Das kosmologische Modell des Universums ist eine mathematische Beschreibung, die versucht, die Gründe für seine gegenwärtige Existenz zu erklären. Es zeigt auch die Entwicklung im Laufe der Zeit.
Moderne kosmologische Modelle des Universums basieren auf der allgemeinen Relativitätstheorie. Dies ist derzeit die beste Darstellung für eine großangelegte Erklärung.
Das erste wissenschaftlich fundierte kosmologische Modell des Universums
Aus seiner Allgemeinen Relativitätstheorie, die eine Gravitationshypothese ist, schreibt Einstein Gleichungen, die einen mit Materie gefüllten Kosmos regieren. Aber Albert dachte, es sollte statisch sein. Also führte Einstein einen Begriff namens konstantes kosmologisches Modell des Universums in seine Gleichungen ein, um das Ergebnis zu erh alten.
Anschließend wird er angesichts des Systems von Edwin Hubble auf diese Idee zurückkommen und erkennen, dass der Kosmos effektiv expandieren kann. Genau sodas Universum sieht aus wie in A. Einsteins kosmologischem Modell.
Neue Hypothesen
Kurz nach ihm präsentieren der Niederländer de Sitter, der russische Entwickler des kosmologischen Modells des Universums Friedman und der Belgier Lemaitre nichtstatische Elemente zum Urteil von Kennern. Sie werden benötigt, um Einsteins Relativitätsgleichungen zu lösen.
Wenn der de Sitter-Kosmos einer leeren Konstante entspricht, dann hängt das Universum nach dem kosmologischen Modell von Friedmann von der Dichte der darin enth altenen Materie ab.
Haupthypothese
Es gibt keinen Grund für die Erde, im Zentrum des Weltraums oder an einem privilegierten Ort zu stehen.
Dies ist die erste Theorie des klassischen kosmologischen Modells des Universums. Gemäß dieser Hypothese wird das Universum betrachtet als:
- Homogen, das heißt, es hat im kosmologischen Maßstab überall die gleichen Eigenschaften. Auf einem kleineren Flugzeug gibt es natürlich andere Situationen, wenn man zum Beispiel ins Sonnensystem oder irgendwo außerhalb der Galaxis schaut.
- Isotrop, das heißt, es hat in alle Richtungen immer die gleichen Eigenschaften, egal wohin man schaut. Zumal der Raum nicht in eine Richtung abgeflacht ist.
Die zweite notwendige Hypothese ist die Universalität der Gesetze der Physik. Diese Regeln sind überall und jederzeit gleich.
Den Inh alt des Universums als perfekte Flüssigkeit zu betrachten, ist eine andere Hypothese. Die charakteristischen Abmessungen seiner Komponenten sind unbedeutend im Vergleich zu den Entfernungen, die sie trennen.
Parameter
Viele fragen: "Beschreibe das kosmologische ModellUniversum." Dazu werden gemäß der bisherigen Hypothese des Friedmann-Lemaitre-Systems drei Parameter verwendet, die die Evolution vollständig charakterisieren:
- Hubble-Konstante, die die Expansionsrate darstellt.
- Der Massendichteparameter, der das Verhältnis zwischen dem ρ des untersuchten Universums und einer bestimmten Dichte misst, wird das kritische ρc genannt, das mit der Hubble-Konstante verwandt ist. Der aktuelle Wert dieses Parameters ist mit Ω0.
- Die mit Λ bezeichnete kosmologische Konstante ist die entgegengesetzte Kraft zur Schwerkraft.
gekennzeichnet.
Die Dichte der Materie ist ein Schlüsselparameter für die Vorhersage ihrer Entwicklung: Wenn sie sehr undurchdringlich ist (Ω0> 1), kann die Schwerkraft die Expansion und die Der Kosmos kehrt in seinen ursprünglichen Zustand zurück.
Sonst geht der Anstieg ewig weiter. Um dies zu überprüfen, beschreiben Sie das kosmologische Modell des Universums gemäß der Theorie.
