.
Mosha e Universit
Shkencëtarët mundentregojnë se është në përpjesëtim me reciprokun e konstantës së Hubble.
Kështu, përkufizimi i saktë i kësaj konstante është një problem kritik për kozmologjinë. Matjet e fundit tregojnë se kozmosi tani është midis 7 dhe 20 miliardë vjeç.
Por universi duhet të jetë domosdoshmërisht më i vjetër se yjet e tij më të vjetër. Dhe ata vlerësohen të jenë midis 13 dhe 16 miliardë vjeç.
Rreth 14 miliardë vjet më parë, universi filloi të zgjerohej në të gjitha drejtimet nga një pikë e dendur pafundësisht e vogël e njohur si singularitet. Kjo ngjarje njihet si Big Bang.
Brenda sekondave të para të fillimit të inflacionit të shpejtë, i cili vazhdoi për qindra mijëra vitet e ardhshme, u shfaqën grimca themelore. E cila më vonë do të përbënte materien, por, siç e di njerëzimi, ajo ende nuk ekzistonte. Gjatë kësaj periudhe, Universi ishte i errët, i mbushur me plazmë jashtëzakonisht të nxehtë dhe rrezatim të fuqishëm.
Megjithatë, ndërsa zgjerohej, temperatura dhe dendësia e tij u ulën gradualisht. Plazma dhe rrezatimi përfundimisht zëvendësuan hidrogjenin dhe heliumin, elementët më të thjeshtë, më të lehtë dhe më të bollshëm në univers. Gravitetit iu deshën disa qindra milionë vite shtesë për t'i kombinuar këto atome lundruese të lirë në gazin primordial nga i cili dolën yjet dhe galaktikat e para.
Ky shpjegim i fillimit të kohës rrjedh nga modeli standard i kozmologjisë së Big Bengut, i njohur gjithashtu si sistemi Lambda - lënda e ftohtë e errët.
Modelet kozmologjike të Universit bazohen në vëzhgime të drejtpërdrejta. Ata janë në gjendje të bëjnëparashikime që mund të konfirmohen nga studimet e mëvonshme dhe mbështeten në relativitetin e përgjithshëm sepse kjo teori jep përshtatjen më të mirë me sjelljet e vëzhguara në shkallë të gjerë. Modelet kozmologjike bazohen gjithashtu në dy supozime themelore.
Toka nuk ndodhet në qendër të universit dhe nuk zë një vend të veçantë, kështu që hapësira duket e njëjtë në të gjitha drejtimet dhe nga të gjitha vendet në shkallë të gjerë. Dhe të njëjtat ligje të fizikës që zbatohen në Tokë zbatohen në të gjithë kozmosin, pavarësisht nga koha.
Prandaj, ajo që njerëzimi vëzhgon sot mund të përdoret për të shpjeguar të kaluarën, të tashmen ose për të ndihmuar në parashikimin e ngjarjeve të së ardhmes në natyrë, pavarësisht sa larg është ky fenomen.
E pabesueshme, sa më tej njerëzit shikojnë në qiell, aq më tej ata shikojnë në të kaluarën. Kjo lejon një përmbledhje të përgjithshme të galaktikave kur ato ishin shumë më të reja, në mënyrë që të kuptojmë më mirë se si evoluan në lidhje me ato që janë më afër dhe për rrjedhojë shumë më të vjetra. Natyrisht, njerëzimi nuk mund të shohë të njëjtat galaktika në faza të ndryshme të zhvillimit të tij. Por hipoteza të mira mund të lindin, duke i grupuar galaktikat në kategori bazuar në atë që vëzhgojnë.
Yjet e parë besohet se janë formuar nga retë e gazit menjëherë pas fillimit të universit. Modeli Standard i Big Bang-ut sugjeron se është e mundur të gjenden galaktikat më të hershme të mbushura me trupa të rinj të nxehtë që u japin këtyre sistemeve një nuancë blu. Këtë e parashikon edhe modeljayjet e parë ishin më të shumtë, por më të vegjël se ata modernë. Dhe se sistemet në mënyrë hierarkike u rritën në madhësinë e tyre aktuale pasi galaktikat e vogla përfundimisht formuan universe të mëdha ishujsh.
Interesante, shumë nga këto parashikime janë konfirmuar. Për shembull, në vitin 1995, kur Teleskopi Hapësinor Hubble shikoi për herë të parë thellë në fillimin e kohës, zbuloi se universi i ri ishte i mbushur me galaktika blu të zbehta tridhjetë deri në pesëdhjetë herë më të vogla se Rruga e Qumështit.
