kosmologi är studien av universums natur som helhet. Ordet kosmologi härstammar från den grekiska kosmos som betyder harmoni eller ordning. Kosmologer är intresserade av bildandet, utvecklingen och framtiden för universum och dess beståndsdelar.
de flesta objekt som vi kan se med teleskop är stora eller finns på extrema avstånd (t.ex. planeter, stjärnor, galaxer, galaxhopar och till och med superlustrar)., Majoriteten av kosmologer är att alla dessa objekt bildades efter en första, extremt varm och tät formation händelse, cirka 14 Gigayears sedan, som har skapat (och fortsätter att skapa) det utrymme vi ser omkring oss. Denna händelse kallas Big Bang.
medan hot Big Bang-modellen verkar förklara mycket av vad vi observerar omkring oss, finns det fortfarande många grundläggande frågor som finns. Vad är majoriteten av frågan i universum gjord av? Hur vanligt är planeter runt stjärnor? Vad orsakar vissa galaxer att vara elliptisk, spiral eller oregelbunden i form?, Vad är universums geometri? Vad är den mystiska mörka energin? Finns det en kosmologisk konstant? Är det en variabel? Finns det andra universum?
förutom egenskaperna hos de största föremålen (t.ex. galaxer och storskalig struktur) blir kosmologin alltmer oroad över egenskaperna hos de minsta föremålen.
för att avgöra vad som hände i början av universum, kosmologer behöver hjälp av partikelfysiker. Big Bang-modellen beskriver en mycket varm och tät början på universum där många intressanta partikelfysikfenomen uppträder., Dessa fenomen har påverkat den typ av universum vi lever i.
i de tidigaste stadierna var universum oerhört varmt och materia kunde inte existera. Universum dominerades av strålning. Som universum expanderade och kylda elementära partiklar kunde skapas, som senare bildade de lättaste element såsom väte, helium och litium. Tyngre element fick vänta på att stjärnor skulle bildas så att de kunde göras via nukleosyntes i massiva stjärnors höga temperatur -, tryck-och täthetscentrum.,
standardmodellen för partikelfysik är en matematisk beskrivning av de 12 grundläggande partiklarna (6 leptoner och 6 kvarkar) och 3 krafter (elektromagnetisk, svag och stark). Man tror att vid ~ 10-11 sekunder efter Big Bang blev alla 4 (nuvarande epok) krafter (de tre nämnda ovan plus gravitationen) separata krafter. Men runt ~10-43 sekunder efter Big Bang (Planck-tiden) alla 4 krafterna förenades i en enda kraft. Processen för krafterna som skiljer sig från varandra kallas spontan symmetribrytning.,
de första kosmologerna var babylonier och egyptier som observerade himlen och som kunde förutsäga de uppenbara rörelserna i solen, månen, ljusaste stjärnorna och planeterna.
i 4: e århundradet f. Kr. drog grekiska filosofer slutsatsen att stjärnorna fixerades på en himmelsk sfär som roterade om den sfäriska jorden. Planeterna, solen och månen rörde sig i en flytande substans som kallas eter mellan jorden och stjärnorna.,
Credit: Swinburne
i 2: a århundradet Ptolemy baserade sitt arbete på tron att all rörelse var cirkulär. För att redogöra för några av planeternas rörelse, som verkar slingra sig tillbaka på sig själva, introducerade Ptolemy epicykler så att planeterna rörde sig i cirklar på cirklar.
nya observationer driver framsteg i teorin, och nya teorier kan sporra nya observationer., Men många århundraden passerade tills en betydande ny utveckling i kosmologi uppstod.
på 1500-talet föreslog Nicholas Copernicus ett heliocentriskt system där jorden roterade på sin axel och tillsammans med de andra planeterna kretsade solen. Men de observationella bevisen på tiden gynnade det epicykelbaserade ptolemaiska systemet. Copernican-systemet främjades av vissa men det var upptäckten av avvikelsen av starlight 1728 som utan tvekan visade att jorden kretsar runt solen!,
i början av 1700-talet upptäckte Galileo Galilei månar som kretsar kring planeten Jupiter. Det visade tydligt att jorden inte var speciell och fick många att tro på den kopernikanska heliocentriska modellen av planeter som kretsar kring solen. Isaac Newton upptäckte sedan den inverse-square lagen för gravitationskraften som kunde förklara elliptiska banor av planeter och kometer i solsystemet. En fysisk ram för himmelska rörelser hade hittats.
