النماذج الكونية للكون: مراحل تكوين نظام حديث ، ميزات

2024 مؤلف: Angel Austin | [email protected]. آخر تعديل: 2023-12-17 05:16

النموذج الكوني للكون هو وصف رياضي يحاول شرح أسباب وجوده الحالي. كما أنه يصور التطور بمرور الوقت.

تعتمد النماذج الكونية الحديثة للكون على النظرية العامة للنسبية. هذا هو ما يوفر حاليًا أفضل تمثيل لشرح واسع النطاق.

أول نموذج علمي للكون قائم على أساس علمي

من نظريته في النسبية العامة ، وهي فرضية عن الجاذبية ، يكتب أينشتاين معادلات تحكم كونًا مليئًا بالمادة. لكن ألبرت يعتقد أنه يجب أن يكون ثابتًا. لذلك قدم أينشتاين مصطلحًا يسمى النموذج الكوني الثابت للكون في معادلاته للحصول على النتيجة.

بعد ذلك ، نظرًا لنظام إدوين هابل ، سيعود إلى هذه الفكرة ويدرك أن الكون يمكن أن يتوسع بشكل فعال. بالضبطيبدو الكون في نموذج أ. آينشتاين الكوني.

فرضيات جديدة

بعده بفترة وجيزة ، قدم الهولندي دي سيتر ، المطور الروسي للنموذج الكوني للكون فريدمان والبلجيكي Lemaitre عناصر غير ثابتة لتقدير الخبراء. هناك حاجة إليها لحل معادلات النسبية لأينشتاين.

إذا كان كون دي سيتر يتوافق مع ثابت فارغ ، فوفقًا لنموذج فريدمان الكوني ، يعتمد الكون على كثافة المادة بداخله.

الفرضية الرئيسية

لا يوجد سبب لوقوف الأرض في مركز الفضاء أو في أي مكان مميز.

هذه هي النظرية الأولى للنموذج الكوني الكلاسيكي للكون. وفقًا لهذه الفرضية ، يعتبر الكون على النحو التالي:

1. متجانسة ، أي أن لها نفس الخصائص في كل مكان على نطاق كوني. بالطبع ، على مستوى أصغر ، هناك مواقف مختلفة إذا نظرت ، على سبيل المثال ، إلى النظام الشمسي أو في مكان ما خارج المجرة.
2. الخواص الخواص ، أي أن لها دائمًا نفس الخصائص في كل اتجاه ، بغض النظر عن مكان نظر الشخص. خاصة وأن الفضاء لا يتم تسويته في اتجاه واحد.

الفرضية الثانية الضرورية هي عالمية قوانين الفيزياء. هذه القواعد هي نفسها في كل مكان وفي جميع الأوقات.

اعتبار محتوى الكون على أنه سائل مثالي فرضية أخرى. الأبعاد المميزة لمكوناته تافهة مقارنة بالمسافات التي تفصل بينها.

المعلمات

يسأل الكثير: "صِف النموذج الكونيكون." للقيام بذلك ، وفقًا للفرضية السابقة لنظام Friedmann-Lemaitre ، يتم استخدام ثلاث معلمات تميز التطور بالكامل:

• ثابت هابل الذي يمثل معدل التوسع.
• معلمة كثافة الكتلة ، التي تقيس النسبة بين ρ للكون الذي تم فحصه وكثافة معينة ، تسمى الحرجة ρ_c، والتي ترتبط بثابت هابل. تم وضع علامة على القيمة الحالية لهذه المعلمة Ω₀.
• الثابت الكوني المميز بعلامة Λ هو القوة المعاكسة للجاذبية.

كثافة المادة هي معلمة أساسية للتنبؤ بتطورها: إذا كانت غير قابلة للاختراق (Ω₀> 1) ، ستكون الجاذبية قادرة على هزيمة التمدد و سيعود الكون إلى حالته الأصلية

وإلا ستستمر الزيادة إلى الأبد. للتحقق من ذلك ، صِف النموذج الكوني للكون وفقًا للنظرية.

من الواضح بشكل بديهي أنه يمكن لأي شخص أن يدرك تطور الكون وفقًا لكمية المادة بداخله.

سيؤدي العدد الكبير إلى كون مغلق. سينتهي في حالته الأولية. ستؤدي كمية صغيرة من المادة إلى كون مفتوح مع توسع لانهائي. تؤدي القيمة Ω₀=1 إلى حالة خاصة من المساحة المسطحة.

معنى الكثافة الحرجة ρ_cحوالي 6 × 10^–27كجم / م^{3 ، أي ذرتان هيدروجين لكل متر مكعب.}

هذا الرقم المنخفض للغاية يفسر سبب الحديثالنموذج الكوني لهيكل الكون يفترض وجود مساحة فارغة ، وهذا ليس سيئًا.

كون مغلق أم مفتوح؟

تحدد كثافة المادة داخل الكون شكله الهندسي.

للحصول على درجة عالية من عدم النفاذية ، يمكنك الحصول على مساحة مغلقة ذات انحناء إيجابي. لكن مع كثافة أقل من الحرجة ، سيظهر عالم مفتوح.

وتجدر الإشارة إلى أن النوع المغلق له بالضرورة حجم نهائي ، في حين أن الكون المسطح أو المفتوح يمكن أن يكون محدودًا أو غير محدود.

في الحالة الثانية مجموع زوايا المثلث أقل من 180 درجة.

في حالة مغلقة (على سبيل المثال ، على سطح الأرض) يكون هذا الرقم دائمًا أكبر من 180 درجة.

فشلت جميع القياسات حتى الآن في الكشف عن انحناء الفضاء.

النماذج الكونية للكون باختصار

تؤكد قياسات الإشعاع الأحفوري باستخدام كرة بوميرانج فرضية الفضاء المسطح مرة أخرى.

تتفق فرضية الفضاء المسطح بشكل أفضل مع البيانات التجريبية.

القياسات التي أجرتها WMAP والقمر الصناعي Planck تؤكد هذه الفرضية.

لذلك سيكون الكون مسطحًا. لكن هذه الحقيقة تضع الإنسانية قبل سؤالين. إذا كانت مسطحة ، فهذا يعني أن كثافة المادة تساوي الحرجة Ω₀=1. لكن المادة الأكبر والمرئية في الكون لا تمثل سوى 5٪ من قابلية الاختراق هذه.

تمامًا كما هو الحال مع ولادة المجرات ، من الضروري العودة مرة أخرى إلى المادة المظلمة.

عمر الكون

يمكن للعلماءأظهر أنه يتناسب مع مقلوب ثابت هابل.

وبالتالي ، فإن التعريف الدقيق لهذا الثابت يمثل مشكلة حرجة لعلم الكونيات. تظهر القياسات الأخيرة أن عمر الكون الآن يتراوح بين 7 و 20 مليار سنة.

لكن يجب بالضرورة أن يكون الكون أقدم من أقدم نجومه. ويقدر عمرها بين 13 و 16 مليار سنة

منذ حوالي 14 مليار سنة ، بدأ الكون في التوسع في جميع الاتجاهات من نقطة كثيفة صغيرة للغاية تُعرف باسم التفرد. يُعرف هذا الحدث باسم Big Bang.

خلال الثواني القليلة الأولى من بداية التضخم السريع ، والذي استمر لمئات الآلاف من السنين التالية ، ظهرت الجسيمات الأساسية. الذي سيشكل المادة لاحقًا ، لكن كما تعلم البشرية ، لم يكن موجودًا بعد. خلال هذه الفترة ، كان الكون معتمًا ، مليئًا بالبلازما شديدة الحرارة والإشعاع القوي.

ومع ذلك ، مع تمدده ، انخفضت درجة حرارته وكثافته تدريجياً. حلت البلازما والإشعاع محل الهيدروجين والهيليوم ، وهما أبسط العناصر وأخفها وأكثرها وفرة في الكون. استغرقت الجاذبية مئات الملايين من السنين الإضافية لدمج هذه الذرات الحرة العائمة في الغاز البدائي الذي ظهرت منه النجوم والمجرات الأولى.

هذا التفسير لبداية الزمن مشتق من النموذج القياسي لعلم الكون Big Bang ، والمعروف أيضًا بنظام Lambda - المادة المظلمة الباردة.

تعتمد النماذج الكونية للكون على الملاحظات المباشرة. هم قادرون على القيام بهالتنبؤات التي يمكن تأكيدها من خلال الدراسات اللاحقة والاعتماد على النسبية العامة لأن هذه النظرية تعطي أفضل ملاءمة للسلوكيات واسعة النطاق المرصودة. تستند النماذج الكونية أيضًا إلى افتراضين أساسيين.

الأرض ليست موجودة في مركز الكون ولا تحتل مكانًا خاصًا ، لذلك يبدو الفضاء متماثلًا في كل الاتجاهات ومن جميع الأماكن على نطاق واسع. ونفس قوانين الفيزياء المطبقة على الأرض تنطبق في جميع أنحاء الكون بغض النظر عن الوقت.

ومن ثم ، يمكن استخدام ما تلاحظه البشرية اليوم لشرح الماضي أو الحاضر أو للمساعدة في التنبؤ بالأحداث المستقبلية في الطبيعة ، بغض النظر عن بُعد هذه الظاهرة.

لا يصدق ، كلما نظر الناس إلى السماء ، كلما نظروا إلى الماضي. يتيح ذلك إلقاء نظرة عامة على المجرات عندما كانت أصغر سناً ، حتى نتمكن من فهم كيفية تطورها بشكل أفضل مقارنةً بالمجرات الأقرب وبالتالي الأكبر سناً. بالطبع ، لا تستطيع البشرية رؤية نفس المجرات في مراحل مختلفة من تطورها. لكن يمكن أن تنشأ فرضيات جيدة ، وتقسيم المجرات إلى فئات بناءً على ما يلاحظونه.

يعتقد أن النجوم الأولى قد تشكلت من السحب الغازية بعد وقت قصير من بداية الكون. يقترح نموذج Standard Big Bang أنه من الممكن العثور على أقدم المجرات المليئة بأجسام شابة ساخنة تمنح هذه الأنظمة صبغة زرقاء. يتنبأ النموذج أيضًا بذلككانت النجوم الأولى أكثر عددًا ، لكنها أصغر من النجوم الحديثة. وأن الأنظمة نمت بشكل هرمي إلى حجمها الحالي حيث شكلت المجرات الصغيرة في النهاية أكوان جزيرة كبيرة.

ومن المثير للاهتمام ، أنه تم تأكيد العديد من هذه التوقعات. على سبيل المثال ، في عام 1995 ، عندما نظر تلسكوب هابل الفضائي بعمق في بداية الزمن ، اكتشف أن الكون الفتى كان مليئًا بمجرات زرقاء باهتة أصغر بثلاثين إلى خمسين مرة من مجرة درب التبانة.

يتوقع نموذج الانفجار الكبير القياسي أيضًا أن عمليات الاندماج هذه لا تزال جارية. لذلك ، يجب على البشرية أن تجد دليلاً على هذا النشاط في المجرات المجاورة أيضًا. لسوء الحظ ، حتى وقت قريب ، كانت هناك أدلة قليلة على اندماجات نشطة بين النجوم بالقرب من مجرة درب التبانة. كانت هذه مشكلة في نموذج الانفجار الأعظم القياسي لأنه اقترح أن فهم الكون قد يكون غير كامل أو خاطئ.

فقط في النصف الثاني من القرن العشرين تراكمت أدلة مادية كافية لعمل نماذج معقولة لكيفية تشكل الكون. تم تطوير نظام الانفجار الكبير القياسي الحالي بناءً على ثلاث بيانات تجريبية رئيسية.

توسع الكون

كما هو الحال مع معظم نماذج الطبيعة ، فقد خضعت لتحسينات متتالية وخلقت تحديات كبيرة تغذي المزيد من البحث.

أحد الجوانب الرائعة لعلم الكونياتالنمذجة هي أنها تكشف عن عدد من أرصدة المعلمات التي يجب الحفاظ عليها بدقة كافية للكون.

أسئلة

النموذج الكوني القياسي للكون هو الانفجار الكبير. وعلى الرغم من أن الأدلة التي تدعمها ساحقة ، إلا أنها لا تخلو من المشاكل. يوضح Trefil في كتاب "The Moment of Creation" هذه الأسئلة جيدًا:

1. مشكلة المادة المضادة
2. تعقيد تشكيل المجرة.
3. مشكلة الأفق
4. سؤال التسطيح

مشكلة المادة المضادة

بعد بداية عصر الجسيمات. لا توجد عملية معروفة يمكنها تغيير العدد الهائل من الجسيمات في الكون. بحلول الوقت الذي كان الفضاء قد عفا عليه الزمن ميلي ثانية ، تم إصلاح التوازن بين المادة والمادة المضادة إلى الأبد.

الجزء الرئيسي من النموذج القياسي للمادة في الكون هو فكرة إنتاج الزوج. يوضح هذا ولادة مضاعفات الإلكترون والبوزيترون. النوع المعتاد من التفاعل بين أشعة سينية عالية العمر أو أشعة جاما والذرات النموذجية يحول معظم طاقة الفوتون إلى إلكترون وجسيمه المضاد ، البوزيترون. تتبع كتل الجسيمات علاقة أينشتاين E=mc². تحتوي الهاوية الناتجة على عدد متساوٍ من الإلكترونات والبوزيترونات. لذلك ، إذا تم إقران جميع عمليات الإنتاج الضخم ، فسيكون هناك بالضبط نفس الكمية من المادة والمادة المضادة في الكون.

من الواضح أن هناك بعض التباين في الطريقة التي ترتبط بها الطبيعة بالمادة. من المجالات البحثية الواعدةهو انتهاك التناظر CP في اضمحلال الجسيمات من خلال التفاعل الضعيف. الدليل التجريبي الرئيسي هو تحلل الكاونات المحايدة. إنها تظهر انتهاكًا طفيفًا لتماثل SR. مع اضمحلال الكاونات إلى إلكترونات ، أصبح لدى البشرية تمييز واضح بين المادة والمادة المضادة ، وقد يكون هذا أحد مفاتيح هيمنة المادة في الكون.

اكتشاف جديد في مصادم الهادرونات الكبير - الفرق في معدل اضمحلال D-meson والجسيم المضاد له هو 0.8٪ ، وهو ما يمكن أن يكون مساهمة أخرى في حل مشكلة المادة المضادة.

مشكلة تكوين المجرة

المخالفات العشوائية في الكون المتسع ليست كافية لتشكيل النجوم. في ظل وجود تمدد سريع ، يكون سحب الجاذبية بطيئًا جدًا بحيث لا يمكن للمجرات أن تتشكل مع أي نمط معقول من الاضطراب الناتج عن التمدد نفسه. كان السؤال عن كيفية نشوء البنية الكبيرة للكون مشكلة رئيسية لم يتم حلها في علم الكونيات. لذلك ، يضطر العلماء إلى النظر إلى فترة تصل إلى 1 مللي ثانية لشرح وجود المجرات.

مشكلة الأفق

يتميز إشعاع الخلفية الميكروية من اتجاهات متعاكسة في السماء بنفس درجة الحرارة في حدود 0.01٪. لكن مساحة الفضاء التي انبعثت منها كانت أقل بمقدار 500 ألف سنة من زمن العبور. ولذا لم يتمكنوا من التواصل مع بعضهم البعض لتأسيس توازن حراري واضح - كانوا في الخارجالأفق

يسمى هذا الموقف أيضًا "مشكلة الخواص" لأن إشعاع الخلفية الذي يتحرك من جميع الاتجاهات في الفضاء يكاد يكون متناحًا. طريقة واحدة لطرح السؤال هي أن نقول أن درجة حرارة أجزاء من الفضاء في اتجاهين متعاكسين من الأرض هي نفسها تقريبًا. لكن كيف يمكن أن يكونوا في حالة توازن حراري مع بعضهم البعض إذا لم يتمكنوا من التواصل؟ إذا أخذ المرء في الاعتبار الحد الزمني للعودة البالغ 14 مليار سنة ، المشتق من ثابت هابل البالغ 71 كم / ثانية لكل ميجا فرسخ ، كما اقترحه WMAP ، لاحظ المرء أن هذه الأجزاء البعيدة من الكون تفصل بينها 28 مليار سنة ضوئية. فلماذا لديهم نفس درجة الحرارة بالضبط؟

ما عليك سوى أن تكون ضعف عمر الكون لفهم مشكلة الأفق ، ولكن كما يشير شرام ، إذا نظرت إلى المشكلة من منظور سابق ، فإنها تصبح أكثر خطورة. في الوقت الذي تم فيه انبعاث الفوتونات فعليًا ، كان من الممكن أن يكون عمر الكون 100 مرة ، أو 100 مرة معطل سببيًا.

هذه المشكلة هي أحد الاتجاهات التي أدت إلى فرضية التضخم التي طرحها آلان جوث في أوائل الثمانينيات. الإجابة على سؤال الأفق فيما يتعلق بالتضخم هو أنه في بداية عملية الانفجار العظيم كانت هناك فترة تضخم سريع بشكل لا يصدق أدى إلى زيادة حجم الكون بمقدار 10²⁰أو 10³⁰. هذا يعني أن المساحة التي يمكن ملاحظتها موجودة حاليًا داخل هذا الامتداد. الإشعاع الذي يمكن رؤيته هو الخواص ،لأن كل هذه المساحة "منتفخة" من حجم صغير ولها ظروف أولية متطابقة تقريبًا. إنها طريقة لشرح سبب وجود أجزاء من الكون بعيدة جدًا لدرجة أنها لا تستطيع أبدًا التواصل مع بعضها البعض تبدو متشابهة.

مشكلة التسطيح

تشكيل النموذج الكوني الحديث للكون واسع للغاية. تظهر الملاحظات أن كمية المادة في الفضاء هي بالتأكيد أكثر من عُشر وهي بالتأكيد أقل من الكمية الحرجة اللازمة لإيقاف التوسع. يوجد تشبيه جيد هنا - الكرة التي تُلقى من الأرض تبطئ. بنفس سرعة كويكب صغير لن يتوقف أبدًا.

في بداية هذه الرمية النظرية من النظام ، قد يبدو أنه تم إلقاؤها بالسرعة المناسبة لتستمر إلى الأبد ، وتتباطأ إلى الصفر على مسافة لا نهائية. لكن بمرور الوقت أصبح الأمر أكثر وضوحًا. إذا فات أي شخص نافذة السرعة حتى ولو بمقدار ضئيل ، بعد 20 مليار سنة من السفر ، فلا يزال يبدو أن الكرة ألقيت بالسرعة الصحيحة.

أي انحرافات عن التسطيح مبالغ فيها بمرور الوقت ، وفي هذه المرحلة من الكون ، يجب أن تزداد المخالفات الصغيرة بشكل ملحوظ. إذا كانت كثافة الكون الحالي تبدو قريبة جدًا من الحرجة ، فلا بد أنها كانت أقرب إلى مسطحة في العصور السابقة. ينسب آلان جوث الفضل إلى محاضرة روبرت ديك باعتبارها واحدة من التأثيرات التي وضعته على طريق التضخم. وأشار روبرت إلى ذلكيتطلب تسطيح النموذج الكوني الحالي للكون أن يكون مسطحًا إلى جزء واحد في 10-14 مرة في الثانية بعد الانفجار الأعظم. يقترح كوفمان أنه بعد ذلك مباشرة ، يجب أن تكون الكثافة مساوية للكثافة الحرجة ، أي ما يصل إلى 50 منزلاً عشريًا.

في أوائل الثمانينيات ، اقترح آلان جوث أنه بعد زمن بلانك 10^–43ثانية ، كانت هناك فترة وجيزة من التوسع السريع للغاية. كان هذا النموذج التضخمي طريقة للتعامل مع كل من مشكلة التسطيح ومسألة الأفق. إذا تضخم الكون بمقدار 20 إلى 30 مرتبة ، فإن خصائص الحجم الصغير للغاية ، والتي يمكن اعتبارها مرتبطة بإحكام ، قد انتشرت في جميع أنحاء الكون المعروف اليوم ، مما يساهم في كل من التسطيح الشديد والطبيعة المتناحية للغاية.

هكذا يمكن وصف النماذج الكونية الحديثة للكون بإيجاز.