Что такое космологическая модель вселенной
Модель Вселенной
Наверное, первые философские и даже научные вопросы о мире и самой жизни появились у человека очень давно. К слову сказать, еще тогда, когда он эволюционировал до Homo Sapiens. Уже в то далёкое время его интересовало, что находится за пределами видимости и как это выглядит. Правда, модель Вселенной и её понимание изменялись с течением времени. Давайте рассмотрим, как происходили эти изменения.
Что такое
геоцентрическая модель Вселенной?
Собственно говоря, это космологическая модель Вселенной, в центре которой расположена шарообразная Земля. А вокруг неё вращаются все остальные планеты.
Геоцентрическая модель Вселенной
Как оказалось, данное представление о мире поддерживали многие древние учёные. Большой вклад в развитие и поддержание геоцентрической модели Вселенной внесли работы Аристотеля и Птолемея.
Модель вселенной по Аристотелю
Более целостное представление о мире, его форме и развитии предложил Аристотель.
Аристотель
Стоит отметить, что в своих работах Аристотель объединил свои знания по физике и философские идеи.
По мнению учёного, Вселенная представляла собой материю. В её состав входили земля, вода, огонь и воздух. То есть четыре стихии.
Пять элементов по мнению Аристотеля
Между прочим, он верил, что присутствует пятый элемент-эфир. Все части движутся и для каждого движения существует конечная цель.
«Откуда взялось бы что-нибудь, если бы в самой действительности не было причины?»
В понимании Аристотеля космос не пустое пространство. Он утверждал, что пустоты не существует в природе. Передвижение есть, а пустоты нет. Стало быть, само пространство состоит из мест и тел. А граница это край, которое имеет только тело.
По его представлениям, вселенная не подвластна времени. Хотя он не отрицал связь между ним и движением.
Само время определяет движение, а оно, в свою очередь, определяет время. В этом противоречии заключен «круг времени».
На основе наблюдений Аристотель сделал вывод, что Земля неподвижно находится в центре Вселенной. А вокруг неё движутся небесные тела.
Учёный был противником представления о том, что кто-то поддерживал планеты. Типа сказок про Атлантов и трёх китов.
Модель Вселенной Птолемея
Теорию Аристотеля поддержал и обосновал Птолемей. Именно поэтому её еще называют моделью Вселенной Аристотеля-Птолемея.
Скульптура Платона
Его картина Вселенной была построена на математических расчётах. В основе картины также лежала шарообразная Земля и её движение в мире.
Модель Вселенной Птолемея подразумевала неподвижность нашей планеты, но описывала движение тел вокруг Земли.
Безусловно, модель Вселенной Аристотеля-Птолемея стала важным шагом в изучении и понимании окружающего мира. Такая космологическая картина была актуальна до 16 века.
Модели Вселенной
Космологические модели Вселенной — это представления о её формировании и развитии. Впрочем, выделяют три основные идеи.
Теория Большого Взрыва
Большой взрыв
Модель расширяющейся Вселенной
По сути, описывает само расширение и рост Вселенной. В основе лежит увеличение размера и объема пространства относительно наблюдателя. Главный вопрос данного представления о мире — это бесконечность пространства.
Такая модель наиболее приближена к современной науке. Сформировалась она на основе теории относительности. Которую, как известно, предложил ещё Альберт Эйнштейн.
По принципу данной модели, Вселенная может как сжиматься, так и расширяться. К сожалению, является она только теорией и у неё нет никаких научно-обоснованных подтверждений.
Теория стадии инфляции
Содержит пояснения появления и расширения Вселенной. Она ориентирована на быстротечное расширение пространства на нулевой момент времени.
Более того, теория стадии инфляции имеет большое количество возможных идей развития Вселенной.
К тому же, в своей основе содержит начальный этап развития пространства после Большого Взрыва.
С точки зрения учёных, сначала Вселенная была горячей и плотной. А уже в результате своего расширения она остыла. Затем появилась гравитация и электромагнитное поле. В результате начали образовываться тела, планеты, спутники и др.
Какую модель Вселенной предлагает современная наука?
Как мы знаем, наша планета входит в состав галактики Млечный путь. Кроме того, она состоит в Солнечной системе.
За основу современные учёные берут модель Фридмана. Его теория объясняет, что Вселенная однородная и изотропная. Состоит она из вещества с постоянной кривизной, которая может быть положительной, отрицательной, либо нулевой.
В разные времена человек по-разному представлял себе мир. Сначала все строилось на догадках. Сейчас же, учёные основываются на выведенные наукой законы, наблюдения и доказательства.
Но остаётся ещё много загадок и предположений о Вселенной. И главное, что ждёт нас в будущем?
Космологические модели Вселенной
Вы будете перенаправлены на Автор24
Развитие классической модели Вселенной
Происхождение Вселенной – это вопрос, которым задавалось человечество с незапамятных времен. Устройство Вселенной интересовало уже древних ученых, их взгляды и идеи были основополагающими компонентами философских систем. Такие космологические идеи, возникшие в древности и сохранившиеся до наших дней в форме легенд и мифов, были основаны на астрономических наблюдениях. Жрецы древних цивилизаций в процессе астрономических наблюдений сумели точно определить продолжительность года, цикл повторения затмений, а также выявить две группы небесных тел – подвижные и неподвижные.
Неподвижными, по мнению древних астрономов, являлись звезды, а подвижными – Солнце, Луна и пять планет, известных на то время:
В честь подвижных небесных тел неделя была разделена на семь дней, каждый из дней связан с одним подвижным небесным телом. В процессе наблюдения видимого движения Солнца по небесной сфере были открыты двенадцать так называемых зодиакальных созвездий.
С появлением философии и науки, сменивших мифологию, ответы на подобные вечные вопросы стали искать в рамках философских концепций. Таким образом, в период античности появились космологические модели Вселенной, предложенные Платоном, Демокритом, Пифагором, и первые гелиоцентрические модели Вселенной.
Идея о том, что Земля вращается вокруг Солнца, была выдвинута Аристархом Самосским, однако гелиоцентрические идеи не были признаны. Признанным итогом космологии в период античности, просуществовавшей и в весь период Средневековья, стала геоцентрическая модель Вселенной, предложенная Аристотелем и доработана Птолемеем. Геоцентрическая концепция была весьма сложной ввиду необходимости введения деферентов и эпициклов, что требовалось для компенсации видимого движения планет.
В период Нового времени первенство в создании идей космологии перешло науке, философия отошла на второй план. Особенно большие успехи были достигнуты в ХХ в., когда был совершен переход от догадок к подтвержденным фактам, обоснованным теориям, гипотезам.
Готовые работы на аналогичную тему
В 16 в. Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель Вселенной, согласно которой центром Вселенной является Солнце, а планеты вращаются вокруг него.
17-19 вв. для космологии и космогонии ознаменовались созданием полицентрической картины мира, которая явилась началом развития научной космологии. Принципы полицентрической модели Вселенной выглядят следующим образом:
Эта модель, казавшаяся логически стройной и лишенной противоречий, существовала до ХХ в.
В этой модели Вселенной было несколько недостатков. Для объяснения непонятных явлений было предположено существование божественного первотолчка, вмешательством Бога объяснялась и коррекция космических тел, то есть данная модель Вселенной не могла дать научного объяснения происхождению Вселенной. Вследствие этого появились космологические парадоксы.
Космологические парадоксы
Фотометрический парадокс. Этот парадокс касается пространственной бесконечности Вселенной. Швейцарский ученый Р. Шезо предположил, что если принцип бесконечности Вселенной справедлив, и в ней существует бесконечное множество равномерно распределенных звезд, то наблюдатель в любом направлении мог бы их обнаружить, и в этом случае небосвод имел бы бесконечную светимость, и Солнце на его фоне выглядело бы, как черное пятно. Такие же выводы независимо от Шезо сделал немецкий ученый Ф.Ольберс. данное утверждение, впервые поставившее пространственную бесконечность Вселенной под сомнение, получил название фотометрического парадокса.
Другой парадокс, вытекавший из принципа бесконечности Вселенной, называется гравитационным парадоксом. В соответствии с этим парадоксом, в бесконечной Вселенной, в которой все тела распределены равномерно, сила тяготения всех тел Вселенной является бесконечно большой. Так как этого не наблюдается, значит, количество небесных тел не является неограниченным, а значит, попадает под сомнение и бесконечность Вселенной.
Эти три сформулированных парадокса поставили под сомнение классическую космологическую модель Вселенной и привели к необходимости поиска новой непротиворечивой модели.
Космологические модели Вселенной в современной науке
Современная наука определяет мегамир как единую систему, в состав которой входят все небесные тела и диффузная материя. Современная космология основывается на общей теории относительности, и получила название релятивистской.
В науке на данный момент существует несколько моделей Вселенной. Объединяет их представление о изотропном, однородном, нестационарном характере Вселенной.
Существует несколько моделей Вселенной, общим для них является представление о ее нестационарном, изотропном и однородном характере Вселенной:
Космологические модели
Космологические модели — модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.
Содержание
Современное представление о жизни Вселенной
Ранняя Вселенная
Космологическая сингулярность
Планковская эпоха
Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10 −43 секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.
Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10 −35 и 10 −32 с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10 −37 секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.
Эпоха великого объединения
Длилась между 10 −43 и 10 −35 с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и охлаждается после Планковской эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.
Эпоха раздувания (инфляции)
Между 10 −35 и 10 −32 с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная все ещё преимущественно заполнена излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны (которые забирают энергию от фотонов) быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.
Эпоха электрослабых взаимодействий
Эпоха кварков
Между 10 −12 и 10 −6 с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются в их современном состоянии. Температуры и энергии все ещё слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны.
Эпоха адронов
Между 10 −6 и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после Большого Взрыва нейтрино высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).
Эпоха лептонов
Эпоха нуклеосинтеза
Эпоха первичной рекомбинации
Вселенная постепенно охлаждалась и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для образования атомов (3000 К). Таким образом, из состояния плазмы, непрозрачного для большей части электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения.
Образование первых структур
За счёт гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям (« кластерам »). По всей видимости, первыми плотными объектами в тёмной Вселенной были квазары. Затем, начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звёзды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия. В астрофизике любые элементы тяжелее гелия называют «металлами». 11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли когда Вселенной было только 500 миллионов лет.
Образование солнечной системы
Через 8-9 миллиардов лет после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце — звезда, возникшая относительно поздно. Предполагается, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звёзд.
Сегодняшний день
По самым точным современным оценкам, мы живём через 13,65-13,7 миллиардов лет после Большого Взрыва.
Возможное будущее Вселенной
В настоящее время обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная расширяется с ускорением. Этот факт не отменяет закона Хаббла, так как последний выражает зависимость от содвижущегося расстояния, а не от времени.
Поскольку свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо (смотри статьи Тёмная материя, Тёмная энергия), а сама постоянная Хаббла и многие другие космологические величины определяются с большой погрешностью (модельно независимым путём), до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как: всё быстрее и быстрее, либо наоборот — с замедлением.
В связи с этим есть самые различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем. Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в точку в ходе так называемого « большого коллапса », процесса, обратного Большому Взрыву. Теоретическая физика достаточно серьёзно рассматривает и такую гипотезу, что нынешнее состояние и тонкое строение вакуума являются так называемым «ложным» или «мнимым» вакуумом ( false vacuum ). Это состояние неустойчиво и может перейти в «истинный вакуум» с меньшей энергией. Тогда наша Вселенная пропадёт за одно мгновение и необратимо.
