Model kosmologis Alam Semesta adalah deskripsi matematis yang mencoba menjelaskan alasan keberadaannya saat ini. Ini juga menggambarkan evolusi dari waktu ke waktu.
Model kosmologis modern Alam Semesta didasarkan pada teori relativitas umum. Inilah yang saat ini memberikan representasi terbaik untuk penjelasan skala besar.
Model kosmologis berbasis sains pertama dari Alam Semesta
Dari teori relativitas umumnya, yang merupakan hipotesis gravitasi, Einstein menulis persamaan yang mengatur kosmos yang penuh dengan materi. Tapi Albert berpikir itu harus statis. Jadi Einstein memperkenalkan istilah yang disebut model kosmologis konstan alam semesta ke dalam persamaannya untuk mendapatkan hasilnya.
Selanjutnya, mengingat sistem Edwin Hubble, dia akan kembali ke ide ini dan menyadari bahwa kosmos dapat berkembang secara efektif. Tepatalam semesta terlihat seperti dalam model kosmologis A. Einstein.
Hipotesis baru
Tak lama setelah dia, Dutchman de Sitter, pengembang Rusia dari model kosmologis Alam Semesta Friedman dan Lemaitre Belgia menghadirkan elemen non-statis untuk penilaian para penikmat. Mereka diperlukan untuk menyelesaikan persamaan relativitas Einstein.
Jika kosmos de Sitter sesuai dengan konstanta kosong, maka menurut model kosmologi Friedmann, Semesta bergantung pada kerapatan materi di dalamnya.
Hipotesis utama
Tidak ada alasan bagi Bumi untuk berdiri di tengah ruang angkasa atau di lokasi istimewa mana pun.
Ini adalah teori pertama dari model kosmologis klasik alam semesta. Menurut hipotesis ini, alam semesta dianggap sebagai:
- Homogen, yaitu memiliki sifat yang sama di mana-mana dalam skala kosmologis. Tentu saja, di bidang yang lebih kecil, ada situasi yang berbeda jika Anda melihat, misalnya, di Tata Surya atau di suatu tempat di luar Galaksi.
- Isotropik, yaitu, selalu memiliki sifat yang sama di segala arah, tidak peduli di mana seseorang melihat. Terutama karena ruang tidak rata dalam satu arah.
Hipotesis kedua yang diperlukan adalah universalitas hukum fisika. Aturan ini sama di mana-mana dan setiap saat.
Menganggap isi alam semesta sebagai cairan sempurna adalah hipotesis lain. Dimensi karakteristik komponennya tidak signifikan dibandingkan dengan jarak yang memisahkannya.
Parameter
Banyak yang bertanya: "Jelaskan model kosmologisSemesta." Untuk melakukan ini, sesuai dengan hipotesis sebelumnya dari sistem Friedmann-Lemaitre, tiga parameter digunakan yang sepenuhnya mencirikan evolusi:
- Konstanta Hubble yang mewakili laju ekspansi.
- Parameter kerapatan massa, yang mengukur rasio antara Semesta yang diselidiki dan kerapatan tertentu, disebut c kritis, yang terkait dengan konstanta Hubble. Nilai parameter ini saat ini ditandai 0.
- Konstanta kosmologis, bertanda, adalah gaya yang berlawanan dengan gravitasi.
Kerapatan materi adalah parameter kunci untuk memprediksi evolusinya: jika sangat tidak dapat ditembus (Ω0> 1), gravitasi akan mampu mengalahkan pemuaian dan kosmos akan kembali ke keadaan semula.
Jika tidak, peningkatan akan berlanjut selamanya. Untuk memeriksanya, gambarkan model kosmologis Alam Semesta menurut teori.
Secara intuitif jelas bahwa seseorang dapat menyadari evolusi kosmos sesuai dengan jumlah materi di dalamnya.
Jumlah yang besar akan menyebabkan alam semesta tertutup. Ini akan berakhir pada keadaan awalnya. Sejumlah kecil materi akan mengarah ke alam semesta terbuka dengan ekspansi tak terbatas. Nilai 0=1 mengarah ke kasus khusus ruang datar.
Arti kerapatan kritis c adalah sekitar 6 x 10–27 kg/m3, yaitu, dua atom hidrogen per meter kubik.
Angka yang sangat rendah ini menjelaskan mengapa modernmodel kosmologis dari struktur alam semesta mengasumsikan ruang kosong, dan ini tidak terlalu buruk.
Alam semesta tertutup atau terbuka?
Kerapatan materi di dalam alam semesta menentukan geometrinya.
Untuk impermeabilitas tinggi, Anda bisa mendapatkan ruang tertutup dengan kelengkungan positif. Tetapi dengan kepadatan di bawah yang kritis, alam semesta terbuka akan muncul.
