Domenii de studiu în cosmologia fizică

Universul foarte timpuriu

Universul timpuriu fierbinte pare să fie bine explicat de Big Bang de la aproximativ 10^-33 secunde, dar există mai multe probleme. Una este că nu există niciun motiv convingător, folosind fizica particulelor actuale, ca universul să fie plat, omogen și izotrop (a se vedea principiul cosmologic). Mai mult, marile teorii unificate ale fizicii particulelor sugerează că ar trebui să existe monopoli magnetici în univers, care nu au fost găsiți. Aceste probleme sunt rezolvate de o scurtă perioadă de inflație cosmică, care conduce universul la planeitate, aliniază anizotropiile și neomogenitățile la nivelul observat și diluează exponențial monopolurile. Modelul fizic din spatele inflației cosmice este extrem de simplu, dar nu a fost încă confirmat de fizica particulelor și există dificultăți mari în reconcilierea inflației și teoriei câmpului cuantic. Unii cosmologi cred că teoria corzilor și cosmologia branelor vor oferi o alternativă la inflație.

O altă problemă majoră în cosmologie este ceea ce a făcut ca universul să conțină mai multă materie decât antimaterie. Cosmologii pot deduce observațional faptul că universul nu este împărțit în regiuni de materie și antimaterie. Dacă ar fi fost, ar fi existat raze X și raze gamma produse ca rezultat al anihilării, dar acest lucru nu este observat. Prin urmare, un anumit proces din universul timpuriu trebuie să fi creat un mic exces de materie asupra antimateriei și acest proces (în prezent nu este înțeles) se numește bariogeneză. Trei condiții necesare pentru bariogeneză au fost derivate de Andrei Saharov în 1967 și necesită o încălcare a simetriei fizicii particulelor, numită simetrie CP, între materie și antimaterie. Cu toate acestea, acceleratoarele de particule măsoară prea puțin o încălcare a simetriei CP pentru a explica asimetria barionică. Cosmologii și fizicienii de particule caută încălcări suplimentare ale simetriei CP în universul timpuriu, care ar putea explica asimetria barionică.

Atât problemele de bariogeneză, cât și inflația cosmică, sunt foarte strâns legate de fizica particulelor, iar rezolvarea lor ar putea proveni mai degrabă din teoria și experimentele la energie înaltă decât din observațiile universului.

Teoria Big Bang

Nucleosinteza Big Bang este teoria formării elementelor din universul timpuriu. S-a finalizat când universul avea vârsta de aproximativ trei minute și temperatura lui a scăzut sub cea la care ar putea apărea fuziunea nucleară. Nucleosinteza Big Bang a avut o scurtă perioadă în care ar putea funcționa, deci au fost produse doar cele mai ușoare elemente. Pornind de la ionii de hidrogen (protoni), a produs în principal deuteriu, heliu-4 și litiu. Alte elemente au fost produse numai la nivel de urme. Teoria de bază a nucleosintezei a fost dezvoltată în 1948 de George Gamow, Ralph Asher Alpher și Robert Herman. A fost folosită de mulți ani ca o dovadă a fizicii în timpul Big Bang-ului, deoarece teoria nucleosintezei Big Bang conectează abundența elementelor ușoare primordiale cu trăsăturile universului timpuriu. În mod specific, poate fi folosită pentru a testa principiul echivalenței, pentru a cerceta materia întunecată și pentru a testa fizica neutrinilor. Unii cosmologi au sugerat că nucleosinteza Big Bang sugerează că există o a patra specie de neutrino „sterilă”.

Modelul standard al cosmologiei Big Bang

Modelul ΛCDM (Lambda cold dark matter) sau modelul Lambda-CDM este o parametrizare a modelului cosmologic Big Bang în care universul conține o constantă cosmologică, denotată ărin Lambda (Λ), asociată cu energia întunecată și cu materia rece rece (abreviate CDM). Este frecvent menționat ca modelul standard al cosmologiei Big Bang.

Fundalul cosmic de microunde

(Dovada undelor gravitaționale din universul timpuriu poate fi descoperită prin examinarea microscopică a planului focal al telescopului radio BICEP2.)

Fundalul cosmic de microunde este radiația rămasă de la decuplarea după epoca de recombinare atunci când atomii neutri s-au format prima dată. În acest moment, radiațiile produse în Big Bang au împiedicat împrăștierea Thomson din ionii încărcați. Radiația, observată pentru prima dată în 1965 de către Arno Penzias și Robert Woodrow Wilson, are un spectru termic perfect pentru corpul negru. Are o temperatură de 2,7 kelvin astăzi și este izotropică la o parte din 105. Teoria perturbării cosmologice, care descrie evoluția neomogenităților ușoare din universul timpuriu, a permis cosmologilor să calculeze precis spectrul de putere unghiular al radiației și s-a măsurat prin experimentele recente din satelit (COBE și WMAP) și multe experimente cu baza la sol și în balon (cum ar fi Degree Angular Scale Interferometer, Cosmic Background Imager, și Boomerang). Unul dintre scopurile acestor eforturi este de a măsura parametrii de bază ai modelului Lambda-CDM cu precizie crescândă, precum și de a testa previziunile modelului Big Bang și de a căuta noi fizici. Rezultatele măsurătorilor făcute de WMAP, de exemplu, au pus limite asupra maselor neutrinice.

Experimente mai noi, cum ar fi QUIET și Atacama Cosmology Telescope, încearcă să măsoare polarizarea fundalului cosmic de microunde. Se așteaptă ca aceste măsurători să furnizeze o confirmare suplimentară a teoriei, precum și informații despre inflația cosmică și așa-numitele anizotropii secundare, cum ar fi efectul Sunyaev-Zel’dovich și efectul Sachs-Wolfe, care sunt cauzate de interacțiunea dintre galaxii și clustere cu fundalul cosmic de microunde.

La 17 martie 2014, astronomii din cadrul echipei BICEP2 au anunțat detectarea aparentă a polarizării modului B al CMB, considerată a fi o dovadă a undelor gravitaționale primordiale, care sunt prezise de teoria inflației care apare în prima fază a Big Bang-ului . Cu toate acestea, mai târziu în acel an, echipa Planck a oferit o măsurare mai precisă a prafului cosmic, concluzionând că semnalul de tip B din praf are aceeași forță ca cea raportată de BICEP2. La 30 ianuarie 2015, a fost publicată o analiză comună a datelor BICEP2 și Planck, iar Agenția Spațială Europeană a anunțat că semnalul poate fi atribuit în întregime prafului interstelar în Calea Lactee.

Formarea și evoluția structurii pe scară largă

Înțelegerea formării și evoluției celor mai mari și mai timpurii structuri (adică, quasari, galaxii, clustere și supercluste) este unul dintre cele mai mari eforturi din cosmologie. Cosmologii studiază un model de formare a structurii ierarhice, în care structurile se formează de jos în sus, cu obiecte mai mici formându-se primele, în timp ce cele mai mari obiecte, cum ar fi superclusterele, încă se asamblează. O modalitate de a studia structura în univers este de a cerceta galaxiile vizibile, pentru a construi o imagine tridimensională a galaxiilor din univers și a măsura spectrul de putere al materiei. Aceasta este abordarea Sloan Digital Sky Survey și 2dF Galaxy Redshift Survey.

Un alt instrument pentru înțelegerea formării structurilor este simularea pe care cosmologii o folosesc pentru a studia agregarea gravitațională a materiei în univers, în timp ce se strânge în filamente, supercluste și goluri. Cele mai multe simulări conțin numai materia neagră, nebarionică, care ar trebui să fie suficientă pentru a înțelege universul pe cele mai mari scale, deoarece în univers există mult mai mult materie întunecată decât materia vizibilă, barionică. Simulări mai avansate încep să includă barionii și să studieze formarea de galaxii individuale. Cosmologii studiază aceste simulări pentru a vedea dacă sunt în acord cu anchetele despre galaxii și pentru a înțelege orice discrepanță.

Alte observații complementare pentru a măsura distribuția materiei în universul îndepărtat și pentru a cerceta reionizarea includ:

• Pădurea Lyman-alfa, care permite cosmologilor să măsoare distribuția gazului atomic neutru în universul timpuriu, prin măsurarea absorbției de lumină de la quasari la distanță de gaz.
• Linia de absorbție de hidrogen atomic neutru de 21 de centimetri oferă, de asemenea, un test sensibil al cosmologiei.
• Lentilele slabe, distorsiunea unei imagini îndepărtate prin lentila gravitațională datorată materiei întunecate.

Acestea vor ajuta cosmologii să rezolve problema când și cum se formează structura în univers.

Materia întunecată

Dovezile din nucleosinteza Big Bang, fondul cosmic de microunde, formarea structurii și curbele de rotație a galaxiilor sugerează că aproximativ 23% din masa universului constă dintr-o materie întunecată nebarionică, în timp ce doar 4% constă din materie vizibilă, barionică. Efectele gravitaționale ale materiei întunecate sunt bine înțelese, deoarece se comportă ca un fluid rece, non-radiativ, care formează halouri în jurul galaxiilor. Materia întunecată nu a fost niciodată detectată în laborator, iar natura fizică a particulelor materiei întunecate rămâne complet necunoscută. Fără constrângeri observaționale, există un număr de candidați, cum ar fi o particulă supersimetrică stabilă, o particulă masivă slabă interactivă, o particulă masivă interactivă gravitațională, axioni și un obiect masiv compact de halo. Alternativele la ipoteza materiei întunecate includ o modificare a gravitației la accelerații mici (MOND) sau un efect al cosmologiei branelor.

Energia întunecată

Dacă universul este plat, trebuie să existe o componentă suplimentară care să reprezinte 73% (în plus față de materia întunecată de 23% și barionică de 4%) a densității energetice a universului. Aceasta se numește energie întunecată. Pentru a nu interfera cu nucleosinteza Big Bang și fundalul cosmic cu microunde, nu trebuie să se împrăștie în halouri, precum barionii și materia întunecată. Există dovezi puternice de observație pentru energia întunecată, deoarece densitatea energetică totală a universului este cunoscută prin constrângeri asupra planeității universului, dar cantitatea de materie de clusterizare este măsurată strâns și este mult mai mică decât aceasta. Favorizarea energiei întunecate a fost întărită în 1999, când măsurătorile au demonstrat că expansiunea universului a început să se accelereze treptat.

În afară de densitate și proprietățile de clusterizare, nu se știe nimic despre energia întunecată. Teoria câmpului cuantic prezice o constantă cosmologică (CC) la fel ca energia întunecată, dar cu 120 de ordine de mărime mai mare decât cea observată. Steven Weinberg și un număr de teoreticieni ai corzilor (vezi peisajul corzilor) au invocat principiul „slab antropic”: adică motivul pentru care fizicienii observă un univers cu o constantă cosmologică atât de mică este că niciun fizician (sau nicio ființă) nu ar putea exista într-un univers cu o constantă cosmologică mai mare. Mulți cosmologi găsesc această explicație nesatisfăcătoare: poate pentru că în timp ce principiul slab antropic este evident (având în vedere existența observatorilor vii, trebuie să existe cel puțin un univers cu o constantă cosmologică care să permită existența vieții), nu încearcă să explice contextul acelui univers. De exemplu, principiul antropic slab de unul singur nu face distincție între:

• Doar un singur univers va exista vreodată și există un principiu fundamental care constrânge CC față de valoarea pe care o observăm.
• Doar un singur univers va exista vreodată și deși nu există niciun principiu de bază care să stabilească CC, am avut noroc.
• Există o mulțime de universuri (simultan sau în serie) cu un interval de valori ale CC și, desigur, a noastră este una dintre cele care susțin viața.

Alte explicații posibile pentru energia întunecată includ chintesența sau o modificare a gravitației pe cele mai mari scale. Efectul asupra cosmologiei energiei întunecate pe care aceste modele o descriu este dat de ecuația de stare a energiei întunecate, care variază în funcție de teorie. Natura energiei întunecate este una dintre cele mai provocatoare probleme din cosmologie.

O mai bună înțelegere a energiei întunecate ar putea rezolva problema soartei finale a universului. În actuala epocă cosmologică, expansiunea accelerată datorată energiei întunecate împiedică formarea structurilor mai mari decât superclusterele. Nu se știe dacă accelerarea va continua pe termen nedefinit, poate chiar să crească până la un Big Rip, sau dacă se va schimba în cele din urmă, va duce la o înghețare totală sau va urma un alt scenariu.

Unde gravitaționale

Undele gravitaționale sunt unde în curbura spațiului care se propagă ca valuri la viteza luminii generate de anumite interacțiuni gravitaționale care se propagă în afara sursei lor. Astronomia undelor gravitaționale este o ramură a astronomiei observaționale care își propune să utilizeze undele gravitaționale pentru a colecta date observaționale despre sursele de undă gravitațională detectabilă, cum ar fi sistemele binare de stele, compuse din pitice albi, stele neutronice și găuri negre; și evenimente precum supranorii și formarea universului timpuriu la scurt timp după Big Bang.

În 2016, echipele LIGO Scientific Collaboration și Virgo Collaboration au anunțat că au făcut prima observație a undelor gravitaționale, provenind dintr-o pereche de găuri negre care fuzionează folosind detectoare avansate LIGO. Pe 15 iunie 2016, a fost anunțată o a doua detectare a undelor gravitaționale de la găuri negre care fuzionează. În afară de LIGO, multe alte observatoare (detectori) de unde gravitaționale se află în construcție.

Alte domenii de anchetă

Cosmologii studiază de asemenea:

• Dacă în universul nostru s-au format găuri negre primordiale și ce sa întâmplat cu ele.
• Detectarea razelor cosmice cu energii deasupra limitei GZK, și dacă semnalează un eșec al relativității speciale la energii înalte.
• Principiul echivalenței, dacă teoria relativității generale a lui Einstein este teoria corectă a gravitației, și dacă legile fundamentale ale fizicii sunt la fel peste tot în univers.
• Complexitatea crescândă a structurilor universale, un exemplu fiind densitatea progresivă în creștere a ratei energiei.