Astronomi

Hur tjock är den kosmiska mikrovågsbakgrunden, inklusive den del vi inte kan se i det observerbara universum?

Hur tjock är den kosmiska mikrovågsbakgrunden, inklusive den del vi inte kan se i det observerbara universum?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Vad jag vill veta är hur tjockt det observerbara universum är från den kosmiska mikrovågsbakgrundens och därefter.

Det verkar som om tjockleken på den kosmiska mikrovågsbakgrunden (den del vi kan se) är över 100.000 ljusår, enligt följande artikel: http://scienceblogs.com/startswithabang/2013/06/19/5-facts-you- förmodligen-vet inte-om-den-kosmiska-mikrovågsugn-bakgrunden /

Men jag vill veta tjockleken på det, plus vad som ligger bortom det vi inte kan se, ett annat sätt att titta på det skulle vara avståndet mellan ytan för den sista spridningen (kosmisk mikrovågsbakgrundsslut) till början (t.ex. Big Bang) .

Enligt följande artikel verkar det som att den här gången från början till ytan av den senaste spridningen är cirka 300 000 år: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Glossary/Essay_lss.html

Det skulle innebära att tjockleken skulle vara cirka 300 000 ljusår, men det tar inte hänsyn till inflationen.

Vad är tjockleken (i det observerbara universum) mellan början (t.ex. Big Bang) och ytan för den senaste spridningen (Kosmisk mikrovågsbakgrund), inklusive inflation?


Om jag förstår dig rätt, vill du veta avståndet från den punkt från vilken vi observerar CMB till kanten av det observerbara universum.

Under inflationen expanderade det observerbara universum från löjligt litet till cirka tio meter i radie, så att en del säkert kan ignoreras jämfört med avstånden nu $ ^ 1 $.

Avståndet $ ^ 2 $ till "CMB-skalet" $ ^ 3 $ är 45,4 miljarder ljusår ("Glyr") och avståndet till kanten av det observerbara universum är 46,3 Glyr. Därför har skalet i det observerbara universum som ligger bortom CMB-skalet en tjocklek på endast 0,9 glyri.

Här är en skiss av hur jag tolkar din fråga (inte i skala):

Om du vill kan jag lägga till detaljer om hur man beräknar dessa siffror.


$^1$De relativ expansionen under inflationen var dock enorm: Universum expanderade ungefär med samma faktor som det har expanderat efteråt, nämligen en faktor $ sim10 ^ {26} $.

$^2$Här motsvarar "avstånd" till comoving avstånd, vilket är vad du skulle mäta om du frös universum just nu och började lägga ut mätpinnar.

$^3$Detta skal är inte oändligt tunt, men har en tjocklek på cirka 60 miljon ljusår, så låt oss ignorera det.


Det är därför vi aldrig kommer att veta allt om vårt universum

När det gäller ambition är det svårt att be om mer än att veta absolut allt som finns att veta om universum. Det är den ultimata vetenskapliga drömmen: inte bara att förstå de lagar som styr verkligheten så fullständigt och djupt som möjligt, utan att förstå hur varje enskild partikel som existerade uppförde sig från tidpunkten för universums födelse och fram till idag.

Men den här drömmen är inte nödvändigtvis en som vi kan förverkliga, även med godtyckligt bra utrustning och idealiska observationsmetoder. Så stort som universum är, den del av det som kan observeras för oss, både nu och i framtiden, är fortfarande ändlig. Med ett begränsat antal partiklar och en begränsad mängd energi som finns i vårt observerbara universum är informationen vi kan hämta också ändlig. Här är vad vi vet om de vetenskapliga gränserna för kunskap.

Tänk på Big Bang, och det faktum att det universum vi lever idag uppstod från ett varmt, tätt tillstånd som expanderade och svalnade. Tänk tillbaka på det ögonblicket för ungefär 13,8 miljarder år sedan. Även om själva rymdens tyg expanderar, och även om ljuset kan röra sig genom rymden vid den ultimata kosmiska hastighetsgränsen (ljusets hastighet), finns det en gräns för hur långt borta vi kan se.

Oavsett hur snabbt rymdens tyg expanderar, inte heller hur snabbt ljusets hastighet är eller hur mycket tid som har gått sedan Big Bang, ingen av dessa egenskaper är oändlig. Därför kan vi bara se ett begränsat avstånd bort, och det kommer bara att finnas en begränsad mängd materia som finns i det synliga universum. Mängden information vi har tillgång till är begränsad.

Många upptäckter genom vår historia har gjort det möjligt för oss att bättre förstå universumet omkring oss. Även om vi inte vet allt finns det enorma kunskapskällor som har gjort det möjligt för oss att dra långtgående slutsatser om vårt universum. Vi vet vad den består av när det gäller materia, energi, strålning och så vidare.

Vi vet hur många stjärnor som finns i vår galax (cirka 400 miljarder) och hur många galaxer som finns i det synliga universum (cirka 2 biljoner). Vi vet hur universum klumpar ihop sig och kluster ihop till galaxgrupper, kluster och filament, och hur de är åtskilda av stora kosmiska tomrum. Vi känner till omfattningen av de kosmiska avstånden som definierar dessa strukturer och hur universum utvecklas över tiden.

Det är en anmärkningsvärd historia som alla passar ihop vackert inom ramen för Big Bang och General Relativity. När vi upptäckte att en galax uppmätt avstånd var korrelerad med dess uppenbara lågkonjunkturhastighet från oss, erbjöd den en spännande och revolutionerande möjlighet. Kanske galaxerna rusade inte alla från vår plats, men själva rymdens tyg expanderade.

Om detta vore fallet, skulle universum inte bara expandera utan kyla, eftersom ljusets våglängd skulle sträckas till lägre och lägre energier när tiden gick. Vi borde se en kvarvarande glöd med särskilda egenskaper som går tillbaka till de tidigaste tiderna: den kosmiska mikrovågsbakgrunden. Vi borde se en växande nät av kosmisk struktur. Och vi bör se att de tidigaste gasmolnen borde ha specifika förhållanden mellan ljusa element, utan några tunga element närvarande alls.

Alla dessa förutsägelser och många fler har gjorts och verifierats om det tidiga universum. Detta har lett till det nuvarande läget för kosmiska angelägenheter, där vi förstår att vårt universum började i ett hetare, tätare, mer enhetligt och snabbare expanderande tillstånd: detta är vad vi känner som den heta Big Bang.

Det är väldigt frestande att hävda att Big Bang därför var början. Du kan då tro att om vi kan förstå början och lagarna som styr verkligheten, kan vi veta allt som har hänt i hela existensen. Allt vi behöver göra är att ta fysikens lagar och extrapolera. Men när vi naivt extrapolerar tillbaka till de tidigaste stadierna i universum och jämför vad vi förväntar oss med vad vi observerar, finns det några stora överraskningar.

Du förstår, det fanns några stora pussel som uppstår om du försöker gå hela vägen tillbaka till början inom ramen för ett godtyckligt varmt, tätt tillstånd som universums början.

  1. Universum skulle utvidgas till glömska eller återkomma nästan omedelbart och aldrig bilda stjärnor eller galaxer, såvida inte den initiala expansionshastigheten och den ursprungliga energitätheten var perfekt balanserade.
  2. Universum skulle ha olika temperaturer i olika riktningar - något det observerades att inte ha - om inte något orsakade att det hade samma temperatur överallt.
  3. Universum skulle ha fyllts med högenergireliker som aldrig hade upptäckts, en konsekvens av att extrapolera tillbaka godtyckligt tidigare.

Och ändå, när vi tittade på vårt universum, hade det stjärnor och galaxer, det var samma temperatur i alla riktningar, och det hade inte dessa högenergiereliker.

Lösningen på dessa problem var teorin om kosmisk inflation, som ersatte idén om en singularitet med en period av exponentiellt expanderande utrymme och som förutspådde de initiala förhållandena som Big Bang på egen hand inte kunde. Dessutom gjorde inflationen sex andra förutsägelser för vad vi skulle se i vårt universum:

  1. En maximal temperatur som uppnås i den varma Big Bang som ligger långt under Plancks energiskala.
  2. Förekomsten av superhorisontfluktuationer eller temperatur- / densitetsfluktuationer på skalor som är större än ljus kan ha passerat sedan Big Bang.
  3. Densitetsfluktuationer som är 100% adiabatiska och 0% isokvata till sin natur.
  4. Nästan perfekt skala-invarianta densitetsfluktuationer, men med något större magnituder på stora skalor än små.
  5. Ett nästan helt platt universum, med kvanteffekter som ger krökning på 0,01% eller lägre.
  6. Och ett universum fyllt med en ursprunglig gravitationell vågbakgrund, som borde prägla sig på Big Bangs kvarvarande glöd.

De första fem av dem har verifierats eller validerats till det bästa av våra observationsfunktioner, medan den sjätte förblir under vår detekteringströskel.

Men nu stöter vi på ett problem. En stor, existentiell typ av problem som rör telefonen vad gäller idén att veta allt om vår existens. Vi kunde titta på universumet omkring oss idag och använda tillgängliga bevis för att konstruera tanken om Big Bang och sedan göra nya förutsägelser för att testa Big Bang för oss själva.

De obesvarade problemen och oförklarliga pussel i Big Bang banade väg för oss att utveckla kosmisk inflation, som återger Big Bangs framgångar, förklarade dessa pussel och sedan själv gjorde nya förutsägelser med observerbara konsekvenser.

Allt detta är ett spektakulärt exempel på vetenskapens framgångar. Men det borde göra att du vill ha mer. Nästa logiska fråga om vårt ursprung blir naturligtvis denna: var kom den kosmiska inflationen ifrån?

Var kosmisk inflation ett tillstånd som var evigt för det förflutna, vilket betyder att det inte hade något ursprung och alltid existerade, ända tills det slutade och skapade Big Bang?

Var inflationen ett tillfälligt tillstånd som hade en början, där det uppstod från en icke-inflationär rymdtid någon begränsad tid tidigare?

Var inflationen en liten del av ett cykliskt tillstånd, där tiden slingrar sig tillbaka från något långt framtida tillstånd där universum kommer att börja blåsa upp igen?

Dessa låter som intressanta, svåra och övertygande frågor och spännande möjligheter att starta. Att veta var vårt universum kommer kommer säkert inte bara att ange Big Bang utan att veta var Big Bang kom ifrån. Om svaret är kosmisk inflation, vill vi veta var kosmisk inflation kom ifrån.

Men vi kan inte veta. Det är här vi stöter på de grundläggande gränserna för information som finns i universum, vilket är det enda sättet vi måste veta någonting om själva universum. Det finns inget vi kan observera, i vårt universum, som gör det möjligt för oss att skilja mellan dessa tre möjligheter.

I alla utom de mest konstruerade inflationsmodellerna (och några av dem har redan uteslutits) är det bara de senaste 10 ^ -33 sekunderna av inflation som påverkar vårt universum. Den exponentiella naturen av inflationen utplånar all information som inträffade före det och skiljer den från allt vi kan observera genom, ja, blåser upp den bortom den del av vårt universum som vi kan observera.

Vad vi har kvar är ett observerbart universum som är enormt:

  • 46 miljarder ljusår i radie,
  • innehållande cirka två biljoner galaxer,
  • totalt cirka 10²⁴ stjärnor,
  • 10 atomer,
  • och nästan 10 fotoner.

Den totala mängden energi i alla partiklar, antipartiklar, kvantiteter av strålning och till och med i det tomma utrymmet i sig uppgår till cirka 1054 kilogram, inklusive mörk materia och mörk energi.

Men dessa astronomiskt stora antal är fortfarande ändliga. Dessutom innehåller de ingen information om vad som hände i universum före den sista lilla bråkdelen av en sekund av inflationen. De flesta livskraftiga inflationsmodeller lämnar ingen testbar, observerbar signatur för inflationens början, och därför har vi inget sätt att veta hur - eller ens om - universum började.

Den totala mängden information som är tillgänglig för oss i universum är obegränsad, och därmed också den mängd kunskap vi kan få om den. Det finns en gräns för hur mycket energi vi kan komma åt, de partiklar vi kan observera och de mätningar vi kan göra. Det betyder inte att vi är klara, eller att vi inte bör sträva efter att lära oss allt vi absolut kan. Endast vi kan driva kunskapens gränser så långt de kan gå.

Det finns en hel del kvar att lära sig och en hel del som vetenskapen ännu inte har avslöjat. Om vi ​​fortsätter att titta kommer många av de nuvarande okända troligen att falla inom en snar framtid. Men vad som är känt är ändligt, och detta innebär att det nödvändigtvis finns några saker som vi kanske aldrig vet. Universum kan ändå vara oändligt, men vår kunskap om det kommer aldrig att bli.


Hur bryter kosmiska partiklar universums energigräns?

Illustration av en rad markbaserade detektorer för att karakterisera en kosmisk stråldusch. När . [+] högenergiska kosmiska partiklar slår till atmosfären, de producerar en kaskad av partiklar. Genom att bygga ett stort utbud av detektorer på marken kan vi fånga dem alla och dra slutsatsen om originalpartikelns egenskaper.

Även bland icke-forskare är det väl förstått att det finns en ultimat hastighetsgräns för universum: ljusets hastighet. Om du är en masslös partikel, som en foton, har du inget annat val än att röra dig exakt med den hastigheten när du färdas genom tomt utrymme, vilket är 299 792 458 m / s, eller ljusets hastighet i vakuum. Om du är en massiv partikel kan du aldrig nå den hastigheten utan kan bara närma dig den. Oavsett hur mycket energi du lägger i den partikeln, kommer den alltid att röra sig långsammare än ljuset.

Men det betyder inte att partiklar kan röra sig så nära ljusets hastighet som de vill, obehindrat. Själva universum är inte helt tomt, eftersom det finns både massiva partiklar och fotoner som genomsyrar hela rymden. Vid normala energier spelar de inte mycket av en roll, men vid mycket höga energier utövar dessa partiklar en betydande friktionseffekt, vilket tvingar dessa partiklar att sakta ner under en specifik energigräns. Åtminstone borde de göra det, men i nästan 30 år har vi observerat partiklar som överskrider denna gräns. Här är den kosmiska historien bakom vad som verkligen händer.

Insidan av LHC, där protoner passerar varandra vid 299 792 455 m / s, bara 3 m / s blyg av hastigheten. [+] av ljus. Så kraftfull som LHC är, kan den inte konkurrera i termer av energi med de kosmiska strålar som genereras av de mest kraftfulla naturliga högenergikällorna i universum.

Den högsta energipartikel som vi någonsin har producerat på jorden är på CERNs stora Hadron Collider. Med energier som når ungefär 7 TeV eller runt

7000 gånger vilon-massenergin av protonen (från Einsteins E = mc 2 ), rör sig dessa partiklar vid 299 792 455 m / s, eller 99,999999% ljusets hastighet. Detta kan verka snabbt, men protoner med dessa energier är fria att resa genom universum utan mycket oro.

Vad skulle en snabbare proton behöva oroa sig för?

Tro det eller ej, svaret är ”den vanligaste energikvantiteten i universum”, som är foton. Även om vi tänker på fotoner som oftast kommer från stjärnor - vilket de gör - är de bara för de fotoner som har skapats under det förflutna

13,7 miljarder år eller så. Långt tillbaka i Big Bangs tidigaste stadier fanns det mycket större antal fotoner: mer än en miljard för varje proton eller neutron i universum. Idag är dessa fotoner fortfarande kvar, mer diffusa och lägre i energi än någonsin tidigare. Men vi kan inte bara upptäcka dem utan vi kan ta reda på vad deras egenskaper är.

Det finns bara en annan planet i vår galax som kan vara jordlik, säger forskare

29 intelligenta främmande civilisationer kanske redan har upptäckt oss, säger forskare

Varför den 28 juni är den enda ”perfekta” dagen på året

Varje kosmisk partikel som färdas genom universum, oavsett hastighet eller energi, måste strida. [+] med förekomsten av partiklar som är kvar från Big Bang. Medan vi normalt fokuserar på den normala materia som finns, gjord av protoner, neutroner och elektroner, är de överlägsna mer än en miljard-till-en av de kvarvarande fotonerna och neutrinerna.

NASA / Sonoma State University / Aurore Simonnet

Genomträngande av varje kubikcentimeter utrymme, eller ungefär hälften av storleken på din sista ledfinger, finns det 411 fotoner kvar från Big Bang i den volymen. Om du skulle såga av hälften av ditt ringfinger och låta det flyta i rymden, skulle mer än tio biljoner sådana fotoner kollidera med det varje sekund. Även om de har oerhört låg energi, med en genomsnittlig energi på

200 mikroelektronvolter, de är den vanligaste typen av partiklar i universum.

I vårt eget hörn av det kosmiska området är detta nummer helt dvärgat av antalet fotoner som kommer från vår sol, men det är bara för att vi är så nära solen i rymden. Medan djupa bilder av yttre rymden avslöjar miljarder på miljarder stjärnor grupperade i biljoner galaxer inom det observerbara universum, består den överväldigande majoriteten av universums volym av intergalaktiskt utrymme. I de regionerna - som representerar de platser där kosmiska partiklar tillbringar större delen av sin tid på att resa - är det de överblivna fotonerna från Big Bang som är de vanligaste.

Pandora-klustret, formellt känt som Abell 2744, är en kosmisk smash-up av fyra oberoende galaxer. [+] kluster. Men detta samband mellan massor är kosmiskt sällsynt mycket vanligare är tomt, intergalaktiskt utrymme. När en kosmisk partikel genomför en intergalaktisk resa kommer de flesta av dess möten med fotoner som ingår i den kosmiska mikrovågsbakgrunden.

NASA, ESA och J. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer & amp; HFF Team

Så vad är det då som händer med partiklar när de färdas genom det intergalaktiska utrymmet?

Samma sak som händer med din hand när du sticker ut den från ditt bilfönster när ditt fordon färdas nerför motorvägen. När din bil står stilla kolliderar bara de rörliga luftmolekylerna med dig, och bara vid de låga hastigheter / energier som de rör sig i förhållande till din stillastående hand. När din bil är i rörelse kommer din rörliga hand emellertid helst att kollidera med större antal partiklar i den riktning din hand är i rörelse. Och ju snabbare du går, desto större:

  • graden av kollisioner med luftmolekyler,
  • den kraft som din hand upplever,
  • och den energi som utbyts mellan partiklarna och din hand vid varje enskild kollision.

Faktum är att varje gång du fördubblar fordonets hastighet, fyrdubblas kraften på din hand från kollisioner med luftmolekyler.

Om du sticker ut dina armar från en rörlig bil kommer du att känna en kraft när luften rusar förbi. Om du . [+] dubbla din hastighet, kraften fyrdubblas. Ändå, om du vilar i förhållande till luften, kommer du inte att uppleva någon nettokraft alls.

Pxhere / foto nummer 151399

För kosmiska partiklar är historien liknande. För en stationär partikel upplever den samma frekvens av lika energi-kollisioner från dessa kvarvarande fotoner i alla riktningar. Om partikeln inte är stillastående utan snarare rör sig långsamt kolliderar fotonerna som finns kvar från Big Bang relativt jämnt från alla håll, men de är mer benägna att kollidera i den riktning partikeln rör sig. Dessutom kommer det att ske en liten energiförskjutning: kollisionerna som inträffar frontalt mellan partikeln och fotonerna som rör sig i motsatt riktning kommer att ge mer energi till partikeln än fotoner som träffar den från någon annan riktning.

Men även med de hastigheter som uppnås vid Large Hadron Collider kan effekterna av dessa fotoner försummas. Även för partiklar som färdas genom det intergalaktiska mediet i miljarder år, även med 99,999999% ljusets hastighet, har dessa vanliga fotoner så låga energi att de misslyckas med att sakta ner dessa partiklar med en enda meter per sekund, kumulativt , över universums historia.

När kosmiska partiklar färdas genom det intergalaktiska utrymmet kan de inte undvika de kvarvarande fotonerna. [+] från Big Bang: den kosmiska mikrovågsbakgrunden. När energin från kosmiska partiklar / foton kollisioner överstiger ett visst tröskelvärde, kommer de kosmiska partiklarna att förlora energi som en funktion av energin i momentum-ramen.

Jorden: NASA / BlueEarth Milky Way: ESO / S. Brunier CMB: NASA / WMAP

Men vid mycket, mycket höga energier börjar saker och ting bli intressanta. Anledningen? När två saker kolliderar finns det tre alternativ för vad som kan hända, även om vi normalt bara överväger de två första.

  1. De kan kollidera elastiskt, där de två föremålen sprids från varandra, utbyter energi och fart men sparar båda.
  2. De kan kollidera inelastiskt, där de två föremålen sparar fart men förlorar energi, helt eller delvis fastnar i processen.
  3. Eller så kan de kollidera och - om tillräckligt med energi finns - skapa nya partiklar (och antipartiklar) genom Einsteins mest kända ekvation: E = mc2 .

Kolliderar en foton med en snabb rörlig kosmisk partikel, som en proton (som de flesta kosmiska strålar observeras vara), kommer inte att ha mycket av en effekt om det inte finns tillräckligt med energi (i centrum av momentum) för E = mc 2 att göra något intressant. Men när den kosmiska partikeln i fråga blir mer och mer energisk, så småningom börjar de kvanteffekter som uppstår från detta tredje fenomen bli viktiga.

I denna konstnärliga återgivning accelererar en blazar protoner som producerar pioner som producerar. [+] neutriner och gammastrålar. Fotoner produceras också. Processer som detta kan vara ansvariga för alstringen av kosmiska partiklar med hög energi av alla, men de interagerar oundvikligen med de kvarvarande fotonerna från Big Bang.

Cirka en miljon gånger den energi som protoner kan uppnå vid Large Hadron Collider, det faktum att fotoner kan "fluktuera" till ett tillstånd där de beter sig som elektron-positron-par börjar betyda. När protoner når en energi som överstiger cirka 10 17 elektronvolt, här är vad som inträffar. I momentum-ramen "ser" protonen foton som att ha cirka 1 000 000 elektronvolt energi, förstärkt från dess ursprungliga

200 mikroelektronvolter. Detta betyder, eftersom elektronen och positronen båda har en vilmasseenergi på cirka 500 000 elektronvolt om du kan skapa dem kan du interagera med dem.

När protoner börjar kollidera med dessa elektroner (och positroner) börjar de förlora energi mycket snabbare. Varje elektron (eller positron) -kollision dränerar cirka 0,1% av den ursprungliga protonens energi även om dessa händelser är sällsynta, de kan lägga sig samman under de miljontals ljusår som skiljer galaxerna från varandra. Denna effekt är dock inte tillräcklig för att täcka den tillåtna energin för kosmiska strålprotoner.

När en proton eller neutron kolliderar med en högenergifoton kan den producera en pion genom en (verklig. [+] Eller virtuell) Delta-resonans. Pionproduktion kan bara ske om det finns tillräckligt med tillgänglig energi via Einsteins E = mc ^ 2, vilket bör begränsa energin från kosmiska strålar till ett specifikt värde. Observationsmässigt ser vi dock att dessa gränser överskrids.

Men det borde finnas ett lock: när momentum-energin stiger tillräckligt högt för att en proton som kolliderar med en foton har tillräckligt med fri energi, igen via Einsteins E = mc 2 , för att producera en subatomär partikel känd som en pion (π). Detta är en mycket effektivare energidräneringsprocess, eftersom varje producerad pion sänker protonens ursprungliga energi med cirka 20%. Efter att ha rest bara

100-200 miljoner år genom det intergalaktiska mediet - en tidsspänning jämfört med universums 13,8 miljarder års ålder - alla protoner bör falla under den begränsande energin: cirka 5 × 10 19 elektronvolt.

Men ända sedan vi först började mäta energierna i kosmiska strålar har vi upptäckt bevis för partiklar som överstiger den maximala energin: de mest extrema exemplen på kosmiska strålar med ultrahög energi. För 30 år sedan observerade Fly's Eye-kameran i Utah en kosmisk partikel med 3,2 × 10 20 elektronvolts energi och fick omedelbart namnet Oh-My-God-partikeln. En uppföljningsdetektor, HiRes, bekräftade förekomsten av flera partiklar (ca.

15 eller så) som överskrider denna begränsande energitröskel. Och för närvarande fortsätter Pierre Auger-observatoriet att upptäcka ett betydande antal händelser som besitter energier som ligger kraftigt över detta teoretiska maximum.

Händelseshastigheten för kosmetiska strålar med hög energi kontra deras detekterade energi. Om pion-produktion. [+] tröskel genom att CMB-fotoner kolliderade med protoner var en bona fide-gräns, det skulle finnas en "klippa" i data till höger om punkten märkt "372." Förekomsten av dessa extrema kosmiska strålar indikerar att något annat måste vara fel.

Pierre Auger-samarbetet, Phys. Pastor Lett. 125, 121106 (2020)

Hur är detta möjligt? Innan du tänker på de mest fantastiska förklaringar som du kan tänka dig, som "relativitet är fel", överväga dessa andra alternativ.

