kosmologie is de studie van de aard van het universum als geheel. Het woord kosmologie is afgeleid van het Griekse kosmos wat harmonie of orde betekent. Kosmologen zijn geïnteresseerd in de vorming, evolutie en toekomst van het universum en zijn bestanddelen.
De meeste objecten die we met telescopen kunnen zien zijn groot of bestaan op extreme afstanden (bijvoorbeeld planeten, sterren, sterrenstelsels, clusters van sterrenstelsels en zelfs superclusters)., De meerderheid van kosmologen is dat al deze objecten werden gevormd na een eerste, extreem hete en dichte formatie gebeurtenis, ongeveer 14 Gigayears geleden, die heeft gecreëerd (en blijft creëren) de ruimte die we om ons heen zien. Dit evenement heet de Big Bang.
hoewel het hot Big Bang-model veel van wat we om ons heen waarnemen lijkt te verklaren, zijn er nog steeds veel fundamentele vragen die bestaan. Waar is het grootste deel van de materie in het universum van gemaakt? Hoe vaak komen planeten rond sterren voor? Wat veroorzaakt dat sommige sterrenstelsels elliptisch, spiraalvormig of onregelmatig van vorm zijn?, Wat is de geometrie van het universum? Wat is de mysterieuze donkere energie? Is er een kosmologische constante? Is het een variabele? Bestaan er andere universa?
naast de eigenschappen van de grootste objecten (bijvoorbeeld sterrenstelsels en grootschalige structuur), wordt de kosmologie steeds meer betrokken bij de eigenschappen van de kleinste objecten.
om te helpen bepalen wat er aan het begin van het heelal gebeurde, hebben kosmologen de hulp nodig van deeltjesfysici. Het Big Bang-model beschrijft een zeer heet en dicht begin van het universum waarin veel interessante deeltjesfysische fenomenen voorkomen., Deze fenomenen hebben het type universum waarin we leven beïnvloed.
in de vroegste stadia was het universum enorm heet en kon materie niet bestaan. Het heelal werd gedomineerd door straling. Als het universum uitgebreid en gekoeld elementaire deeltjes konden worden gecreëerd, die later gevormd de lichtste elementen zoals waterstof, helium en lithium. Zwaardere elementen moesten wachten op de vorming van sterren zodat ze konden worden gemaakt via nucleosynthese in de hoge temperatuur -, druk-en dichtheidscentra van massieve sterren.,
het standaardmodel van de deeltjesfysica is een wiskundige beschrijving van de 12 fundamentele deeltjes (6 leptonen en 6 quarks) en 3 krachten (elektromagnetisch, zwak en sterk). Men denkt dat bij ~10-11 seconden na de Big Bang alle 4 (huidige tijdperk) krachten (de drie hierboven genoemde plus zwaartekracht) werden afzonderlijke krachten. Maar rond ~10-43 seconden na de oerknal (de Planck tijd) werden alle vier de krachten verenigd in één enkele kracht. Het proces van de krachten die zich van elkaar scheiden wordt spontane symmetriebreking genoemd.,de eerste kosmologen waren Babyloniërs en Egyptenaren die de hemel observeerden en die de schijnbare bewegingen van de zon, de maan, de helderste sterren en de planeten konden voorspellen.in de 4e eeuw v.Chr. concludeerden Griekse filosofen dat de sterren gefixeerd waren op een hemelbol die rond de bolvormige aarde draaide. De planeten, de zon en de maan bewogen zich in een vloeibare substantie genaamd ether tussen de aarde en de sterren.,
Credit: Swinburne
in de 2e eeuw na Christus baseerde Ptolemeus zijn werk op de overtuiging dat alle beweging cirkelvormig. Om rekening te houden met de beweging van sommige planeten, die op zichzelf lijken terug te draaien, introduceerde Ptolemaeus epicycles zodat de planeten in cirkels op Cirkels bewogen.
nieuwe waarnemingen drijven vooruitgang in de theorie aan, en nieuwe theorieën kunnen nieuwe waarnemingen stimuleren., Maar vele eeuwen gingen voorbij tot een belangrijke nieuwe ontwikkeling in de kosmologie plaatsvond.in de 16e eeuw stelde Nicholas Copernicus een heliocentrisch systeem voor waarin de aarde om zijn as draaide en samen met de andere planeten om de zon cirkelde. Maar het observationele bewijs van de tijd bevoordeelde het epicycle-gebaseerde Ptolemaeïsche systeem. Het copernicaanse systeem werd door sommigen gepromoot maar het was de ontdekking van de aberratie van sterrenlicht in 1728 die zonder twijfel bewees dat de aarde om de zon draait!,in het begin van de 17e eeuw ontdekte Galileo Galilei manen rond de planeet Jupiter. Het toonde duidelijk aan dat de aarde niet speciaal was en velen deed geloven in het copernicaanse heliocentrische model van planeten die om de zon draaien. Isaac Newton ontdekte toen de omgekeerde kwadratenwet voor de gravitatiekracht die de elliptische banen van planeten en kometen in het zonnestelsel kon verklaren. Een fysiek kader voor hemelse bewegingen was gevonden.
