Universumin laajeneminen

Universumin laajeneminen on ilmiö, joka koostuu lähes homogeenisesta ja isotrooppisesta [1] [2] ulkoavaruuden laajenemisesta koko maailmankaikkeuden mittakaavassa , joka on johdettu Maasta havaitun kosmologisen punasiirtymän kautta [3] .

Kokeellisesti universumin laajenemisen vahvistaa Hubblen lain täyttyminen sekä äärimmäisen kaukana olevien "standardikynttilöiden" ( tyypin Ia supernovat ) valoisuuden väheneminen . Big Bang -teorian mukaan maailmankaikkeus laajenee alkuperäisestä supertiheästä ja superkuumasta tilasta. Onko tämä alkutila singulaarinen (kuten klassinen painovoimateoria - yleinen suhteellisuusteoria ennustaa ) vai ei - on kiihkeästi keskusteltu kysymys, jonka toivotaan ratkaistavan gravitaatiokvanttiteorian kehittämisellä .

Teoriassa ilmiön ennusti ja perusteli A. Friedman (katso Friedmannin universumi ) yleisen suhteellisuusteorian kehityksen varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden homogeenisuutta ja isotropiaa koskevista yleisfilosofisista pohdinnoista .

Vaiheet

Vaihe	Evoluutio $a(\eta )$	Hubble-parametri
inflaatiota	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
säteilyn dominanssi	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t}}$
pölyvaihe	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ -dominanssi	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Kosmologiset parametrit WMAP- ja Planck -tietojen mukaan
	WMAP [4]	Planck [5]
Universumin ikä t 0 , miljardia vuotta	13,75±0,13	13,801±0,024
H 0 , (km/s)/Mpc	71,0±2,5	67,37±0,54
Baryonisen aineen tiheyden fysikaalinen parametri Ω b h 2 [6]	0,0226 ± 0,0006	0,02233 ± 0,00015
Pimeän aineen tiheyden Ω fysikaalinen parametri h 2 :lla [6]	0,111 ± 0,006	0,1198 ± 0,0012
Aineen tiheyden fysikaalinen parametri Ω m h 2 = (Ω b + Ω с ) h 2 [6]		0,1428 ± 0,0011
Yleinen tiheysparametri Ω t	1.08+0,09 -0,07
Baryonisen aineen tiheysparametri Ω b	0,045 ± 0,003
Pimeän energian tiheysparametri Ω Λ	0,73 ± 0,03	0,6847 ± 0,0073
Pimeän aineen tiheysparametri Ω c	0,22 ± 0,03
Aineen tiheysparametri Ω m = Ω b + Ω c		0,3147 ± 0,0074

Universumin laajeneminen eri malleissa

Avaruuden metrinen laajeneminen on etäisyyden lisääntyminen kahden kaukaisen universumin osan välillä ajan myötä . Metrinen laajennus on avainelementti Big Bang -kosmologiassa , ja se mallinnetaan matemaattisesti Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW) -metriikan avulla. Tämä malli pätee nykyaikana vain suuressa mittakaavassa (suunnilleen galaksijoukkojen mittakaavassa ja enemmän). Pienemmässä mittakaavassa aineelliset esineet sitovat yhteen gravitaatiovoiman avulla, eivätkä tällaiset sidotut esineryhmät laajene.

Universumin laajenemisen kiihtyvyys

1990-luvun lopulla havaittiin, että kaukaisissa galakseissa , joiden etäisyys määräytyi Hubblen lain mukaan, tyypin Ia supernovien kirkkaus on pienempi kuin niiden oletetaan olevan. Toisin sanoen etäisyys näihin galaksiin, joka lasketaan "standardikynttilä" ( supernova Ia ) menetelmällä, osoittautuu suuremmiksi kuin etäisyys, joka on laskettu aiemmin määritetyn Hubble-parametrin arvon perusteella (tätä löytöä varten Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt ja Adam Riess saivat tähtitieteen Shaw-palkinnon vuonna 2006, fysiikan Nobelin vuonna 2011 ja Juri Milnerin perusfysiikan palkinnon vuonna 2015). Pääteltiin, että maailmankaikkeus ei vain laajene, se laajenee kiihtyvällä vauhdilla.

Aikaisemmissa kosmologisissa malleissa oletettiin, että maailmankaikkeuden laajeneminen oli hidastumassa. He lähtivät olettamuksesta, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta on ainetta - sekä näkyvää että näkymätöntä ( pimeä aine ). Laajenemisen kiihtyvyyttä osoittavien uusien havaintojen perusteella havaittiin, että universumissa on aiemmin tuntematon alipaineinen energia (katso tilayhtälöt ). He kutsuivat sitä "pimeäksi energiaksi".

On arvioitu, että maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen alkoi noin 5 miljardia vuotta sitten. Oletetaan, että ennen tätä laajenemista hidastettiin pimeän aineen ja baryonisen aineen gravitaatiovaikutus. Baryonisen aineen tiheys laajenevassa universumissa pienenee nopeammin kuin pimeän energian tiheys. Lopulta pimeä energia alkaa ottaa valtaansa. Esimerkiksi kun maailmankaikkeuden tilavuus kaksinkertaistuu, baryonisen aineen tiheys puolittuu, kun taas pimeän energian tiheys pysyy lähes muuttumattomana (tai täsmälleen muuttumattomana - variantissa, jossa on kosmologinen vakio ).

Seuraukset maailmankaikkeuden kohtalolle

Jos universumin kiihtyvä laajeneminen jatkuu loputtomiin, niin galaksien superjoukkomme ulkopuolella olevat galaksit menevät ennemmin tai myöhemmin tapahtumahorisontin ulkopuolelle , niiden suhteellinen nopeus ylittää valon nopeuden ja näemme aina heidän menneisyytensä, kunnes ne ylittää horisontin jatkuvasti kasvavan punasiirtymän myötä. Tämä ei riko erityistä suhteellisuusteoriaa, ja se on jo tapahtunut melko kaukaisille galakseille. Itse asiassa on vaikea edes määritellä "suhteellista nopeutta" kaarevassa aika- avaruudessa . Suhteellinen nopeus on järkevä ja se voidaan määrittää vain tasaisessa aika-avaruudessa tai riittävän pienellä (nollaan pyrkivällä) kaarevan aika-avaruuden osuudella. Kaikenlainen viestintä tapahtumahorisontin ulkopuolella muuttuu mahdottomaksi, ja kaikki kontaktit esineiden välillä menetetään. Maa , aurinkokunta , galaksimme ja superjoukkomme ovat näkyvissä toisilleen ja periaatteessa avaruuslennoilla tavoitettavissa, kun taas muu maailmankaikkeus katoaa kaukaisuuteen. Ajan myötä superjoukkomme joutuu lämpökuoleman tilaan , eli skenaario, joka on oletettu universumin aikaisemmalle, litteälle mallille, jossa on hallitseva aine, toteutuu.

Maailmankaikkeuden tulevaisuudesta on olemassa eksoottisempia hypoteeseja. Yksi niistä ehdottaa, että haamuenergia johtaa ns. "erilainen" laajennus. Tämä tarkoittaa, että pimeän energian laajeneva voima jatkaa kasvuaan loputtomasti, kunnes se ylittää kaikki muut voimat universumissa. Tämän skenaarion mukaan pimeä energia rikkoo lopulta kaikki maailmankaikkeuden gravitaatioon sitoutuneet rakenteet, ylittää sitten sähköstaattisten ja ytimensisäisten vuorovaikutusten voimat , rikkoo atomeja, ytimiä ja nukleoneja ja tuhoaa universumin suuressa repeämässä .

Toisaalta pimeä energia voi lopulta haihtua tai jopa muuttua vastenmielisestä houkuttelevaksi. Tässä tapauksessa painovoima hallitsee ja tuo universumin alkuräjähdystä. Tämän mallin suurin haittapuoli on se, että painovoimat ja maailmankaikkeuden laajenemissuunta voivat olla kohtisuorassa (esimerkiksi jos oletetaan, että maailmankaikkeuden avaruus on kolmiulotteinen hyperpallo ), jolloin painovoima eivät vaikuta maailmankaikkeuden laajenemiseen. Painovoima ei myöskään voi vaikuttaa universumin laajenemiseen, jos tämän laajenemisen syy on itse avaruuden laajeneminen (painovoima vaikuttaa vain aineellisiin esineisiin, mutta ei tyhjään avaruuteen). Ei kuitenkaan voida sulkea pois mahdollisuutta, että maailmankaikkeus puristuisi muista syistä. Joissakin skenaarioissa oletetaan maailmankaikkeuden "syklistä mallia". Vaikka havainnot eivät vielä vahvista näitä hypoteeseja , niitä ei täysin hylätty. Ratkaiseva rooli maailmankaikkeuden lopullisen kohtalon määrittämisessä (kehittäessä Big Bang -teorian mukaan) on oltava tarkalla kiihtyvyysnopeuden mittauksella.

Katso myös

Muistiinpanot

↑ John Soltis, Arya Farahi, Dragan Huterer, C. Michael Liberato II: n isotrooppisen laajenemisen prosenttitason testi tyypin Ia supernovalla Arkistoitu 4. toukokuuta 2019 Wayback Machinessa // arXiv.org 19. helmikuuta 2019
↑ Tunnetaan tieteellinen tutkimus, joka todistaa maailmankaikkeuden laajenemisen anisotropiasta. // K. Migkas, G. Schellenberger, TH Reiprich, F. Pacaud, ME Ramos-Ceja, L. Lovisari // Kosmisen isotropian tutkiminen uudella X-ray galaksiklusterinäytteellä LX−T-skaalausrelaation kautta // arXiv. org 7.4.2020
↑ Punasiirtymä . Käyttöpäivä: 16. tammikuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 16. tammikuuta 2015. (määrätön)
↑ Jarosik N. et.al. (WMAP-yhteistyö). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) -havainnot: Sky Maps, Systemaattiset virheet ja perustulokset (PDF). nasa.gov. Haettu 4. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2012. (määrätön) (NASA:n WMAP-asiakirjoista , jotka on arkistoitu 30. marraskuuta 2010 Wayback Machine -sivulla)
↑ Aghanim N. et ai. (Planck Collaboration). Planck 2018 tulokset. VI. Kosmologiset parametrit (englanniksi) // Astronomy and Astrophysics. - 2020. - Vol. 641 . -P.A6 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . — . - arXiv : 1807.06209 .
↑ 1 2 3 Fysikaalisen tiheyden parametri vastaa tiheysparametria kerrottuna pelkistetyllä Hubble-vakiolla h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 )

Linkit

Ian Steer. Kuka keksi universumin laajenemisen? - 2012. - arXiv : 1212.1359 .
Swenson, Jim. Vastaus kysymykseen laajentuvasta maailmankaikkeudesta

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa) Universalis

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede