Kosmologia jest badaniem natury wszechświata jako całości. Słowo kosmologia pochodzi od greckiego kosmos oznaczającego harmonię lub porządek. Kosmolodzy interesują się tworzeniem, ewolucją i przyszłością wszechświata i jego składników.
większość obiektów, które możemy zobaczyć za pomocą teleskopów, jest dużych lub istnieje w ekstremalnych odległościach (np. planety, gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk, a nawet supergromady)., Większość kosmologów uważa, że wszystkie te obiekty powstały po początkowym, ekstremalnie gorącym i gęstym wydarzeniu formacyjnym, około 14 Gigay lat temu, które stworzyło (i nadal tworzy) przestrzeń, którą widzimy wokół siebie. To wydarzenie nazywa się Wielki Wybuch.
chociaż Model hot Big Bang wydaje się wyjaśniać wiele z tego, co obserwujemy wokół nas, nadal istnieje wiele fundamentalnych pytań. Z czego składa się większość materii we wszechświecie? Jak powszechne są planety wokół gwiazd? Co powoduje, że niektóre galaktyki mają eliptyczny, spiralny lub nieregularny kształt?, Jaka jest geometria wszechświata? Czym jest tajemnicza ciemna energia? Czy istnieje stała kosmologiczna? Czy to zmienna? Czy istnieją inne wszechświaty?
oprócz właściwości największych obiektów (np. galaktyk i struktury wielkoskalowej), kosmologia coraz częściej zajmuje się właściwościami najmniejszych obiektów.
aby pomóc określić, co wydarzyło się na początku wszechświata, kosmolodzy potrzebują pomocy fizyków cząstek elementarnych. Model Wielkiego Wybuchu opisuje bardzo gorący i gęsty początek wszechświata, w którym zachodzi wiele interesujących zjawisk fizyki cząstek elementarnych., Te zjawiska wpłynęły na rodzaj wszechświata, w którym żyjemy.
we wczesnych etapach wszechświat był ogromnie gorący i materia nie mogła istnieć. Wszechświat był zdominowany przez promieniowanie. W miarę rozszerzania się wszechświata mogły powstawać chłodzone cząstki elementarne, które później tworzyły najlżejsze pierwiastki, takie jak wodór, hel i LIT. Cięższe pierwiastki musiały czekać na powstanie gwiazd, aby mogły zostać wytworzone poprzez nukleosyntezę w ośrodkach wysokiej temperatury, ciśnienia i gęstości masywnych gwiazd.,
Model Standardowy fizyki cząstek jest matematycznym opisem 12 cząstek podstawowych (6 leptonów i 6 kwarków) oraz 3 sił (elektromagnetycznych, słabych i silnych). Uważa się, że w ~10-11 sekund po Wielkim Wybuchu wszystkie 4 (obecna Epoka) siły (trzy wymienione powyżej Plus grawitacja) stały się oddzielnymi siłami. Jednak około ~10-43 sekund po Wielkim Wybuchu (czas Plancka) wszystkie 4 siły zostały połączone w jedną siłę. Proces rozdzielania się sił nazywa się spontanicznym łamaniem symetrii.,
pierwszymi kosmologami byli Babilończycy i Egipcjanie, którzy obserwowali niebo i którzy potrafili przewidzieć pozorne ruchy Słońca, Księżyca, najjaśniejszych gwiazd i planet.
w IV wieku p. n. e.greccy filozofowie wywnioskowali, że gwiazdy zostały ustalone na sferze niebieskiej, która obracała się wokół kulistej Ziemi. Planety, Słońce i Księżyc poruszały się w płynnej substancji zwanej eterem między Ziemią a gwiazdami.,
kredyt: Swinburne
w II wieku naszej ery Ptolemeusz oparł swoją pracę na przekonaniu, że wszystkie ruchy był okrągły. Aby wyjaśnić ruch niektórych planet, które wydają się się pętać na siebie, Ptolemeusz wprowadził epicykle tak, że planety poruszały się w kołach po kołach.
nowe obserwacje napędzają postępy w teorii, a nowe teorie mogą pobudzić nowe obserwacje., Jednak wiele stuleci upłynęło, aż nastąpił znaczący rozwój kosmologii.
w XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował system heliocentryczny, w którym Ziemia obracała się na swojej osi i wraz z innymi planetami okrążała Słońce. Jednak obserwacyjne dowody tamtych czasów sprzyjały systemowi Ptolemejskiemu opartemu na epicyklu. System kopernikański był promowany przez niektórych, ale to odkrycie aberracji światła gwiazd w 1728 roku udowodniło bez wątpienia, że Ziemia okrąża Słońce!,
na początku XVII wieku Galileusz odkrył księżyce krążące wokół Jowisza. To wyraźnie pokazało, że Ziemia nie jest wyjątkowa i sprawiło, że wielu uwierzyło w kopernikański heliocentryczny model planet krążących wokół Słońca. Isaac Newton odkrył prawo odwrotnego kwadratu dla siły grawitacji, które mogłoby wyjaśnić eliptyczne orbity planet i komet w Układzie Słonecznym. Znaleziono fizyczne ramy dla ruchów niebieskich.
Jeśli Ziemia okrąża Słońce, wówczas pozycje pobliskich gwiazd, w porównaniu z tłem, powinny się zmienić., Jednak wstępne obserwacje nie wykryły takiego ruchu. Brak obserwowalnych przesunięć lub paralaksy w pozycjach gwiazd, gdy Ziemia krąży wokół Słońca, sugerował, że gwiazdy muszą znajdować się w dużych odległościach od Słońca. Newton doszedł do wniosku, że wszechświat musi być nieskończonym i wiecznym morzem gwiazd, z których każda jest podobna do naszego Słońca.
w XVIII wieku pojawiło się dwóch wybitnych filozofów o podobnych poglądach. W 1750 roku Thomas Wright zasugerował, że droga Mleczna, Galaktyka, jest ogromnym wirującym dyskiem składającym się z gwiazd i planet., Immanuel Kant napisał „General Natural History and Theory of the Heavens” w 1755 roku, w którym zasugerował, że mgławice spiralne, słabe obiekty mgławicowe obserwowane na niebie, były zewnętrznymi galaktykami lub wszechświatami wyspowymi niezależnymi od Drogi Mlecznej.
kosmologia fizyczna, ilościowa wersja kosmologii, rozpoczęła się od Alberta Einsteina w 1915 roku, kiedy opracował pierwsze znaczące modele wszechświata poprzez rozwiązania jego ogólnej teorii względności. Rozwiązania te zostały dodane i ulepszone przez Alexandra Freidmanna, Willema de Sittera, Georges 'a Lemaitre' a, H. P., Robertson i Arthur Geoffrey Walker. Na tym etapie astronomowie nie byli świadomi ekspansji Wszechświata, a Einstein wprowadził termin matematyczny, stałą kosmologiczną, aby upewnić się, że jego wszechświat jest statyczny.,
Credit: Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou i Jon Loveday
w 1912 roku Henrietta Leavitt odkryła cefeidowe gwiazdy zmienne w obłokach Magellana i potwierdziła, że zmienne o dłuższych okresach mają większą jasność. Od 1912 roku Vesto Slipher w Lowell Observatory zaczął gromadzić prędkości mgławic spiralnych., Do połowy lat dwudziestych XX wieku zdecydowana większość tych mgławic miała prędkości recesji, niektóre w tysiącach km / s. trudno było nie przypisać tak ekstremalnych prędkości zewnętrznym galaktykom.XX wieku J. C. Duncan i Edwin Hubble wykryli również Cefeidowe Gwiazdy zmienne w Messier 33, Messier 31 i NGC 6822. Gwiazdy te wykazywały zależność okres-jasność, w której okres ich zmienności był związany z ich wewnętrzną jasnością., Po ustaleniu kalibracji pobliskich cefeid o znanych odległościach odległość do każdej zmiennej mogła być przypisana wyłącznie na podstawie jej okresu zmienności. Na podstawie tych gwiazd zmiennych wnioskowane odległości były zbyt duże, aby te mgławice spiralne mogły być częścią naszej Galaktyki. Były galaktykami. Wright i Kant mieli rację.
w 1929 roku Hubble opublikował przełomową pracę, w której opisał zależność między odległością do galaktyki a jej obserwowaną prędkością radialną., Bardziej odległe galaktyki mają większe prędkości recesyjne (co zostało zaobserwowane w przypadku mniejszej próbki przez Vesto Slipher). Można stwierdzić, że Lundmark i Lemaitre pokonali Hubble ' a do tego odkrycia. Również H. P. Robertson jako pierwszy opisał wyniki jako ekspansję Kosmiczną. Einstein wyrzucił wtedy swoją stałą kosmologiczną. Wszechświat nie był statyczny, ale rozszerzał się.