Es ist intuitiv klar, dass ein Mensch die Evolution des Kosmos in Übereinstimmung mit der Menge an Materie im Inneren erkennen kann.
Eine große Zahl führt zu einem geschlossenen Universum. Es endet in seinem Anfangszustand. Eine kleine Menge Materie führt zu einem offenen Universum mit unendlicher Ausdehnung. Der Wert Ω0=1 führt zu einem Spezialfall von flachem Raum.
Die Bedeutung der kritischen Dichte ρc ist etwa 6 x 10–27 kg/m3, also zwei Wasserstoffatome pro Kubikmeter.
Diese sehr niedrige Zahl erklärt, warum moderndas kosmologische Modell der Struktur des Universums geht von leerem Raum aus, und das ist nicht so schlimm.
Geschlossenes oder offenes Universum?
Die Dichte der Materie im Inneren des Universums bestimmt seine Geometrie.
Für eine hohe Undurchlässigkeit können Sie einen geschlossenen Raum mit positiver Krümmung erh alten. Aber bei einer Dichte unterhalb der kritischen entsteht ein offenes Universum.
Es sollte beachtet werden, dass der geschlossene Typ notwendigerweise eine fertige Größe hat, während ein flaches oder offenes Universum endlich oder unendlich sein kann.
Im zweiten Fall ist die Winkelsumme des Dreiecks kleiner als 180°.
In einem geschlossenen (z. B. auf der Erdoberfläche) ist dieser Wert immer größer als 180°.
Alle bisherigen Messungen konnten die Krümmung des Raums nicht erkennen.
Kosmologische Modelle des Universums in Kürze
Messungen fossiler Strahlung mit der Boomerang-Kugel bestätigen erneut die Flachraum-Hypothese.
Die Flat-Space-Hypothese stimmt am besten mit experimentellen Daten überein.
Messungen von WMAP und dem Planck-Satelliten bestätigen diese Hypothese.
Also wäre das Universum flach. Aber diese Tatsache stellt die Menschheit vor zwei Fragen. Wenn es flach ist, bedeutet dies, dass die Stoffdichte gleich der kritischen ist Ω0=1. Aber die größte sichtbare Materie im Universum macht nur 5 % dieser Undurchdringlichkeit aus.
Wie bei der Geburt von Galaxien ist es notwendig, sich wieder der Dunklen Materie zuzuwenden.
Zeit alter des Universums
Wissenschaftler könnenZeigen Sie, dass sie proportional zum Kehrwert der Hubble-Konstante ist.
Daher ist die genaue Definition dieser Konstante ein kritisches Problem für die Kosmologie. Neuere Messungen zeigen, dass der Kosmos jetzt zwischen 7 und 20 Milliarden Jahre alt ist.
Aber das Universum muss notwendigerweise älter sein als seine ältesten Sterne. Und es wird geschätzt, dass sie zwischen 13 und 16 Milliarden Jahre alt sind.
Vor ungefähr 14 Milliarden Jahren begann sich das Universum von einem unendlich kleinen dichten Punkt, der als Singularität bekannt ist, in alle Richtungen auszudehnen. Dieses Ereignis ist als Urknall bekannt.
Innerhalb der ersten paar Sekunden nach Beginn der schnellen Inflation, die die nächsten Hunderttausende von Jahren andauerte, erschienen fundamentale Teilchen. Was später die Materie ausmachen würde, die aber, wie die Menschheit weiß, noch nicht existierte. Während dieser Zeit war das Universum undurchsichtig, gefüllt mit extrem heißem Plasma und starker Strahlung.
Als es sich jedoch ausdehnte, nahmen seine Temperatur und Dichte allmählich ab. Plasma und Strahlung ersetzten schließlich Wasserstoff und Helium, die einfachsten, leichtesten und am häufigsten vorkommenden Elemente im Universum. Die Gravitation brauchte mehrere hundert Millionen zusätzliche Jahre, um diese frei schwebenden Atome zu dem Urgas zu verbinden, aus dem die ersten Sterne und Galaxien hervorgingen.
