Mô hình vũ trụ của Vũ trụ là một mô tả toán học nhằm giải thích lý do tồn tại hiện tại của nó. Nó cũng mô tả sự tiến hóa theo thời gian.
Các mô hình vũ trụ học hiện đại của Vũ trụ dựa trên thuyết tương đối rộng. Đây là những gì hiện đang cung cấp sự thể hiện tốt nhất cho một lời giải thích trên quy mô lớn.
Mô hình vũ trụ dựa trên khoa học đầu tiên của Vũ trụ
Từ thuyết tương đối rộng của mình, một giả thuyết về lực hấp dẫn, Einstein viết các phương trình chi phối một vũ trụ chứa đầy vật chất. Nhưng Albert nghĩ rằng nó nên tĩnh. Vì vậy, Einstein đã đưa một thuật ngữ gọi là mô hình vũ trụ không đổi của vũ trụ vào các phương trình của mình để thu được kết quả.
Sau đó, với hệ thống của Edwin Hubble, ông sẽ quay lại ý tưởng này và nhận ra rằng vũ trụ có thể mở rộng một cách hiệu quả. Một cách chính xácVũ trụ trông giống như trong mô hình vũ trụ của A. Einstein.
Giả thuyết mới
Không lâu sau ông ấy, người Hà Lan de Sitter, nhà phát triển mô hình vũ trụ của Vũ trụ Friedman người Nga và Lemaitre người Bỉ đã đưa ra các yếu tố không tĩnh cho những người sành sỏi đánh giá. Chúng cần thiết để giải các phương trình thuyết tương đối của Einstein.
Nếu vũ trụ de Sitter tương ứng với một hằng số rỗng, thì theo mô hình vũ trụ Friedmann, Vũ trụ phụ thuộc vào mật độ vật chất bên trong nó.
Giả thuyết chính
Không có lý do gì để Trái đất đứng ở trung tâm không gian hoặc ở bất kỳ vị trí đắc địa nào.
Đây là lý thuyết đầu tiên về mô hình vũ trụ cổ điển của vũ trụ. Theo giả thuyết này, vũ trụ được coi là:
- Đồng nhất, tức là nó có các thuộc tính giống nhau ở mọi nơi trên quy mô vũ trụ. Tất nhiên, trên một mặt phẳng nhỏ hơn, sẽ có những tình huống khác nhau nếu bạn nhìn, chẳng hạn như tại Hệ Mặt trời hoặc một nơi nào đó bên ngoài Thiên hà.
- Isotropic, tức là nó luôn có các đặc tính giống nhau theo mọi hướng, bất kể một người nhìn ở đâu. Đặc biệt là vì không gian không bị san phẳng theo một hướng.
Giả thuyết cần thiết thứ hai là tính phổ quát của các định luật vật lý. Các quy tắc này giống nhau ở mọi nơi và mọi lúc.
Xem xét nội dung của vũ trụ như một chất lỏng hoàn hảo là một giả thuyết khác. Kích thước đặc trưng của các thành phần của nó là không đáng kể so với khoảng cách phân tách chúng.
Thông số
Nhiều người hỏi: "Mô tả mô hình vũ trụVũ trụ. " Để làm được điều này, phù hợp với giả thuyết trước đây của hệ thống Friedmann-Lemaitre, ba tham số được sử dụng đặc trưng cho sự tiến hóa đầy đủ:
- Hằng số Hubble biểu thị tốc độ mở rộng.
- Thông số mật độ khối lượng, đo tỷ số giữa ρ của Vũ trụ được khảo sát và một mật độ nhất định, được gọi là tới hạn ρc, liên quan đến hằng số Hubble. Giá trị hiện tại của tham số này được đánh dấu là Ω0.
- Hằng số vũ trụ, được đánh dấu Λ, là lực đối nghịch với lực hấp dẫn.
Mật độ của vật chất là một thông số quan trọng để dự đoán sự tiến hóa của nó: nếu nó rất bất khả xâm phạm (Ω0> 1), lực hấp dẫn sẽ có thể đánh bại sự giãn nở và cosmos sẽ trở lại trạng thái ban đầu.
Nếu không, sự gia tăng sẽ tiếp tục mãi mãi. Để kiểm tra điều này, hãy mô tả mô hình vũ trụ của Vũ trụ theo lý thuyết.
Rõ ràng bằng trực giác rằng một người có thể nhận ra sự tiến hóa của vũ trụ phù hợp với lượng vật chất bên trong.
Một số lượng lớn sẽ dẫn đến một vũ trụ khép kín. Nó sẽ kết thúc ở trạng thái ban đầu. Một lượng nhỏ vật chất sẽ dẫn đến một vũ trụ mở với sự giãn nở vô hạn. Giá trị Ω0=1 dẫn đến trường hợp đặc biệt của không gian phẳng.
Ý nghĩa của mật độ tới hạn ρclà khoảng 6 x 10–27kg / m3, tức là hai nguyên tử hydro trên một mét khối.
Con số rất thấp này giải thích tại sao hiện đạimô hình vũ trụ về cấu trúc của vũ trụ giả định không gian trống, và điều này không quá tệ.
Vũ trụ đóng hay mở?
Mật độ vật chất bên trong vũ trụ quyết định hình dạng của nó.
Cho khả năng chống thấm cao giúp bạn có được một không gian kín với độ cong dương. Nhưng với mật độ thấp hơn mật độ tới hạn, một vũ trụ mở sẽ xuất hiện.
Cần lưu ý rằng kiểu đóng nhất thiết phải có kích thước hoàn thiện, trong khi vũ trụ phẳng hoặc mở có thể hữu hạn hoặc vô hạn.
Trong trường hợp thứ hai, tổng các góc của tam giác nhỏ hơn 180 °.
Trong vùng kín (ví dụ: trên bề mặt Trái đất), con số này luôn lớn hơn 180 °.
Tất cả các phép đo cho đến nay đều không thể hiện được độ cong của không gian.
Mô hình vũ trụ học của Vũ trụ trong thời gian ngắn
Các phép đo bức xạ hóa thạch sử dụng bóng Boomerang một lần nữa xác nhận giả thuyết không gian phẳng.
Giả thuyết không gian phẳng phù hợp nhất với dữ liệu thực nghiệm.
Các phép đo do WMAP và vệ tinh Planck thực hiện đã xác nhận giả thuyết này.
Vì vậy, vũ trụ sẽ phẳng. Nhưng thực tế này đặt nhân loại trước hai câu hỏi. Nếu nó phẳng, nghĩa là mật độ chất bằng mật độ tới hạn Ω0=1. Nhưng, vật chất lớn nhất, có thể nhìn thấy được trong vũ trụ chỉ bằng 5% khả năng không thể xuyên thủng này.
Cũng như sự ra đời của các thiên hà, cần phải chuyển sang vật chất tối một lần nữa.
Thời đại của Vũ trụ
Các nhà khoa học có thểcho thấy rằng nó tỷ lệ thuận với nghịch đảo của hằng số Hubble.
Vì vậy, định nghĩa chính xác của hằng số này là một vấn đề quan trọng đối với vũ trụ học. Các phép đo gần đây cho thấy vũ trụ hiện đã có từ 7 đến 20 tỷ năm tuổi.
Nhưng vũ trụ nhất thiết phải già hơn những ngôi sao lâu đời nhất của nó. Và chúng được ước tính là từ 13 đến 16 tỷ năm tuổi.
Khoảng 14 tỷ năm trước, vũ trụ bắt đầu mở rộng theo mọi hướng từ một điểm dày đặc vô hạn nhỏ được gọi là điểm kỳ dị. Sự kiện này được gọi là Vụ nổ lớn.
Trong vài giây đầu tiên bắt đầu lạm phát nhanh, kéo dài hàng trăm nghìn năm tiếp theo, các hạt cơ bản đã xuất hiện. Thứ mà sau này tạo nên vật chất, nhưng, như loài người biết, nó vẫn chưa tồn tại. Trong thời kỳ này, Vũ trụ mờ đục, chứa đầy plasma cực nóng và bức xạ mạnh.
Tuy nhiên, khi nó nở ra, nhiệt độ và mật độ của nó giảm dần. Plasma và bức xạ cuối cùng đã thay thế hydro và heli, những nguyên tố đơn giản nhất, nhẹ nhất và phong phú nhất trong vũ trụ. Lực hấp dẫn mất thêm vài trăm triệu năm để kết hợp các nguyên tử trôi nổi tự do này thành khí nguyên thủy mà từ đó các ngôi sao và thiên hà đầu tiên xuất hiện.
Lời giải thích về thời sơ khai này được bắt nguồn từ mô hình tiêu chuẩn của vũ trụ học Big Bang, còn được gọi là hệ Lambda - vật chất tối lạnh.
Mô hình vũ trụ của Vũ trụ dựa trên những quan sát trực tiếp. Họ có khả năng làmcác dự đoán có thể được xác nhận bởi các nghiên cứu tiếp theo và dựa trên thuyết tương đối rộng vì lý thuyết này phù hợp nhất với các hành vi quy mô lớn được quan sát. Các mô hình vũ trụ học cũng dựa trên hai giả định cơ bản.
Trái đất không nằm ở trung tâm vũ trụ và không chiếm một vị trí đặc biệt, vì vậy không gian trông giống nhau theo mọi hướng và từ mọi nơi trên quy mô lớn. Và các định luật vật lý tương tự áp dụng trên Trái đất cũng áp dụng trong toàn vũ trụ bất kể thời gian.
Do đó, những gì nhân loại quan sát được ngày nay có thể được sử dụng để giải thích quá khứ, hiện tại hoặc giúp dự đoán các sự kiện trong tương lai trong tự nhiên, bất kể hiện tượng này ở đâu xa.
Không thể tin được, con người càng nhìn lên bầu trời càng nhìn xa vào quá khứ. Điều này cho phép một cái nhìn tổng quát về các Thiên hà khi chúng còn trẻ hơn nhiều, để chúng ta có thể hiểu rõ hơn về cách chúng tiến hóa so với các Thiên hà gần hơn và do đó lâu đời hơn nhiều. Tất nhiên, nhân loại không thể nhìn thấy các Thiên hà giống nhau ở các giai đoạn phát triển khác nhau của nó. Nhưng những giả thuyết hay có thể nảy sinh, nhóm các Thiên hà thành các loại dựa trên những gì chúng quan sát được.
Những ngôi sao đầu tiên được cho là hình thành từ các đám mây khí ngay sau khi vũ trụ bắt đầu. Mô hình Vụ nổ lớn chuẩn cho thấy có thể tìm thấy các thiên hà sớm nhất chứa đầy các thiên thể nóng trẻ khiến các hệ thống này có màu xanh lam. Mô hình cũng dự đoán rằngnhững ngôi sao đầu tiên nhiều hơn, nhưng nhỏ hơn những ngôi sao hiện đại. Và rằng các hệ thống phân cấp đã phát triển đến kích thước hiện tại của chúng khi các thiên hà nhỏ cuối cùng hình thành nên các vũ trụ đảo lớn.
Thật thú vị, nhiều dự đoán trong số này đã được xác nhận. Ví dụ, vào năm 1995, khi Kính viễn vọng Không gian Hubble lần đầu tiên nhìn sâu vào thuở sơ khai, nó đã phát hiện ra rằng vũ trụ trẻ chứa đầy các thiên hà xanh mờ nhỏ hơn Dải Ngân hà từ ba mươi đến năm mươi lần.
Mô hình Big Bang Tiêu chuẩn cũng dự đoán rằng những vụ sáp nhập này vẫn đang diễn ra. Vì vậy, nhân loại cũng phải tìm bằng chứng về hoạt động này ở các thiên hà lân cận. Thật không may, cho đến gần đây, có rất ít bằng chứng về sự hợp nhất đầy năng lượng giữa các ngôi sao gần Dải Ngân hà. Đây là vấn đề với mô hình vụ nổ lớn tiêu chuẩn vì nó cho rằng sự hiểu biết về vũ trụ có thể không đầy đủ hoặc sai.
Chỉ trong nửa sau của thế kỷ 20, bằng chứng vật lý đã được tích lũy đủ để tạo ra các mô hình hợp lý về cách vũ trụ hình thành. Hệ thống vụ nổ lớn tiêu chuẩn hiện tại được phát triển dựa trên ba dữ liệu thử nghiệm chính.
Sự mở rộng của Vũ trụ
Như với hầu hết các mô hình tự nhiên, nó đã trải qua những cải tiến liên tiếp và đã tạo ra những thách thức đáng kể, thúc đẩy các nghiên cứu sâu hơn.
Một trong những khía cạnh hấp dẫn của vũ trụ họcmô hình hóa là nó tiết lộ một số cân bằng của các thông số phải được duy trì đủ chính xác cho vũ trụ.
