Il modello cosmologico dell'Universo è una descrizione matematica che tenta di spiegare le ragioni della sua attuale esistenza. Descrive anche l'evoluzione nel tempo.
I moderni modelli cosmologici dell'Universo si basano sulla teoria della relatività generale. Questo è ciò che attualmente fornisce la migliore rappresentazione per una spiegazione su larga scala.
Il primo modello cosmologico dell'Universo basato sulla scienza
Dalla sua teoria della relatività generale, che è un'ipotesi di gravità, Einstein scrive equazioni che governano un cosmo pieno di materia. Ma Albert pensava che dovesse essere statico. Così Einstein introdusse nelle sue equazioni un termine chiamato modello cosmologico costante dell'universo per ottenere il risultato.
In seguito, dato il sistema di Edwin Hubble, tornerà su questa idea e riconoscerà che il cosmo può espandersi efficacemente. Esattamentel'Universo appare nel modello cosmologico di A. Einstein.
Nuove ipotesi
Poco dopo di lui, l'olandese de Sitter, lo sviluppatore russo del modello cosmologico dell'Universo Friedman e il belga Lemaitre presentano elementi non statici al giudizio degli intenditori. Sono necessari per risolvere le equazioni della relatività di Einstein.
Se il cosmo di de Sitter corrisponde a una costante vuota, allora secondo il modello cosmologico di Friedmann, l'Universo dipende dalla densità della materia al suo interno.
Ipotesi principale
Non c'è motivo per cui la Terra si trovi al centro dello spazio o in una posizione privilegiata.
Questa è la prima teoria del modello cosmologico classico dell'universo. Secondo questa ipotesi, l'universo è considerato come:
- Omogeneo, cioè ha le stesse proprietà ovunque su scala cosmologica. Naturalmente, su un piano più piccolo, ci sono situazioni diverse se guardi, per esempio, al Sistema Solare o da qualche parte al di fuori della Galassia.
- Isotropico, ovvero ha sempre le stesse proprietà in ogni direzione, indipendentemente da dove guardi una persona. Soprattutto perché lo spazio non è appiattito in una direzione.
La seconda ipotesi necessaria è l'universalità delle leggi della fisica. Queste regole sono le stesse ovunque e in ogni momento.
Considerare il contenuto dell'universo come un fluido perfetto è un' altra ipotesi. Le dimensioni caratteristiche dei suoi componenti sono insignificanti rispetto alle distanze che li separano.
Parametri
Molti chiedono: "Descrivi il modello cosmologicoUniverso." Per fare ciò, in accordo con la precedente ipotesi del sistema Friedmann-Lemaitre, vengono utilizzati tre parametri che caratterizzano appieno l'evoluzione:
- Costante di Hubble che rappresenta il tasso di espansione.
- Il parametro della densità di massa, che misura il rapporto tra ρ dell'Universo investigato e una certa densità, è chiamato ρc critico, che è correlato alla costante di Hubble. Il valore corrente di questo parametro è contrassegnato con Ω0.
- La costante cosmologica, contrassegnata con Λ, è la forza opposta alla gravità.
La densità della materia è un parametro chiave per prevederne l'evoluzione: se è molto impenetrabile (Ω0> 1), la gravità sarà in grado di sconfiggere l'espansione e la il cosmo tornerà al suo stato originale.
Altrimenti l'aumento continuerà per sempre. Per verificarlo, descrivi il modello cosmologico dell'Universo secondo la teoria.
È intuitivamente chiaro che una persona può realizzare l'evoluzione del cosmo in accordo con la quantità di materia al suo interno.
Un gran numero porterà a un universo chiuso. Finirà nel suo stato iniziale. Una piccola quantità di materia porterà a un universo aperto con espansione infinita. Il valore Ω0=1 porta a un caso speciale di spazio piatto.
Il significato della densità critica ρc è di circa 6 x 10–27 kg/m3, ovvero due atomi di idrogeno per metro cubo.
Questa cifra molto bassa spiega perché modernoil modello cosmologico della struttura dell'universo presuppone lo spazio vuoto, e questo non è poi così male.
Universo chiuso o aperto?
La densità della materia all'interno dell'universo determina la sua geometria.
Per un'elevata impermeabilità, puoi ottenere uno spazio chiuso con curvatura positiva. Ma con una densità inferiore a quella critica, emergerà un universo aperto.
