Univerzum tágulása

Az Univerzum tágulása egy olyan jelenség, amely a világűr majdnem homogén és izotróp [1] [2] tágulásából áll a teljes Univerzum léptékében , a Földről megfigyelt kozmológiai vöröseltolódásból [3] .

Kísérletileg az Univerzum tágulását megerősíti a Hubble-törvény teljesülése , valamint a rendkívül távoli "standard gyertyák" ( Ia típusú szupernóvák ) fényerejének csökkenése . Az ősrobbanás elmélete szerint az univerzum a kezdeti szupersűrű és szuperforró állapotból tágul. Hogy ez a kezdeti állapot szinguláris -e (amint azt a klasszikus gravitációs elmélet – az általános relativitáselmélet – megjósolja) vagy sem – hevesen vitatott kérdés, amelyet a gravitáció kvantumelméletének kidolgozásával remélnek megoldani .

Elméletileg a jelenséget A. Friedman (lásd Friedmann univerzum ) jósolta meg és támasztotta alá az általános relativitáselmélet fejlődésének korai szakaszában az Univerzum homogenitására és izotrópiájára vonatkozó általános filozófiai megfontolások alapján.

Színpadok

Színpad	Evolúció $a(\eta )$	Hubble paraméter
inflációs	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
sugárzás dominancia	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
poros szakasz	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ - dominancia	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda}$

Kozmológiai paraméterek WMAP és Planck adatok szerint
	WMAP [4]	Planck [5]
Az Univerzum kora t 0 , milliárd év	13,75±0,13	13,801±0,024
H 0 , (km/s)/Mpc	71,0±2,5	67,37±0,54
A barionos anyag sűrűségének fizikai paramétere Ω b h 2 [6]	0,0226 ± 0,0006	0,02233 ± 0,00015
A sötétanyag-sűrűség Ω fizikai paramétere h 2 -vel [6]	0,111 ± 0,006	0,1198 ± 0,0012
Az anyagsűrűség fizikai paramétere Ω m h 2 = (Ω b + Ω с ) h 2 [6]		0,1428 ± 0,0011
Általános sűrűségi paraméter Ω t	1.08+0,09 -0,07
Barion anyagsűrűség paraméter Ω b	0,045 ± 0,003
Sötétenergia-sűrűség paraméter Ω Λ	0,73 ± 0,03	0,6847 ± 0,0073
Sötétanyag sűrűség paraméter Ω c	0,22 ± 0,03
Az anyagsűrűség paraméter Ω m = Ω b + Ω c		0,3147 ± 0,0074

Az univerzum tágulása különböző modellekben

A tér metrikus tágulása az univerzum két távoli része közötti távolság időbeli növekedése . A metrikus expanzió az ősrobbanás kozmológiájának kulcseleme , és a Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW) metrika segítségével matematikailag modellezték . Ez a modell a modern korban csak nagy léptékben érvényes (körülbelül a galaxishalmazok léptékében és annál nagyobb méretekben). Kisebb méretekben az anyagi tárgyakat a gravitációs vonzás ereje köti össze , és az ilyen kötött tárgycsoportok nem tágulnak ki.

Az univerzum tágulásának gyorsulása

Az 1990-es évek végén felfedezték, hogy a távoli galaxisokban , amelyek távolságát a Hubble-törvény határozta meg, az Ia típusú szupernóvák fényereje a feltételezettnél alacsonyabb. Más szóval, a „standard gyertyák” ( Ia szupernóva ) módszerével kiszámított távolság ezektől a galaxisoktól nagyobbnak bizonyul, mint a Hubble-paraméter korábban megállapított értéke alapján számított távolság (ennél a felfedezésnél Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt és Adam Riess 2006-ban csillagászati Shaw-díjat , 2011 -ben fizikai Nobel-díjat , 2015-ben pedig Jurij Milner-díjat kapott az alapfizikaiért. Arra a következtetésre jutottak, hogy az univerzum nem csak tágul, hanem gyorsulással tágul.

A korábban létező kozmológiai modellek azt feltételezték, hogy az univerzum tágulása lassul. Abból a feltevésből indultak ki, hogy az Univerzum tömegének fő része anyag – látható és láthatatlan is ( sötét anyag ). A tágulási gyorsulásra utaló új megfigyelések alapján azt találták, hogy az Univerzumban van egy korábban ismeretlen negatív nyomású energia (lásd az állapotegyenleteket ). „Sötét energiának” hívták.

A becslések szerint a világegyetem gyorsuló tágulása körülbelül 5 milliárd évvel ezelőtt kezdődött. Feltételezhető, hogy korábban ez a tágulás lelassult a sötét anyag és a barionos anyag gravitációs hatása miatt . A barion anyag sűrűsége a táguló univerzumban gyorsabban csökken, mint a sötét energia sűrűsége. Végül a sötét energia kezdi átvenni az uralmat. Például, amikor az univerzum térfogata megduplázódik, a barion anyag sűrűsége felére csökken, míg a sötét energia sűrűsége szinte változatlan marad (vagy pontosan változatlan - a kozmológiai állandóval rendelkező változatban ).

Következmények az univerzum sorsára

Ha a Világegyetem gyorsuló tágulása a végtelenségig tart, akkor ennek eredményeként a galaxisok szuperhalmazán kívüli galaxisok előbb-utóbb túllépnek az eseményhorizonton , relatív sebességük meghaladja a fénysebességet , és mindig látni fogjuk a múltjukat, amíg meg nem egyre növekvő vöröseltolódással lépni túl a horizonton. Ez nem sérti a speciális relativitáselméletet , és meglehetősen távoli galaxisokkal már megtörtént. Valójában még a „relatív sebességet” is nehéz meghatározni görbe téridőben . A relatív sebességnek van értelme, és csak lapos téridőben, vagy a görbült téridő kellően kicsi (nullára hajló) szakaszán határozható meg. Az eseményhorizonton túli kommunikáció minden formája lehetetlenné válik, és minden kapcsolat megszakad az objektumok között. A Föld , a Naprendszer , a Galaxisunk és a Szuperhalmazunk egymás számára láthatóak lesznek, és elvileg űrrepülésekkel is elérhetők lesznek, míg az Univerzum többi része eltűnik a távolban. Idővel szuperhalmazunk a hőhalál állapotába kerül , vagyis az Univerzum előző, lapos, anyagtúlsúlyú modelljére feltételezett forgatókönyv valóra válik.

Vannak egzotikusabb hipotézisek az univerzum jövőjével kapcsolatban. Az egyik azt sugallja, hogy a fantomenergia az ún. „eltérő” kiterjesztés. Ez azt jelenti, hogy a sötét energia táguló ereje a végtelenségig tovább fog növekedni, amíg meg nem haladja az univerzum összes többi erejét. E forgatókönyv szerint a sötét energia végül megtöri az Univerzum összes gravitációs kötött szerkezetét, majd felülmúlja az elektrosztatikus és intranukleáris kölcsönhatások erőit , atomokat, atommagokat és nukleonokat tör össze, és egy nagy hasítással elpusztítja az Univerzumot .

Másrészt a sötét energia végül eloszlik, vagy akár visszataszítóból vonzóvá változhat. Ebben az esetben a gravitáció érvényesül, és az Univerzumot az ősrobbanáshoz vezeti. Ennek a modellnek az a fő hátránya, hogy a gravitációs erők és az univerzum tágulásának iránya merőlegesek lehetnek (például ha feltételezzük, hogy a világegyetem tere egy háromdimenziós hipergömb ), ebben az esetben a gravitáció nem befolyásolja az univerzum tágulását. A gravitáció sem befolyásolhatja az univerzum tágulását, ha ennek a tágulásnak az oka maga a tér tágulása (a gravitáció csak az anyagi tárgyakra hat, az üres térre nem). Nem zárhatjuk ki azonban az univerzum egyéb okok miatti összenyomódásának lehetőségét sem. Egyes forgatókönyvek az univerzum "ciklikus modelljét" feltételezik. Bár ezeket a hipotéziseket megfigyelések még nem erősítik meg, mégsem utasítják el őket teljesen. A (az ősrobbanás elmélete szerint fejlődő) univerzum végső sorsának megállapításában döntő szerepet kell játszania a gyorsulási sebesség pontos mérésének.

Lásd még

Jegyzetek

↑ John Soltis, Arya Farahi, Dragan Huterer, C. Michael Liberato II . izotróp expanzió százalékos szintű tesztje Ia típusú szupernóvákkal Archiválva : 2019. május 4. a Wayback Machine -nél // arXiv.org 2019. február 19.
↑ Ismert egy tudományos tanulmány, amely az Univerzum tágulásának anizotrópiájáról tanúskodik. // K. Migkas, G. Schellenberger, TH Reiprich, F. Pacaud, ME Ramos-Ceja, L. Lovisari // Probing cosmic izotropy with a new X-ray galaxy cluster sample through the LX−T scaling relation // arXiv. org 2020. április 7
↑ Vöröseltolódás . Hozzáférés időpontja: 2015. január 16. Az eredetiből archiválva : 2015. január 16. (határozatlan)
↑ Jarosik N. et.al. (WMAP együttműködés). Hét éves Wilkinson mikrohullámú anizotrópia szonda (WMAP) megfigyelései: Égbolttérképek, szisztematikus hibák és alapvető eredmények (PDF). nasa.gov. Letöltve: 2010. december 4. Az eredetiből archiválva : 2012. augusztus 16.. (határozatlan) (a NASA 2010. november 30-án archivált WMAP-dokumentumokból , a Wayback Machine oldalán)
↑ Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 eredményei. VI. Kozmológiai paraméterek (angol) // Astronomy and Astrophysics. - 2020. - 1. évf. 641 . -P.A6 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . — Iránykód . - arXiv : 1807.06209 .
↑ 1 2 3 A fizikai sűrűség paraméter a sűrűségparaméter szorozva a redukált Hubble-állandó h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ) értékének felel meg.

Linkek

Ian Steer. Ki fedezte fel az univerzum tágulását? - 2012. - arXiv : 1212.1359 .
Swenson, Jim. Válasz a táguló univerzummal kapcsolatos kérdésre

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online) Universalis

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat