Kosmologia fizyczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Kosmologia fizyczna
Ilc 9yr moll4096.png
Wszechświat
(chronologiakształtrozmiarwiek)
Wielki Wybuch

Kosmologia fizyczna (kosmologia relatywistyczna[1], kosmologia przyrodnicza[2], fizyka Wszechświata[3]) – dziedzina nauk fizycznych, zajmująca się badaniem i opisywaniem Wszechświata w wielkich skalach[4][5][6], jego powstania, ewolucji do stanu obecnego[7] oraz przyszłości[8].

Historia[edytuj]

Za początki kosmologii fizycznej uważane są postulaty Alberta Einsteina z 1917, dotyczące statyczności Wszechświata[9][10][11], zrewidowane odkryciem w 1929 powiązań odległości do galaktyk z przesunięciem ku czerwieni ich światła (prawo Hubble’a)[12]. Późniejsze połączenie niestatycznych modeli Wszechświata Friedmana-Lemaître’a z geometrią Robertsona-Walkera zaowocowało powstaniem modelu kosmologicznego FLRW[11].

W 1933 roku Fritz Zwicky (na podstawie obserwacji gromady Coma) oraz Sinclair Smith (obserwując gromadę w Pannie) postulują istnienie ciemnej materii[13].

W 1948 Hoyle, Gold oraz Bondi opracowują teorię stanu stacjonarnego[14]. W 1965 Penzias i Wilson odkrywają, a Peebles i Dicke poprawnie interpretują mikrofalowe promieniowanie tła[10]. Odkrycie tego promieniowania wraz z obserwacjami szybko rozwijającej się radioastronomii dezaktualizują teorię stanu stacjonarnego[15].

W latach 70. XX wieku powstała kosmologia obserwacyjna[16]. W 1971 ukazała się jedna z pierwszych książek, zawierających nazwę nauki w tytule: „Physical Cosmology” Jima Peeblesa[17]. W 1981 Alan Guth formułuje hipotezę inflacji kosmologicznej (z poprawkami Lindego i Steinhardta)[18].

18 listopada 1989 NASA wynosi w przestrzeń kosmiczną jednego z pierwszych satelitów dedykowanych badaniom kosmologicznym – COBE, badającego nieregularności mikrofalowego promieniowania tła[19]. Wyniki jego badań zostają doprecyzowane w 1999 przez eksperyment BOOMERanG[20]. Wystrzelona w 2001 sonda WMAP tworzy mapę rozkładu temperatur mikrofalowego promieniowania tła[21], skorygowaną przez wystrzelonego w 2009 satelitę Planck[22].

Uruchomiony w 2006 eksperyment WiggleZ Dark Energy Survey uprawdopodobnia istnienie ciemnej energii[23], a seria eksperymentów BICEPfal grawitacyjnych[24].

Przedmiot badań[edytuj]

Przedmiotem badań kosmologii fizycznej jest opis Wszechświata w dużych skalach: odległości kosmologiczne są najczęściej mierzone w parsekach, a masy w masach Słońca[8]. Koncepcja ta zakłada, że nic poza Wszechświatem nie istnieje, jest on izolowanym układem fizycznym, którego ewolucja jest uzależniona od wzajemnego oddziaływania jego składników. Spośród czterech znanych podstawowych oddziaływań fizycznych tylko grawitacja działa na dużych odległościach[a]. Dlatego ewolucja Wszechświata w wielkich skalach jest uzależniona jedynie od oddziaływania grawitacyjnego.

Grawitacja została opisana w ogólnej teorii względności równaniem pola grawitacyjnego (równanie Einsteina):

zawierającego stałą kosmologiczną Λ[6]. Od wartości tej stałej (a konkretnie od jej wpływu na gęstość krytyczną) zależy topologia Wszechświata i tym samym (najprawdopodobniej) jego przyszłość[25].

Obserwacje kosmologiczne są kluczowe do badania podstawowych właściwości czterech obszarów fizyki: ciemnej energii, ciemnej materii, neutrin oraz inflacji[8].

Założenia[edytuj]

Badania kosmologii fizycznej są oparte na pewnych założeniach[26]:

  • zasada kosmologiczna – Wszechświat w wielkich skalach jest jednorodny i izotropowy. Właściwości (rozkład mas, promieniowanie itp.) Wszechświata nie zależą od położenia obserwatora[2]
  • zasada ekstrapolacji[2] – znana nam fizyka opisuje całość Wszechświata, tzn. jest taka sama w każdym z jego regionów
  • główną siłą jest grawitacja, a efekty fizyki barionów mogą być pominięte[b]
  • grawitacja jest opisana przez ogólną teorię względności (choć w wielu aspektach sprawdza się również mechanika klasyczna Newtona)
  • globalną metryką jest metryka FLRW[b]

Model standardowy[edytuj]

 Główny artykuł: model Lambda-CDM.