Modeli Standard Big Bang gjithashtu parashikon që këto bashkime janë ende në vazhdim. Prandaj, njerëzimi duhet të gjejë dëshmi të këtij aktiviteti edhe në galaktikat fqinje. Fatkeqësisht, deri vonë, ka pasur pak prova të bashkimeve energjetike midis yjeve pranë Rrugës së Qumështit. Ky ishte një problem me modelin standard të shpërthimit të madh, sepse sugjeroi që të kuptuarit e universit mund të ishte i paplotë ose i gabuar.
Vetëm në gjysmën e dytë të shekullit të 20-të u grumbulluan mjaft prova fizike për të bërë modele të arsyeshme se si u formua kozmosi. Sistemi aktual standard i big bang-ut u zhvillua bazuar në tre të dhëna kryesore eksperimentale.
Zgjerimi i Universit
Ashtu si me shumicën e modeleve të natyrës, ajo ka pësuar përmirësime të njëpasnjëshme dhe ka krijuar sfida të rëndësishme që nxisin kërkime të mëtejshme.
Një nga aspektet magjepsëse të kozmologjisëmodelimi është se ai zbulon një numër ekuilibrash parametrash që duhet të mbahen me saktësi të mjaftueshme për universin.
Pyetje
Modeli standard kozmologjik i universit është një shpërthim i madh. Dhe ndërsa provat që e mbështesin atë janë të shumta, ajo nuk është pa probleme. Trefil në librin "Momenti i krijimit" tregon mirë këto pyetje:
- Problemi i antimateries.
- Kompleksiteti i formimit të galaktikës.
- Problemi i horizontit.
- Një pyetje e sheshtë.
Problemi i Antimateries
Pas fillimit të epokës së grimcave. Nuk ka asnjë proces të njohur që mund të ndryshojë numrin e madh të grimcave në univers. Me kohën kur hapësira ishte milisekonda e vjetëruar, ekuilibri midis materies dhe antimateries u fiksua përgjithmonë.
Pjesa kryesore e modelit standard të materies në univers është ideja e prodhimit të çifteve. Kjo tregon lindjen e dyfishimeve të elektron-pozitronit. Lloji i zakonshëm i ndërveprimit midis rrezeve x-rreze me jetëgjatësi ose rrezeve gama dhe atomeve tipike konverton pjesën më të madhe të energjisë së fotonit në një elektron dhe antigrimca e tij, pozitron. Masat e grimcave ndjekin relacionin e Ajnshtajnit E=mc2. Humnera e prodhuar ka një numër të barabartë elektronesh dhe pozitronesh. Prandaj, nëse të gjitha proceset e prodhimit masiv do të çiftoheshin, do të kishte saktësisht të njëjtën sasi materies dhe antimateries në Univers.
Është e qartë se ka njëfarë asimetrie në mënyrën se si natyra lidhet me materien. Një nga fushat premtuese të kërkimitështë shkelja e simetrisë CP në zbërthimin e grimcave nga bashkëveprimi i dobët. Prova kryesore eksperimentale është zbërthimi i kaoneve neutrale. Ato tregojnë një shkelje të lehtë të simetrisë SR. Me kalbjen e kaoneve në elektrone, njerëzimi ka një dallim të qartë midis materies dhe antimateries, dhe ky mund të jetë një nga çelësat e mbizotërimit të materies në univers.
Zbulim i ri në Përplasësin e Madh të Hadronit - ndryshimi në shkallën e zbërthimit të mezonit D dhe antigrimcës së tij është 0.8%, që mund të jetë një kontribut tjetër për zgjidhjen e çështjes së antimateries.
Problemi i formimit të galaktikës
Parregullsitë e rastësishme në universin në zgjerim nuk mjaftojnë për të formuar yje. Në prani të zgjerimit të shpejtë, tërheqja gravitacionale është shumë e ngad altë që galaktikat të formohen me ndonjë model të arsyeshëm turbulence të krijuar nga vetë zgjerimi. Çështja se si mund të kishte lindur struktura në shkallë të gjerë të universit ka qenë një problem madhor i pazgjidhur në kozmologji. Prandaj, shkencëtarët janë të detyruar të shikojnë një periudhë deri në 1 milisekondë për të shpjeguar ekzistencën e galaktikave.
Problemi i Horizontit
Rrezatimi i sfondit të mikrovalës nga drejtime të kundërta në qiell karakterizohet nga e njëjta temperaturë brenda 0,01%. Por zona e hapësirës nga e cila u rrezatuan ishte 500 mijë vjet kohë më e lehtë tranziti. Dhe kështu ata nuk mund të komunikonin me njëri-tjetrin për të vendosur ekuilibrin termik të dukshëm - ata ishin jashtëhorizont.
