O modelo cosmológico do Universo é uma descrição matemática que tenta explicar as razões de sua existência atual. Também retrata a evolução ao longo do tempo.
Modelos cosmológicos modernos do Universo são baseados na teoria geral da relatividade. Isso é o que atualmente fornece a melhor representação para uma explicação em larga escala.
O primeiro modelo cosmológico do Universo baseado na ciência
A partir de sua teoria da relatividade geral, que é uma hipótese da gravidade, Einstein escreve equações que governam um cosmos cheio de matéria. Mas Albert achou que deveria ser estático. Assim, Einstein introduziu um termo chamado modelo cosmológico constante do universo em suas equações para obter o resultado.
Subseqüentemente, dado o sistema de Edwin Hubble, ele retornará a essa ideia e reconhecerá que o cosmos pode efetivamente se expandir. Exatamenteo Universo se parece com o modelo cosmológico de A. Einstein.
Novas hipóteses
Pouco depois dele, o holandês de Sitter, o desenvolvedor russo do modelo cosmológico do Universo Friedman e o belga Lemaitre apresentam elementos não estáticos ao julgamento dos conhecedores. Eles são necessários para resolver as equações da relatividade de Einstein.
Se o cosmos de Sitter corresponde a uma constante vazia, então, de acordo com o modelo cosmológico de Friedmann, o Universo depende da densidade da matéria dentro dele.
Hipótese principal
Não há razão para a Terra ficar no centro do espaço ou em qualquer local privilegiado.
Esta é a primeira teoria do modelo cosmológico clássico do universo. De acordo com esta hipótese, o universo é considerado como:
- Homogêneo, ou seja, tem as mesmas propriedades em toda a escala cosmológica. Claro, em um plano menor, existem diferentes situações se você olhar, por exemplo, para o Sistema Solar ou algum lugar fora da Galáxia.
- Isotrópico, ou seja, sempre tem as mesmas propriedades em todas as direções, não importa para onde a pessoa olhe. Especialmente porque o espaço não é achatado em uma direção.
A segunda hipótese necessária é a universalidade das leis da física. Essas regras são as mesmas em todos os lugares e em todos os momentos.
Considerar o conteúdo do universo como um fluido perfeito é outra hipótese. As dimensões características de seus componentes são insignificantes em relação às distâncias que os separam.
Parâmetros
Muitos perguntam: "Descreva o modelo cosmológicoUniverso." Para isso, de acordo com a hipótese anterior do sistema Friedmann-Lemaitre, são utilizados três parâmetros que caracterizam totalmente a evolução:
- Constante de Hubble que representa a taxa de expansão.
- O parâmetro de densidade de massa, que mede a razão entre o ρ do Universo investigado e uma determinada densidade, é chamado de ρc crítica, que está relacionada à constante de Hubble. O valor atual deste parâmetro é marcado como Ω0.
- A constante cosmológica, marcada Λ, é a força oposta à gravidade.
A densidade da matéria é um parâmetro chave para prever sua evolução: se for muito impenetrável (Ω0> 1), a gravidade poderá derrotar a expansão e o cosmos retornará ao seu estado original.
Caso contrário, o aumento continuará para sempre. Para verificar isso, descreva o modelo cosmológico do Universo de acordo com a teoria.
É intuitivamente claro que uma pessoa pode perceber a evolução do cosmos de acordo com a quantidade de matéria em seu interior.
Um número grande levará a um universo fechado. Ele terminará em seu estado inicial. Uma pequena quantidade de matéria levará a um universo aberto com expansão infinita. O valor Ω0=1 leva a um caso especial de espaço plano.
O significado da densidade crítica ρc é cerca de 6 x 10–27 kg/m3, ou seja, dois átomos de hidrogênio por metro cúbico.
Esse número muito baixo explica por queo modelo cosmológico da estrutura do universo assume espaço vazio, e isso não é tão ruim.
Universo fechado ou aberto?
A densidade da matéria dentro do universo determina sua geometria.