Perlu dicatat bahwa tipe tertutup harus memiliki ukuran akhir, sedangkan alam semesta datar atau terbuka bisa terbatas atau tak terbatas.
Dalam kasus kedua, jumlah sudut segitiga kurang dari 180°.
Dalam keadaan tertutup (misalnya di permukaan bumi) angka ini selalu lebih besar dari 180°.
Semua pengukuran sejauh ini gagal mengungkapkan kelengkungan ruang.
Model kosmologis Alam Semesta secara singkat
Pengukuran radiasi fosil menggunakan bola Boomerang kembali mengkonfirmasi hipotesis ruang datar.
Hipotesis ruang datar paling sesuai dengan data eksperimen.
Pengukuran yang dilakukan oleh WMAP dan satelit Planck mengkonfirmasi hipotesis ini.
Jadi alam semesta akan datar. Tetapi fakta ini menempatkan umat manusia di atas dua pertanyaan. Jika datar berarti massa jenis zat sama dengan kritis 0=1. Tapi, materi terbesar yang terlihat di alam semesta hanya 5% dari ketidaktertembusan ini.
Sama seperti kelahiran galaksi, perlu kembali ke materi gelap.
Zaman Alam Semesta
Ilmuwan bisatunjukkan bahwa itu sebanding dengan kebalikan dari konstanta Hubble.
Jadi, definisi yang tepat dari konstanta ini adalah masalah kritis bagi kosmologi. Pengukuran terbaru menunjukkan bahwa alam semesta sekarang berusia antara 7 dan 20 miliar tahun.
Tapi alam semesta pasti lebih tua dari bintang tertuanya. Dan mereka diperkirakan berusia antara 13 dan 16 miliar tahun.
Sekitar 14 miliar tahun yang lalu, alam semesta mulai mengembang ke segala arah dari titik padat yang sangat kecil yang dikenal sebagai singularitas. Peristiwa ini dikenal sebagai Big Bang.
Dalam beberapa detik pertama dari permulaan inflasi yang cepat, yang berlanjut selama ratusan ribu tahun berikutnya, partikel-partikel fundamental muncul. Yang nantinya akan membentuk materi, tetapi, seperti yang diketahui umat manusia, ia belum ada. Selama periode ini, Alam Semesta tidak tembus cahaya, dipenuhi dengan plasma yang sangat panas dan radiasi yang kuat.
Namun, saat mengembang, suhu dan kerapatannya menurun secara bertahap. Plasma dan radiasi akhirnya menggantikan hidrogen dan helium, unsur paling sederhana, paling ringan, dan paling melimpah di alam semesta. Gravitasi membutuhkan beberapa ratus juta tahun ekstra untuk menggabungkan atom-atom yang mengambang bebas ini menjadi gas primordial tempat bintang dan galaksi pertama muncul.
Penjelasan awal waktu ini diturunkan dari model standar kosmologi Big Bang, juga dikenal sebagai sistem Lambda - materi gelap dingin.
Model kosmologis Alam Semesta didasarkan pada pengamatan langsung. Mereka mampu melakukanprediksi yang dapat dikonfirmasi oleh penelitian selanjutnya dan mengandalkan relativitas umum karena teori ini memberikan yang paling cocok dengan perilaku skala besar yang diamati. Model kosmologis juga didasarkan pada dua asumsi mendasar.
Bumi tidak terletak di pusat alam semesta dan tidak menempati tempat khusus, sehingga ruang terlihat sama ke segala arah dan dari semua tempat dalam skala besar. Dan hukum fisika yang sama yang berlaku di Bumi berlaku di seluruh kosmos terlepas dari waktu.
Oleh karena itu, apa yang diamati umat manusia hari ini dapat digunakan untuk menjelaskan masa lalu, masa kini, atau membantu memprediksi peristiwa masa depan di alam, tidak peduli seberapa jauh fenomena ini.
Luar biasa, semakin jauh orang melihat ke langit, semakin jauh mereka melihat ke masa lalu. Hal ini memungkinkan gambaran umum tentang Galaksi ketika mereka jauh lebih muda, sehingga kita dapat lebih memahami bagaimana mereka berevolusi dalam kaitannya dengan galaksi yang lebih dekat dan karena itu jauh lebih tua. Tentu saja, umat manusia tidak dapat melihat Galaksi yang sama pada tahap perkembangan yang berbeda. Tetapi hipotesis yang baik dapat muncul, mengelompokkan Galaksi ke dalam kategori berdasarkan apa yang mereka amati.