Kjo situatë quhet gjithashtu "problemi i izotropisë" sepse rrezatimi i sfondit që lëviz nga të gjitha drejtimet në hapësirë është pothuajse izotropik. Një mënyrë për të shtruar pyetjen është të thuhet se temperatura e pjesëve të hapësirës në drejtime të kundërta nga Toka është pothuajse e njëjtë. Por si mund të jenë në ekuilibër termik me njëri-tjetrin nëse nuk mund të komunikojnë? Nëse merret parasysh kufiri kohor i kthimit prej 14 miliardë vjetësh, që rrjedh nga konstanta e Hubble prej 71 km/s për megaparsek, siç propozohet nga WMAP, vihet re se këto pjesë të largëta të universit janë 28 miliardë vite dritë larg njëra-tjetrës. Pra, pse ata kanë saktësisht të njëjtën temperaturë?
Ju duhet të jeni vetëm dyfishi i moshës së universit për të kuptuar problemin e horizontit, por siç thekson Schramm, nëse e shikoni problemin nga një këndvështrim më i hershëm, ai bëhet edhe më serioz. Në kohën kur fotonet u emetuan, ata do të kishin qenë 100 herë më të vjetër se universi, ose 100 herë të paaftë.
Ky problem është një nga drejtimet që çuan në hipotezën inflacioniste të paraqitur nga Alan Guth në fillim të viteve 1980. Përgjigja e pyetjes së horizontit për sa i përket inflacionit është se në fillim të procesit të Big Bengut pati një periudhë inflacioni tepër të shpejtë që rriti madhësinë e universit me 1020 ose 1030 . Kjo do të thotë se hapësira e vëzhgueshme është aktualisht brenda kësaj shtrirjeje. Rrezatimi që mund të shihet është izotropik,sepse e gjithë kjo hapësirë "fryhet" nga një vëllim i vogël dhe ka kushte fillestare pothuajse identike. Është një mënyrë për të shpjeguar pse pjesë të universit janë aq larg sa që nuk mund të komunikojnë kurrë me njëra-tjetrën duken njësoj.
Problemi i sheshtë
Formimi i modelit modern kozmologjik të Universit është shumë i gjerë. Vëzhgimet tregojnë se sasia e materies në hapësirë është sigurisht më shumë se një e dhjeta dhe sigurisht më pak se sasia kritike e nevojshme për të ndaluar zgjerimin. Këtu ka një analogji të mirë - një top i hedhur nga toka ngadalësohet. Me të njëjtën shpejtësi si një asteroid i vogël, ai nuk do të ndalet kurrë.
Në fillimin e këtij hedhjeje teorike nga sistemi, mund të duket se ai u hodh me shpejtësinë e duhur për të ecur përgjithmonë, duke u ngadalësuar në zero në një distancë të pafundme. Por me kalimin e kohës u bë gjithnjë e më e dukshme. Nëse dikush humbi dritaren e shpejtësisë qoftë edhe për një sasi të vogël, pas 20 miliardë vitesh udhëtim, përsëri dukej sikur topi ishte hedhur me shpejtësinë e duhur.
Çdo devijim nga rrafshësia ekzagjerohet me kalimin e kohës dhe në këtë fazë të universit, parregullsitë e vogla duhet të ishin rritur ndjeshëm. Nëse dendësia e kozmosit aktual duket shumë afër kritikës, atëherë ai duhet të ketë qenë edhe më afër të sheshtë në epokat e mëparshme. Alan Guth e vlerëson leksionin e Robert Dicke si një nga ndikimet që e vendosën atë në rrugën e inflacionit. Roberti e theksoi këtërrafshësia e modelit aktual kozmologjik të universit do të kërkonte që ai të ishte i sheshtë në një pjesë në 10-14 herë në sekondë pas shpërthimit të madh. Kaufmann sugjeron që menjëherë pas tij, dendësia duhet të ishte e barabartë me atë kritike, domethënë deri në 50 shifra dhjetore.
Në fillim të viteve 1980, Alan Guth sugjeroi që pas kohës së Planck-ut prej 10–43 sekonda, pati një periudhë të shkurtër zgjerimi jashtëzakonisht të shpejtë. Ky model inflacioniste ishte një mënyrë për të trajtuar si problemin e sheshtësisë ashtu edhe atë të horizontit. Nëse universi u rrit me 20 deri në 30 gradë magnitudë, atëherë vetitë e një vëllimi jashtëzakonisht të vogël, i cili mund të konsiderohej i lidhur ngushtë, u përhapën në të gjithë universin e njohur sot, duke kontribuar si në sheshtësinë ekstreme ashtu edhe në një natyrë jashtëzakonisht izotropike.
Kështu mund të përshkruhen shkurtimisht modelet moderne kozmologjike të Universit.