  1. Dessa högenergipartiklar produceras i närheten, så de har inte tid att sjunka under gränsen.
  2. Den högsta av dessa högenergipartiklar är inte gjorda av protoner, men något annat som är tyngre och har en högre energigräns.
  3. Eller att aktiva, supermassiva svarta hål kan påskynda protoner till extrema energier - en kosmisk Zevatron - och de förblir över den gränsen när de når oss.

Mer moderna observatorier kan hitta riktningarna från vilka dessa partiklar kom och bestämma att de inte är korrelerade med någon speciell uppsättning riktningar på himlen. De är inte korrelerade med funktioner i vår egen galax eller neutronstjärnor eller aktiva supermassiva svarta hål eller supernovaer eller några andra identifierbara funktioner.

Det finns dock några ganska goda bevis på att vi vid den högre änden av det kosmiska strålspektrumet med ultrahög energi ser tyngre atomkärnor: inte bara väte och helium utan tungmetaller som järn. Med

56 protoner och neutroner i varje järnkärna kan energigränsen överstiga

10 21 elektron-volt, äntligen överens med observationer.

Dessa grafer visar spektrumet av kosmiska strålar som en funktion av energi från Pierre Auger. [+] Observatorium. Du kan tydligt se att funktionen är mer eller mindre jämn tills en energi av

5 x 10 ^ 19 eV, motsvarande GZK-gränsvärdet. Ovanför det finns fortfarande partiklar, men är mindre rikliga, troligtvis på grund av sin natur som tyngre atomkärnor.

Pierre Auger-samarbetet, Phys. Pastor Lett. 125, 121106 (2020)

När du sammanför all denna information, målar den en häpnadsväckande bild av universum. Kosmiska strålpartiklar existerar inte bara utan många av dem kommer med energier som är miljontals gånger större än vi kan producera i de mest kraftfulla partikelacceleratorerna på jorden. De flesta av dessa partiklar är protoner, men några är sammansatta av tyngre atomkärnor. Vid progressivt högre energier ser vi färre och färre partiklar, men vid en viss kritisk energi - 5 × 10 19 elektronvolt, vilket motsvarar den energi där protoner och Big Bang-fotoner kan producera pioner - det finns ett stort avfall, men högre energi Det finns fortfarande partiklar.

Efter årtionden av mysterium tror vi att vi vet varför: den lilla fraktionen av tyngre atomkärnor kan överleva resan genom det intergalaktiska rymden vid dessa höga energier, medan protoner inte kan. Med sin energi spridd över

60 partiklar, dessa tunga, ultraenergiska kompositpartiklar kan överleva i många miljoner eller till och med miljarder år i rymden. Även om vi fortfarande inte är säkra på hur de skapas kan vi hänga våra hattar på denna prestation: vi har åtminstone löst mysteriet om vad dessa extrema kosmiska partiklar är, och med det är deras överlevnad också vettigt.


Ny forskning föreslår att universum är en sfär och trots allt inte platt

Universum är ett till synes oändligt hav fyllt med stjärnor, galaxer och nebulosor. I den ser vi mönster och konstellationer som har inspirerat historier genom historien. Men det finns ett kosmiskt mönster som vi fortfarande inte förstår. En fråga som förblir obesvarad: Vilken form har universum? Vi trodde att vi visste, men ny forskning tyder på något annat, och det kan peka på en kris inom kosmologin.

Figur från 1600-talet som visar Ptolemaios universum. Upphovsman: Library of Congress

Många tidiga astronomer hävdade att universum var en sfär av stjärnor, som omslutte solsystemet och centrerade på en fast, orörlig jord. Men under århundradena fann astronomer att vår sol bara var en av miljarder i en galax, och det fanns otaliga galaxer utspridda över miljarder ljusår av rymden. Frågan om skapelsens form verkade vara en svag punkt. Stjärnor och galaxer fanns inom tomt utrymme. Vad kan rymden vara utom en tom duk: platt, euklidisk och saknar struktur.

Sedan i början av 1900-talet utvecklade Albert Einstein sin teori om allmän relativitet. I det var rymden inte en tom duk. Det kan böjas och sträckas, vridas och deformeras baserat på massans position och rörelse i universum. Dessa rumsliga deformationer avböjde ljus och materia och orsakade den effekt vi kallar gravitation. Med relativitet kan rymden ta olika former. Det var då möjligt att universum kunde ha en övergripande kosmisk form, precis som jorden i stort sett är rund.

Mycket allmänt skulle allmän relativitet tillåta universum att ha en av tre former: platt, stängd eller öppen.

Möjliga former av universum. Kredit: NASA

Platt är hur vi tänker på rymden i vår vardag. Det är det euklidiska rummet vi lär oss om i skolan. Platta utrymmen sträcker sig jämnt i alla riktningar och två parallella ljusstrålar skulle alltid förbli parallella.

Öppet utrymme kan föreställas som sadelformat. Den böjer sig så att den avviker när du sträcker dig utåt. Två ljusstrålar som ursprungligen var parallella skulle gradvis spridas från varandra och vändas något bort från varandra när de passerar kosmos.

Stängt utrymme är i allmänhet sfäriskt. Den konvergerar när den sträcker sig, så att parallella ljusstrålar så småningom möts och korsar varandra, som längdlinjer på jorden.

Det bör nämnas att ingen av dessa behöver ta itu med det faktum att universum som helhet expanderar. Kosmisk expansion innebär att punkter i rymden sprids isär över tiden. Universets form handlar om rymdens form. En sfärisk ballong kan expandera när den blåses upp, precis som ett platt gummilak kan sträckas och förbli platt. Så vårt expanderande universum kan vara platt, öppet eller stängt.

Eftersom rymdens krökning påverkas av närvaron av massa beror universums övergripande form på den genomsnittliga densiteten av materia inom den. I allmän relativitet ges detta värde av densitetsparametern, som är förhållandet mellan observerad densitet och & # 8220kritisk densitet & # 8221 som behövs för att universum ska vara platt. Om densitetsparametern är 1 är universumet platt. Om den är större än 1 är den stängd och den är öppen om densitetsparametern är mindre än 1. Mätningar av kosmisk densitet har konsekvent gett ett värde på 1. Till gränsen för observation är universum platt, eftersom vi & # 8217 har länge misstänkt.

Utseende på CMB påverkad av kosmisk form. Upphovsman: NASA / WMAP Science Team

Men det finns ett annat sätt att mäta kosmos form, och det är att titta på den synliga storleken på mycket avlägsna objekt. Allt kommer tillbaka till beteendet hos parallella ljusstrålar. I ett platt universum förblir parallella linjer parallella, så ljus som kommer från två sidor av en avlägsen galax når oss i en rak linje. Deras vinklar i förhållande till varandra förblir desamma, och så framstår galaxen som sin sanna storlek.

Om universum är öppet, avviker parallella linjer med avståndet. Så ljuset från vår avlägsna galax blir mer parallellt när det når oss. Detta betyder att galaxen verkar vara mindre än den är. Om universum är stängt inträffar motsatt böjning av ljus, och galaxen verkar vara större än den är.

Denna nya forskning strider mot många tidigare studier som visar att universum är platt. Det kan finnas några systematiska fel i Planck-data som gör att universum ser böjda ut, men om forskningen är korrekt pekar den på ett gap i vår förståelse. För närvarande är universums form oklar.


Varför utmanar inte någon allvarligt Big Bang?

I början av 1900-talet, även efter upptäckten av det expanderande universum, ansåg fysiker ett stort antal ursprungshistorier för vårt universum. I mitten av 1960-talet upptäcktes den kosmiska mikrovågsbakgrunden - allmänt tolkad som den kvarvarande glöd som förutses av Big Bang -. Medan många ansåg att det avgörande beviset till förmån för Big Bang, grävde andra i hårdare till icke-standardiserade positioner. Alternativa kosmologier bestod inte bara utan växte i antal och i detalj.

Så sent som för 20 år sedan var Big Bang en av många idéer som forskare fortsatte att underhålla: teori om kvasi-steady state, plasmakosmologi och kvantiserade rödförskjutningar förblev grundpelare i den vetenskapliga litteraturen. Men idag är det till stor del crackpots och några kantjänster som mönstrar även de smalaste utmaningarna för konsensuspositionen: att universum började med en het Big Bang. Är det kosmologins område som faller för grupptänkande, som dess motståndare ofta hävdar, eller är bristen på alternativ berättigad? Låt oss dyka in och ta reda på det.

Om vi ​​vill undersöka någon vetenskaplig teori är det första vi behöver göra att förstå vad teorin antar, vad den förutsäger och att jämföra dessa förutsägelser med det som har mätts. Den stora tanken med Big Bang uppstod när forskare började undersöka de matematiska egenskaperna hos Einsteins allmänna relativitet: gravitationsteorin som lades fram 1915 för att ersätta Newtons lag om universell gravitation. Till skillnad från newtonsk gravitation, allmän relativitet:

  • förde tyngdkraften in i ett ramverk som överensstämde med ljusets hastighet som den kosmiska hastighetsgränsen,
  • lyckades förklara kvicksilverens bana och hur dess perihelium föregick genom århundradena,
  • och förutspådde nya effekter som böjning av stjärnljus, gravitationslinser, gravitationstidsfördröjningar och gravitationella rödförskjutningar och blåskift.

I slutet av 1919 var det tydligt att allmän relativitet lyckades där nytonsk gravitation inte gjorde det, och att dess konsekvenser - av att rymdtiden var ett tyg vars krökning bestämdes av materia och energi - inte kunde ignoreras. Det är det första antagandet: att allmän relativitet är vår gravitationsteori.

Därifrån började människor söka efter, hitta och ta reda på konsekvenserna av olika exakta lösningar i allmän relativitet. Till skillnad från Newtons gravitation är detta otroligt svårt. I Newtonian gravitation, om du kan beskriva positionerna och massorna för varje objekt i ditt universum när som helst, kan du känna till effekterna av gravitation överallt och alltid. Men i Einsteins allmänna relativitet är bara några få rumstider exakt lösbara, och de är alla relativt enkla fall. Till exempel:

  • Vi kan lösa ett tomt universum: det är Minkowski-rymden.
  • Vi kan lösa ett universum med en oladdad, icke-roterande massa: Schwarzschild-lösningen.
  • Vi kan skriva ner ekvationerna för ett universum som innehåller ett massivt, roterande objekt: Kerr-lösningen.
  • Och vi kan lösa ekvationerna för rymdtid för ett universum som är enhetligt fyllt med materia och strålning: vi får Friedmann-ekvationerna.

Det sista alternativet, som erkändes nästan omedelbart, skulle kunna representera vårt universum. Om vårt universum är homogent (detsamma på alla platser) och isotropiskt (detsamma i alla riktningar), även i genomsnitt, till och med bara på den största av kosmiska skalor, kommer Friedmann-ekvationerna att berätta för oss hur universum utvecklas över tiden.

Specifikt måste den utvecklas och kan inte vara statisk: den måste antingen expandera eller kontrakta. När galaxer identifierades som föremål utanför Vintergatan och sedan observerades ha större rödförskjutningar på större avstånd, var det tydligt att bilden av ett expanderande universum, i överensstämmelse med Friedmann-ekvationerna (och därmed ett isotropiskt, homogent universum) förblev giltig. En - men inte den enda - tolkningen av det innebar en enorm extrapolering: Big Bang.

Vad Big Bang antog var att volymen som föremålen i vårt universum upptagit ökade över tiden, och därmed blev universum mindre tät med tiden, såväl som svalare, eftersom ljuset i det skiftades till längre våglängder och lägre temperaturer.

Men förutom att extrapolera framåt kan vi extrapolera bakåt också i tiden: till ett varmare, tätare tillstånd. I själva verket fanns det i princip ingen gräns för detta.Vi skulle kunna gå tillbaka till godtyckligt höga temperaturer och godtyckligt stora densiteter, och om Big Bang var korrekt, skulle handlingen att expandera och kyla under kosmosutvecklingen leda till tre stora förutsägelser, förutom det expanderande universum.

1.) En kosmisk bana av växande, utvecklande struktur. Om vi ​​går tillbaka i tiden borde vi hitta galaxer som är mindre, mindre massiva, fyllda med yngre stjärnor och är mindre utvecklade i sin form. Med tiden växer och smälter de gravitationsmässigt samman, så galaxkluster och en stor kosmisk bana bör vara rikare vid sena tider (och nära avstånd) och glesare vid tidiga tider (och större avstånd). Och när vi går långt tillbaka i tiden bör vi se epoker där det inte finns några galaxkluster, inga galaxer och så småningom inte ens några stjärnor.

Bildandet av struktur är en enorm framgång för Big Bang, med mörk materia och mörk energi är nödvändiga men tillräckliga ingredienser för att få våra observationer att matcha modellens förutsägelser utsökt. Galaxer växer, utvecklas, blir rikare på tunga element och kluster ihop precis på det sätt som Big Bang förutspår. Även med tillkomsten av moderna djupa galaxundersökningar är avtalet spektakulärt.

2.) En lågenergi, rundstrålande, glöd av strålning. Om universum tidigare var hetare, tätare och mer enhetligt skulle du så småningom nå en punkt där det var så varmt och tätt att även neutrala atomer inte kunde bildas. I samma ögonblick som en elektron bunden till en atomkärna, en tillräckligt energisk foton skulle följa med och återjonisera den atomen, förhindrar neutrala atomer att bildas stabilt. Först när universum expanderade och svalnade tillräckligt skulle dessa fotoner förlora tillräckligt med energi för att universum skulle kunna bli neutralt och "släppa" den strålningen som skulle sträcka sin våglängd när universum expanderade.

Denna "frisättning" inträffar vanligtvis vid en temperatur på några tusen Kelvin, vilket innebär att temperaturen i denna bakgrund idag bara bör vara några grader över absolut noll. Dessutom bör denna strålning ha spektrumet av en perfekt svart kropp, med bara små brister vid

0,01% nivå eller lägre. Denna kvarvarande glöd - ursprungligen kallad den uråldriga eldkulan och idag känd som den kosmiska mikrovågsbakgrunden - upptäcktes i mitten av 1960-talet och har bekräftats vara svartkropp i spektrum och ha brister i den vid 1-del-i-30 000 nivå.

På många sätt är det den mest spektakulära bekräftelsen av en vetenskaplig teori i historien.

3.) En viss uppsättning förhållanden för ljuselementen, redan innan några stjärnor någonsin bildades. Redan innan neutrala atomer kunde bildas var det varmt och tätt nog att universum inte ens kunde bilda atomkärnor. Endast fria protoner och neutroner kunde existera, i det ögonblick de smälte samman för att skapa deuterium skulle en annan partikel komma och spränga dem isär. Först efter tillräckligt kylning kunde deuterium bildas stabilt, varefter det skulle kombineras med andra protoner, neutroner, deuteroner och de element som sedan bildades för att producera vad som var möjligt.

Men på grund av hur snabbt universum expanderar och svalnar kan dessa reaktioner bara ske kort. Efter att dammet har lagt sig blir universum cirka 75% väte, 25% helium-4, 0,01% vardera helium-3 och deuterium, och cirka 0,0000001% litium-7. Vetenskapen om nukleosyntes i Big Bang - den process genom vilken dessa element bildas - är nu standardpris för doktorander och har observerats observationsmässigt för galaxer, kvasar, gasmoln och från den kosmiska mikrovågsbakgrunden också.

Den överväldigande överensstämmelsen mellan Big Bangs förutsägelser och dessa iakttagelser - inklusive mer och mer detaljerat - var det som ledde till dess omfattande acceptans. De första alternativen föll på väg som:

  • icke-relativistiska idéer, som Milne-universum, misslyckades med att redogöra för de senare verifierade testerna av allmän relativitet, som Pound-Rebka-experimenten,
  • tanken på trött ljuskosmologi, där rödförskjutning berodde på att ljus förlorade energi när det färdades genom rymden, diskrediterades av den observerade skärpan i avlägsna galaxer,
  • och idén om den tidiga Steady State Theory, som förutspådde en bakgrundsglöd med låg energi av reflekterat stjärnljus, kunde inte matcha det observerade spektrumet av den kosmiska mikrovågsbakgrunden.

Ändå uppstod nya utmaningar. En del, som den kvasistabila tillståndsmodellen, lade till ordspråkiga "epicykler" till de tidigare inkarnationerna av motstridiga idéer och sökte ny fysik eller nya fenomen för att bringa sina teoretiska förutsägelser i linje med de nu robusta observationerna som motsäger de tidigare förutsägelserna. Ytterligare andra försökte sträva efter alternativ som är rotade i andra gravitationsteorier än den allmänna relativiteten, de som framställt testabelt olika förutsägelser från Einsteins teori har alla uteslutits.

Men en typ av alternativ tog längre tid att utesluta: de som har sina rötter i observationsskepsis.

I synnerhet när mycket avlägsna galaxer och kvasarer började upptäckas verkade de ha en ovanlig egenskap: deras rödförskjutningar tycktes komma in på specifika värden som alla var multiplar av varandra. Detta föreslog att rödförskjutningar kunde kvantiseras och kanske hade ett icke-kosmologiskt ursprung. Geoffrey Burbidge, William Tifft och Halton Arp utforskade alla alternativa kosmologier som stod för detta, men stora områdes djupa undersökningar har visat att galax- och kvasarrödförskjutningar trots allt inte kvantiseras. Även om ett fåtal människor fortfarande strävar efter dessa linjer är bevisen överväldigande emot den.

Dessutom visade laboratorieexperiment på plasma att elektromagnetiska effekter lätt kunde dominera gravitationseffekter, och därför utvecklades plasmakosmologi - ommärkt för några decennier sedan som det elektriska universum - för att ytterligare komplettera denna idé. Tyvärr var dess förutsägelser i absurd konflikt med observationer: Universum expanderade alltid och kom aldrig samman (en nödvändig komponent för plasmasvängningar), tyngdkraften dominerar universum och krävs för att förklara detaljerna på den kosmiska banan och den spektakulärt svarta kroppens natur den kosmiska mikrovågsbakgrunden kombinerade för att utesluta detta alternativ.

Idag kommer de enda allvarliga utmaningarna för Big Bang-bilden i form av tillägg: Universum där exotiska former av materia eller energi (inklusive mörk materia och mörk energi) finns, Universum som avviker avsevärt (men inom observationsgränserna ) från isotropi eller homogenitet, universum med en annan gravitationsteori än allmän relativitet (men som inte strider mot någon av General Relativitets redan observerade framgångar). Alla de moderna alternativen har fortfarande ett varmt, tätt, enhetligt och snabbt expanderande tidigt tillstånd, som expanderar, svalnar och graviterar för att bilda det universum vi ser idag.

Så vad hände de senaste decennierna, att alla stora utmaningar för Big Bang har fallit bort? Två stora händelser: insamlingen av stora sviter av högkvalitativ data, som validerade Big Bangs stora förutsägelser till otroligt hög precision, och det faktum att de främsta förespråkarna för alternativen - när de inte längre blev försvarbara på egen hand - fick gammal och dog.

Om det finns några vetenskapligt hållbara alternativ till Big Bang skulle nästan alla moderna kosmologer välkomna det och sedan testa det omedelbart. Problemet är att varje sådant alternativ redan utesluts av bevisen. Tills en idé uppstår som uppfyller de nödvändiga kriterierna kommer Big Bang att stå ensam som den enda idén som är kompatibel med den fullständiga uppsättningen data vi nu har.


Innehåll

Det fysiska universum definieras som hela rummet och tiden [a] (gemensamt kallad rymdtid) och deras innehåll. [10] Sådant innehåll innefattar all energi i dess olika former, inklusive elektromagnetisk strålning och materia, och därför planeter, månar, stjärnor, galaxer och innehållet i det intergalaktiska rummet. [22] [23] [24] Universum inkluderar också de fysiska lagar som påverkar energi och materia, såsom bevarandelagar, klassisk mekanik och relativitet. [25]

Universum definieras ofta som "existensens totalitet" eller allt som finns, allt som har funnits och allt som kommer att existera. [25] Faktum är att vissa filosofer och forskare stöder införandet av idéer och abstrakta begrepp - såsom matematik och logik - i definitionen av universum. [27] [28] [29] Ordet universum kan också hänvisa till begrepp som kosmos, världenoch natur. [30] [31]

Ordet universum härstammar från det gamla franska ordet universum, som i sin tur härrör från det latinska ordet universum. [32] Det latinska ordet användes av Cicero och senare latinska författare i många av samma betydelser som det moderna engelska ordet används. [33]

Synonymer

En term för "universum" bland de antika grekiska filosoferna från Pythagoras och framåt var τὸ πᾶν, tò pân ("allt"), definierat som all materia och allt utrymme, och τὸ ὅλον, tò hólon ("alla saker"), som inte nödvändigtvis inkluderade tomrummet. [34] [35] En annan synonym var ὁ κόσμος, ho kósmos (vilket betyder världen, kosmos). [36] Synonymer finns också hos latinska författare (totum, mundus, natura) [37] och överleva på moderna språk, t.ex. de tyska orden Das All, Weltalloch Natur för universum. Samma synonymer finns på engelska, som allt (som i teorin om allt), kosmos (som i kosmologi), världen (som i många-världens tolkning) och natur (som i naturlagar eller naturfilosofi ). [38]

Den rådande modellen för universums utveckling är Big Bang-teorin. [39] [40] Big Bang-modellen säger att universums tidigaste tillstånd var extremt varmt och tätt och att universum därefter expanderade och svalnade. Modellen bygger på allmän relativitet och på förenklade antaganden som homogenitet och isotropi i rymden. En version av modellen med en kosmologisk konstant (Lambda) och kall mörk materia, känd som Lambda-CDM-modellen, är den enklaste modellen som ger en ganska bra redogörelse för olika observationer om universum. Big Bang-modellen redogör för observationer som korrelationen mellan avstånd och rödförskjutning av galaxer, förhållandet mellan antalet vätgas och heliumatomer och mikrovågsstrålningsbakgrunden.

Det initiala heta, täta tillståndet kallas Planck-epoken, en kort period som sträcker sig från tid noll till en Planck-tidsenhet på cirka 10 −43 sekunder. Under Planck-epoken koncentrerades alla typer av materia och alla typer av energi till ett tätt tillstånd, och tyngdkraften - för närvarande den svagaste överlägset av de fyra kända krafterna - antas ha varit lika stark som de andra grundläggande krafterna, och alla styrkorna kan ha förenats. Sedan Planck-epoken har rymden expanderat till sin nuvarande skala, med en mycket kort men intensiv period av kosmisk inflation som tros ha inträffat inom de första 10 −32 sekunderna. [41] Detta var en sorts expansion som skiljer sig från dem vi kan se omkring oss idag. Objekt i rymden rörde sig inte fysiskt istället mätvärdet som definierar rymden själv förändrades. Även om föremål i rymdtiden inte kan röra sig snabbare än ljusets hastighet, gäller inte denna begränsning för den metriska styrandet av rymdtiden. Den första inflationstiden tros förklara varför rymden verkar vara mycket platt och mycket större än ljuset kunde resa sedan universums start. [ förtydligande behövs ]

Inom den första delen av en sekund av universums existens hade de fyra grundläggande krafterna separerats. När universum fortsatte att svalna från sitt otänkbart varma tillstånd kunde olika typer av subatomära partiklar bildas på kort tid, känd som kvarkepoken, hadronepoken och leptontiden. Tillsammans omfattade dessa epoker mindre än tio sekunder efter Big Bang. Dessa elementära partiklar associerade stabilt till allt större kombinationer, inklusive stabila protoner och neutroner, som sedan bildade mer komplexa atomkärnor genom kärnfusion. Denna process, känd som Big Bang-nukleosyntes, varade bara i cirka 17 minuter och slutade cirka 20 minuter efter Big Bang, så endast de snabbaste och enklaste reaktionerna inträffade. Cirka 25% av protonerna och alla neutroner i universum, i massa, omvandlades till helium, med små mängder deuterium (en form av väte) och spår av litium. Alla andra element bildades bara i mycket små mängder. De andra 75% av protonerna förblev opåverkade som vätekärnor.

Efter avslutad nukleosyntes gick universum in i en period som kallas fotonepoken. Under denna period var universum fortfarande alltför varmt för att materia skulle kunna bilda neutrala atomer, så det innehöll en varm, tät, dimmig plasma av negativt laddade elektroner, neutrala neutriner och positiva kärnor. Efter cirka 377 000 år hade universum svalnat tillräckligt för att elektroner och kärnor kunde bilda de första stabila atomerna. Detta är känt som rekombination av historiska skäl, i själva verket kombinerades elektroner och kärnor för första gången. Till skillnad från plasma är neutrala atomer genomskinliga för många våglängder, så för första gången blev universum också transparent. De fotoner som släpptes ("frikopplas") när dessa atomer bildades kan fortfarande ses idag, de bildar den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB).

När universum expanderar minskar energitätheten för elektromagnetisk strålning snabbare än för materia eftersom energin hos en foton minskar med dess våglängd. Cirka 47 000 år blev materiets energitäthet större än för fotoner och neutriner och började dominera universums storskaliga beteende. Detta markerade slutet på den strålningsdominerade eran och början på den ämnesdominerade eran.

I de tidigaste stadierna av universum ledde små fluktuationer inom universums densitet till att koncentrationer av mörk materia gradvis bildades. Vanlig materia, som attraherades av dessa genom gravitationen, bildade stora gasmoln och så småningom stjärnor och galaxer, där den mörka materien var tätast och tomrum där den var minst tät. Efter cirka 100 - 300 miljoner år, [ citat behövs ] de första stjärnorna som bildades, kända som Population III-stjärnor. Dessa var förmodligen mycket massiva, lysande, icke metalliska och kortlivade. De var ansvariga för den gradvisa återjoniseringen av universum mellan cirka 200-500 miljoner år och 1 miljard år, och också för att såda universum med element som är tyngre än helium, genom stjärnnukleosyntes. [42] Universum innehåller också en mystisk energi - möjligen ett skalärt fält - kallad mörk energi, vars densitet inte förändras över tiden. Efter cirka 9,8 miljarder år hade universum expanderat tillräckligt så att densiteten av materien var mindre än densiteten av mörk energi, vilket markerade början på den nuvarande mörkerenergidominerade eran. [43] Under denna tid accelererar universums expansion på grund av mörk energi.

Av de fyra grundläggande interaktionerna är gravitation den dominerande vid astronomiska längdskalor. Gravitationens effekter är kumulativa däremot, effekterna av positiva och negativa laddningar tenderar att avbryta varandra, vilket gör elektromagnetism relativt obetydlig på astronomiska längdskalor. De återstående två interaktionerna, de svaga och starka kärnkrafterna, minskar väldigt snabbt med avstånd, deras effekter begränsas huvudsakligen till sub-atomära längdskalor.

Universum verkar ha mycket mer materia än antimateria, en asymmetri som möjligen är relaterad till CP-överträdelsen. [44] Denna obalans mellan materia och antimateria är delvis ansvarig för existensen av all materia som finns idag, eftersom materia och antimateria, om de produceras lika vid Big Bang, skulle ha utrotat varandra helt och lämnat endast fotoner som ett resultat av deras interaktion. . [45] [46] Universum verkar också ha varken nettomoment eller vinkelmoment, vilket följer accepterade fysiska lagar om universum är ändligt. Dessa lagar är Gauss lag och icke-divergensen hos stress-energi-momentum pseudotensorn. [47]

Detta diagram visar jordens läge i universum på allt större skalor. Bilderna, märkta längs vänster kant, ökar i storlek från vänster till höger, sedan från topp till botten.

Storlek och regioner

Enligt den allmänna relativitetsteorin kan långa regioner i rymden aldrig interagera med vår även under universums livstid på grund av den ändliga hastigheten på ljuset och den pågående expanderingen av rymden. Till exempel kan radiomeddelanden som skickas från jorden aldrig nå vissa delar av rymden, även om universum skulle existera för alltid: rymden kan expandera snabbare än ljuset kan korsa det. [48]

Det rumsliga området som kan observeras med teleskop kallas det observerbara universum, vilket beror på observatörens plats. Det rätta avståndet - avståndet som skulle mätas vid en viss tid, inklusive nuet - mellan jorden och kanten av det observerbara universum är 46 miljarder ljusår [49] (14 miljarder parsec), [50] vilket gör diametern på det observerbara universum cirka 93 miljarder ljusår (28 miljarder parsec). [49] Avståndet som ljuset från kanten av det observerbara universum har rest är mycket nära universums ålder gånger ljusets hastighet, 13,8 miljarder ljusår (4,2 × 10 ^ 9 st), men detta representerar inte avståndet vid någon given tidpunkt eftersom kanten på det observerbara universum och jorden sedan har flyttat längre ifrån varandra. [51] Som jämförelse är diametern på en typisk galax 30000 ljusår (9198 parsec), och det typiska avståndet mellan två angränsande galaxer är 3 miljoner ljusår (919,8 kiloparsec). [52] Som ett exempel är Vintergatan ungefär 100 000–180 000 ljusår i diameter, [53] [54] och den närmaste systergalaxen till Vintergatan, Andromedagalaxen, ligger ungefär 2,5 miljoner ljusår bort . [55]

Eftersom vi inte kan observera rymden utanför kanten av det observerbara universum är det okänt om universums storlek i dess helhet är ändlig eller oändlig. [3] [56] [57] Uppskattningar tyder på att hela universum, om det är ändligt, måste vara mer än 250 gånger större än det observerbara universum.[58] Några ifrågasatta [59] uppskattningar för den totala storleken på universum, om de är ändliga, når så högt som 10 10 10 122 < displaystyle 10 ^ <10 ^ <10 ^ <122> >>> megaparsec, som antyds av en föreslagen resolution av förslaget utan gränser. [60] [b]

Ålder och expansion

Astronomer beräknar universums ålder genom att anta att Lambda-CDM-modellen exakt beskriver utvecklingen av universum från ett mycket enhetligt, varmt, tätt ursprungligt tillstånd till sitt nuvarande tillstånd och mäter de kosmologiska parametrar som utgör modellen. [ citat behövs ] Denna modell är väl förstått teoretiskt och stöds av senaste astronomiska observationer med hög precision som WMAP och Planck. [ citat behövs ] Vanligtvis innefattar uppsättningen observationer den kosmiska mikrovågsbakgrundsanisotropin, ljusstyrka / rödförskjutning för typ Ia-supernovor och storskalig galaxkluster inklusive den akustiska svängningsfunktionen för baryon. [ citat behövs ] Andra observationer, såsom Hubble-konstanten, överflödet av galaxkluster, svaga gravitationella linser och globala klusteråldrar, överensstämmer i allmänhet med dessa, vilket ger en kontroll av modellen, men mäts för närvarande mindre exakt. [ citat behövs ] Förutsatt att Lambda-CDM-modellen är korrekt, ger mätningarna av parametrarna med en mängd olika tekniker genom ett flertal experiment ett bästa värde för universums ålder från och med 2015 på 13.799 ± 0,021 miljarder år. [2]

Med tiden har universum och dess innehåll utvecklats till exempel, den relativa befolkningen av kvasarer och galaxer har förändrats [61] och själva rymden har expanderat. På grund av denna expansion kan forskare på jorden observera ljuset från en galax som är 30 miljarder ljusår bort, även om det ljuset har rest i bara 13 miljarder år, själva utrymmet mellan dem har expanderat. Denna expansion överensstämmer med iakttagelsen att ljuset från avlägsna galaxer har förskjutits röd, de avgivna fotonerna har sträckts ut till längre våglängder och lägre frekvens under sin resa. Analyser av typ Ia-supernovor indikerar att den rumsliga expansionen accelererar. [62] [63]

Ju mer materia det finns i universum, desto starkare är det ömsesidiga tyngdkraften i materien. Om universum var för tät då kollapsade den igen till en gravitationell singularitet. Men om universum innehöll också liten materia då skulle självgravitationen vara för svag för att astronomiska strukturer, som galaxer eller planeter, skulle bildas. Sedan Big Bang har universum expanderat monotont. Kanske inte förvånande har vårt universum precis rätt massenergitäthet, motsvarande cirka 5 protoner per kubikmeter, vilket har gjort det möjligt att expandera under de senaste 13,8 miljarder åren, vilket ger tid att bilda universum som observerats idag. [64]

Det finns dynamiska krafter som verkar på partiklarna i universum som påverkar expansionshastigheten. Före 1998 var det förväntat att expansionshastigheten skulle minska när tiden gick på grund av påverkan av gravitationsinteraktioner i universum och därmed finns det en ytterligare observerbar mängd i universum som kallas retardationsparameter, vilket de flesta kosmologer förväntade sig vara positiva och relaterad till universums materietäthet. 1998 mättes retardationsparametern av två olika grupper för att vara negativ, ungefär -0,55, vilket tekniskt innebär att det andra derivatet av den kosmiska skalningsfaktorn a ¨ < displaystyle < ddot >> har varit positiv de senaste 5 6 miljarder år. [16] [65] Denna acceleration innebär dock inte att Hubble-parametern för närvarande ökar, se retardationsparametern för detaljer.

Rumstid

Mellanrum är de arenor där alla fysiska händelser äger rum. De grundläggande elementen i rymdtider är händelser. Under en given rymdtid definieras en händelse som en unik position vid en unik tidpunkt. En rymdtid är föreningen av alla händelser (på samma sätt som en linje är föreningen av alla dess punkter), formellt organiserad i en mångfald. [66]

Händelser, såsom materia och energi, böjer rymdtiden. Böjd rymdtid å andra sidan tvingar materia och energi att bete sig på ett visst sätt. Det är ingen mening att överväga det ena utan det andra. [15]

Universum verkar vara en jämn rymdkontinuum som består av tre rumsliga dimensioner och en tidsmässig (tids) dimension (en händelse i det fysiska universums rymdtid kan därför identifieras med en uppsättning av fyra koordinater: (x, y, z, t)). I genomsnitt observeras rymden vara nästan platt (med en krökning nära noll), vilket innebär att den euklidiska geometrin är empiriskt sant med hög noggrannhet i större delen av universum. [67] Rumstiden verkar också ha en helt kopplad topologi, i analogi med en sfär, åtminstone på det observerbara universums längdskala. Nuvarande observationer kan dock inte utesluta möjligheterna att universum har fler dimensioner (vilket postuleras av teorier som strängteori) och att dess rymdtid kan ha en multipel ansluten global topologi, i analogi med de cylindriska eller toroidala topologierna i tvådimensionell mellanslag. [68] [69] Universums rymdtid tolkas vanligtvis ur ett euklidiskt perspektiv, där rymden består av tre dimensioner och tiden som består av en dimension, den "fjärde dimensionen". [70] Genom att kombinera rum och tid till ett enda grenrör som heter Minkowski-rymden, har fysiker förenklat ett stort antal fysiska teorier, liksom beskrivits på ett mer enhetligt sätt universums arbete på både supergalaktiska och subatomära nivåer.

Rymdhändelser definieras inte absolut rumsligt och temporärt utan är snarare kända för att vara relativt observatörens rörelse. Minkowski-rymden approximerar universum utan gravitation. De allmänna relativitetens pseudo-Riemanniska grenrör beskriver rymdtid med materia och gravitation.

Form

Allmän relativitet beskriver hur rymdtiden är krökt och böjd av massa och energi (gravitation). Topologin eller geometrin i universum inkluderar både lokal geometri i det observerbara universum och global geometri. Kosmologer arbetar ofta med en viss rymdliknande skiva rymdtid som kallas de kommande koordinaterna. Den del av rymdtiden som kan observeras är den bakåtljuskonen, som avgränsar den kosmologiska horisonten. Den kosmologiska horisonten (även kallad partikelhorisonten eller ljushorisonten) är det maximala avståndet från vilket partiklar kan ha rest till observatören i universums tidsålder. Denna horisont representerar gränsen mellan de observerbara och de observerbara regionerna i universum. [71] [72] Förekomsten, egenskaperna och betydelsen av en kosmologisk horisont beror på den speciella kosmologiska modellen.

En viktig parameter som bestämmer den framtida utvecklingen av universumsteorin är densitetsparametern Omega (Ω), definierad som universums genomsnittliga materialtäthet dividerat med ett kritiskt värde för densiteten. Detta väljer en av tre möjliga geometrier beroende på om Ω är lika med, mindre än eller större än 1. Dessa kallas de plana, öppna och slutna universum. [73]

Observationer, inklusive Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) och Planck-kartor över CMB, antyder att universum är oändligt i omfattning med en ändlig ålder, som beskrivs av Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW) modeller. [74] [68] [75] [76] Dessa FLRW-modeller stöder således inflationsmodeller och standardmodellen för kosmologi, som beskriver ett platt, homogent universum som för närvarande domineras av mörk materia och mörk energi. [77] [78]

Livets stöd

Universum kan vara finstämd den finjusterade universumshypotesen är förslaget att förhållandena som tillåter existens av observerbart liv i universum endast kan uppstå när vissa universella grundläggande fysiska konstanter ligger inom ett mycket snävt värdeområde, så att om någon av flera grundläggande konstanter bara var något annorlunda skulle det ha varit osannolikt att universum skulle bidra till upprättandet och utvecklingen av materia, astronomiska strukturer, elementär mångfald eller liv som det förstås. [79] Propositionen diskuteras bland filosofer, forskare, teologer och förespråkare för kreationismen.