Bintang pertama diyakini terbentuk dari awan gas tak lama setelah awal alam semesta. Model Big Bang Standar menunjukkan bahwa adalah mungkin untuk menemukan galaksi paling awal yang diisi dengan benda-benda panas muda yang memberi warna biru pada sistem ini. Model juga memprediksi bahwabintang-bintang pertama lebih banyak, tetapi lebih kecil daripada yang modern. Dan bahwa sistem secara hierarkis tumbuh ke ukurannya saat ini karena galaksi kecil akhirnya membentuk alam semesta pulau besar.
Menariknya, banyak dari prediksi ini telah dikonfirmasi. Misalnya, pada tahun 1995, ketika Teleskop Luar Angkasa Hubble pertama kali melihat jauh ke awal waktu, ia menemukan bahwa alam semesta muda dipenuhi dengan galaksi biru samar yang tiga puluh hingga lima puluh kali lebih kecil dari Bima Sakti.
The Standard Big Bang Model juga memprediksi bahwa merger ini masih berlangsung. Oleh karena itu, umat manusia harus menemukan bukti aktivitas ini di galaksi tetangga juga. Sayangnya, hingga saat ini, hanya ada sedikit bukti penggabungan energik di antara bintang-bintang di dekat Bima Sakti. Ini adalah masalah dengan model big bang standar karena menunjukkan bahwa pemahaman tentang alam semesta bisa jadi tidak lengkap atau salah.
Hanya pada paruh kedua abad ke-20, bukti fisik yang cukup dikumpulkan untuk membuat model yang masuk akal tentang bagaimana kosmos terbentuk. Sistem big bang standar saat ini dikembangkan berdasarkan tiga data eksperimen utama.
Pengembangan Alam Semesta
Seperti kebanyakan model alam, alam telah mengalami peningkatan berturut-turut dan telah menciptakan tantangan signifikan yang mendorong penelitian lebih lanjut.
Salah satu aspek menarik dari kosmologispemodelan adalah bahwa ia mengungkapkan sejumlah keseimbangan parameter yang harus dipertahankan cukup akurat untuk alam semesta.
Pertanyaan
Model kosmologis standar alam semesta adalah big bang. Dan sementara bukti yang mendukungnya sangat banyak, dia bukannya tanpa masalah. Trefil dalam buku "The Moment of Creation" menunjukkan pertanyaan-pertanyaan ini dengan baik:
- Masalah antimateri.
- Kompleksitas Pembentukan Galaksi.
- Masalah cakrawala.
- Pertanyaan tentang kerataan.
Masalah Antimateri
Setelah dimulainya era partikel. Tidak ada proses yang diketahui yang dapat mengubah jumlah partikel di alam semesta. Pada saat ruang waktu milidetik ketinggalan zaman, keseimbangan antara materi dan antimateri telah diperbaiki selamanya.
Bagian utama dari model standar materi di alam semesta adalah gagasan tentang produksi pasangan. Ini menunjukkan kelahiran ganda elektron-positron. Jenis interaksi yang biasa antara sinar-x atau sinar gamma yang hidup tinggi dan atom tipikal mengubah sebagian besar energi foton menjadi elektron dan antipartikelnya, positron. Massa partikel mengikuti hubungan Einstein E=mc2. Jurang yang dihasilkan memiliki jumlah elektron dan positron yang sama. Oleh karena itu, jika semua proses produksi massal dipasangkan, akan ada jumlah materi dan antimateri yang persis sama di Semesta.
Jelas bahwa ada beberapa asimetri dalam cara alam berhubungan dengan materi. Salah satu bidang penelitian yang menjanjikanadalah pelanggaran simetri CP dalam peluruhan partikel oleh interaksi lemah. Bukti eksperimental utama adalah dekomposisi kaon netral. Mereka menunjukkan sedikit pelanggaran terhadap simetri SR. Dengan peluruhan kaon menjadi elektron, umat manusia memiliki perbedaan yang jelas antara materi dan antimateri, dan ini mungkin salah satu kunci dominasi materi di alam semesta.
Penemuan baru di Large Hadron Collider - perbedaan tingkat peluruhan D-meson dan antipartikelnya adalah 0,8%, yang dapat menjadi kontribusi lain untuk memecahkan masalah antimateri.
Masalah Pembentukan Galaksi
Ketidakteraturan acak di alam semesta yang mengembang tidak cukup untuk membentuk bintang. Dengan adanya ekspansi yang cepat, tarikan gravitasi terlalu lambat bagi galaksi untuk terbentuk dengan pola turbulensi yang wajar yang diciptakan oleh ekspansi itu sendiri. Pertanyaan tentang bagaimana struktur skala besar alam semesta bisa muncul telah menjadi masalah besar yang belum terpecahkan dalam kosmologi. Oleh karena itu, para ilmuwan terpaksa melihat periode hingga 1 milidetik untuk menjelaskan keberadaan galaksi.