Однако преобладающей сейчас является теория, аналогичной старой « тепловой смерти Вселенной ». Она следует из «эталонной» космологической ΛCDM-модели. В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура, удаляющиеся друг от друга звёзды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, всё большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже чёрные дыры будут медленно «испаряться» за счёт квантовых туннельных эффектов («Излучение Хокинга»). Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.
Фридмановские модели
Отношение средней плотности вселенной к критической обозначается 
.
Существуют три космологические модели, зависящие от , по имени их создателя названные фридмановскими. В этих моделях не учитывается энергия вакуума ( космологическая постоянная ).
>» />. Расширение вселенной сменится сжатием, коллапсом и закончится тем, что вселенная сожмётся в сингулярную точку ( Большое сжатие ). Пространство в такой модели — конечное, имеет положительную кривизну, по форме представляет собой трёхмерную гиперсферу, описывается сферической геометрией Римана. В таком пространстве нет параллельных прямых, сумма углов треугольника больше 180°, отношение длины окружности к радиусу меньше 2π.
По современным данным [1] .
Космологические модели Вселенной: этапы становления современной системы, особенности
Космологическая модель Вселенной — это математическое описание, которое пытается объяснить причины ее нынешнего существования. А также оно обрисовывает эволюцию во времени.
Современные космологические модели Вселенной основаны на общей теории относительности. Это то, что в настоящее время дает наилучшее представление для крупномасштабного объяснения.
Первая научно-обоснованная космологическая модель Вселенной
Вам будет интересно: Молодая была не молода: антонимы к слову «юный»
Из своей теории общей относительности, которая является гипотезой гравитации, Эйнштейн пишет уравнения, управляющие космосом, заполненном материей. Но Альберт думал, что тот должен быть статичным. Таким образом, Эйнштейн ввел термин, называемый постоянной космологической моделью Вселенной, в свои уравнения, чтобы получить результат.
Впоследствии, с учетом системы Эдвина Хаббла, он вернется к этой идее и признает, что космос может эффективно расширяться. Именно так выглядит Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна.
Новые гипотезы
Вскоре после него голландец де Ситтер, русский разработчик космологической модели Вселенной Фридман и бельгийский Леметр представляют на суд знатоков нестатические элементы. Они необходимо для решения уравнений относительности Эйнштейна.
Вам будет интересно: «Институции» Юстиниана: содержание и общая характеристика
Если космос де Ситтера соответствует пустой постоянной, то согласно космологической модели Фридмана Вселенная зависит от плотности вещества внутри нее.
Основная гипотеза
У Земли нет оснований стоять в центре космоса или в каком-либо привилегированном месте.
Это первая теория классической космологической модели Вселенной. Согласно этой гипотезе мироздание рассматривается как:
Рассматривать содержание Вселенной как совершенной жидкости — это еще одна гипотеза. Характерные размеры ее составляющих незначительны перед расстояниями, которые их разделяют.
Параметры
Многие просят: «Опишите космологическую модель Вселенной». Чтобы это сделать в соответствие с предыдущей гипотезой системы Фридмана-Леметра используют три параметра, которые полностью характеризуют эволюцию:
Вам будет интересно: Кто такой муравей? Сколько может поднять?
Плотность материи является ключевым параметром для предвидения ее эволюции: если она очень непроницаемая (Ω0> 1), гравитация сможет победить расширение, и космос вернется в свое первоначальное состояние.
В противном случае увеличение будет продолжаться вечно. Чтобы это проверить, опишите космологическую модель Вселенной согласно теории.
Интуитивно понятно, что человек может осознать эволюцию космоса в соответствии с количеством вещества внутри.
Большое число приведет к закрытой Вселенной. Это закончится в своем начальном состоянии. Небольшое количество вещества приведет к открытой вселенной с бесконечным расширением. Значение Ω0 = 1 приводит к частному случаю плоского космоса.
Смысл критической плотности ρc составляет около 6 х 10–27 кг/м3, то есть два атома водорода на кубический метр.
Эта очень низкая цифра объясняет, почему современная космологическая модель строения Вселенной предполагает пустой космос, и это не так плохо.
Закрытое или открытое мироздание?
Плотность вещества внутри вселенной определяет ее геометрию.
Для высокой непроницаемости можно получить замкнутый космос с положительной кривизной. Но с плотностью ниже критической выйдет открытая Вселенная.
Необходимо отметить, что закрытый тип обязательно имеет законченный размер, тогда как плоская или открытая Вселенная может быть конечной или бесконечной.
Во втором случае сумма углов треугольника меньше 180°.
В замкнутой (например, на поверхности Земли) эта цифра всегда больше 180°.
Все измерения до сих пор не позволили выявить искривление космоса.
Космологические модели Вселенной кратко
Измерения ископаемого излучения с помощью шара Бумеранга вновь подтверждают гипотезу плоского космоса.
Гипотеза о плоском космосе наилучшим образом согласуется с экспериментальными данными.
Измерения, выполненные WMAP и спутником Планка, подтверждают эту гипотезу.
Итак, Вселенная была бы плоской. Но этот факт ставит человечество перед двумя вопросами. Если она плоская, это означает, что плотность вещества равна критической Ω0=1. Но, самая большая, видимая материя во Вселенной составляет только 5 % этой непроницаемости.
Так же, как и при рождении Галактик, необходимо снова обратиться к темной материи.
Возраст Вселенной
Ученые могут показать, что он пропорционален обратной величине постоянной Хаббла.
Таким образом, точное определение этой константы является критической проблемой для космологии. Недавние измерения показывают, что сейчас космосу от 7 до 20 миллиардов лет.
Вам будет интересно: Школьно-письменные принадлежности: обзор, виды, производители и отзывы
Но Вселенная обязательно должна быть старше, чем ее самые старые звезды. А они оцениваются в возрасте от 13 до 16 млрд лет.
В течение первых нескольких секунд после начала быстрой инфляции, которая продолжалась в следующие сотни тысяч лет, появились фундаментальные частицы. Которые позже составили бы материю, но она, как знает человечество, еще не существовала. В этот период Вселенная была непрозрачной, наполненной чрезвычайно горячей плазмой и мощным излучением.
Однако по мере расширения ее температура и плотность постепенно снижались. Плазму и излучение в конечном итоге заменили водород и гелий, самые простые, легкие и наиболее распространенные элементы во Вселенной. Гравитации потребовалось несколько сотен миллионов дополнительных лет, чтобы объединить эти свободноплавающие атомы в первичный газ, из которого появились первые звезды и галактики.
Это объяснение о начале времени было получено из стандартной модели космологии Большого взрыва, также известной как система Лямбда — холодная темная материя.
Космологические модели Вселенной основаны на прямых наблюдениях. Они способны делать прогнозы, которые могут быть подтверждены последующими исследованиями, и полагаются на общую относительность, потому что эта теория дает наилучшее согласие с наблюдаемыми крупномасштабными поведениями. Космологические модели также основаны на двух фундаментальных предположениях.
Земля не расположена в центре Вселенной и не занимает особого места, поэтому космос выглядит одинаково во всех направлениях и из всех мест в большом масштабе. И одни и те же законы физики, действующие на Земле, применяются во всем космосе независимо от времени.
Следовательно, то, что человечество наблюдает сегодня, может быть использовано для объяснения прошлого, настоящего или для помощи в прогнозировании будущих событий в природе, независимо от того, насколько далеко расположено это явление.
Невероятно, чем дальше люди вглядываются в небеса, тем дальше они смотрят в прошлое. Это позволяет проводить общий обзор Галактик, когда они были намного моложе, чтобы можно лучше понять, как они эволюционировали по отношению к тем, которые ближе и, следовательно, намного старше. Конечно, человечество не может видеть одни и те же Галактики на разных этапах своего развития. Но могут возникнуть хорошие гипотезы, группируя Галактики по категориям на основе того, что они наблюдают.
Считается, что первые звезды образовались из газовых облаков вскоре после начала Вселенной. Стандартная модель большого взрыва предполагает, что можно найти самые ранние Галактики, заполненные молодыми горячими телами, которые придадут этим системам синий оттенок. Модель также предсказывает, что первые звезды были более многочисленными, но меньше по размеру, чем современные. И что системы иерархически выросли до своего текущего размера, поскольку маленькие Галактики со временем образовывали большие островные вселенные.
Интересно, что многие из этих прогнозов были подтверждены. Например, еще в 1995 году, когда космический телескоп Хаббла впервые посмотрел глубоко в начало времени, он обнаружил, что молодая Вселенная была заполнена слабыми синими Галактиками, которые были в тридцать — пятьдесят раз меньше Млечного пути.
Стандартная модель большого взрыва также предсказывает, что эти слияния все еще продолжаются. Поэтому человечество должно найти доказательства этой активности и в соседних Галактиках. К сожалению, до недавнего времени было мало доказательств энергичности слияний среди звезд около Млечного Пути. Это было проблемой со стандартной моделью большого взрыва, потому что предполагало, что понимание Вселенной может быть неполным или ошибочным.
Только во второй половине XX века было накоплено достаточно физических доказательств, чтобы сделать разумные модели процесса формирования космоса. Нынешняя стандартная система большого взрыва была разработана на основе трех основных экспериментальных данных.
Расширение Вселенной
Как и в случае с большинством моделей природы, она претерпела последовательные усовершенствования и создала значительные трудности, которые подпитывают дальнейшие исследования.
Один из увлекательных аспектов космологического моделирования заключается в том, что он выявляет ряд балансов параметров, которые должны поддерживаться достаточно точно для Вселенной.
Вопросы
Проблема антивещества
После начала эры частиц. Не существует никакого известного процесса, который мог бы изменить чистое число крупиц Вселенной. К тому времени, когда космос устарел на миллисекунды, баланс между веществом и антивеществом был исправлен навсегда.
Основной частью стандартной модели материи во Вселенной является идея парного производства. Это демонстрирует рождение электрон-позитронных дублей. Обычный тип взаимодействия между рентгеновскими лучами высокой жизни или гамма-излучением и типичными атомами преобразует большую часть энергии фотона в электрон и его античастицу, позитрон. Массы крупиц следуют соотношению Эйнштейна E = mc2. Произведенная бездна имеет равное количество электронов и позитронов. Поэтому если бы все процессы массового производства были парными, во Вселенной было бы точно такое же количество вещества и антивещества.
Ясно, что в том, как природа относится к материи, есть некоторая асимметрия. Одним из перспективных направлений исследования является нарушение СР-симметрии при распаде частиц слабым взаимодействием. Основным экспериментальным доказательством является разложение нейтральных каонов. Именно они показывают небольшое нарушение симметрии СР. При распаде каонов на электроны человечество имеет четкое различие между веществом и антивеществом, и это может быть одним из ключей к преобладанию материи во Вселенной.
Вам будет интересно: Прикладная экономика: понятие, основы, цели, методы, задачи и применение
Проблема формирования Галактики
Случайных неоднородностей в расширяющейся Вселенной недостаточно для образования звезд. При наличии быстрого расширения гравитационное притяжение слишком медленное, чтобы Галактики могли сформироваться с какой-либо разумной моделью турбулентности, созданной самим расширением. Вопрос о том, как могла возникнуть крупномасштабная структура Вселенной, был главной нерешенной проблемой в космологии. Поэтому ученые вынуждены смотреть на период до 1 миллисекунды, чтобы объяснить существование галактик.