om jorden kretsade om solen, bör positionerna för närliggande stjärnor, jämfört med bakgrunden, ändras., Inledande observationer upptäckte emellertid inte någon sådan rörelse. Frånvaron av något observerbart skifte eller parallax i Stjärnornas positioner när jorden kretsar kring solen innebar att stjärnorna måste vara på stora avstånd från solen. Newton drog slutsatsen att universum måste vara ett oändligt och evigt hav av stjärnor, var och en ungefär som vår egen sol.
under 1700-talet uppstod två anmärkningsvärda filosofer med liknande idéer. År 1750 föreslog Thomas Wright att Vintergatan, galaxen, var en stor spinnskiva bestående av stjärnor och planeter., Immanuel Kant skrev 1755 ”himlarnas allmänna naturhistoria och teori” där han föreslog att spiralnebulosan, ljussvaga nebulösa föremål som observerats över himlen, var yttre galaxer eller öuniverser oberoende av Vintergatan.
fysisk kosmologi, den kvantitativa versionen av kosmologi, började med Albert Einstein 1915 när han utvecklade universums första väsentliga modeller via lösningarna till sin allmänna relativitetsteori. Dessa lösningar lades till och förbättrades av Alexander Freidmann, Willem de Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson och Arthur Geoffrey Walker. I det skedet var astronomer inte medvetna om universums expansion, och Einstein hade infört en matematisk term, en kosmologisk konstant, för att säkerställa att hans universum var statiskt.,
Credit: Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou och Jon Loveday
1912 upptäckte Henrietta Leavitt Cepheid variable stars I de Magellanska molnen och bekräftade att variablerna med längre perioder hade större luminositeter. Från 1912 och framåt Vesto Slipher på Lowell Observatory började samla hastigheter i spiral nebulosor., Vid mitten av 1920-talet hade den stora majoriteten av dessa nebulosor lågkonjunkturer, några i tusentals km/ s. det var svårt att inte tilldela sådana extrema hastigheter till yttre galaxer.
Vid mitten av 1920-talet hade J. C. Duncan och Edwin Hubble också upptäckt cepheidvariabla stjärnor i Messier 33, Messier 31 och NGC 6822. Dessa stjärnor lydde en Period-ljusstyrka relation där perioden av deras variabilitet var relaterad till deras inneboende ljusstyrka., När en kalibrering av närliggande cepheider med kända avstånd hade fastställts kunde ett avstånd till varje variabel tilldelas baserat enbart på dess variationsperiod. Baserat på dessa variabla stjärnor var de härledda avstånden alldeles för stora för att låta dessa spiralnebulosor vara en del av vår galax. De var galaxer i sin egen rätt. Wright och Kant hade rätt.
1929 publicerade Hubble ett landmärke som beskrev en relation mellan Avståndet till en galax och dess observerade radiella hastighet., Mer avlägsna galaxer har större recessionella hastigheter (som man sett med ett mindre prov av Vesto Slipher). Ett fall kan göras att Lundmark och Lemaitre hade slagit Hubble till denna upptäckt. Även H. P. Robertson var den första som beskrev resultaten som kosmisk expansion. Einstein kastade sedan bort sin kosmologiska konstant. Universum var inte statiskt, men expanderade.