Masalah Horizon
Radiasi latar belakang gelombang mikro dari arah yang berlawanan di langit ditandai dengan suhu yang sama dalam 0,01%. Tetapi area ruang dari mana mereka terpancar adalah waktu transit 500 ribu tahun lebih ringan. Jadi mereka tidak dapat berkomunikasi satu sama lain untuk membangun keseimbangan termal yang nyata - mereka berada di luarcakrawala.
Situasi ini juga disebut "masalah isotropi" karena radiasi latar yang bergerak dari segala arah di ruang angkasa hampir isotropik. Salah satu cara untuk mengajukan pertanyaan adalah dengan mengatakan bahwa suhu bagian-bagian ruang yang berlawanan arah dari Bumi hampir sama. Tetapi bagaimana mereka bisa berada dalam kesetimbangan termal satu sama lain jika mereka tidak dapat berkomunikasi? Jika seseorang mempertimbangkan batas waktu kembali 14 miliar tahun, yang diturunkan dari konstanta Hubble 71 km/s per megaparsec, seperti yang diusulkan oleh WMAP, orang memperhatikan bahwa bagian-bagian yang jauh dari alam semesta ini terpisah 28 miliar tahun cahaya. Jadi mengapa mereka memiliki suhu yang sama persis?
Anda hanya perlu dua kali usia alam semesta untuk memahami masalah cakrawala, tetapi seperti yang ditunjukkan Schramm, jika Anda melihat masalah dari perspektif sebelumnya, itu menjadi lebih serius. Pada saat foton benar-benar dipancarkan, mereka akan berusia 100 kali usia alam semesta, atau 100 kali dinonaktifkan secara kausal.
Masalah ini adalah salah satu arah yang mengarah pada hipotesis inflasi yang dikemukakan oleh Alan Guth pada awal 1980-an. Jawaban atas pertanyaan cakrawala dalam hal inflasi adalah bahwa pada awal proses Big Bang ada periode inflasi yang sangat cepat yang meningkatkan ukuran alam semesta sebesar 1020 atau 1030 . Ini berarti bahwa ruang yang dapat diamati saat ini berada di dalam ekstensi ini. Radiasi yang terlihat adalah isotropik,karena semua ruang ini "digelembungkan" dari volume kecil dan memiliki kondisi awal yang hampir sama. Ini adalah cara untuk menjelaskan mengapa bagian alam semesta begitu jauh sehingga mereka tidak pernah bisa berkomunikasi satu sama lain terlihat sama.
Masalah kerataan
Pembentukan model kosmologis modern Alam Semesta sangat luas. Pengamatan menunjukkan bahwa jumlah materi di ruang angkasa pasti lebih dari sepersepuluh dan tentu saja kurang dari jumlah kritis yang dibutuhkan untuk menghentikan ekspansi. Ada analogi yang bagus di sini - bola yang dilempar dari tanah melambat. Dengan kecepatan yang sama seperti asteroid kecil, ia tidak akan pernah berhenti.
Pada awal lemparan teoretis dari sistem ini, tampaknya ia terlempar dengan kecepatan yang tepat untuk melaju selamanya, melambat ke nol pada jarak tak terhingga. Tapi lama kelamaan semakin terlihat jelas. Jika ada yang melewatkan jendela kecepatan bahkan dengan jumlah kecil, setelah 20 miliar tahun perjalanan, sepertinya bola masih dilemparkan dengan kecepatan yang tepat.
Setiap penyimpangan dari kerataan dilebih-lebihkan dari waktu ke waktu, dan pada tahap alam semesta ini, ketidakteraturan kecil seharusnya meningkat secara signifikan. Jika kepadatan kosmos saat ini tampaknya sangat mendekati kritis, maka ia pasti lebih dekat ke datar di era sebelumnya. Alan Guth memuji kuliah Robert Dicke sebagai salah satu pengaruh yang menempatkannya di jalur inflasi. Robert menunjukkan bahwakerataan model kosmologis alam semesta saat ini akan mengharuskannya menjadi datar pada satu bagian dalam 10–14 kali per detik setelah big bang. Kaufmann menyarankan bahwa segera setelah itu, kerapatan harus sama dengan yang kritis, yaitu hingga 50 tempat desimal.
Pada awal 1980-an, Alan Guth menyarankan bahwa setelah waktu Planck 10–43 detik, ada periode singkat dari ekspansi yang sangat cepat. Model inflasi ini adalah cara untuk menangani masalah kerataan dan masalah cakrawala. Jika alam semesta membengkak 20 hingga 30 kali lipat, maka sifat-sifat volume yang sangat kecil, yang dapat dianggap terikat erat, disebarkan ke seluruh alam semesta yang dikenal saat ini, berkontribusi pada kerataan ekstrem dan sifat sangat isotropik.
Beginilah model kosmologi modern Alam Semesta dapat dijelaskan secara singkat.