Para alta impermeabilidade, você pode obter um espaço fechado com curvatura positiva. Mas com uma densidade abaixo da crítica, surgirá um universo aberto.
Deve-se notar que o tipo fechado necessariamente tem um tamanho acabado, enquanto um universo plano ou aberto pode ser finito ou infinito.
No segundo caso, a soma dos ângulos do triângulo é menor que 180°.
Em um ambiente fechado (por exemplo, na superfície da Terra) este valor é sempre maior que 180°.
Todas as medições até agora não revelaram a curvatura do espaço.
Modelos cosmológicos do Universo brevemente
Medidas de radiação fóssil usando a bola Boomerang novamente confirmam a hipótese do espaço plano.
A hipótese do espaço plano está de acordo com os dados experimentais.
Medidas feitas pelo WMAP e pelo satélite Planck confirmam essa hipótese.
Então o universo seria plano. Mas esse fato coloca a humanidade diante de duas questões. Se for plana, significa que a densidade da substância é igual à densidade crítica Ω0=1. Mas, a maior matéria visível do universo é apenas 5% dessa impenetrabilidade.
Assim como no nascimento das galáxias, é necessário voltar-se novamente para a matéria escura.
A Era do Universo
Os cientistas podemmostre que é proporcional ao inverso da constante de Hubble.
Assim, a definição exata dessa constante é um problema crítico para a cosmologia. Medições recentes mostram que o cosmos tem agora entre 7 e 20 bilhões de anos.
Mas o universo deve necessariamente ser mais velho que suas estrelas mais antigas. E estima-se que tenham entre 13 e 16 bilhões de anos.
Cerca de 14 bilhões de anos atrás, o universo começou a se expandir em todas as direções a partir de um ponto denso infinitamente pequeno conhecido como singularidade. Este evento é conhecido como o Big Bang.
Nos primeiros segundos do início da rápida inflação, que continuou pelas próximas centenas de milhares de anos, as partículas fundamentais apareceram. Que viria a compor a matéria, mas, como a humanidade sabe, ela ainda não existia. Durante este período, o Universo era opaco, cheio de plasma extremamente quente e radiação poderosa.
No entanto, à medida que se expandia, sua temperatura e densidade diminuíam gradualmente. Plasma e radiação eventualmente substituíram o hidrogênio e o hélio, os elementos mais simples, leves e abundantes do universo. A gravidade levou várias centenas de milhões de anos extras para combinar esses átomos flutuantes no gás primordial do qual surgiram as primeiras estrelas e galáxias.
Esta explicação do início dos tempos foi derivada do modelo padrão da cosmologia do Big Bang, também conhecido como sistema Lambda - matéria escura fria.
Modelos cosmológicos do Universo são baseados em observações diretas. Eles são capazes de fazerprevisões que podem ser confirmadas por estudos subsequentes e se baseiam na relatividade geral porque essa teoria se ajusta melhor aos comportamentos observados em larga escala. Os modelos cosmológicos também são baseados em duas suposições fundamentais.
A Terra não está localizada no centro do universo e não ocupa um lugar especial, então o espaço parece o mesmo em todas as direções e de todos os lugares em grande escala. E as mesmas leis da física que se aplicam à Terra se aplicam a todo o cosmos, independentemente do tempo.
Portanto, o que a humanidade observa hoje pode ser usado para explicar o passado, o presente ou para ajudar a prever eventos futuros na natureza, não importa a distância desse fenômeno.
Inacreditável, quanto mais as pessoas olham para o céu, mais elas olham para o passado. Isso permite uma visão geral das Galáxias quando eram muito mais jovens, para que possamos entender melhor como elas evoluíram em relação às que estão mais próximas e, portanto, muito mais velhas. Claro, a humanidade não pode ver as mesmas Galáxias em diferentes estágios de seu desenvolvimento. Mas boas hipóteses podem surgir, agrupando as Galáxias em categorias com base no que elas observam.