als de aarde rond de zon draaide, zouden de posities van nabije sterren ten opzichte van de achtergrond moeten veranderen., De eerste waarnemingen hebben een dergelijke beweging echter niet gedetecteerd. De afwezigheid van een waarneembare verschuiving of parallax in de posities van de sterren als de aarde rond de zon impliceerde dat sterren op grote afstand van de zon moeten zijn. Newton concludeerde dat het heelal een oneindige en eeuwige zee van sterren moet zijn, elk net als onze eigen zon.
In de 18e eeuw ontstonden twee opmerkelijke filosofen met soortgelijke ideeën. In 1750 suggereerde Thomas Wright dat de Melkweg, het Melkwegstelsel, een enorme draaiende schijf was die bestond uit sterren en planeten., Immanuel Kant schreef in 1755 de “General Natural History and Theory of the Heavens” waarin hij suggereerde dat de spiraalnevels, vage nevelachtige objecten die aan de hemel werden waargenomen, externe sterrenstelsels of eilanduniversa waren die onafhankelijk waren van de Melkweg.de fysische kosmologie, de kwantitatieve versie van de kosmologie, begon met Albert Einstein in 1915 toen hij de eerste substantiële modellen van het universum ontwikkelde via de oplossingen voor zijn algemene relativiteitstheorie. Deze oplossingen werden aangevuld en verbeterd door Alexander Freidmann, Willem De Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson en Arthur Geoffrey Walker. In dat stadium waren astronomen zich niet bewust van de expansie van het heelal, en Einstein had een wiskundige term geïntroduceerd, een kosmologische constante, om ervoor te zorgen dat zijn universum statisch was.,
Creditcard: Steve Maddox, Zal Sutherland, George Efstathiou en Jon Loveday
In 1912 Henrietta Leavitt ontdekte cepheïden in de Magelhaense Wolken en bevestigd dat de variabelen met langere periodes had grotere lichtopbrengsten. Vanaf 1912 begon Vesto Slipher op het Lowell Observatorium snelheden van spiraalnevels te accumuleren., Tegen het midden van de jaren twintig had de overgrote meerderheid van deze nevels recessieve snelheden, sommige in de duizenden km/s. Het was moeilijk om dergelijke extreme snelheden niet toe te wijzen aan externe sterrenstelsels.in het midden van de jaren twintig hadden J. C. Duncan en Edwin Hubble ook Cepheïde veranderlijke sterren ontdekt in Messier 33, Messier 31 en NGC 6822. Deze sterren gehoorzaamde een periode-helderheid relatie waarin de periode van hun variabiliteit was gerelateerd aan hun intrinsieke helderheid., Zodra een kalibratie van nabijgelegen Cepheïden met bekende afstanden was vastgesteld, kon een afstand tot elke variabele worden toegewezen uitsluitend op basis van de periode van variabiliteit. Gebaseerd op deze veranderlijke sterren waren de afgelegde afstanden veel te groot om deze spiraalnevels deel te laten uitmaken van ons melkwegstelsel. Het waren sterrenstelsels op zich. Wright en Kant hadden gelijk.in 1929 publiceerde Hubble een document dat een relatie beschreef tussen de afstand tot een sterrenstelsel en zijn waargenomen radiale snelheid., Verder weg gelegen sterrenstelsels hebben grotere recessiesnelheden (zoals bij een kleiner monster door Vesto Slipher was gezien). Er kan worden gesteld dat Lundmark en Lemaitre Hubble hadden verslagen tot deze ontdekking. Ook was H. P. Robertson de eerste die de resultaten beschreef als kosmische expansie. Einstein gooide toen zijn kosmologische constante weg. Het heelal was niet statisch, maar expandeerde.in de jaren 50 stelden Hermann Bondi, Thomas Gold en Fred Hoyle het Steady State model van het universum voor., In dit model werd materie gemaakt uit het vacuüm van de ruimte en het universum zag er hetzelfde uit in elke richting en op elk moment. Filosofisch elegant, vermeed het een begin en einde van het universum. Het was echter toetsbaar. De waargenomen evolutie van radiobronnen, en later de waargenomen piek in getaldichtheid van quasars, enkele miljarden lichtjaren ver, riep het Steady State model in vraag., In het begin van de jaren zestig detecteerden Arno Penzias en Robert Wilson een zeer zwak signaal in het microgolfgebied dat overeenkomt met de straling van de hele hemel bij ~3 graden K die in intensiteit pieken bij een golflengte van 2 mm. Robert Dicke en zijn medewerkers hadden een dergelijk signaal, de kosmische Achtergrond, voorspeld als het universum in een hete, dichte staat was begonnen.,
Credit: NASA/WMAP Science Team
de 3 graden K straling die we nu detecteren werd uitgestraald ongeveer 300.000 jaar na de oerknal toen de het heelal was genoeg afgekoeld voor plasma om een gas van neutrale atomen te vormen. Daarna zijn de fotonen van de kosmische achtergrondstraling over rechte lijnen (naar ons toe) gereisd zonder sindsdien met materie in wisselwerking te staan., Verdere waarnemingen toonden aan dat de straling van de verwachte zwarte lichaamsvorm was voor een zeer hete oorsprong en het hot Big Bang model werd opnieuw ontstoken als het geprefereerde kosmologische model. Naast de kosmische achtergrond ondersteunen twee andere observaties het Oerknalmodel. Een daarvan is dat nucleosynthese in een vroeg heet universum correct de kosmische overvloed van de lichte nucleaire isotopen zoals Waterstof, deuterium, helium-3, helium-4 en lithium-7 verklaart. De tweede was de waargenomen expansie van het heelal zoals geïmpliceerd door de bewegingen van verre sterrenstelsels.,
het Big Bang-model kon echter bepaalde waarnemingen van het heelal niet verklaren. Als we de ruimte verdelen in kubussen van enkele honderden miljoenen lichtjaren, zou elke kubus er hetzelfde uitzien in termen van massadichtheid, galaxy dichtheid en de hoeveelheid coherente structuur. Deze grootschalige uniformiteit wordt waargenomen in verre sterrenstelsels., Echter, in het standaard Big Bang model evolueert het universum zo snel dat er geen tijd is voor een dergelijke gelijkenis vast te stellen. Dit probleem staat bekend als het horizonprobleem waar horizon wordt gebruikt om de grootste afstand aan te geven die informatie of energie kan hebben afgelegd sinds het moment van de oerknal, gezien de beperking van de bestendigheid van de lichtsnelheid. Simpel gezegd, het heelal is bijna homogeen en isotroop op zeer grote schaal.
het tweede probleem is het vlakheid probleem. De massadichtheid van het universum bepaalt zijn evolutie en lot., Als de massadichtheid een kritische dichtheid overschrijdt, dan zal de zwaartekracht sterk genoeg zijn om de huidige expansie om te keren en het universum heeft een geometrie die gesloten wordt genoemd. Als de massadichtheid kleiner is dan de kritische waarde, zal het universum voor altijd blijven uitdijen, en het universum heeft een open geometrie. De verhouding van de werkelijke massadichtheid tot de kritische waarde staat bekend als Omega. De Algemene Relativiteitstheorie impliceert dat de meetkunde van het universum alleen Euclidisch is als omega precies 1,0 is, dus een omega = 1 universum wordt vlak genoemd., Op dit moment geloven we dat de waarde van Omega ruim binnen een factor 10 van 1,0. Het is opmerkelijk dat de waarde van Omega in dit tijdperk zo dicht bij 1.0 ligt – als het aanvankelijk slechts een zeer kleine hoeveelheid van 1.0 weg was, dan zou zo ‘ n 14 miljard jaar evolutie het in dit huidige tijdperk ver van deze waarde hebben verdreven. Voor alle doeleinden lijkt het universum plat.
om deze waargenomen ‘problemen’ te verklaren, stelde Alan Guth in 1980 vast dat een periode van extreem snelle exponentiële expansie, ‘inflatie’, ongeveer 10-34 seconden na de oerknal plaatsvond. Onmiddellijk na deze inflatoire periode had het universum dat nu voor ons zichtbaar was een straal van ~1 m. het universum keerde vervolgens terug naar zijn normale (lineaire) wijze van expansie., De inflatie werd vervolgens verfijnd door Andrei Linde, Andreas Albrecht en Paul Steinhardt, en de huidige versies omvatten multi-universums die allemaal een soort inflatie ondergaan (bijvoorbeeld chaotisch, eeuwig). Inflatie kan worden gekoppeld aan snaartheorie en braan kosmologie waarin onze 4 dimensionale (3 ruimtelijke, een tijd dimensie) braan kan worden beschouwd als een subset van een veel hogere dimensie bulk.
de zeer vroege periode van universum-inflatie, en zijn fysische oorzaken, kan gerelateerd zijn aan een recente waarneming van het universum., Verre supernova ‘ s met hoge roodverschuiving lijken iets minder lichtgevend dan verwacht, wat kan worden geïnterpreteerd als een universum dat een fase van versnelde expansie ondergaat. Donkere energie is gepostuleerd als een soort anti-zwaartekracht die deze versnelling aandrijft.
actuele onderwerpen in kosmologisch onderzoek omvatten de aard van donkere materie en donkere energie, de zoektocht naar de eerste sterren en sterrenstelsels, eigenschappen van de kosmische achtergrond en numerieke simulaties van grootschalige structuur.