Cosmologia modernă

Cosmologia fizică este studiul proprietăților și evoluției structurii pe scară largă a universului. În primul rând, aceasta determină, în lumina observațiilor astronomice, ce se întâmplă când mediem distribuția materiei la cele mai mari scale, în al doilea rând care a fost istoria sa în lumina înțelegerii noastre asupra forțelor fizice și, în al treilea rând, care este viitorul său. Astfel, ea are aspecte descriptive și dinamice, susținute de teorie și de observație.

Imaginea de ansamblu este că modele remarcabil de simple, bazate în mare parte în fizica cunoscută, reușesc să ofere o explicație exactă a unei game largi de observații astronomice detaliate; și o fac în termeni de doar câțiva parametri liberi care sunt fixați observațional. Cu toate acestea, rămân necunoscutele majore, în special natura materiei întunecate și energia întunecată, și presupusul câmp de inflație în universul foarte timpuriu. În fiecare dintre aceste cazuri avem dovezi observaționale bune pentru modelele noastre, dar nu există o legătură solidă cu fizica testată care să le explică.

Presupuneri de bază

Ca și în cazul tuturor științelor, cosmologia are la bază anumite metode și ipoteze filosofice care ordonă natura sa. În general, acestea sunt ipotezele și procesele care stau la baza metodei științifice. În cazul particular al cosmologiei, se propune un model matematic al cosmosului, bazat pe înțelegerea actuală a fizicii relevante și a datelor de până acum. Acesta este apoi testat în detaliu relativ la observații și este adoptat numai dacă explică aceste observații în mod satisfăcător, cu valori adecvate ale parametrilor săi liberi. Totuși, datorită naturii particulare a obiectului său de studiu – există un singur univers accesibil observării – forma specifică a ipotezelor făcute este deosebit de importantă în cazul cosmologiei. Această unicitate înseamnă că nu putem realiza observații sau experimente care vor testa aspecte importante ale modelelor propuse. O problemă-cheie – ca și în toate științele, dar deosebit de importantă aici – este domeniul validității modelelor noastre și ce fel de concluzii putem deduce în mod legitim de aici.

Fundamentul

Principiile fundamentale care stau la baza cosmologiei standard sunt,

Fizica este aceeași peste tot în univers. Acest lucru nu este evident, pentru că cosmologia acoperă scale de timp și de distanță atât de mari, mergând chiar de la începutul universului și până la distanțe imense mai mari decât sistemul solar, dar fără această presupunere a universalității nu am putut efectua un studiu științific al universului în mare. Această presupunere este testată de succesul și coerența modelelor rezultate, de exemplu, spectrul precis al corpului negru al radiației cosmice a corpului negru confirmă faptul că fizica statistică și fizica cuantică au fost aceleași cu 13 miliarde de ani în urmă, așa cum sunt și astăzi.
Fizica locală care se aplică peste tot determină dinamica universului în mare. Adică nu există o „fizică cosmologică” care se aplică numai pe scale mari; mai degrabă dinamica la scară mare rezultă într-un mod ascendent din efectele combinate ale dinamicii locale asupra materiei de peste tot la scări mici.
Gravitația este forța dominantă în Univers. Aceasta generează la scalele cosmologice și galactice constatarea că gravitația domină Sistemul Solar. Acest lucru nu ar fi adevărat dacă obiectele astronomice ar fi încărcate electric, de exemplu, dacă sarcinile electronilor și protonilor nu ar avea aceeași magnitudine. În acest caz, electromagnetismul (cealaltă forță de lungă distanță) ar fi forța dominantă la scări mari, deoarece este o forță mult mai puternică decât gravitația. [1]
Gravitația în regimul clasic este bine descrisă de teoria relativității generale (Hawking și Ellis, 1973), deci aceasta este teoria care descrie cel mai bine geometria și dinamica universului observabil. Se poate reprezenta evoluția sa prin utilizarea ecuațiilor câmpului lui Einstein pentru a determina efectele gravitației, împreună cu modelele comportamentului local al materiei care sunt termenii sursă pentru câmpul gravitațional. Această ipoteză, datorită principiului de echivalență, codifică 1 și 2,

Prin urmare, trebuie să luăm în considerare un model relativist general cu descrieri de geometrie și materie potrivite pentru un context cosmologic și ecuațiile câmpului Einstein (a se vedea ecuația (7) de mai jos) care determină dinamica modelului. În ceea ce privește natura universului,

Universul are o dimensiune și o vârstă mult mai mari decât Sistemul Solar (și chiar și galaxia noastră), într-un spațiu în cea mai mare parte gol.
Materia este aranjată ierarhic, cu planete care orbitează stele incluse în clustere de stele care formează galaxii care sunt incluse în clustere de galaxii care sunt incluse la rândul lor în structuri de mari dimensiuni.
Cu toate acestea, la cele mai mari scale, universul pare a fi omogen din punct de vedere spațial: din câte putem constata, nu există locuri sau centre preferate.
Este dinamic: a avut o etapă timpurie fierbinte, cu structuri formate dintr-o stare inițială într-un mod care a fost modulată de materia întunecată de natură necunoscută și în prezent materia se extinde cu o rată caracterizată de constanta Hubble.
Poate sau nu să fi avut un început, și în timp ce este probabil că va continua să se extindă pentru totdeauna, există și alte posibilități alternative, deoarece nu știm natura energiei întunecate care în prezent determină accelerarea extinderii sale.
Accesul nostru observațional la univers este strict limitat de orizonturile vizuale și natura opacă a universului foarte timpuriu. Abilitatea noastră de a testa fizica relevantă în momente foarte timpurii este limitată de aspectele practice legate de ce acceleratoare de particule putem construi.

Aproape toate acestea au fost neașteptate. Au fost asumate de cei mai buni fizicieni din lume care au inițiat cosmologia relativistă în 1917 considerând universul static. Natura sa dinamică a fost în general evidențiată abia în 1931, după o faimoasă întâlnire a Societății Astronomice Regale, Friedmann descoperind soluțiile extinderii k = +1 (1922) și k = -1 (1924) ale ecuațiilor Einstein pentru un spațiutimp omogen spațial izotrop temporal. Lemaître au descoperit independent soluțiile de extindere k = +1 (1927) și le-a asociat cu expansiunea Universului prin observarea deplasării în roșu de către Slipher, oferind astfel prima legătură cu observațiile. Procesele fizice ale eroismului Big Bang-ului fierbinte și existența asociată a radiației fundalului cosmic al corpului negru nu au fost explicate în general până în 1965, chiar dacă au fost prezise în 1948 de Gamow, Alpher și Herman. Nu au fost determinate nici de cele mai strălucite minți din acele timpuri, chiar dacă sunt foarte evidente în retrospectivă. Existența radiației cosmice a corpului negru ar fi trebuit să fie prezisă, în termeni de fizică cunoscută la acea dată, în 1934, când Tolman și-a publicat cartea (Tolman, 1934) care include versiunea dominată de radiații a ecuației Friedmann.

Natura geometriei spațiu-timpului

Geometria spațiu-timp este reprezentată pe o anumită scală medie, care este implicită mai degrabă decât explicită. Conform relativității generale (Hawking și Ellis, 1973), spațiu-timpul este o varietate 4-dimensională cu geometria Riemanniană determinată de un tensor metric simetric g_ab(xⁱ) = g_(ab)(xⁱ) (a, b = 0, 1, 2) cu forma normală g_ab = diag(-1, +1, +1, +1) [3] Astfel liniile de univers temporale x^a(s) cu vectorul tangent u^a(s) = dx^a/ds au magnitudinea u^ag_abu^b < 0, liniile de univers nule x^a(v) cu vector tangent k^a(s) = dx^a/dv au o magnitudine k^ag_abk^b = 0. Timpul propriu τ de-a lungul unei linii de univers temporale este determinat de relația

τ = ∫√|g_ab(dx^a/ds)(dx^b/ds)| ds (1)

și distanțele spațiale de-a lungul unei linii de univers spațială prin relația analogică.

O conexiune Γ determină derivata covariantă ∇ astfel încât ∇_[ab]f = 0 pentru toate funcțiile f, ∇_agbc = 0, aceste două relații determinând împreună legătura în termenii derivatelor metricii. O curbă geodezică x^a(v) cu vector tangent K^a = dx^a/dv respectă relația

K^a∇_aK^b = 0, (2)

și reprezintă materia în cădere liberă dacă K^aeste temporal (K^aK_a < 0) sau calea razelor de lumină dacă K^a este nul (K^aK_a = 0).

Tensorul de curbură R_abcd este dat de identitățile Ricci care sunt valabile pentru un câmp vectorial arbitrar u^a:

∇_[dc]u^b = u^aR_abcd. (3)

Aceasta satisface simetria

R_abcd = R_[ab][cd] = R_cdab, R_a[bcd] = 0 (4)

și condițiile de integrabilitate

∇_[aRbc]de = 0, (5)

(identitățile Bianchi). Tensorul curburii are două contracții importante, tensorul Ricci Rab: = R^c_acb și scalarul Ricci R: = R^a_a. Din cauza lui (5), tensorul Einstein G_ab: = R_ab – 1/2Rg_ab satisface identitatea

∇_bG^ab = 0. (6)

Dinamica: Ecuațiile câmpului Einstein

Materia prezentă determină geometria, prin ecuațiile câmpului Einstein date de

G_ab = 8πGT_ab – Λg_ab, (7)

unde G este constanta gravitațională, Λ constanta cosmologica (eventual zero), si T_ab tensorul stresenergie al materiei. În esență, acest lucru arată cum materia (în partea dreaptă) curbează spațiul (în stânga), unde Λ poate fi considerat ca reprezentând un câmp de materie invariant Lorentz. Geometria determină mișcarea materiei, deoarece identitățile (6), împreună cu ecuațiile (7), garantează conservarea momentului energetic total:

∇_bG_ab = 0⇒∇_bT_ab = 0, (8)

cu condiția ca constanta cosmologică Λ să satisfacă relația ∇_aΛ = 0, adică este constantă în timp și spațiu. În esență, aceasta arată modul în care spațiutimpul determină modul în care materia se mișcă deoarece, având în vedere ecuațiile adecvate ale stării, dinamica materiei este controlată de ecuațiile de conservare energie-impuls (8).

În combinație cu ecuațiile adecvate de stare pentru materie, care se referă la componentele tensorului energie-stres T_ab, ecuațiile câmpului Einstein (7) determină evoluția dinamică combinată a modelului și materiei din el, cu (8) acționând ca condiţii de integrabilitate. Este crucial ca, în circumstanțe potrivite, (7) să aibă ecuațiile gravitaționale newtoniene ca o limită, și astfel să fie în concordanță cu toate rezultatele bine stabilite ale teoriei gravitaționale newtoniene în contextul în care aceasta este o teorie corectă a gravitației.

Surse de materie

Evident, soluțiile la ecuațiile de câmp Einstein (7) depind de natura surselor de materie prezente. Tensorul de stres din partea dreaptă a acestor ecuații trebuie să includă toate câmpurile de materie și radiații prezente. În contextul cosmologic, există trei surse semnificative:

Materia, reprezentată de obicei ca un fluid perfect cu densitate de energie ρ și presiune p:

T_ab = (ρ + p)u_au_b + pg_ab (9)

unde u^a (u^au_a = -1) este 4-viteza, deci T_abu^au^b = ρ, T^a_a = 3p. În mod special, materia barionică și materia rece întunecată sunt reprezentate în acest fel, cu ecuația de stare p = 0. Ecuațiile de mișcare rezultă din ecuațiile de conservare (8); materia se deplasează pe geodezice în timp ce p = 0. Ocazional, în momentele în care au loc procese ireversibile, se pot include termeni de vâscozitate și flux de căldură.

Radiația, reprezentată fie ca un fluid perfect (9) cu o ecuație de stare p = ρ/3, fie printr-o descriere a teoriei cinetice cu funcție de distribuție f(xⁱ, p^j) și tensorul de stres T_ab(xⁱ) = ∫f(x,p)p^ap^bπ, care aproape întotdeauna nu va da forma fluidă perfectă (9). Ecuația dinamică pentru radiație este atunci ecuația Boltzmann Lf = C(f) reprezentând interacțiunea cu materia (Durrer, 2008). Aceasta se reduce la ecuația Liouville atunci când nu are loc nicio interacțiune: C(f) = 0⇒Lf = 0.
Un câmp scalar ϕ cu potențial V(ϕ) = 0 poate fi prezent. Asta va avea un tensor perfect de solicitare a lichidului (9) cu 4-viteza ua = ∇aϕ/(|∇^bϕ∇_bϕ|)^½ și