Diese Erklärung des Beginns der Zeit wurde aus dem Standardmodell der Urknall-Kosmologie abgeleitet, auch bekannt als Lambda-System - k alte dunkle Materie.
Kosmologische Modelle des Universums basieren auf direkten Beobachtungen. Sie sind dazu in der LageVorhersagen, die durch nachfolgende Studien bestätigt werden können und sich auf die allgemeine Relativitätstheorie stützen, da diese Theorie die beste Übereinstimmung mit beobachteten großräumigen Verh altensweisen bietet. Auch kosmologische Modelle basieren auf zwei grundlegenden Annahmen.
Die Erde befindet sich nicht im Zentrum des Universums und nimmt keinen besonderen Platz ein, daher sieht der Weltraum in allen Richtungen und von allen Orten im großen Maßstab gleich aus. Und die gleichen Gesetze der Physik, die auf der Erde gelten, gelten unabhängig von der Zeit im gesamten Kosmos.
Daher kann das, was die Menschheit heute beobachtet, verwendet werden, um die Vergangenheit, die Gegenwart zu erklären oder zukünftige Ereignisse in der Natur vorherzusagen, egal wie weit dieses Phänomen entfernt ist.
Unglaublich, je weiter die Menschen in den Himmel blicken, desto weiter blicken sie in die Vergangenheit. Dies ermöglicht einen allgemeinen Überblick über die Galaxien, als sie viel jünger waren, so dass wir besser verstehen können, wie sie sich im Verhältnis zu den näheren und daher viel älteren Galaxien entwickelt haben. Natürlich kann die Menschheit nicht dieselben Galaxien in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung sehen. Aber es können gute Hypothesen entstehen, die die Galaxien basierend auf dem, was sie beobachten, in Kategorien einteilen.
Die ersten Sterne sollen sich kurz nach Beginn des Universums aus Gaswolken gebildet haben. Das Standard Big Bang Model legt nahe, dass es möglich ist, die frühesten Galaxien zu finden, die mit jungen heißen Körpern gefüllt sind, die diesen Systemen einen blauen Farbton verleihen. Auch das sagt das Modell vorausDie ersten Sterne waren zahlreicher, aber kleiner als die modernen. Und dass die Systeme hierarchisch auf ihre jetzige Größe wuchsen, als kleine Galaxien schließlich große Inseluniversen bildeten.
Interessanterweise wurden viele dieser Vorhersagen bestätigt. Als beispielsweise das Hubble-Weltraumteleskop 1995 zum ersten Mal tief in den Anfang der Zeit blickte, entdeckte es, dass das junge Universum voller schwach blauer Galaxien war, die dreißig- bis fünfzigmal kleiner waren als die Milchstraße.
Das Standard-Big-Bang-Modell sagt auch voraus, dass diese Fusionen noch andauern. Daher muss die Menschheit auch in benachbarten Galaxien Beweise für diese Aktivität finden. Leider gab es bis vor kurzem kaum Hinweise auf energetische Verschmelzungen zwischen Sternen in der Nähe der Milchstraße. Dies war ein Problem mit dem Standard-Urknallmodell, da es darauf hindeutete, dass das Verständnis des Universums unvollständig oder falsch sein könnte.
Erst in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts wurden genügend physikalische Beweise gesammelt, um vernünftige Modelle der Entstehung des Kosmos zu erstellen. Das aktuelle Standard-Urknallsystem wurde basierend auf drei experimentellen Hauptdaten entwickelt.
Expansion des Universums
Wie bei den meisten Naturmodellen wurde es sukzessive verbessert und hat erhebliche Herausforderungen geschaffen, die weitere Forschung vorantreiben.
Einer der faszinierenden Aspekte des KosmologischenModellierung besteht darin, dass sie eine Reihe von Gleichgewichten von Parametern offenbart, die für das Universum genau genug aufrechterh alten werden müssen.
Fragen
Das kosmologische Standardmodell des Universums ist ein Urknall. Und obwohl die Beweise, die sie stützen, überwältigend sind, ist sie nicht ohne Probleme. Trefil im Buch "The Moment of Creation" zeigt diese Fragen gut:
- Das Problem der Antimaterie.