Nie istnieje jedyny, całkowicie słuszny opis ewolucji Wszechświata, żaden z modeli kosmologicznych nie został całkowicie potwierdzony[2]. Tym niemniej na początku XXI w. ogromna ilość danych, zebranych nowymi instrumentami pomiarowymi, pozwoliła opracować standardowy model kosmologiczny (ang. standard cosmological model), opisujący pochodzenie, skład i ewolucję Wszechświata w wielkich skalach[8]. W modelu Lambda-CDM lambda oznacza stałą kosmologiczną Λ, odpowiadającą ciemnej energii, odpowiedzialnej za ekspansję Wszechświata, a CDM jest angielskim akronimem wyrażenia zimna ciemna materia (ang. Cold Dark Matter).

Ekspansja Wszechświata[edytuj]

Rozszerzanie się Wszechświata oznacza rozszerzanie się czasoprzestrzeni. Każda współporuszająca się część Wszechświata powiększa swoją objętość (powiększając jednocześnie próżnię). Obiekty fizyczne (cząstki elementarne, gwiazdy, galaktyki, itp.) nie rozszerzają się[27]. Ekspansja Wszechświata jest potwierdzonym faktem, podobnie jest z jej przyśpieszaniem[28].

Geometria[edytuj]

 Osobny artykuł: kształt Wszechświata.

Kształt Wszechświata jest uzależniony od związku pomiędzy gęstością materii Wszechświata a gęstością krytyczną. Obecnie na podstawie obserwacji nie można rozstrzygnąć, czy Wszechświat jest otwarty, zamknięty czy płaski[2][29].

Wiek Wszechświata[edytuj]

 Osobny artykuł: wiek Wszechświata.

Wiek Wszechświata został oszacowany na około 13,7 miliarda lat. Wielkość ta jest uśrednioną wartością, uzyskaną z pomiarów za pomocą czterech niezależnych metod[30]:

Pomiary wieku Wszechświata
Metoda Otrzymana wartość
Analiza stygnięcia i obecności białych karłów w Drodze Mlecznej > 11–13 mld lat ale < 15 mld lat
Punkt odgięcia gwiazd w gromadach kulistych 13–14 mld lat
Tempo ekspansji Wszechświata 13,5–14 mld lat
Analiza widma mikrofalowego promieniowania tła 13,5–14 mld lat

Przyszłość[edytuj]

 Zobacz więcej w artykule Wszechświat Friedmana, w sekcji Przyszłość Wszechświata.

Podobnie jak kształt Wszechświata, jego przyszłość jest uzależniona od związku pomiędzy gęstością materii a gęstością krytyczną. Jeżeli gęstość materii jest mniejsza niż krytyczna, to Wszechświat będzie się rozszerzał bez końca, co odpowiada scenariuszowi Wielkiego Zamarzania (ang. Big Freeze). Rozszerzający się w nieskończoność Wszechświat będzie stopniowo obniżał średnią temperaturę swoich składowych.

Jeżeli gęstość materii jest większa niż krytyczna, to siła grawitacji przeważy nad siłami ekspansji i Wszechświat czeka Wielki Kolaps (ang. Big Crunch). Ekspansja Wszechświata zatrzyma się, ewentualnie wystartuje od nowa. Najnowsze obserwacje wskazują, że rozszerzanie się Wszechświata przyśpiesza dzięki ciemnej energii, co wskazywałoby na scenariusz Wielkiego Zamarzania[31]. Poza tymi modelami jest wiele hipotez dotyczących przyszłości Wszechświata, niemożliwych do zweryfikowania zgodnie z obecną wiedzą.

Skład[edytuj]

W skład Wszechświata wchodzi kilkanaście różnych substancji i fal[32]:

  • promieniowanie – ilość promieniowania jest określona przez temperaturę mikrofalowego promieniowania, wynoszącą 2,7249–2,7252 K
  • neutrina – ilość promieniowania jest określona przez neutrinowe promieniowanie tła
  • barionynukleosynteza wskazuje, że bariony tworzą ok. 5% krytycznej gęstości Wszechświata
  • ciemna materia – stanowi ok. 90% materii we Wszechświecie[33]. Gorąca ciemna materia jest bardzo trudna do zaobserwowania[34]. Całkowity udział ciemnej materii w składzie Wszechświata szacowany jest na 22%[35]
  • ciemna energiaenergia napędzająca ekspansję Wszechświata. Jej udział w składowych Wszechświata jest największy, szacowany na 74%[35]

Odległości w dużych skalach[edytuj]

Prawdziwy bezpośredni pomiar odległości do ciała niebieskiego jest możliwy tylko dla tych obiektów, które są wystarczająco blisko (do około tysiąca parseków) od Ziemi. Techniki określania odległości do bardziej oddalonych obiektów opierają się na różnych korelacjach pomiędzy metodami poprawnymi dla mniejszych odległości a metodami, które działają dla dalszych. Odległości do obiektów poza naszą Galaktyką określane są serią technik, wykorzystujących właściwości gwiazd, gromad kulistych, mgławic i całych galaktyk lub też mają charakter statystyczno-probabilistyczny[36].

Zobacz też[edytuj]

Uwagi

  1. Oddziaływanie elektromagnetyczne działa na dużych odległościach, ale ładunki o przeciwnych znakach w jego źródłach kompensują się wzajemnie.[25]
  2. a b W dużych skalach, badanych przez kosmologię.

Przypisy[edytuj]

  1. Heller 2011 ↓, s. 183.
  2. a b c d e Teresa Grabińska. Elementy współczesnej kosmologii. „Urania”. 4/1987, s. 103–111. PTMA. ISSN 0042-07-94. 
  3. Heller 2011 ↓, s. 115.
  4. Tom Theuns. Physical Cosmology. . s. 3 (ang.). 
  5. Heller 2002 ↓, s. 9.
  6. a b Aldrovandi i Pereira 2005 ↓, s. 1.
  7. Andrzej Politowicz. Zagadka promieniowania pulsarów. „Informator uniwersytecki”, s. 29, 2001-10. Uniwersytet Zielonogórski. 
  8. a b c d Verde 2008 ↓, s. 1.
  9. Heller 1994 ↓, s. 45.
  10. a b Krzysztof Maślanka. Refleksje o kosmologii współczesnej: kosmologia wczesnego Wszechświata (I). „Urania”. 3/1989, s. 77–80. PTMA. ISSN 0042-07-94. 
  11. a b George F.R. Ellis, Issues in the Philosophy of Cosmology, „{{{czasopismo}}}”, 29 marca 2006, arXiv:astro-ph/0602280v2 (ang.).
  12. Trautman 1969 ↓, s. 586.
  13. Brian Greene: The Fabric of the Cosmos. Australia: Penguin Group, 2008, s. 294–295. ISBN 978-0141-03762-2.
  14. Heller 2008 ↓, s. 64-74.
  15. Heller 2008 ↓, s. 64–74.
  16. Marek Biesiada: Soczewki grawitacyjne narzędziem kosmologii. urania.edu.pl. [dostęp 2015-12-06].
  17. Hans Halvorson, Helge Kragh: Cosmology and Theology (ang.). W: Stanford Encyclopedia of Philosophy [on-line]. stanford.edu, 2011-10-24. [dostęp 2015-12-06].
  18. Heller 2008 ↓, s. 80.
  19. Mark Wade: COBE (ang.). Encyclopedia Astronautica. [dostęp 2013-09-21].
  20. B.P. Crill. BOOMERANG: A Balloon-borne Millimeter Wave Telescope and Total Power Receiver for Mapping Anisotropy in the Cosmic Microwave Background. „ApJS”. 148, s. 527–541, 2003-10. DOI: 10.1086/376894. arXiv:astro-ph/0206254v2. Bibcode2003ApJS..148..527C (ang.). 
  21. Probe retires to a place in the Sun (ang.). Nature, 2010-10-13. [dostęp 2013-03-22].
  22. Planck reveals an almost perfect Universe (ang.). European Space Agency, 2013-03-21. [dostęp 2013-03-21].
  23. Jonathan Nally: It’s official – dark energy is real! (ang.). spaceinfo.com.au, 2011-05-19. [dostęp 2015-12-25].
  24. D. Hanson et al.. Detection of B-mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope. „Physical Review Letters”. 111 (141301), 2013-09-30. DOI: 10.1103/PhysRevLett.111.141301. arXiv:1307.5830 (ang.). 
  25. a b Liddle 2015 ↓, s. 56.
  26. Verde 2008 ↓, s. 1-2.
  27. Baryshev 2008 ↓, s. 4.
  28. Liddle 2015 ↓, s. 117-118.
  29. Liddle 2015 ↓, s. 118.
  30. Wientraub 2012 ↓, s. 400-401.
  31. What is the Ultimate Fate of the Universe? (ang.). nasa.gov, 2015-06-29. [dostęp 2015-12-26].
  32. Liddle 2015 ↓, s. 118–119.
  33. Vera Rubin: Dark Matter in the Universe (ang.). Scientific American, Inc., 1998. [dostęp 2015-12-26]. s. 106.
  34. Kim Griest. The nature of dark matter. . s. 28. arXiv:astro-ph/9510089 (ang.). 
  35. a b Paul Rincon: New method 'confirms dark energy' (ang.). bbc.com, 2011-05-11. [dostęp 2015-12-26].
  36. Jacoby i inni. A critical review of selected techniques for measuring extragalactic distances. „Publications”. 104, s. 599–662, 1992-08. ASoP. DOI: 10.1086/133035 (ang.). 

Bibliografia[edytuj]

Linki zewnętrzne[edytuj]