Kosmologia on tutkimuksen luonne maailmankaikkeus yhtenä kokonaisuutena. Sana kosmologia on johdettu kreikkalaisesta kosmoksesta, joka tarkoittaa harmoniaa tai järjestystä. Kosmologit ovat kiinnostuneita maailmankaikkeuden ja sen rakenneosien muodostumisesta, evoluutiosta ja tulevaisuudesta.
Useimmat kohteet, voimme nähdä kaukoputket ovat suuria tai olemassa äärimmäinen matkoja (esim. planeetat, tähdet, galaksit, klustereita galaksit ja jopa superclusters)., Enemmistön kanta cosmologists on, että kaikki nämä esineet olivat muodostettu sen jälkeen, kun alkuperäinen, äärimmäisen kuuma ja tiheä muodostumista tapahtuma, noin 14 Gigayears sitten, että on luonut (ja luo edelleen) tilaa näemme ympärillämme. Tätä tapahtumaa kutsutaan Alkuräjähdykseksi.
vaikka kuuma alkuräjähdys-malli näyttää selittävän paljon siitä, mitä tarkkailemme ympärillämme, on olemassa vielä monia perustavanlaatuisia kysymyksiä. Mistä suurin osa maailmankaikkeudessa olevasta asiasta on tehty? Kuinka yleisiä planeetat ovat tähtien ympärillä? Mikä saa jotkin galaksit olemaan elliptisiä, spiraalimaisia tai muodoltaan epäsäännöllisiä?, Mikä on maailmankaikkeuden geometria? Mikä on salaperäinen pimeä energia? Onko kosmologista vakiota? Onko se muuttuja? Onko muita universumeja olemassa?
samoin kuin suurimpien kohteiden (esimerkiksi galaksien ja suuren mittakaavan rakenteen) ominaisuudet, kosmologia on yhä enemmän huolissaan pienimpien kohteiden ominaisuuksista.
auttaa määrittämään, mitä tapahtui maailmankaikkeuden alku, cosmologists tarvitsevat apua hiukkanen fyysikot. Alkuräjähdysmalli kuvaa hyvin kuumaa ja tiheää alkua kaikkeudelle, jossa esiintyy monia mielenkiintoisia hiukkasfysiikan ilmiöitä., Nämä ilmiöt ovat vaikuttaneet siihen, millaisessa universumissa elämme.
varhaisimmissa vaiheissa maailmankaikkeus oli suunnattoman kuuma, eikä ainetta voinut olla olemassa. Maailmankaikkeus oli säteilyvaltainen. Maailmankaikkeuden laajetessa ja jäähtyessä voitiin luoda alkeishiukkasia, joista myöhemmin muodostui kevyimpiä alkuaineita, kuten vetyä, heliumia ja litiumia. Raskaammat alkuaineet joutuivat odottamaan tähtien muodostumista, jotta ne voitiin tehdä nukleosynteesin avulla massiivisten tähtien korkeassa lämpötilassa, paineessa ja tiheyskeskuksissa.,
Standard Model of particle physics on matemaattinen kuvaus 12 perusoikeuksien hiukkasia (6 leptons ja 6 kvarkit) ja 3 voimia (sähkömagneettinen, heikko ja vahva). Se on ajatus, että ~10-11 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen kaikki 4 (nykyinen aikakausi) voimat (kolme edellä mainitut plus painovoima) tuli erillinen voimia. Kuitenkin noin ~10-43 sekuntia alkuräjähdyksen (Planckin aika) jälkeen kaikki 4 voimaa yhdistettiin yhdeksi voimaksi. Toisistaan erottuvien voimien prosessia kutsutaan spontaaniksi symmetriamurtumaksi.,
ensimmäinen cosmologists olivat Babylonialaiset ja Egyptiläiset, jotka havaittiin taivas ja kuka voisi ennustaa ilmeisen päätöslauselmaesitykset kun Auringon, kuun, kirkkaimmat tähdet ja planeetat.
Vuonna 4. – luvulla EAA, kreikan filosofit päätellä, että tähdet olivat kiinnitetty taivaan pallo, joka kiertää noin pallomaisen Maan. Planeetat, aurinko ja Kuu liikkuivat nestemäisessä aineessa nimeltä eetteri maan ja tähtien välillä.,
Luotto: Swinburne
2. vuosisadalla AD Ptolemaios joka perustuu hänen työstään, usko siihen, että kaikki liike oli pyöreä. Huomioon esitystä joitakin planeettoja, jotka näyttävät silmukka takaisin itselleen, Ptolemaios käyttöön ja epicycles niin, että planeetat muutti ympyröitä.
uudet havainnot ajavat eteenpäin teoriassa, ja uudet teoriat voivat kannustaa uusiin havaintoihin., Kuitenkin monet vuosisadat kuluivat, kunnes kosmologiassa tapahtui merkittävä uusi kehitys.
16-luvulla Nikolaus Kopernikus ehdotti aurinkokeskinen järjestelmä, jossa Maa kiertää akselinsa ympäri, ja yhdessä muut planeetat kiersi Aurinkoa. Mutta todistusaineistot aikaa suosinut epicycle-pohjainen Ptolemaic järjestelmä. Copernican järjestelmä oli edistänyt joidenkin mutta se oli löytö poikkeama starlight vuonna 1728, joka osoittautui epäilemättä että Maa kiertää Aurinkoa!,
1600-luvun alussa Galileo Galilei löysi Jupiter-planeettaa kiertäviä kuita. Se osoitti selvästi, että maa ei ollut erityinen ja sai monet uskomaan Kopernikaaniseen heliosentriseen malliin aurinkoa kiertävistä planeetoista. Isaac Newton sitten huomattiin, inverse-neliön lain gravitaatiovakiolla voima, joka voisi selittää elliptinen kiertoradat planeetat ja komeetat Aurinkokunnan. Taivaallisille liikkeille oli löydetty fyysiset puitteet.
Jos Maa kiertää Aurinkoa, lähitähtien asennot taustaan verrattuna pitäisi muuttaa., Alustavat havainnot eivät kuitenkaan havainneet tällaista liikettä. Ilman mitään havaittavissa muutos tai parallax kannat tähteä kuin Maapallo kiertää Aurinkoa merkitsi, että tähdet on suuri etäisyyksillä Auringosta. Newton päätteli, että maailmankaikkeus on ääretön ja ikuinen meri tähteä, kunkin paljon kuin oma aurinkomme.
1700-luvulla syntyi kaksi merkittävää filosofia, joilla oli samankaltaisia ajatuksia. Vuonna 1750 Thomas Wright ehdotti, että linnunrata, Galaksi, oli valtava pyörivä levy, joka koostuu tähtiä ja planeettoja., Immanuel Kant kirjoitti ”Yleinen Luonnollinen Historia ja Teoria Taivaan” vuonna 1755, jossa hän ehdotti, että kierre sumuja, heikko hämärä esineitä havaittiin taivaalla, olivat ulkoiset galaksit tai saari universumien riippumaton Linnunradan.
Fyysinen kosmologia, määrällinen versio kosmologia, alkoi Albert Einstein vuonna 1915, kun hän kehitti ensimmäisen merkittävän malleja maailmankaikkeuden kautta ratkaisuja hänen Yleinen Suhteellisuusteoria. Näitä ratkaisuja ovat lisänneet ja parantaneet Alexander Freidmann, Willem de Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson ja Arthur Geoffrey Walker. Siinä vaiheessa tähtitieteilijät eivät olleet tietoisia maailmankaikkeuden laajenemisesta, ja Einstein oli ottanut käyttöön matemaattisen termin, kosmologisen vakion, varmistaakseen, että hänen universuminsa on staattinen.,
Luotto: Steve Maddox, On Sutherland, George Efstathiou ja Jon Loveday
Vuonna 1912 Henrietta Leavitt havaitsi, Cepheid muuttuja tähdet Magellanin Pilviä ja vahvisti, että muuttujien kanssa pidempiä aikoja oli suurempi luminosities. Vuodesta 1912 eteenpäin Lowellin observatorion Vesto Slipher alkoi kerryttää spiraalisumujen nopeuksia., Viimeistään 1920-luvun puolivälissä valtaosa näistä sumuja oli nopeudet taantuman, jotkut tuhansia km/s. Se oli vaikea ei määritä tällaisia äärimmäisiä nopeuksia ulkoiseen galakseja.
1920-luvun puoliväliin mennessä J. C. Duncan ja Edwin Hubble olivat havainneet myös Cepheid-muuttujan tähtiä Messier 33: ssa, Messier 31: ssä ja NGC 6822: ssa. Nämä tähdet totteli Ajan-Kirkkaus suhde, jonka aikana niiden vaihtelu liittyi niiden luontainen kirkkaus., Kun läheisten Cepheidien kalibrointi tunnetuilla etäisyyksillä oli määritetty, etäisyys kuhunkin muuttujaan voitiin määrittää yksinomaan sen vaihtelujakson perusteella. Näiden muuttuvien tähtien perusteella päätellyt etäisyydet olivat aivan liian suuret, jotta nämä spiraalisumut olisivat osa Galaksiamme. Ne olivat galakseja. Wright ja Kant olivat oikeassa.
Vuonna 1929 Hubble julkaisi maamerkki paperi, joka on kuvattu suhteessa välinen etäisyys galaksin ja sen havaittu radial velocity., Kaukaisemmissa galakseissa on suuremmat recessional velocities (kuten oli nähty pienemmällä näytteellä vesto Slipher). Voidaan todeta, että Lundmark ja Lemaitre olivat lyöneet Hubblen tähän löytöön. Myös H. P. Robertson kuvasi tuloksia ensimmäisenä kosmisena laajenemisena. Tämän jälkeen Einstein heitti pois kosmologisen vakionsa. Maailmankaikkeus ei ollut staattinen, vaan laajeneva.
1950-luvulla Hermann Bondi, Thomas Gold ja Fred Hoyle esittivät universumin vakaan tilan mallia., Tässä mallissa aine tehtiin avaruuden tyhjiöstä ja maailmankaikkeus näytti samalta mihin suuntaan ja milloin tahansa. Filosofisesti tyylikäs, se vältti alku ja viimeistely maailmankaikkeuden. Se oli kuitenkin testattavissa. Havaittu kehitys radio lähteistä, ja myöhemmin havaittu huippu numero tiheys kvasaarit, useita miljardin valovuoden kaukainen, kutsutaan Steady State-mallin kyseenalaiseksi., 1960-luvun alussa Arno Penzias ja Robert Wilson havaittu hyvin heikko signaali, mikroaaltouuni alueen vastaavat kaikki-sky säteilyn ~3 astetta K, että piikkien intensiteetti aallonpituudella 2 mm. Robert Dicke ja yhteistyökumppaneita oli ennustanut tällaisen signaalin, Kosminen Tausta, jos maailmankaikkeus oli alkanut kuuma, tiheä valtion.,
Luottoa: NASA/WMAP Science Team
3 astetta K-säteilyä, joka meillä nyt oli havaita pääsee noin 300 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun maailmankaikkeus oli jäähtynyt tarpeeksi plasma muodostaa kaasua neutraaleja atomeja. Sen jälkeen kosmisen taustasäteilyn fotonit ovat kulkeneet suorilla linjoilla (meille) olematta vuorovaikutuksessa aineen kanssa siitä lähtien., Lisäksi havainnot osoittivat, että säteily oli odotettavissa mustan kappaleen muodossa erittäin kuuma alkuperä ja hot Big Bang-malli oli leimahtanut ensisijainen kosmologisen malli. Kosmisen taustan ohella Alkuräjähdysmallin taustalla on kaksi muutakin havaintoa. Yksi on se, että nucleosynthesis varhaisessa kuuma maailmankaikkeus oikein osuus kosmisen runsaasti valoa ydinvoiman isotooppeja, kuten vety, deuteriumia, helium-3 helium-4, ja litium-7. Toinen oli maailmankaikkeuden havaittu laajeneminen, kuten kaukaisten galaksien liikkeet antavat ymmärtää.,
Kuitenkin, Big Bang mallia ei voi selittää tiettyjä havaintoja maailmankaikkeuden. Jos jaamme tilaa kuutioiksi useita sata miljoonaa valovuotta, jokainen tällainen kuutio näyttää vastaavia osalta, joiden massa on tiheys, galaxy tiheys ja määrä johdonmukainen rakenne. Tämä laajamittainen yhdenmukaisuus havaitaan kaukaisissa galaksitutkimuksissa., Standardissa Alkuräjähdysmallissa maailmankaikkeus kuitenkin kehittyy niin nopeasti, ettei tällaista samankaltaisuutta ehditä todentaa. Tämä ongelma tunnetaan horisontti ongelma, jossa horisontti käytetään osoittamaan, että suurin etäisyys, että tietoa tai energiaa olisi voinut kulki koska instant Big Bang, koska rajoitus muuttumattomuus valon nopeus. Yksinkertaisesti sanottuna maailmankaikkeus on lähes homogeeninen ja isotrooppinen hyvin suurilla asteikoilla.
toinen ongelma on tasaisuusongelma. Maailmankaikkeuden massatiheys hallitsee sen kehitystä ja kohtaloa., Jos massatiheys ylittää kriittisen tiheyden, gravitaatio on riittävän voimakas kääntämään nykyisen laajenemisen ja maailmankaikkeudella on geometria, jota kutsutaan suljetuksi. Jos massa tiheys on pienempi kuin kriittinen arvo, maailmankaikkeus jatkuu laajenee ikuisesti, ja maailmankaikkeus on avoin geometria. Todellisen massatiheyden suhde kriittiseen arvoon tunnetaan nimellä Omega. Yleinen suhteellisuusteoria viittaa siihen, että maailmankaikkeuden geometria on Euklidinen vain, jos Omega on täsmälleen 1,0, joten Omega = 1-universumia kutsutaan tasaiseksi., Tällä hetkellä uskomme, että Omega arvo on hyvin tekijä 10 1,0. Arvon Omega olla tämän lähellä 1.0 tässä aikakausi on merkittävä – jos se oli aluksi vain hyvin pieni määrä pois 1.0, noin 14 miljardia vuotta evoluutiota olisi ajanut sen hyvin pois tämä arvo tämä nykyinen aikakausi. Kaikkeus näyttää kaikissa tarkoituksissa tasaiselta.
Credit: NASA/GSFC Kuvitella Maailmankaikkeus
selittää nämä havaitut ”ongelmat”, vuonna 1980 Alan Guth todennut, että ajan erittäin nopea eksponentiaalinen laajeneminen, ”inflaatio”, tapahtui noin 10-34 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen. Heti tämän inflaatiokauden jälkeen meille tällä hetkellä näkyvän maailmankaikkeuden säde oli ~1 m. tämän jälkeen maailmankaikkeus palasi normaaliin (lineaariseen) laajenemistapaansa., Myöhemmin hienosäätöä inflaatio on tehty Andrei Linde, Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt, ja nykyiset versiot ovat multi-universumien kaikki meneillään jonkinlainen inflaatio (esim. kaoottinen, ikuinen). Inflaatio voidaan yhdistää string-teoria ja brane kosmologia, jossa meidän 4-ulotteinen (3 maankäytön, yksi ajan ulottuvuus) brane voidaan pitää osajoukko paljon suurempi ulottuvuus irtotavarana.
hyvin varhainen universumin inflaatiokausi ja sen fyysiset syyt saattavat liittyä maailmankaikkeuden viimeaikaiseen havainnointiin., Kaukainen korkea punasiirtymä supernovat näyttävät olevan hieman odotettua valovoimaisempia, mikä voidaan tulkita Universumiksi, joka käy läpi kiihtyvän laajenemisen vaihetta. Pimeää energiaa on postuloitu eräänlaiseksi painovoiman vastaiseksi, joka ajaa tätä kiihtyvyyttä.
Nykyinen ajankohtainen alueilla kosmologinen tutkimus ovat luonteeltaan pimeä aine ja pimeä energia, etsiä ensimmäiset tähdet ja galaksit, ominaisuuksia kosminen tausta, ja numeerisia simulaatioita suuren mittakaavan rakenne.