- Die Komplexität der Entstehung der Galaxis.
- Horizontproblem.
- Eine Frage der Ebenheit.
Das Antimaterie-Problem
Nach Beginn der Partikel-Ära. Es gibt keinen bekannten Prozess, der die schiere Anzahl der Teilchen im Universum verändern könnte. Als der Weltraum um Millisekunden ver altet war, war das Gleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie für immer fixiert.
Der Hauptteil des Standardmodells der Materie im Universum ist die Idee der Paarbildung. Dies demonstriert die Geburt von Elektron-Positron-Doppelgängern. Die übliche Art der Wechselwirkung zwischen langlebigen Röntgen- oder Gammastrahlen und typischen Atomen wandelt den größten Teil der Energie des Photons in ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, um. Die Teilchenmassen folgen der Einsteinschen Beziehung E=mc2. Der erzeugte Abgrund hat eine gleiche Anzahl von Elektronen und Positronen. Wenn also alle Massenproduktionsprozesse gepaart wären, gäbe es im Universum genau die gleiche Menge an Materie und Antimaterie.
Es ist klar, dass es eine gewisse Asymmetrie in der Art und Weise gibt, wie die Natur mit der Materie umgeht. Eines der vielversprechendsten Forschungsgebieteist die Verletzung der CP-Symmetrie beim Zerfall von Teilchen durch die schwache Wechselwirkung. Der wichtigste experimentelle Beweis ist die Zersetzung neutraler Kaonen. Sie zeigen eine leichte Verletzung der SR-Symmetrie. Mit dem Zerfall von Kaonen in Elektronen hat die Menschheit eine klare Unterscheidung zwischen Materie und Antimaterie, und dies könnte einer der Schlüssel zur Vorherrschaft der Materie im Universum sein.
Neuentdeckung am Large Hadron Collider - der Unterschied in der Zerfallsrate des D-Mesons und seines Antiteilchens beträgt 0,8%, was ein weiterer Beitrag zur Lösung des Antimaterieproblems sein kann.
Das Problem der Galaxienbildung
Zufällige Unregelmäßigkeiten im expandierenden Universum reichen nicht aus, um Sterne zu bilden. Bei einer schnellen Expansion ist die Anziehungskraft zu langsam, als dass sich Galaxien mit einem vernünftigen Turbulenzmuster bilden könnten, das durch die Expansion selbst erzeugt wird. Die Frage, wie die großräumige Struktur des Universums entstanden sein könnte, war ein großes ungelöstes Problem in der Kosmologie. Daher sind Wissenschaftler gezwungen, einen Zeitraum von bis zu 1 Millisekunde zu betrachten, um die Existenz von Galaxien zu erklären.
Horizontproblem
Mikrowellen-Hintergrundstrahlung aus entgegengesetzten Richtungen am Himmel ist durch die gleiche Temperatur innerhalb von 0,01% gekennzeichnet. Aber der Bereich des Weltraums, aus dem sie abgestrahlt wurden, war 500.000 Jahre leichtere Laufzeit. Und so konnten sie nicht miteinander kommunizieren, um ein scheinbares thermisches Gleichgewicht herzustellen – sie waren draußenHorizont.
Diese Situation wird auch "Isotropieproblem" genannt, weil die Hintergrundstrahlung, die sich aus allen Raumrichtungen bewegt, nahezu isotrop ist. Eine Möglichkeit, die Frage zu stellen, ist zu sagen, dass die Temperatur von Teilen des Weltraums in entgegengesetzten Richtungen von der Erde fast gleich ist. Aber wie können sie im thermischen Gleichgewicht miteinander sein, wenn sie nicht kommunizieren können? Betrachtet man die von WMAP vorgeschlagene Rückkehrzeitgrenze von 14 Milliarden Jahren, abgeleitet aus der Hubble-Konstante von 71 km/s pro Megaparsec, so stellt man fest, dass diese entfernten Teile des Universums 28 Milliarden Lichtjahre voneinander entfernt sind. Warum haben sie genau die gleiche Temperatur?
Man muss nur doppelt so alt sein wie das Universum, um das Horizontproblem zu verstehen, aber wie Schramm betont, wird es noch ernster, wenn man das Problem aus einer früheren Perspektive betrachtet. Zu dem Zeitpunkt, als die Photonen tatsächlich emittiert wurden, wären sie 100-mal so alt wie das Universum oder 100-mal kausal deaktiviert.
Dieses Problem ist eine der Richtungen, die zu der Inflationshypothese von Alan Guth in den frühen 1980er Jahren geführt haben. Die Antwort auf die Horizontfrage in Bezug auf die Inflation lautet, dass es ganz am Anfang des Urknallprozesses eine Periode unglaublich schneller Inflation gab, die die Größe des Universums um 1020 oder 1030 . Das bedeutet, dass sich der beobachtbare Raum derzeit innerhalb dieser Erweiterung befindet. Die sichtbare Strahlung ist isotrop,denn all dieser Raum wird aus einem winzigen Volumen "aufgeblasen" und hat nahezu identische Anfangsbedingungen. So lässt sich erklären, warum Teile des Universums so weit entfernt sind, dass sie niemals miteinander kommunizieren könnten.
Das Problem der Ebenheit
Die Bildung des modernen kosmologischen Modells des Universums ist sehr umfangreich. Beobachtungen zeigen, dass die Menge an Materie im Weltraum sicherlich mehr als ein Zehntel und sicherlich weniger als die kritische Menge beträgt, die erforderlich ist, um die Expansion zu stoppen. Hier gibt es eine gute Analogie - ein vom Boden geworfener Ball verlangsamt sich. Mit der gleichen Geschwindigkeit wie ein kleiner Asteroid wird er niemals anh alten.
Zu Beginn dieses theoretischen Wurfs des Systems könnte es so aussehen, als ob es mit der richtigen Geschwindigkeit geworfen wurde, um ewig zu gehen, und über eine unendliche Entfernung auf Null abgebremst wurde. Aber mit der Zeit wurde es immer deutlicher. Wenn jemand das Geschwindigkeitsfenster auch nur geringfügig verfehlte, schien es nach 20 Milliarden Jahren Reise immer noch so, als wäre der Ball mit der richtigen Geschwindigkeit geworfen worden.
Jegliche Abweichungen von der Ebenheit werden im Laufe der Zeit übertrieben, und in diesem Stadium des Universums sollten die winzigen Unregelmäßigkeiten erheblich zugenommen haben. Wenn die Dichte des gegenwärtigen Kosmos sehr nahe am kritischen Wert erscheint, dann muss sie in früheren Epochen noch näher am flachen gewesen sein. Alan Guth schreibt Robert Dickes Vortrag einen der Einflüsse zu, die ihn auf den Weg der Inflation gebracht haben. Robert wies darauf hinDie Ebenheit des aktuellen kosmologischen Modells des Universums würde erfordern, dass es nach dem Urknall in 10–14 Mal pro Sekunde um einen Teil flach ist. Kaufmann schlägt vor, dass unmittelbar danach die Dichte gleich der kritischen gewesen sein sollte, also bis zu 50 Dezimalstellen.
In den frühen 1980er Jahren schlug Alan Guth vor, dass es nach der Planck-Zeit von 10–43 Sekunden eine kurze Periode extrem schneller Expansion gab. Dieses Inflationsmodell war eine Möglichkeit, sowohl mit dem Flatness-Problem als auch mit dem Horizont-Problem umzugehen. Wenn das Universum um 20 bis 30 Größenordnungen angeschwollen ist, dann haben sich die Eigenschaften eines extrem kleinen Volumens, das als eng gebunden angesehen werden könnte, im heutigen bekannten Universum ausgebreitet und sowohl zu einer extremen Flachheit als auch zu einer extrem isotropen Natur beigetragen.
So lassen sich die modernen kosmologischen Modelle des Universums kurz beschreiben.
