Evrenin doğuşu - büyük patlama ve sonraki sorunlar
Büyük patlama
Astronotlar, matematiksel modelleri ve gözlem sonuçlarını birleştirerek evrenin doğuşu hakkında uygulanabilir teoriler elde ettiler. Big Bang Teorisinin matematiksel temeli, Albert Einstein'ın genel görelilik teorisini ve temel parçacıkların standart teorisini içerir. Hubble Uzay Teleskobu ve Spitzer Uzay Teleskobu dahil olmak üzere NASA uzay teleskopları bugüne kadar hala evrenin genişlemesini ölçüyor. Uzun vadeli bir amaç, evrenin sonsuza kadar genişleyip genişlemeyeceği veya "büyük sıkışma" da çökene kadar genişlemeyi durdurup küçülüp küçültmeyeceği sorusuna kesin bir sonuç çıkarmak olmuştur.
Arkaplan radyasyonu
Fiziksel teoriye göre, Big Bang'den sonraki bir saniye içinde evrene bakarsak, nötronlar, protonlar, elektronlar, anti-elektronlar (pozitronlar), fotonlar ve nötronlar içeren 10 milyar dereceye kadar yüksek bir sıcaklık göreceğiz. Çocuk denizi. Zamanla, evrenin soğuduğunu göreceğiz, nötronlar protonlara ve elektronlara bozunacak veya döteryum (hidrojen izotopları) oluşturmak için protonlarla birleşecek. Evren soğumaya devam ederken, sonunda elektronların atom çekirdekleriyle birleşerek nötr atomlar oluşturmasına izin veren bir sıcaklığa düşecektir. Bu "rekombinasyon" gerçekleşmeden önce, güneş ışığının bulutlardaki su damlacıklarıyla saçılması gibi, serbest elektronlara çarpan ışığın (fotonlar) saçılması nedeniyle evren opak hale geldi. Ancak çekirdek, nötr atomlar oluşturmak için serbest elektronları çektiğinde, evren aniden şeffaf hale gelir. Kozmik fon radyasyonu adı verilen büyük patlamanın son parıltısı - aynı fotonlar, bugün bizim tarafımızdan zaten gözlemlenebilir.
Görev araştırması: kozmik arka plan radyasyonu
NASA, evrenin arka plan radyasyonunu incelemek için iki görev önerdi - sadece 400.000 yıllık evren için "bebek fotoğrafları" çekmek. İlk görevin gerçekleştiricisi Kozmik Arka Plan Gezgini'dir (COBE). 1992'de COBE ekibi, kozmik fon radyasyonundaki orijinal sıcak noktaları ve orijinal soğuk noktaları haritaladıklarını duyurdu. Bu noktalar, erken evrendeki çekim alanlarıyla ilgilidir ve evrende yüz milyonlarca ışıkyılı uzayan dev gökada kümelerinin tohumlarını oluşturmuştur. Bu çalışma, NASAdan Dr. John C. Mather ve Kaliforniya Üniversitesinden George F. Smoota 2006 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırdı.
İkinci görevin icracı, kozmik fon radyasyonunu tespit etmekten sorumlu olan Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası'dır (WMAP). COBE ile karşılaştırıldığında, WMAP çözünürlüğü büyük ölçüde iyileştirilmiştir.Tüm gökyüzünü algılar ve evrende neredeyse eşit olarak dağılan mikrodalga radyasyonunun sıcaklık farkını ölçer. Bir sonraki resim, kırmızı renkte daha sıcak alanlara ve mavi renkte daha soğuk alanlara sahip bir gökyüzü haritasıdır. Bu kanıtları evrenin teorik modelleriyle birleştiren bilim adamları, evrenin "düz" olduğu sonucuna varmışlardır, bu da kozmolojik ölçekte uzay geometrisinin Öklid geometrik kurallarını karşıladığı anlamına gelir (örneğin: paralel çizgiler asla buluşmaz) , Çevrenin çapa oranı , vb.).
Diğer bir üçüncü görev, Avrupa Uzay Ajansı tarafından yürütülen Planck teleskop projesi ve 2009 yılında başlatılan çok sayıda NASA katılımıdır. Planck Teleskopu, en doğru mikrodalga arka plan radyasyon haritasını üretiyor. Bu cihaz yüzde birkaç sıcaklık değişimine duyarlıdır ve tüm gökyüzünü 9 banda eşler.CMB'nin (kozmik mikrodalga fon radyasyonu) sıcaklık dalgalanmalarını ölçebilir.Bu sıcaklık dalgalanmasının doğruluğu temel astrofizik tarafından belirlenir. Sınır ayarı.
Kozmik enflasyon
Orijinal COBE sonuçları ve daha yüksek çözünürlüklü WMAP verilerinin analizi bir sorun buldu: evren fazla tekdüze. Daha önce birbiriyle hiç temas etmemiş olan kozmik enkaz aynı sıcaklıkta nasıl dengeye ulaşabilir? Ama Büyük Patlama'dan sonra çok kısa bir süre içinde evren "enflasyon" denen inanılmaz bir genişleme yaşarsa, bu sorun ve diğer kozmolojik sorunlar çözülebilir. Bu genişlemeyi başarmak için, Büyük Patlama zamanında evrenin istikrarsız bir enerji formuyla doldurulması gerekir, ancak doğası belirsizdir. Doğası ne olursa olsun, enflasyon modeli, evrenin son derece küçükken bir tür kuantum gürültüsü ürettiğini ve bu ham enerjinin uzayda eşit olmayan bir şekilde dağılacağını öngörüyor. Bu model evren konusuna aktarılacak ve "birleştiklerinde" serbestçe akmaya başlayan fotonlarda gösterilecektir. Bu nedenle, bu kalıbı evrenin COBE ve WMAP resimlerinde görüyoruz ve görüyoruz.
Ancak bu varsayımların hiçbiri enflasyon sorununu çözmez. Bu soruyu yanıtlamanın zorluklarından biri, evrenin "yeniden düzenlenmeden" önce uzun bir süre genişlemiş olmasıdır. Yani "yeniden yapılanma" öncesinde evrenin opaklığına aslında daha önceki bazı ilginç olaylardan kaynaklanıyordu. Neyse ki, evreni gözlemlemenin hiç foton içermeyen bir yolu var. Büyük Patlama-yerçekimi dalgaları anından itibaren bize iletilebilen bilinen tek bilgi formu, başka yollarla elde edemediğimiz bilgileri taşır. NASA ve ESA, enflasyon çağında yerçekimi dalgalarını bulmak için birkaç misyon düşünüyor.
Karanlık enerji
Hubble Teleskobu ve COBE'nin kullanıma girmesinden sonraki yıllarda, Big Bang'in görüntüleri yavaş yavaş netleşti. Ancak 1996'da, çok uzaktaki süpernovaların gözlemleri hala resimlerdeki göze çarpan değişikliklere dayanıyordu. Her zaman, evren maddesinin kendi genişleme hızını yavaşlatacağına inanılıyordu. Kütle yerçekimi kuvveti üretir ve yerçekimi kuvveti, genişlemeyi yavaşlatması gereken çekme kuvveti üretir. Ancak süpernova gözlemleri, evrenin genişlemesinin yavaşlamak yerine hızlandığını gösteriyor. Madde ve sıradan enerji gibi olmayan bazı şeyler galaksileri birbirinden ayırıyor. Bu "şeye" karanlık enerji denir, ancak onu sadece bir isim vererek anlamak imkansızdır. Karanlık enerjinin fiziğin bilmediği bir tür akışkan dinamiği olup olmadığı veya boşluk uzayının bir özelliği olup olmadığı veya genel göreliliğin bir modifikasyonu olup olmadığı ise hala bilinmemektedir.
ilgili bilgi
Fiziksel kozmolojide, karanlık enerji, alanı dolduran ve evrenin genişleme hızını artıran, algılanamayan bir enerji biçimidir. Karanlık enerji hipotezi, evrenin hızlandırılmış genişlemesine ilişkin gözlemlerin en popüler yorumlarından biridir. Standart evren modelinde karanlık enerji, evrenin kütlesinin ve enerjisinin% 68,3'ünü kaplar. İki karanlık enerji modeli vardır: kozmolojik sabit ve skaler alan. Evren üzerinde sürekli bir etkiye sahip olan skaler alanlar genellikle kozmolojik sabite dahil edilir. Kozmolojik sabit fiziksel olarak vakum enerjisine eşdeğerdir.
Kozmik mikrodalga arka plan, kozmolojideki "büyük patlama" dan arta kalan termal radyasyondur. Erken literatürde, "kozmik mikrodalga arka plan", tüm evreni dolduran bir elektromanyetik radyasyon olan "kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu" veya "eski radyasyon" olarak adlandırılır. Özellikler, 2.725K mutlak sıcaklık ölçeğinin siyah cisim ışımasıyla aynıdır. Frekans, mikrodalga aralığına aittir. Kozmik mikrodalga fon, gözlemsel kozmolojinin temeli olan kozmik fon radyasyonlarından biridir ve evrendeki en eski ışık olduğu için rekombinasyon dönemine kadar izlenebilir.
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden basım için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