Проблема горизонта
Микроволновое фоновое излучение с противоположных направлений в небе характеризуется той же самой температурой в пределах 0,01 %. Но области пространства, из которого они были излучаемы, на 500 тыс. лет было более светлым временем транзита. И поэтому они не могли быть сообщены друг с другом, чтобы установить видимое тепловое равновесие — они были за пределами горизонта.
Эта ситуация также называется «проблемой изотропии», поскольку фоновое излучение, двигающееся со всех сторон в космосе, является почти изотропным. Один из способов выразить вопрос состоит в том, чтобы сказать, что температура частей пространства в противоположных от Земли направлениях почти одинакова. Но как они могут находиться в тепловом равновесии друг с другом, если они не могут общаться? Если кто-либо рассматривал предельное время возврата в 14 миллиардов лет, полученное из постоянной Хаббла 71 км/с на мегапарсек, как это было предложено WMAP, то замечал, что эти отдаленные части Вселенной находятся на расстоянии 28 миллиардов световых лет друг от друга. Так, почему у них точно такая же температура?
Для того чтобы понять проблему горизонта, достаточно быть вдвое больше возраста Вселенной, но, как указывает Шрамм, если посмотреть на эту проблему с более ранних перспектив, она станет еще более серьезной. В то время, когда фотоны были фактически испущены, они были бы в 100 раз больше возраста Вселенной или 100 раз причинно отключены.
Эта проблема является одним из направлений, которое привело к инфляционной гипотезе, выдвинутой Аланом Гутом в начале 80-х годов прошлого столетия. Ответ на вопрос горизонта с точки зрения инфляции заключается в том, что в самом начале процесса Большого взрыва был период невероятно быстрой инфляции, который увеличил размер Вселенной на 1020 или 1030. Это значит, что наблюдаемый космос в настоящее время внутри этого расширения. Излучение, которое можно увидеть, является изотропным, потому что все это пространство «надувается» из крошечного объема и имеет практически идентичные начальные условия. Это способ объяснить, почему части Вселенной настолько далеки, что они никогда не могли общаться друг с другом, выглядят одинаково.
Проблема плоскостности
Становление современной космологической модели Вселенной очень обширно. Наблюдения показывают, что количество вещества в космосе, несомненно, больше, чем одна десятая и, конечно, меньше критического количества, необходимого для прекращения расширения. Здесь есть хорошая аналогия — мяч, брошенный из земли, замедляется. С той же скоростью, что и у маленького астероида, он никогда не остановится.
В начале этого теоретического броска с системы может показаться, что он был брошен с правильной скоростью, чтобы двигаться вечно, замедляясь до нуля на бесконечном расстоянии. Но с течением времени это становилось все более очевидным. Если бы кто-либо пропустил окно скоростей даже на небольшую величину, то после 20 миллиардов лет путешествий все равно казалось, что мяч бросили с правильной скоростью.
Любые отклонения от плоскостности со временем преувеличиваются, и на этой стадии Вселенной крошечные неровности должны были значительно усилиться. Если плотность нынешнего космоса кажется очень близкой к критической, то она должна была быть еще ближе к плоской в более ранние эпохи. Алан Гут считает лекцию Роберта Дике одним из факторов влияния, которое поставило его на путь инфляции. Роберт указал, что плоскостность современной космологической модели Вселенной потребует, чтобы она была плоской до одной части в 10–14 раз в секунду после большого взрыва. Кауфманн предполагает, что сразу после него плотность должна была быть равна критической, то есть до 50 знаков после запятой.
В начале 1980-х Алан Гут предположил, что после планковского времени, составляющего 10–43 секунды, был короткий период чрезвычайно быстрого расширения. Эта инфляционная модель была способом решения как проблемы плоскостности, так и вопросы горизонта. Если Вселенная раздулась на 20–30 порядков, то свойства чрезвычайно маленького объема, который можно было бы считать тесно связанным, распространялись сегодня по всей известной Вселенной, что вносило вклад как в крайнюю плоскостность, так и в чрезвычайно изотропную природу.
Именно так можно описать современные космологические модели Вселенной кратко.