Acredita-se que as primeiras estrelas se formaram a partir de nuvens de gás logo após o início do universo. O Modelo Padrão do Big Bang sugere que é possível encontrar as primeiras galáxias cheias de corpos jovens e quentes que dão a esses sistemas uma tonalidade azul. O modelo também prevê queas primeiras estrelas eram mais numerosas, mas menores que as modernas. E que os sistemas cresceram hierarquicamente até seu tamanho atual à medida que pequenas galáxias eventualmente formaram grandes universos insulares.
Curiosamente, muitas dessas previsões foram confirmadas. Por exemplo, em 1995, quando o Telescópio Espacial Hubble olhou pela primeira vez profundamente no início dos tempos, descobriu que o jovem universo estava cheio de galáxias azuis fracas trinta a cinquenta vezes menores que a Via Láctea.
O Modelo Padrão do Big Bang também prevê que essas fusões ainda estão em andamento. Portanto, a humanidade também deve encontrar evidências dessa atividade em galáxias vizinhas. Infelizmente, até recentemente, havia pouca evidência de fusões energéticas entre estrelas próximas à Via Láctea. Este era um problema com o modelo padrão do big bang porque sugeria que a compreensão do universo poderia estar incompleta ou errada.
Somente na segunda metade do século 20 foi acumulada evidência física suficiente para fazer modelos razoáveis de como o cosmos se formou. O atual sistema padrão do big bang foi desenvolvido com base em três dados experimentais principais.
Expansão do Universo
Como a maioria dos modelos da natureza, passou por sucessivas melhorias e criou desafios significativos que alimentam mais pesquisas.
Um dos aspectos fascinantes da cosmologiaa modelagem é que ela revela uma série de equilíbrios de parâmetros que devem ser mantidos com precisão suficiente para o universo.
Perguntas
O modelo cosmológico padrão do universo é um big bang. E embora as evidências que a apoiam sejam esmagadoras, ela não está isenta de problemas. Trefil no livro "O Momento da Criação" mostra bem essas questões:
- O problema da antimatéria.
- A complexidade da formação da Galáxia.
- Problema do horizonte.
- Uma questão de nivelamento.
O Problema da Antimatéria
Após o início da era das partículas. Não há nenhum processo conhecido que possa alterar o grande número de partículas no universo. Quando o espaço de tempo estava desatualizado em milissegundos, o equilíbrio entre matéria e antimatéria foi fixado para sempre.
A parte principal do modelo padrão da matéria no universo é a ideia de produção de pares. Isso demonstra o nascimento de duplos elétron-pósitron. O tipo usual de interação entre raios X ou raios gama de alta vida e átomos típicos converte a maior parte da energia do fóton em um elétron e sua antipartícula, o pósitron. As massas das partículas seguem a relação de Einstein E=mc2. O abismo produzido tem um número igual de elétrons e pósitrons. Portanto, se todos os processos de produção em massa fossem pareados, haveria exatamente a mesma quantidade de matéria e antimatéria no Universo.
É claro que existe alguma assimetria na forma como a natureza se relaciona com a matéria. Uma das áreas promissoras de pesquisaé a violação da simetria CP no decaimento das partículas pela interação fraca. A principal prova experimental é a decomposição de kaons neutros. Eles mostram uma ligeira violação da simetria SR. Com o decaimento dos kaons em elétrons, a humanidade tem uma distinção clara entre matéria e antimatéria, e isso pode ser uma das chaves para a predominância da matéria no universo.
Nova descoberta no Grande Colisor de Hádrons - a diferença na taxa de decaimento do méson D e sua antipartícula é de 0,8%, o que pode ser outra contribuição para resolver o problema da antimatéria.
O problema da formação de galáxias
Irregularidades aleatórias no universo em expansão não são suficientes para formar estrelas. Na presença de expansão rápida, a atração gravitacional é muito lenta para que as galáxias se formem com qualquer padrão razoável de turbulência criado pela própria expansão. A questão de como a estrutura em grande escala do universo poderia ter surgido tem sido um grande problema não resolvido na cosmologia. Portanto, os cientistas são forçados a olhar para um período de até 1 milissegundo para explicar a existência de galáxias.
Problema do Horizonte
A radiação de fundo de micro-ondas de direções opostas no céu é caracterizada pela mesma temperatura dentro de 0,01%. Mas a área do espaço a partir da qual eles foram irradiados era 500 mil anos mais leve em trânsito. E assim eles não podiam se comunicar uns com os outros para estabelecer o equilíbrio térmico aparente - eles estavam forahorizonte.
Esta situação também é chamada de "problema da isotropia" porque a radiação de fundo que se move de todas as direções no espaço é quase isotrópica. Uma maneira de colocar a questão é dizer que a temperatura de partes do espaço em direções opostas da Terra é quase a mesma. Mas como eles podem estar em equilíbrio térmico entre si se não podem se comunicar? Se considerarmos o tempo limite de retorno de 14 bilhões de anos, derivado da constante de Hubble de 71 km/s por megaparsec, conforme proposto pelo WMAP, notamos que essas partes distantes do universo estão separadas por 28 bilhões de anos-luz. Então, por que eles têm exatamente a mesma temperatura?
Você só precisa ter o dobro da idade do universo para entender o problema do horizonte, mas como Schramm aponta, se você olhar para o problema de uma perspectiva anterior, ele se torna ainda mais sério. No momento em que os fótons foram realmente emitidos, eles teriam 100 vezes a idade do universo, ou 100 vezes causalmente desativados.
Esse problema é uma das direções que levaram à hipótese inflacionária apresentada por Alan Guth no início da década de 1980. A resposta para a questão do horizonte em termos de inflação é que no início do processo do Big Bang houve um período de inflação incrivelmente rápida que aumentou o tamanho do universo em 1020 ou 1030. Isso significa que o espaço observável está atualmente dentro dessa extensão. A radiação que pode ser vista é isotrópica,porque todo esse espaço é "inflado" a partir de um volume minúsculo e tem condições iniciais quase idênticas. É uma maneira de explicar por que partes do universo estão tão distantes que nunca poderiam se comunicar umas com as outras.
O problema da planicidade
A formação do modelo cosmológico moderno do Universo é muito extensa. As observações mostram que a quantidade de matéria no espaço é certamente mais de um décimo e certamente menor do que a quantidade crítica necessária para interromper a expansão. Há uma boa analogia aqui - uma bola lançada do chão diminui a velocidade. Com a mesma velocidade de um pequeno asteróide, ele nunca vai parar.
No início deste lançamento teórico do sistema, pode parecer que ele foi lançado na velocidade certa para ir para sempre, diminuindo a zero em uma distância infinita. Mas com o tempo isso se tornou cada vez mais óbvio. Se alguém perdesse a janela de velocidades mesmo por uma pequena quantidade, após 20 bilhões de anos de viagem, ainda parecia que a bola foi lançada na velocidade certa.
Quaisquer desvios da planicidade são exagerados ao longo do tempo e, neste estágio do universo, as pequenas irregularidades devem ter aumentado significativamente. Se a densidade do cosmos atual parece muito próxima da crítica, então deve ter sido ainda mais plana em eras anteriores. Alan Guth credita a palestra de Robert Dicke como uma das influências que o colocaram no caminho da inflação. Roberto destacou quea planicidade do atual modelo cosmológico do universo exigiria que ele fosse achatado em uma parte em 10-14 vezes por segundo após o big bang. Kaufmann sugere que imediatamente após isso, a densidade deveria ser igual à crítica, ou seja, até 50 casas decimais.
No início dos anos 80, Alan Guth sugeriu que após o tempo de Planck de 10–43 segundos, havia um breve período de expansão extremamente rápida. Esse modelo inflacionário foi uma maneira de lidar tanto com o problema da planicidade quanto com a questão do horizonte. Se o universo aumentasse de 20 a 30 ordens de magnitude, então as propriedades de um volume extremamente pequeno, que poderia ser considerado fortemente ligado, seriam propagadas por todo o universo conhecido hoje, contribuindo para a extrema planicidade e uma natureza extremamente isotrópica.
É assim que os modelos cosmológicos modernos do Universo podem ser brevemente descritos.