Universum består nästan helt av mörk energi, mörk materia och vanlig materia. Annat innehåll är elektromagnetisk strålning (uppskattas utgöra från 0,005% till nära 0,01% av den totala massenergin i universum) och antimateria. [80] [81] [82]

Proportionerna av alla typer av materia och energi har förändrats genom universums historia. [83] Den totala mängden elektromagnetisk strålning som genererats i universum har minskat med 1/2 under de senaste 2 miljarder åren. [84] [85] Idag står vanlig materia, som inkluderar atomer, stjärnor, galaxer och liv, endast för 4,9% av innehållet i universum. [8] Den nuvarande totala densiteten för denna typ av materia är mycket låg, ungefär 4,5 × 10 −31 gram per kubikcentimeter, vilket motsvarar en densitet i storleksordningen endast en proton för varje fyra kubikmeter volym. [6] Naturen hos både mörk energi och mörk materia är okänd. Mörk materia, en mystisk form av materia som ännu inte har identifierats, står för 26,8% av det kosmiska innehållet. Mörk energi, som är energin i det tomma rummet och orsakar att universums expansion expanderar, står för de återstående 68,3% av innehållet. [8] [86] [87]

Materie, mörk materia och mörk energi fördelas homogent över universum över längdskalor som är längre än 300 miljoner ljusår eller så. [88] Men över kortare längdskalor tenderar materia att klumpa ihop hierarkiskt många atomer kondenseras till stjärnor, de flesta stjärnor till galaxer, de flesta galaxer till kluster, superkluster och slutligen storskaliga galaktiska filament. Det observerbara universum innehåller så många som 200 miljarder galaxer [89] [90] och totalt sett så många som uppskattningsvis 1 × 10 24 stjärnor [91] [92] (fler stjärnor än alla sandkorn på planeten Jorden). [93] Typiska galaxer sträcker sig från dvärgar med så få som tio miljoner [94] (10 7) stjärnor upp till jättar med en biljon [95] (10 12) stjärnor. Mellan de större strukturerna finns hålrum, som vanligtvis är 10–150 Mpc (33 miljoner – 490 miljoner ly) i diameter. Vintergatan är i den lokala gruppen av galaxer, som i sin tur ligger i Laniakea Supercluster. [96] Denna superkluster sträcker sig över 500 miljoner ljusår, medan den lokala gruppen spänner över 10 miljoner ljusår. [97] Universum har också stora regioner med relativ tomhet, det största kända tomrummet mäter 1,8 miljarder ly (550 Mpc) över. [98]

Det observerbara universum är isotropiskt på skalor som är betydligt större än superklyftor, vilket innebär att universums statistiska egenskaper är desamma i alla riktningar som observerats från jorden. Universumet badas i mycket isotrop mikrovågsstrålning som motsvarar ett termiskt jämviktssvartkroppsspektrum på ungefär 2,72548 kelvin. [7] Hypotesen att det stora universumet är homogent och isotropt är känt som den kosmologiska principen. [100] Ett universum som är både homogent och isotropiskt ser detsamma ut från alla utsiktspunkter [101] och har inget centrum. [102]

Mörk energi

En förklaring till varför universums expansion expanderar är fortfarande svårfångad. Det tillskrivs ofta "mörk energi", en okänd form av energi som antas att genomsyra rymden. [103] På massa-energi-ekvivalensbasis är densiteten för mörk energi (

7 × 10 −30 g / cm 3) är mycket mindre än densiteten för vanlig materia eller mörk materia i galaxer. Men i den nuvarande mörka energiperioden dominerar den universums massa – energi eftersom den är enhetlig över rymden. [104] [105]

Två föreslagna former för mörk energi är den kosmologiska konstanten, a konstant energidensitet fylla utrymmet homogent, [106] och skalära fält såsom kvintessens eller moduler, dynamisk kvantiteter vars energitäthet kan variera i tid och rum. Bidrag från skalära fält som är konstanta i rymden ingår vanligtvis också i den kosmologiska konstanten. Den kosmologiska konstanten kan formuleras för att motsvara vakuumenergi. Skalfält med endast en liten mängd rumslig inhomogenitet skulle vara svårt att skilja från en kosmologisk konstant.

Mörk materia

Mörk materia är en hypotetisk typ av materia som är osynlig för hela det elektromagnetiska spektrumet, men som står för det mesta av materien i universum. Förekomsten och egenskaperna hos mörk materia härleds från dess gravitationella effekter på synlig materia, strålning och universums storskaliga struktur. Förutom neutrino, en form av het mörk mörk materia, har mörk materia inte upptäckts direkt, vilket gör det till ett av de största mysterierna i modern astrofysik. Mörk materia varken avger eller absorberar ljus eller någon annan elektromagnetisk strålning på någon signifikant nivå. Mörk materia uppskattas utgöra 26,8% av den totala massenergin och 84,5% av den totala materien i universum. [86] [107]

Vanlig materia

De återstående 4,9% av universums massa – energi är vanlig materia, det vill säga atomer, joner, elektroner och föremål de bildar. Denna fråga inkluderar stjärnor som producerar nästan allt ljus vi ser från galaxer, samt interstellär gas i interstellära och intergalaktiska medier, planeter och alla föremål från vardagen som vi kan stöta på, röra vid eller klämma. [108] Faktum är att den stora majoriteten av vanlig materia i universum är osynlig, eftersom synliga stjärnor och gas i galaxer och kluster står för mindre än 10 procent av det vanliga materiets bidrag till massens energitäthet i universum. [109]

Vanligt material finns vanligtvis i fyra tillstånd (eller faser): fast, flytande, gas och plasma. Framsteg inom experimentella tekniker har dock avslöjat andra tidigare teoretiska faser, såsom Bose – Einstein-kondensat och fermioniska kondensat.

Vanlig materia består av två typer av elementära partiklar: kvarkar och leptoner. [110] Till exempel bildas protonen av två uppkvarkar och en nedkvark är neutronen bildad av två nedkvarkar och en uppkvark och elektronen är en slags lepton. En atom består av en atomkärna som består av protoner och neutroner och elektroner som kretsar kring kärnan. Eftersom den största delen av en atoms massa är koncentrerad i kärnan, som består av baryoner, använder astronomer ofta termen baryonisk materia för att beskriva vanlig materia, även om en liten del av denna "baryoniska materia" är elektroner.

Strax efter Big Bang bildades urprotoner och neutroner från kvark – gluonplasma i det tidiga universum när det svalnade under två biljoner grader. Några minuter senare, i en process som kallas Big Bang nukleosyntes, bildades kärnor från urprotonerna och neutronerna. Denna nukleosyntes bildade lättare element, de med små atomantal upp till litium och beryllium, men överflödet av tyngre element sjönk kraftigt med ökande atomnummer. En del bor kan ha bildats vid denna tidpunkt, men nästa tyngre grundämne, kol, bildades inte i betydande mängder. Big Bang-nukleosyntesen stängdes av efter cirka 20 minuter på grund av det snabba temperaturfallet och densiteten i det expanderande universum. Efterföljande bildning av tyngre element berodde på stjärnnukleosyntes och supernovanukleosyntes. [111]

Partiklar

Vanlig materia och krafterna som verkar på materien kan beskrivas i termer av elementära partiklar. [112] Dessa partiklar beskrivs ibland som grundläggande, eftersom de har en okänd underkonstruktion, och det är okänt om de är sammansatta av mindre eller ännu mer grundläggande partiklar. [113] [114] Av central betydelse är standardmodellen, en teori som handlar om elektromagnetiska interaktioner och de svaga och starka kärninteraktioner. [115] Standardmodellen stöds av den experimentella bekräftelsen av förekomsten av partiklar som komponerar materia: kvarkar och leptoner, och deras motsvarande "antimateriella" dualer, liksom kraftpartiklar som förmedlar interaktioner: foton, W och Z bosoner och gluon. [113] Standardmodellen förutspådde existensen av det nyligen upptäckta Higgs-bosonen, en partikel som är en manifestation av ett fält i universum som kan ge partiklar massa. [116] [117] På grund av dess framgång med att förklara en mängd olika experimentella resultat anses Standardmodellen ibland vara en "teori om nästan allt". [115] Standardmodellen rymmer dock inte allvar. En sann kraftpartikel "teori om allt" har inte uppnåtts. [118]

Hadroner

En hadron är en sammansatt partikel gjord av kvarkar som hålls samman av den starka kraften. Hadroner kategoriseras i två familjer: baryoner (som protoner och neutroner) gjorda av tre kvarkar och mesoner (som pioner) gjorda av en kvark och en antikvark. Av hadronerna är protoner stabila och neutroner bundna i atomkärnor stabila. Andra hadroner är instabila under vanliga förhållanden och är därför obetydliga beståndsdelar i det moderna universum. Från ungefär 10 −6 sekunder efter Big Bang, under en period som kallas hadronepoken, hade universums temperatur sjunkit tillräckligt för att kvarkar skulle kunna bindas samman till hadroner och universums massa dominerades av hadroner. Inledningsvis var temperaturen tillräckligt hög för att möjliggöra bildandet av hadron / anti-hadron-par, vilket höll materia och antimateria i termisk jämvikt. Men eftersom universums temperatur fortsatte att sjunka, producerades inte längre hadron / anti-hadron-par. De flesta av hadronerna och anti-hadronerna eliminerades sedan i partikel-antipartikelutrotningsreaktioner, vilket lämnade en liten rest av hadroner när universum var ungefär en sekund gammalt. [119]: 244–66

Leptoner

Ett lepton är en elementär, halv-heltal snurrpartikel som inte genomgår starka interaktioner men är föremål för Pauli-uteslutningsprincipen. Inga två leptoner av samma art kan vara i exakt samma tillstånd samtidigt.[120] Två huvudklasser av leptoner finns: laddade leptoner (även kända som elektronliknande leptoner) och neutrala leptoner (bättre känd som neutriner). Elektroner är stabila och de vanligaste laddade leptonerna i universum, medan muoner och taus är instabila partiklar som snabbt sönderfaller efter att de produceras i högenergikollisioner, såsom de som involverar kosmiska strålar eller utförs i partikelacceleratorer. [121] [122] Laddade leptoner kan kombineras med andra partiklar för att bilda olika kompositpartiklar såsom atomer och positronium. Elektronen styr nästan all kemi, eftersom den finns i atomer och är direkt bunden till alla kemiska egenskaper. Neutrinos interagerar sällan med någonting och observeras därför sällan. Neutrinos strömmar genom hela universum men interagerar sällan med normal materia. [123]

Leptontiden var perioden i utvecklingen av det tidiga universum där leptonerna dominerade universums massa. Det började ungefär 1 sekund efter Big Bang, efter att majoriteten av hadroner och anti-hadroner utrotade varandra i slutet av hadronepoken. Under leptontiden var universums temperatur fortfarande tillräckligt hög för att skapa lepton / antileptonpar, så leptoner och antileptoner var i termisk jämvikt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang hade temperaturen i universum fallit till den punkt där lepton / anti-leptonpar inte längre skapades. [124] De flesta leptoner och antileptoner eliminerades sedan i utrotningsreaktioner och lämnade en liten rest av leptoner. Massan av universum dominerades sedan av fotoner när den gick in i följande fotonepok. [125] [126]

Fotoner

En foton är kvantiteten av ljus och alla andra former av elektromagnetisk strålning. Det är kraftbäraren för den elektromagnetiska kraften, även när den är statisk via virtuella fotoner. Effekterna av denna kraft kan lätt observeras på mikroskopisk och på makroskopisk nivå, eftersom foton har noll vilmassa, vilket möjliggör interaktion med långa avstånd. Liksom alla elementära partiklar förklaras för närvarande fotoner bäst av kvantmekanik och uppvisar våg-partikel dualitet, uppvisande egenskaper hos vågor och partiklar.

Fotonepoken började efter att de flesta leptoner och antileptoner förintades i slutet av leptontiden, cirka 10 sekunder efter Big Bang. Atomkärnor skapades i nukleosyntesprocessen som inträffade under de första minuterna av fotonepoken. Under resten av fotonepoken innehöll universum en varm tät plasma av kärnor, elektroner och fotoner. Cirka 380 000 år efter Big Bang föll universums temperatur till den punkt där kärnor kunde kombineras med elektroner för att skapa neutrala atomer. Som ett resultat interagerade fotoner inte längre ofta med materien och universum blev transparent. De mycket rödskiftade fotonerna från denna period utgör den kosmiska mikrovågsbakgrunden. Små variationer i temperatur och densitet som detekterades i CMB var de tidiga "frön" från vilka all efterföljande strukturbildning ägde rum. [119]: 244–66

Modell av universum baserat på allmän relativitet

Allmän relativitet är den geometriska teorin om gravitation som publicerades av Albert Einstein 1915 och den nuvarande beskrivningen av gravitation i modern fysik. Det är grunden för nuvarande kosmologiska modeller av universum. Generell relativitet generaliserar specialrelativitet och Newtons lag om universell gravitation, vilket ger en enhetlig beskrivning av tyngdkraften som en geometrisk egenskap av rum och tid, eller rymdtid. Speciellt är rymdtidens krökning direkt relaterad till energin och drivkraften för vilken materia och strålning som helst. Förhållandet specificeras av Einsteins fältekvationer, ett system med partiella differentialekvationer. I allmän relativitet bestämmer fördelningen av materia och energi geometrin för rymdtiden, vilket i sin tur beskriver accelerationen av materien. Därför beskriver lösningar av Einsteins fältekvationer universums utveckling. I kombination med mätningar av materiens mängd, typ och fördelning i universum, beskriver ekvationerna för allmän relativitet universums utveckling över tiden. [127]

Med antagandet om den kosmologiska principen att universum är homogent och isotropiskt överallt, är en specifik lösning av fältekvationerna som beskriver universum den metriska tensorn som kallas metoden Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker,

var (r, θ, φ) motsvarar ett sfäriskt koordinatsystem. Detta mått har bara två obestämda parametrar. En övergripande dimensionell längdskalfaktor R beskriver universums storleksskala som en funktion av tiden som en ökning av R är universums expansion. [128] Ett krökningsindex k beskriver geometrin. Indexet k definieras så att det endast kan ta ett av tre värden: 0, motsvarande platt euklidisk geometri 1, motsvarande ett utrymme med positiv krökning eller -1, motsvarande ett utrymme med positiv eller negativ krökning. [129] Värdet av R som en funktion av tiden t beror på k och den kosmologiska konstanten Λ. [127] Den kosmologiska konstanten representerar energitätheten i rymdets vakuum och kan relateras till mörk energi. [87] Ekvationen som beskriver hur R varierar med tiden kallas Friedmann-ekvationen efter dess uppfinnare, Alexander Friedmann. [130]

Lösningarna för R (t) beror på k och Λ, men vissa kvalitativa egenskaper hos sådana lösningar är allmänna. Först och viktigast, längdskalan R av universum kan förbli konstant endast om universum är perfekt isotropiskt med positiv krökning (k= 1) och har ett exakt värde för densitet överallt, som först noterades av Albert Einstein. [127] Denna jämvikt är emellertid instabil: eftersom universum är inhomogent på mindre skalor, R måste förändras över tiden. När R förändringar, alla rumsliga avstånd i universum förändras i tandem finns det en övergripande expansion eller sammandragning av själva rymden. Detta redogör för observationen att galaxer verkar flyga ifrån varandra mellanrummet mellan dem sträcker sig. Rymdsträckningen står också för den uppenbara paradoxen att två galaxer kan vara 40 miljarder ljusår från varandra, även om de startade från samma punkt för 13,8 miljarder år sedan [131] och aldrig rörde sig snabbare än ljusets hastighet.

För det andra tyder alla lösningar på att det fanns en gravitationell singularitet tidigare, när R gick till noll och materia och energi var oändligt täta. Det kan tyckas att denna slutsats är osäker eftersom den bygger på de tvivelaktiga antagandena om perfekt homogenitet och isotropi (den kosmologiska principen) och att endast gravitationsinteraktionen är signifikant. Men Penrose – Hawking singularitetssatser visar att en singularitet borde existera under mycket allmänna förhållanden. Följaktligen, enligt Einsteins fältekvationer, R växte snabbt från ett otänkbart varmt, tätt tillstånd som existerade omedelbart efter denna singularitet (när R hade ett litet, ändligt värde) detta är kärnan i Big Bang-modellen i universum. För att förstå Big Bangs singularitet krävs sannolikt en kvantteori om gravitation, som ännu inte har formulerats. [132]

För det tredje, krökningsindex k bestämmer tecknet på den genomsnittliga rumsliga krökning av rumstid [129] i genomsnitt över tillräckligt stora längdskalor (större än cirka en miljard ljusår). Om k= 1, krökningen är positiv och universum har en begränsad volym. [133] Ett universum med positiv krökning visualiseras ofta som en tredimensionell sfär inbäddad i ett fyrdimensionellt utrymme. Omvänt, om k är noll eller negativ, har universum en oändlig volym. [133] Det kan verka kontraintuitivt att ett oändligt och ändå oändligt tätt universum kunde skapas på ett ögonblick vid Big Bang när R= 0, men exakt det förutses matematiskt när k motsvarar inte 1. I analogi har ett oändligt plan noll krökning men oändligt område, medan en oändlig cylinder är ändlig i en riktning och en torus är ändlig i båda. Ett toroidalt universum kan bete sig som ett normalt universum med periodiska gränsvillkor.

Universumets yttersta öde är fortfarande okänt eftersom det kritiskt beror på krökningsindexet k och den kosmologiska konstanten Λ. Om universum var tillräckligt tätt, k skulle vara lika med +1, vilket innebär att dess genomsnittliga krökning genomgående är positiv och att universum så småningom kommer att återfalla i en Big Crunch, [134] eventuellt starta ett nytt universum i en Big Bounce. Omvänt, om universum inte var tillräckligt tätt, k skulle vara lika med 0 eller −1 och universum skulle expandera för alltid, svalna och så småningom nå Big Freeze och universums värmedöd. [127] Moderna data tyder på att universums expansionshastighet inte minskar, som ursprungligen förväntat, men ökar om detta fortsätter på obestämd tid kan universum så småningom nå en Big Rip. Observationsmässigt verkar universum vara platt (k = 0), med en total densitet som ligger mycket nära det kritiska värdet mellan återfall och evig expansion. [135]

Multivershypotes

Vissa spekulativa teorier har föreslagit att vårt universum bara är en av en uppsättning av frånkopplade universum, kollektivt betecknade som multiversumet, vilket utmanar eller förbättrar mer begränsade definitioner av universum. [20] [136] Vetenskapliga multiversmodeller skiljer sig från begrepp som alternativa medvetenhetsplan och simulerad verklighet.

Max Tegmark utvecklade ett klassificeringsschema i fyra delar för olika typer av multiverser som forskare har föreslagit som svar på olika fysikproblem. Ett exempel på sådana multiverser är den som härrör från den kaotiska inflationsmodellen i det tidiga universum. [137] En annan är multiversum som härrör från kvantmekanikens tolkning i många världar. I denna tolkning genereras parallella världar på ett sätt som liknar kvantöverlagring och dekoherens, med alla tillstånd i vågfunktionerna realiserade i separata världar. Effektivt, i många-världens tolkning utvecklas multiversum som en universell vågfunktion. Om Big Bang som skapade vårt multiversum skapade en ensemble av multiverser skulle ensemblens vågfunktion trassla in sig i den meningen. [138]

Den minst kontroversiella, men fortfarande mycket omstridda, kategorin av multivers i Tegmarks plan är nivå I. Multiverserna på denna nivå består av avlägsna rymdhändelser "i vårt eget universum". Tegmark och andra [139] har hävdat att, om rymden är oändligt, eller tillräckligt stort och enhetligt, inträffar identiska förekomster av jordens hela Hubble-volym så ofta, helt enkelt av en slump. Tegmark beräknade att vår närmaste så kallade doppelgänger ligger 10 10 115 meter från oss (en dubbel exponentiell funktion större än en googolplex). [140] [141] De argument som används är dock av spekulativ karaktär. [142] Dessutom skulle det vara omöjligt att vetenskapligt verifiera förekomsten av en identisk Hubble-volym.

Det är möjligt att tänka sig bortkopplade rymdtider, var och en existerande men inte kan interagera med varandra. [140] [143] En lätt visualiserad metafor för detta koncept är en grupp separata såpbubblor, där observatörer som lever på en såpbubbla inte ens kan interagera med dem på andra såpbubblor. [144] Enligt en gemensam terminologi betecknas varje "tvålbubbla" av rymdtid som en universum, medan vår speciella rymdtid betecknas som universum, [20] precis som vi kallar vår måne månen. Hela samlingen av dessa separata rymdtider betecknas som multiversum. [20] Med denna terminologi, annorlunda universum är inte kausalt kopplade till varandra. [20] I princip den andra utan anslutning universum kan ha olika dimensioner och topologier av rymdtid, olika former av materia och energi, och olika fysiska lagar och fysiska konstanter, även om sådana möjligheter är rent spekulativa. [20] Andra anser att var och en av flera bubblor som skapats som en del av kaotisk inflation är separat universum, men i denna modell har alla dessa universum ett kausalt ursprung. [20]

Historiskt har det funnits många idéer om kosmos (kosmologier) och dess ursprung (kosmogonier). Teorier om ett opersonligt universum som styrs av fysiska lagar föreslogs först av grekerna och indianerna. [13] Forntida kinesisk filosofi omfattade begreppet universum, inklusive både hela rymden och hela tiden. [145] Under århundradena ledde förbättringar av astronomiska observationer och teorier om rörelse och gravitation till allt mer exakta beskrivningar av universum. Den moderna kosmologiska eran började med Albert Einsteins allmänna relativitetsteori från 1915, som gjorde det möjligt att kvantitativt förutsäga universums ursprung, utveckling och avslutning som helhet. De flesta moderna, accepterade teorier om kosmologi bygger på allmän relativitet och, mer specifikt, den förutspådda Big Bang. [146]

Mytologier

Många kulturer har berättelser som beskriver världens och universums ursprung. Kulturer anser i allmänhet att dessa berättelser har viss sanning. Det finns dock många olika övertygelser om hur dessa berättelser gäller bland dem som tror på ett övernaturligt ursprung, allt från en gud som direkt skapar universum som det nu är till en gud som bara sätter "hjulen i rörelse" (till exempel via mekanismer som Big Bang och evolution). [147]

Etnologer och antropologer som studerar myter har utvecklat olika klassificeringsscheman för de olika teman som förekommer i skapelseberättelser. [148] [149] Till exempel, i en typ av berättelse är världen född från ett världsägg sådana historier inkluderar den finska episka dikten Kalevala, den kinesiska berättelsen om Pangu eller den indiska Brahmanda Purana. I relaterade berättelser skapas universum av en enda enhet som utgår eller producerar något av honom själv, som i det tibetanska buddhismkonceptet Adi-Buddha, den antika grekiska berättelsen om Gaia (Moder Jord), den azteciska gudinnan Coatlicue-myten, den forntida egyptiska guden Atums berättelse och den judisk-kristna berättelsen om Genesis skapelse där Abrahams Gud skapade universum. I en annan typ av berättelse skapas universum från föreningen av manliga och kvinnliga gudar, som i Maori-berättelsen om Rangi och Papa. I andra berättelser skapas universum genom att tillverka det från redan existerande material, som liket av en död gud - som från Tiamat i den babyloniska epiken Enuma Elish eller från jätten Ymir i nordisk mytologi - eller från kaotiska material, som i Izanagi och Izanami i japansk mytologi. I andra berättelser kommer universum från grundläggande principer, såsom Brahman och Prakrti, Serers skapande myt, [150] eller Tains yin och yang.

Filosofiska modeller

De pre-sokratiska grekiska filosoferna och indiska filosoferna utvecklade några av de tidigaste filosofiska begreppen i universum. [13] [151] De tidigaste grekiska filosoferna noterade att framträdanden kan bedra och försökte förstå den underliggande verkligheten bakom uppträdandena. I synnerhet noterade de förmågan hos materia att ändra former (t.ex. is till vatten till ånga) och flera filosofer föreslog att alla fysiska material i världen är olika former av ett enda urmaterial, eller båge. Den första som gjorde det var Thales, som föreslog att detta material skulle vara vatten. Thales student, Anaximander, föreslog att allt kom från det gränslösa apeiron. Anaximenes föreslog att urmaterialet skulle vara luft på grund av dess upplevda attraktiva och motbjudande egenskaper som orsakar båge att kondensera eller dissociera till olika former. Anaxagoras föreslog principen om Nous (Mind), medan Heraclitus föreslog eld (och talade om logotyper). Empedocles föreslog att elementen skulle vara jord, vatten, luft och eld. Hans fyrelementmodell blev mycket populär. Precis som Pythagoras trodde Platon att alla saker var sammansatta av antal, med Empedocles element i form av de platoniska fasta ämnena. Democritus och senare filosofer - framför allt Leucippus - föreslog att universum består av odelbara atomer som rör sig genom ett tomrum (vakuum), även om Aristoteles inte trodde att det skulle vara möjligt eftersom luft, som vatten, ger motstånd mot rörelse. Luft kommer omedelbart att rusa in för att fylla ett tomrum och dessutom utan motstånd skulle det göra det på obestämd tid. [13]

Även om Heraclitus argumenterade för evig förändring, gjorde hans samtida Parmenides det radikala förslaget att all förändring är en illusion, att den verkliga underliggande verkligheten är evigt oföränderlig och av en enda karaktär. Parmenides betecknade denna verklighet som τὸ ἐν (The One). Parmenides idé verkade otrolig för många greker, men hans student Zeno från Elea utmanade dem med flera berömda paradoxer. Aristoteles svarade på dessa paradoxer genom att utveckla uppfattningen om en potentiell räknbar oändlighet, liksom det oändligt delbara kontinuumet. Till skillnad från tidens eviga och oföränderliga cykler trodde han att världen är begränsad av himmelsfärerna och att den kumulativa stjärnstorleken bara är mångfaldig.