På 1950-talet Hermann Bondi, Thomas Gold och Fred Hoyle lägga fram Steady State modellen av universum., I denna modell gjordes materia från rymdens vakuum och universum såg likadant ut i vilken riktning som helst och när som helst. Filosofiskt elegant, undvek det en start och avsluta till universum. Det var dock testbart. Den observerade utvecklingen av radiokällor, och senare den observerade toppen i antal densitet kvasarer, flera miljarder ljusår avlägsen, kallas Steady State modellen ifrågasättas., I början av 1960-talet upptäckte Arno Penzias och Robert Wilson en mycket svag signal i mikrovågsområdet som motsvarar all-sky-strålning vid ~3 grader K som toppar i intensitet vid en våglängd av 2 mm. Robert Dicke och medarbetare hade förutspått en sådan signal, den kosmiska bakgrunden, om universum hade börjat i ett varmt, tätt tillstånd.,
Credit: NASA/WMAP Science Team
den 3 grader k-strålning som vi nu upptäcker emitterades cirka 300,000 år efter Big Bang när universum hade svalnat tillräckligt för plasma för att bilda en gas av neutrala atomer. – herr talman! Därefter har fotonerna av den kosmiska bakgrundsstrålningen rest på raka linjer (till oss) utan att interagera med materia sedan dess., Ytterligare observationer visade att strålningen var av den förväntade blackbody-formen för ett mycket varmt ursprung och den heta Big Bang-modellen åter kindled som den föredragna kosmologiska modellen. Tillsammans med den kosmiska bakgrunden ligger två andra observationer bakom Big Bang-modellen. En är att nukleosyntesen i ett tidigt hett universum korrekt står för den kosmiska överflöd av de lätta nukleära isotoper som väte, deuterium, helium-3, helium-4 och litium-7. Den andra var den observerade expansionen av universum som antyds av rörelser av avlägsna galaxer.,
Big Bang-modellen kunde dock inte förklara vissa observationer av universum. Om vi delar upp utrymme i kuber på flera hundra miljoner ljusår, skulle varje sådan kub se liknande ut när det gäller massdensitet, galaxdensitet och mängden sammanhängande struktur. Denna storskaliga enhetlighet observeras i avlägsna galaxundersökningar., Men i standard Big Bang-modellen utvecklas universum så snabbt att det inte finns någon tid för sådan likhet att etableras. Detta problem är känt som horisontproblemet där horisonten används för att indikera det största avståndet som information eller energi kan ha passerat sedan Big Bang-ögonblicket, med tanke på begränsningen av ljusets hastighet. Enkelt uttryckt är universum nästan homogent och isotropiskt på mycket stora skalor.
det andra problemet är platthetsproblemet. Universums massdensitet styr dess utveckling och öde., Om massdensiteten överstiger en kritisk densitet, kommer gravitationen att vara stark nog för att vända den nuvarande expansionen och universum har en geometri som kallas stängd. Om massdensiteten är mindre än det kritiska värdet kommer universum att fortsätta att expandera för alltid, och universum har en öppen geometri. Förhållandet mellan den faktiska massdensiteten och det kritiska värdet är känt som Omega. Den allmänna relativitetsteorin innebär att universums geometri endast är euklidisk om Omega är exakt 1,0, så ett Omega = 1 universum kallas platt., För närvarande tror vi att värdet av Omega är bra inom en faktor av 10 av 1.0. För att värdet av Omega ska vara så här nära 1.0 vid denna epok är anmärkningsvärt – om det ursprungligen bara var en mycket liten mängd bort från 1.0, skulle cirka 14 miljarder år av evolution ha drivit det långt ifrån detta värde vid denna nuvarande epok. För alla ändamål verkar universum platt.
kredit: NASA/GSFC Föreställ universum
för att förklara dessa observerade ”problem”, 1980 Alan Guth fastställt att en period av extremt snabb exponentiell expansion, ”inflation”, inträffade runt 10-34 sekunder efter Big Bang. Omedelbart efter denna inflationsperiod hade universum som för närvarande är synligt för oss en radie på ~1 m. universum återvände sedan till sitt normala (linjära) expansionsläge., Efterföljande finjustering av inflationen har gjorts av Andrei Linde, Andreas Albrecht och Paul Steinhardt, och nuvarande versioner inkluderar Multi-universer som alla genomgår någon typ av inflation (t.ex. kaotisk, evig). Inflationen kan kopplas till strängteori och brane kosmologi där vår 4 dimensionella (3 rumsliga, en tidsdimension) brane kan betraktas som en delmängd av en mycket högre dimension bulk.
den mycket tidiga universums inflationsperiod, och det är fysiska orsaker, kan relateras till en nyligen observerad observation av universum., Distant high redshift supernovor verkar vara något mindre lysande än förväntat, vilket kan tolkas som ett universum som genomgår en fas av accelererad expansion. Mörk energi har postulerats som en slags anti-gravitation som driver denna acceleration.
aktuella aktuella aktuella områden inom kosmologisk forskning omfattar arten av mörk materia och mörk energi, sökandet efter de första stjärnorna och galaxerna, egenskaperna hos den kosmiska bakgrunden och numeriska simuleringar av storskalig struktur.