Câu hỏi
Mô hình vũ trụ tiêu chuẩn của vũ trụ là một vụ nổ lớn. Và trong khi bằng chứng ủng hộ cô ấy rất nhiều, cô ấy không phải là không có vấn đề. Trefil trong cuốn “Khoảnh khắc của sự sáng tạo” đã chỉ ra rất rõ những câu hỏi này:
- Vấn đề của phản vật chất.
- Sự phức tạp của sự hình thành Thiên hà.
- Vấn đề chân trời.
- Câu hỏi về sự bằng phẳng.
Vấn đề Phản vật chất
Sau khi bắt đầu kỷ nguyên hạt. Không có quá trình nào được biết đến có thể thay đổi số lượng tuyệt đối của các hạt trong vũ trụ. Vào thời điểm không gian thời gian là mili giây đã lỗi thời, sự cân bằng giữa vật chất và phản vật chất đã được cố định mãi mãi.
Phần chính của mô hình tiêu chuẩn của vật chất trong vũ trụ là ý tưởng về sự sản sinh cặp đôi. Điều này chứng tỏ sự ra đời của electron-positron nhân đôi. Kiểu tương tác thông thường giữa tia X hoặc tia gamma có tuổi thọ cao và các nguyên tử điển hình chuyển phần lớn năng lượng của photon thành một điện tử và phản hạt của nó, positron. Các khối lượng hạt tuân theo quan hệ của Einstein E=mc2. Vực thẳm sinh ra có số electron và positron bằng nhau. Do đó, nếu tất cả các quy trình sản xuất hàng loạt được ghép nối, sẽ có chính xác lượng vật chất và phản vật chất trong Vũ trụ.
Rõ ràng là có một số bất đối xứng trong cách bản chất liên quan đến vật chất. Một trong những lĩnh vực nghiên cứu đầy hứa hẹnlà sự vi phạm đối xứng CP trong sự phân rã của các hạt bởi tương tác yếu. Bằng chứng thực nghiệm chính là sự phân hủy kaon trung tính. Chúng cho thấy một chút vi phạm đối xứng SR. Với sự phân rã của kaon thành electron, nhân loại có sự phân biệt rõ ràng giữa vật chất và phản vật chất, và đây có thể là một trong những chìa khóa dẫn đến sự chiếm ưu thế của vật chất trong vũ trụ.
Khám phá mới tại Máy va chạm Hadron Lớn - sự khác biệt về tốc độ phân rã của D-meson và phản hạt của nó là 0,8%, có thể là một đóng góp khác để giải quyết vấn đề phản vật chất.
Vấn đề Hình thành Thiên hà
Những bất thường ngẫu nhiên trong vũ trụ đang giãn nở không đủ để hình thành các ngôi sao. Khi có sự giãn nở nhanh chóng, lực hấp dẫn quá chậm để các thiên hà có thể hình thành với bất kỳ mô hình hỗn loạn hợp lý nào do chính quá trình giãn nở tạo ra. Câu hỏi về việc làm thế nào mà cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ có thể nảy sinh đã là một vấn đề lớn chưa được giải đáp trong vũ trụ học. Do đó, các nhà khoa học buộc phải xem xét khoảng thời gian lên đến 1 phần nghìn giây để giải thích sự tồn tại của các thiên hà.
Vấn đề chân trời
Bức xạ phông vi sóng từ các hướng ngược nhau trên bầu trời được đặc trưng bởi cùng một nhiệt độ trong phạm vi 0,01%. Nhưng khu vực không gian mà từ đó chúng được bức xạ có thời gian vận chuyển nhẹ hơn 500 nghìn năm. Và vì vậy chúng không thể giao tiếp với nhau để thiết lập cân bằng nhiệt biểu kiến - chúng ở bên ngoàiđường chân trời.
Tình huống này còn được gọi là "vấn đề đẳng hướng" vì bức xạ nền di chuyển từ mọi hướng trong không gian gần như là đẳng hướng. Một cách để đặt câu hỏi là nói rằng nhiệt độ của các phần không gian ở hai hướng ngược chiều với Trái đất là gần như nhau. Nhưng làm thế nào chúng có thể cân bằng nhiệt với nhau nếu chúng không thể giao tiếp? Nếu coi giới hạn thời gian quay trở lại là 14 tỷ năm, tính theo hằng số Hubble là 71 km / s trên megaparsec, như đề xuất của WMAP, người ta nhận thấy rằng những phần xa xôi này của vũ trụ cách nhau 28 tỷ năm ánh sáng. Vậy tại sao chúng lại có cùng nhiệt độ?