w latach 50.Hermann Bondi, Thomas Gold i Fred Hoyle przedstawili Model stanu stacjonarnego wszechświata., W tym modelu Materia powstała z próżni przestrzeni, a wszechświat wyglądał tak samo w dowolnym kierunku i czasie. Filozoficznie elegancki, unikał początku i końca wszechświata. Był jednak testowalny. Obserwowana ewolucja źródeł radiowych, a później obserwowany szczyt gęstości liczbowej kwazarów, odległy o kilka miliardów lat świetlnych, nazwał Model stanu stacjonarnego Pod znakiem zapytania., Na początku lat 60. Arno Penzias i Robert Wilson wykryli bardzo słaby sygnał w obszarze mikrofalowym odpowiadającym promieniowaniu całego nieba w temperaturze ~3 stopni K, które osiąga szczyt intensywności przy długości fali 2 mm. Robert Dicke i współpracownicy przewidzieli taki sygnał, kosmiczne tło, jeśli wszechświat rozpoczął się w gorącym, gęstym stanie.,
Credit: NASA/WMAP Science Team
promieniowanie 3 stopni K, które teraz wykrywamy, zostało wyemitowane około 300 000 lat po Wielkim Wybuchu, kiedy Wszechświat ochłodził się na tyle, że plazma utworzyła Gaz o neutralnych atomach. Następnie fotony kosmicznego promieniowania tła podróżowały po liniach prostych (do nas) bez interakcji z materią od tego czasu., Dalsze obserwacje wykazały, że promieniowanie miało oczekiwaną formę ciała czarnego o bardzo gorącym pochodzeniu, a model hot Big Bang został ponownie rozpalony jako preferowany model kosmologiczny. Wraz z kosmicznym tłem, dwie inne obserwacje opierają się na modelu Wielkiego Wybuchu. Jednym z nich jest to, że nukleosynteza we wczesnym gorącym wszechświecie prawidłowo odpowiada kosmicznej obfitości lekkich izotopów jądrowych, takich jak wodór, Deuter, hel-3, Hel-4 i LIT-7. Drugą była obserwowana ekspansja wszechświata, wynikająca z ruchów odległych galaktyk.,
jednak Model Wielkiego Wybuchu nie mógł wyjaśnić pewnych obserwacji wszechświata. Gdybyśmy podzielili przestrzeń na sześciany o długości kilkuset milionów lat świetlnych, każdy taki sześcian wyglądałby podobnie pod względem gęstości masy, gęstości galaktyk i ilości spójnej struktury. Ta jednorodność na dużą skalę jest obserwowana w badaniach odległych galaktyk., Jednak w standardowym modelu Wielkiego Wybuchu wszechświat ewoluuje tak szybko, że nie ma czasu na ustalenie takiego podobieństwa. Problem ten jest znany jako problem horyzontu, gdzie horyzont jest używany do wskazania największej odległości, jaką informacja lub energia mogły przejść od momentu Wielkiego Wybuchu, biorąc pod uwagę ograniczenie stałości prędkości światła. Mówiąc najprościej, wszechświat jest prawie jednorodny i izotropowy w bardzo dużych skalach.
drugim problemem jest problem płaskości. Gęstość masy wszechświata reguluje jego ewolucję i losy., Jeśli gęstość masy przekroczy gęstość krytyczną, wtedy grawitacja będzie wystarczająco silna, aby odwrócić ekspansję prądu i wszechświat ma geometrię, która jest nazywana zamkniętą. Jeśli gęstość masy jest mniejsza niż wartość krytyczna, wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność, a wszechświat ma otwartą geometrię. Stosunek rzeczywistej gęstości masy do wartości krytycznej jest znany jako Omega. Ogólna teoria względności zakłada, że geometria wszechświata jest euklidesowa tylko wtedy, gdy Omega wynosi dokładnie 1,0, więc wszechświat Omega = 1 nazywany jest płaski., Obecnie uważamy, że wartość Omega mieści się w przedziale 10 z 1,0. Dla wartości Omega być tak blisko 1.0 w tej epoce jest niezwykłe – jeśli początkowo tylko bardzo, mała ilość od 1.0, jakieś 14 miliardów lat ewolucji byłoby napędzane go dobrze od tej wartości w obecnej epoce. Dla wszystkich celów wszechświat wydaje się płaski.
Credit: NASA/GSFC Imagine the Universe
aby wyjaśnić te zaobserwowane 'problemy', w 1980 roku Alan Guth ustalił, że okres niezwykle szybkiej ekspansji wykładniczej, 'inflacji', nastąpił około 10-34 sekund po Wielkim Wybuchu. Natychmiast po tym okresie inflacyjnym wszechświat widoczny dla nas miał promień ~1 m. wszechświat powrócił następnie do normalnego (liniowego) trybu ekspansji., Późniejsze dostrajanie inflacji zostało dokonane przez Andreia Linde, Andreasa Albrechta i Paula Steinhardta, a obecne wersje obejmują wielowymiarowe, wszystkie poddawane pewnym rodzajom inflacji (np. chaotyczne, wieczne). Inflacja może być powiązana z teorią strun i kosmologią brane ' a, w której nasz 4-wymiarowy (3 przestrzenny, jeden wymiar czasowy) brane może być uważany za podzbiór znacznie wyższego wymiaru.
bardzo wczesny okres inflacji we wszechświecie i jego fizyczne przyczyny mogą być związane z niedawną obserwacją wszechświata., Odległe supernowe o wysokim przesunięciu ku czerwieni wydają się być nieco mniej Świetliste niż oczekiwano, co można interpretować jako wszechświat, który przechodzi fazę przyspieszonej ekspansji. Ciemna energia została postulowana jako rodzaj antygrawitacji, która napędza to przyspieszenie.
aktualne obszary tematyczne badań kosmologicznych obejmują naturę ciemnej materii i ciemnej energii, poszukiwanie pierwszych gwiazd i galaktyk, właściwości kosmicznego tła oraz symulacje numeryczne wielkoskalowej struktury.