Va notato che il tipo chiuso ha necessariamente una dimensione finita, mentre un universo piatto o aperto può essere finito o infinito.
Nel secondo caso, la somma degli angoli del triangolo è inferiore a 180°.
In un ambiente chiuso (ad esempio sulla superficie terrestre) questa cifra è sempre maggiore di 180°.
Tutte le misurazioni finora non sono riuscite a rivelare la curvatura dello spazio.
Modelli cosmologici dell'Universo brevemente
Le misurazioni della radiazione fossile usando la palla Boomerang confermano nuovamente l'ipotesi dello spazio piatto.
L'ipotesi dello spazio piatto è in perfetto accordo con i dati sperimentali.
Le misurazioni effettuate da WMAP e dal satellite Planck confermano questa ipotesi.
Quindi l'universo sarebbe piatto. Ma questo fatto pone l'umanità di fronte a due domande. Se è piatto, significa che la densità della sostanza è uguale a quella critica Ω0=1. Ma la materia più grande e visibile nell'universo è solo il 5% di questa impenetrabilità.
Proprio come con la nascita delle galassie, è necessario tornare alla materia oscura.
L'età dell'universo
Gli scienziati possonomostra che è proporzionale al reciproco della costante di Hubble.
Quindi, la definizione esatta di questa costante è un problema critico per la cosmologia. Misurazioni recenti mostrano che il cosmo ha ora tra i 7 ei 20 miliardi di anni.
Ma l'universo deve essere necessariamente più vecchio delle sue stelle più antiche. E si stima che abbiano tra i 13 ei 16 miliardi di anni.
Circa 14 miliardi di anni fa, l'universo iniziò ad espandersi in tutte le direzioni da un punto denso infinitamente piccolo noto come singolarità. Questo evento è conosciuto come il Big Bang.
Nei primi secondi dall'inizio della rapida inflazione, che è continuata per centinaia di migliaia di anni, sono apparse le particelle fondamentali. Che in seguito avrebbe costituito la materia, ma, come l'umanità sa, non esisteva ancora. Durante questo periodo, l'Universo era opaco, pieno di plasma estremamente caldo e potenti radiazioni.
Tuttavia, man mano che si espandeva, la sua temperatura e densità diminuivano gradualmente. Plasma e radiazioni alla fine sostituirono l'idrogeno e l'elio, gli elementi più semplici, leggeri e abbondanti dell'universo. La gravità ha impiegato diverse centinaia di milioni di anni in più per combinare questi atomi fluttuanti nel gas primordiale da cui sono emerse le prime stelle e galassie.
Questa spiegazione dell'inizio del tempo è stata derivata dal modello standard della cosmologia del Big Bang, noto anche come sistema Lambda - materia oscura fredda.
I modelli cosmologici dell'Universo si basano su osservazioni dirette. Sono capaci di fareprevisioni che possono essere confermate da studi successivi e si basano sulla relatività generale perché questa teoria si adatta meglio ai comportamenti osservati su larga scala. I modelli cosmologici si basano anche su due presupposti fondamentali.
La Terra non si trova al centro dell'universo e non occupa un posto speciale, quindi lo spazio sembra lo stesso in tutte le direzioni e da tutti i luoghi su larga scala. E le stesse leggi della fisica che si applicano sulla Terra si applicano in tutto il cosmo indipendentemente dal tempo.
Quindi, ciò che l'umanità osserva oggi può essere utilizzato per spiegare il passato, il presente o per aiutare a prevedere eventi futuri in natura, non importa quanto sia lontano questo fenomeno.
Incredibile, più le persone guardano nel cielo, più guardano al passato. Questo permette una panoramica generale delle Galassie quando erano molto più giovani, in modo da poter capire meglio come si sono evolute rispetto a quelle che sono più vicine e quindi molto più antiche. Naturalmente, l'umanità non può vedere le stesse Galassie in diversi stadi del suo sviluppo. Ma possono sorgere buone ipotesi, raggruppando le Galassie in categorie in base a ciò che osservano.
Si ritiene che le prime stelle si siano formate da nubi di gas poco dopo l'inizio dell'universo. Il modello standard del Big Bang suggerisce che è possibile trovare le prime galassie piene di giovani corpi caldi che conferiscono a questi sistemi una sfumatura blu. Il modello prevede anche questole prime stelle erano più numerose, ma più piccole di quelle moderne. E che i sistemi sono cresciuti gerarchicamente fino alla loro dimensione attuale quando le piccole galassie alla fine hanno formato grandi universi insulari.
È interessante notare che molte di queste previsioni sono state confermate. Ad esempio, nel 1995, quando il telescopio spaziale Hubble ha guardato per la prima volta in profondità nell'inizio del tempo, ha scoperto che il giovane universo era pieno di deboli galassie blu da trenta a cinquanta volte più piccole della Via Lattea.
Il modello standard del Big Bang prevede inoltre che queste fusioni siano ancora in corso. Pertanto, l'umanità deve trovare prove di questa attività anche nelle galassie vicine. Sfortunatamente, fino a poco tempo fa, c'erano poche prove di fusioni energetiche tra le stelle vicino alla Via Lattea. Questo era un problema con il modello standard del big bang perché suggeriva che la comprensione dell'universo poteva essere incompleta o sbagliata.
Solo nella seconda metà del 20° secolo sono state accumulate prove fisiche sufficienti per creare modelli ragionevoli di come si è formato il cosmo. L'attuale sistema standard del big bang è stato sviluppato sulla base di tre dati sperimentali principali.
Espansione dell'Universo
Come con la maggior parte dei modelli della natura, ha subito miglioramenti successivi e ha creato sfide significative che alimentano ulteriori ricerche.
Uno degli affascinanti aspetti del cosmologicola modellazione è che rivela una serie di equilibri di parametri che devono essere mantenuti sufficientemente accuratamente per l'universo.
Domande
Il modello cosmologico standard dell'universo è un big bang. E mentre le prove a suo sostegno sono schiaccianti, non è senza problemi. Trefil nel libro "The Moment of Creation" mostra bene queste domande:
- Il problema dell'antimateria.
- La complessità della formazione della Galassia.
- Problema con l'orizzonte.
- Una questione di piattezza.
Il problema dell'antimateria
Dopo l'inizio dell'era delle particelle. Non esiste un processo noto che possa cambiare il numero di particelle nell'universo. Quando lo spazio di tempo era scaduto di millisecondi, l'equilibrio tra materia e antimateria era fissato per sempre.
La parte principale del modello standard della materia nell'universo è l'idea della produzione di coppie. Ciò dimostra la nascita dei doppi elettrone-positrone. Il solito tipo di interazione tra raggi X o raggi gamma ad alta vita e atomi tipici converte la maggior parte dell'energia del fotone in un elettrone e la sua antiparticella, il positrone. Le masse delle particelle seguono la relazione di Einstein E=mc2. L'abisso prodotto ha un numero uguale di elettroni e positroni. Pertanto, se tutti i processi di produzione di massa fossero accoppiati, ci sarebbe esattamente la stessa quantità di materia e antimateria nell'Universo.
È chiaro che c'è una certa asimmetria nel modo in cui la natura si relaziona alla materia. Una delle promettenti aree di ricercaè la violazione della simmetria CP nel decadimento delle particelle dall'interazione debole. La principale prova sperimentale è la decomposizione dei kaoni neutri. Mostrano una leggera violazione della simmetria SR. Con il decadimento dei kaoni in elettroni, l'umanità ha una chiara distinzione tra materia e antimateria, e questa potrebbe essere una delle chiavi del predominio della materia nell'universo.
Nuova scoperta al Large Hadron Collider: la differenza nel tasso di decadimento del mesone D e della sua antiparticella è dello 0,8%, il che può essere un altro contributo alla risoluzione del problema dell'antimateria.
Il problema della formazione della galassia
Le irregolarità casuali nell'universo in espansione non sono sufficienti per formare le stelle. In presenza di una rapida espansione, l'attrazione gravitazionale è troppo lenta perché le galassie si formino con qualsiasi ragionevole schema di turbolenza creato dall'espansione stessa. La questione di come sia potuta sorgere la struttura su larga scala dell'universo è stata un grave problema irrisolto in cosmologia. Pertanto, gli scienziati sono costretti a considerare un periodo fino a 1 millisecondo per spiegare l'esistenza delle galassie.
Problema con l'orizzonte
La radiazione di fondo del microonde proveniente da direzioni opposte nel cielo è caratterizzata dalla stessa temperatura entro lo 0,01%. Ma l'area dello spazio da cui venivano irradiati era di 500 mila anni più leggero del tempo di transito. E così non potevano comunicare tra loro per stabilire un apparente equilibrio termico: erano all'esternoorizzonte.
Questa situazione è anche chiamata "problema dell'isotropia" perché la radiazione di fondo che si muove da tutte le direzioni nello spazio è quasi isotropa. Un modo per porre la domanda è dire che la temperatura di parti dello spazio in direzioni opposte rispetto alla Terra è quasi la stessa. Ma come possono essere in equilibrio termico tra loro se non possono comunicare? Se si considera il limite di tempo di ritorno di 14 miliardi di anni, derivato dalla costante di Hubble di 71 km/s per megaparsec, come proposto da WMAP, si nota che queste parti lontane dell'universo distano 28 miliardi di anni luce l'una dall' altra. Allora perché hanno esattamente la stessa temperatura?
Devi solo avere il doppio dell'età dell'universo per capire il problema dell'orizzonte, ma come sottolinea Schramm, se guardi il problema da una prospettiva precedente, diventa ancora più serio. Nel momento in cui i fotoni sono stati effettivamente emessi, sarebbero stati 100 volte l'età dell'universo, o 100 volte disabilitati causalmente.
Questo problema è una delle direzioni che hanno portato all'ipotesi inflazionistica avanzata da Alan Guth nei primi anni '80. La risposta alla domanda sull'orizzonte in termini di inflazione è che proprio all'inizio del processo del Big Bang c'è stato un periodo di inflazione incredibilmente rapida che ha aumentato le dimensioni dell'universo di 1020 o 1030 . Ciò significa che lo spazio osservabile è attualmente all'interno di questa estensione. La radiazione visibile è isotropa,perché tutto questo spazio è "gonfiato" da un volume minuscolo e ha condizioni iniziali quasi identiche. È un modo per spiegare perché parti dell'universo sono così lontane che non potrebbero mai comunicare tra loro sembrano uguali.
Il problema della piattezza
La formazione del moderno modello cosmologico dell'Universo è molto ampia. Le osservazioni mostrano che la quantità di materia nello spazio è certamente superiore a un decimo e certamente inferiore alla quantità critica necessaria per fermare l'espansione. C'è una buona analogia qui: una palla lanciata da terra rallenta. Con la stessa velocità di un piccolo asteroide, non si fermerà mai.
All'inizio di questo lancio teorico dal sistema, potrebbe sembrare che sia stato lanciato alla giusta velocità per andare all'infinito, rallentando fino a zero su una distanza infinita. Ma col tempo è diventato sempre più evidente. Se qualcuno ha mancato la finestra delle velocità anche di una piccola quantità, dopo 20 miliardi di anni di viaggio, sembrava ancora che la palla fosse lanciata alla giusta velocità.
Qualsiasi deviazione dalla piattezza è esagerata nel tempo e, in questa fase dell'universo, le piccole irregolarità dovrebbero essere aumentate in modo significativo. Se la densità del cosmo attuale sembra molto vicina a quella critica, allora deve essere stata ancora più piatta nelle epoche precedenti. Alan Guth attribuisce alla conferenza di Robert Dicke una delle influenze che lo hanno messo sulla via dell'inflazione. Roberto lo ha fatto notarela piattezza dell'attuale modello cosmologico dell'universo richiederebbe che sia piatto in una parte in 10-14 volte al secondo dopo il big bang. Kaufmann suggerisce che subito dopo, la densità avrebbe dovuto essere uguale a quella critica, cioè fino a 50 cifre decimali.
Nei primi anni '80, Alan Guth suggerì che dopo il tempo di Planck di 10–43 secondi, ci fosse un breve periodo di espansione estremamente rapida. Questo modello inflazionistico è stato un modo per affrontare sia il problema della piattezza che quello dell'orizzonte. Se l'universo si gonfiava da 20 a 30 ordini di grandezza, allora le proprietà di un volume estremamente piccolo, che potrebbe essere considerato strettamente legato, si propagavano in tutto l'universo conosciuto oggi, contribuendo sia all'estrema piattezza che a una natura estremamente isotropa.
Così possono essere brevemente descritti i moderni modelli cosmologici dell'Universo.