Bạn chỉ cần gấp đôi tuổi vũ trụ để hiểu được vấn đề đường chân trời, nhưng như Schramm đã chỉ ra, nếu bạn nhìn vấn đề từ một góc độ sớm hơn, nó thậm chí còn trở nên nghiêm trọng hơn. Vào thời điểm các photon thực sự được phát ra, chúng sẽ gấp 100 lần tuổi của vũ trụ, hoặc 100 lần bị vô hiệu hóa.
Vấn đề này là một trong những hướng dẫn đến giả thuyết lạm phát do Alan Guth đưa ra vào đầu những năm 1980. Câu trả lời cho câu hỏi đường chân trời về lạm phát là ở giai đoạn đầu của quá trình Big Bang, đã có một giai đoạn lạm phát cực kỳ nhanh chóng làm tăng kích thước của vũ trụ lên 1020hoặc 1030. Điều này có nghĩa là không gian có thể quan sát hiện đang ở bên trong phần mở rộng này. Bức xạ có thể được nhìn thấy là đẳng hướng,bởi vì tất cả không gian này được "thổi phồng" lên từ một thể tích cực nhỏ và có các điều kiện ban đầu gần như giống hệt nhau. Đó là một cách giải thích tại sao các phần của vũ trụ ở rất xa nhau đến nỗi chúng không bao giờ có thể giao tiếp với nhau trông giống nhau.
Vấn đề về độ phẳng
Sự hình thành của mô hình vũ trụ hiện đại của Vũ trụ rất rộng lớn. Các quan sát cho thấy lượng vật chất trong không gian chắc chắn nhiều hơn một phần mười và chắc chắn ít hơn lượng tới hạn cần thiết để ngừng giãn nở. Có một sự tương tự tốt ở đây - một quả bóng ném từ mặt đất đi chậm lại. Với tốc độ tương đương với một tiểu hành tinh nhỏ, nó sẽ không bao giờ dừng lại.
Khi bắt đầu ném lý thuyết này từ hệ thống, có vẻ như nó đã được ném ở tốc độ thích hợp để đi mãi mãi, giảm tốc độ về 0 trong một khoảng cách vô hạn. Nhưng theo thời gian điều đó ngày càng trở nên rõ ràng hơn. Nếu ai đó bỏ lỡ cửa sổ tốc độ dù chỉ một khoảng nhỏ, thì sau 20 tỷ năm di chuyển, có vẻ như quả bóng đã được ném ở tốc độ thích hợp.
Mọi sai lệch so với độ phẳng đều được phóng đại theo thời gian, và ở giai đoạn này của vũ trụ, những bất thường nhỏ lẽ ra phải tăng lên đáng kể. Nếu mật độ của vũ trụ hiện tại dường như rất gần với mức giới hạn, thì nó hẳn đã gần bằng phẳng hơn trong các thời đại trước đó. Alan Guth cho rằng bài giảng của Robert Dicke là một trong những ảnh hưởng đưa ông vào con đường lạm phát. Robert đã chỉ ra rằngđộ phẳng của mô hình vũ trụ hiện tại sẽ yêu cầu nó phải phẳng một phần trong 10–14 lần mỗi giây sau vụ nổ lớn. Kaufmann gợi ý rằng ngay sau đó, mật độ phải bằng mật độ tới hạn, tức là lên đến 50 chữ số thập phân.
Vào đầu những năm 1980, Alan Guth cho rằng sau thời gian Planck 10–43giây, có một khoảng thời gian ngắn mở rộng cực kỳ nhanh chóng. Mô hình lạm phát này là một cách giải quyết cả vấn đề độ phẳng và vấn đề đường chân trời. Nếu vũ trụ phình ra từ 20 đến 30 bậc độ lớn, thì các đặc tính của một khối lượng cực kỳ nhỏ, có thể được coi là liên kết chặt chẽ, được lan truyền khắp vũ trụ đã biết ngày nay, góp phần tạo ra cả tính chất cực phẳng và cực kỳ đẳng hướng.
Đây là cách mô tả ngắn gọn các mô hình vũ trụ hiện đại của Vũ trụ.