Den indiska filosofen Kanada, grundare av Vaisheshika-skolan, utvecklade en uppfattning om atomism och föreslog att ljus och värme var sorter av samma ämne. [152] På 500-talet e.Kr. föreslog den buddhistiska atomfilosofen Dignāga atomerna skulle vara punktstora, varaktiga och gjorda av energi. De förnekade existensen av väsentlig materia och föreslog att rörelsen skulle bestå av momentana blinkningar av en ström av energi. [153]

Begreppet tidsmässig finitism inspirerades av läran om skapelse som delas av de tre Abrahams-religionerna: judendomen, kristendomen och islam. Den kristna filosofen, John Philoponus, presenterade de filosofiska argumenten mot den antika grekiska uppfattningen om ett oändligt förflutet och framtid.Philoponus argument mot ett oändligt förflutet användes av den tidiga muslimska filosofen Al-Kindi (Alkindus) den judiska filosofen, Saadia Gaon (Saadia ben Joseph) och den muslimska teologen, Al-Ghazali (Algazel). [154]

Astronomiska begrepp

Astronomiska modeller av universum föreslogs strax efter att astronomin började med de babyloniska astronomerna, som betraktade universum som en platt skiva som svävar i havet, och detta utgör förutsättningen för tidiga grekiska kartor som Anaximander och Hecataeus från Milet.

Senare grekiska filosofer, som observerade de himmelska kropparnas rörelser, var intresserade av att utveckla modeller av universum som grundligare baserade sig på empiriska bevis. Den första sammanhängande modellen föreslogs av Eudoxus från Cnidos. Enligt Aristoteles fysiska tolkning av modellen roterar himmelsfärer evigt med enhetlig rörelse runt en stillastående jord. Normal materia ingår helt i den markbundna sfären.

De Mundo (sammansatt före 250 f.Kr. eller mellan 350 och 200 f.Kr.) uppgav, "Fem element, belägna i sfärer i fem regioner, desto mindre är i varje fall omgivet av det större - nämligen jord omgiven av vatten, vatten med luft, luft av eld och eld genom eter - utgör hela universum ". [155]

Denna modell förfinades också av Callippus och efter att koncentriska sfärer övergavs kom den nästan perfekt överens med astronomiska observationer av Ptolemaios. Framgången för en sådan modell beror till stor del på det matematiska faktum att vilken funktion som helst (som en planet) kan sönderdelas till en uppsättning cirkulära funktioner (Fourier-lägena). Andra grekiska forskare, såsom den pythagoreiska filosofen Philolaus, postulerade (enligt Stobaeus-berättelsen) att i centrum av universum fanns en "central eld" runt vilken jorden, solen, månen och planeterna kretsade i enhetlig cirkelrörelse. [156]

Den grekiska astronomen Aristarchus från Samos var den första kända individen som föreslog en heliocentrisk modell av universum. Även om originaltexten har gått förlorad, en referens i Archimedes bok Sand Reckoner beskriver Aristarchus heliocentriska modell. Archimedes skrev:

Du, kung Gelon, är medveten om att universum är namnet som de flesta astronomer ger till sfären vars centrum är jordens centrum, medan dess radie är lika med den raka linjen mellan solens centrum och centrum av Jorden. Detta är det vanliga kontot som ni har hört från astronomer. Men Aristarchus har tagit fram en bok som består av vissa hypoteser, där det framgår som en konsekvens av antagandena att universum är många gånger större än universum som just nämnts. Hans hypoteser är att de fasta stjärnorna och solen förblir orörda, att jorden kretsar kring solen på omkretsen av en cirkel, solen ligger mitt i omloppsbanan och att sfären av fasta stjärnor, som ligger ungefär samma centrum som solen, är så stor att den cirkel i vilken han antar att jorden roterar bär en sådan proportion till avståndet från de fasta stjärnorna som sfärens centrum bär till dess yta

Aristarchus trodde således att stjärnorna var väldigt långt borta och såg detta som anledningen till att stjärnparallax inte hade observerats, det vill säga stjärnorna hade inte observerats röra sig relativt varandra när jorden rörde sig runt solen. Stjärnorna är i själva verket mycket längre bort än det avstånd som vanligtvis antogs i antiken, varför stjärnparallax bara kan detekteras med precisionsinstrument. Den geocentriska modellen, i överensstämmelse med planetarisk parallax, antogs vara en förklaring till att det parallella fenomenet inte kunde observeras, stjärnparallax. Avvisandet av den heliocentriska uppfattningen var uppenbarligen ganska stark, som följande avsnitt från Plutarch antyder (På det uppenbara ansiktet i Månens kula):

Cleanthes [en samtida av Aristarchus och stojikerns chef] tyckte att det var grekernas plikt att anklaga Aristarchus av Samos på anklagelsens oskyldighet för att sätta igång universumets härd [dvs. jorden], . antar att himlen förblir i vila och jorden roterar i en sned cirkel, medan den roterar samtidigt om sin egen axel

Den enda andra astronomen från antiken som var känd under namnet som stödde Aristarchus heliocentriska modell var Seleucus of Seleucia, en hellenistisk astronom som levde ett sekel efter Aristarchus. [157] [158] [159] Enligt Plutarchus var Seleucus den första som bevisade det heliocentriska systemet genom resonemang, men det är inte känt vilka argument han använde. Seleucus argument för en heliosentrisk kosmologi var troligen relaterade till fenomenet tidvatten. [160] Enligt Strabo (1.1.9) var Seleucus den första som uppgav att tidvattnet beror på månens attraktion och att tidvattnets höjd beror på Månens position i förhållande till solen. [161] Alternativt kan han ha visat heliocentricitet genom att bestämma konstanterna för en geometrisk modell för den och genom att utveckla metoder för att beräkna planetpositioner med hjälp av denna modell, som vad Nicolaus Copernicus senare gjorde på 1500-talet. [162] Under medeltiden föreslogs också heliocentriska modeller av den indiska astronomen Aryabhata, [163] och av de persiska astronomerna Albumasar [164] och Al-Sijzi. [165]

Den aristoteliska modellen accepterades i västvärlden i ungefär två årtusenden, tills Copernicus återupplivade Aristarchus perspektiv att astronomiska data skulle kunna förklaras mer troligt om jorden roterade på sin axel och om solen placerades i centrum av universum.

I mitten vilar solen. För vem skulle placera den här lampan i ett mycket vackert tempel på en annan eller bättre plats än den varifrån den kan belysa allt samtidigt?

Som Copernicus själv har noterat är uppfattningen att jorden roterar väldigt gammal och går åtminstone till Philolaus (ca 450 f.Kr.), Heraclides Ponticus (ca 350 f.Kr.) och Ecphantus Pythagorean. Ungefär ett sekel före Copernicus föreslog den kristna forskaren Nicholas av Cusa också att jorden roterar på sin axel i sin bok, På lärd okunnighet (1440). [166] Al-Sijzi [167] föreslog också att jorden roterar på sin axel. Empiriska bevis för jordens rotation på dess axel, med fenomenet kometer, gavs av Tusi (1201–1274) och Ali Qushji (1403–1474). [168]

Denna kosmologi accepterades av Isaac Newton, Christiaan Huygens och senare forskare. [169] Edmund Halley (1720) [170] och Jean-Philippe de Chéseaux (1744) [171] noterade oberoende av sig att antagandet om ett oändligt utrymme fyllt enhetligt med stjärnor skulle leda till förutsägelsen att natthimlen skulle vara lika ljus som själva solen blev detta känt som Olbers paradox på 1800-talet. [172] Newton trodde att ett oändligt utrymme enhetligt fyllt med materia skulle orsaka oändliga krafter och instabiliteter som orsakade att materien krossades inåt under sin egen tyngdkraft. [169] Denna instabilitet klargjordes 1902 av Jeans instabilitetskriteriet. [173] En lösning på dessa paradoxer är Charlier Universe, där materien är ordnad hierarkiskt (system av kretsande kroppar som själva kretsar i ett större system, ad infinitum) på ett fraktalt sätt så att universum har en försumbar liten total densitet en sådan kosmologisk modell hade också föreslagits tidigare 1761 av Johann Heinrich Lambert. [52] [174] Ett betydande astronomiskt framsteg på 1700-talet var förverkligandet av nebulosor av Thomas Wright, Immanuel Kant och andra. [170]

1919, när Hooker Telescope slutfördes, var den rådande uppfattningen fortfarande att universum helt och hållet bestod av Vintergatan. Med hjälp av Hooker Telescope identifierade Edwin Hubble Cepheid-variabler i flera spiralnebulosar och 1922–1923 visade det slutgiltigt att bland annat Andromedanebulosan och Triangulum var hela galaxer utanför vår egen, vilket bevisade att universum består av en mängd galaxer. [175]

Den moderna eran av fysisk kosmologi började 1917, då Albert Einstein först tillämpade sin allmänna relativitetsteori för att modellera universums struktur och dynamik. [176]

  1. ^ ab Enligt modern fysik är särskilt relativitetsteorin, rum och tid i sig kopplade till rymdtid.
  2. ^ Även om det anges i megaparsec av den citerade källan är detta antal så stort att siffrorna förblir praktiskt taget oförändrade för alla ändamål och syften oavsett vilka konventionella enheter det är listat i, oavsett om det är nanometer eller gigaparsec, eftersom skillnaderna skulle försvinna in i felet.
  1. ^"Hubble ser galaxer i massor". spacetelescope.org . Hämtad 30 april 2017.
  2. ^ abc
  3. Planck Collaboration (2016). "Resultat från Planck 2015. XIII. Kosmologiska parametrar". Astronomi & amp Astrofysik. 594: A13, tabell 4. arXiv: 1502.01589. Bibcode: 2016A & ampA. 594A..13P. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201525830. S2CID119262962.
  4. ^ abcd
  5. Greene, Brian (2011). Den dolda verkligheten. Alfred A. Knopf.
  6. ^
  7. Bars, Itzhak Terning, John (november 2009). Extra dimensioner i utrymme och tid. Springer. s. 27–. ISBN978-0-387-77637-8. Hämtad 1 maj 2011.
  8. ^
  9. Davies, Paul (2006). Goldilocks Enigma . First Mariner Books. sid. 43ff. ISBN978-0-618-59226-5.
  10. ^ ab
  11. NASA / WMAP Science Team (24 januari 2014). "Universum 101: Vad är universum gjort av?". NASA. Hämtad 17 februari 2015.
  12. ^ ab
  13. Fixsen, D.J. (2009). "Temperaturen på den kosmiska mikrovågsbakgrunden". The Astrophysical Journal. 707 (2): 916–20. arXiv: 0911.1955. Bibcode: 2009ApJ. 707..916F. doi: 10.1088 / 0004-637X / 707/2/916. S2CID119217397.
  14. ^ abc
  15. "First Planck-resultat: universum är fortfarande konstigt och intressant". Matthew Francis. Ars technica. 21 mars, 2013 . Hämtad 21 augusti 2015.
  16. ^
  17. NASA / WMAP Science Team (24 januari 2014). "Universum 101: Kommer universum att expandera för alltid?". NASA. Hämtad 16 april 2015.
  18. ^ ab
  19. Zeilik, Michael Gregory, Stephen A. (1998). Inledande astronomi och astrofysik (4: e upplagan). Saunders College Publishing. ISBN978-0-03-006228-5. Helheten i allt rum och tid allt som är, har varit och kommer att vara.
  20. ^
  21. Siegel, Ethan (14 juli 2018). "Fråga Ethan: Hur stor är hela, obemärkbara universum?". Forbes.
  22. ^
  23. Dold-Samplonius, Yvonne (2002). Från Kina till Paris: 2000 års överföring av matematiska idéer. Franz Steiner Verlag.
  24. ^ abcd
  25. Glick, Thomas F. Livesey, Steven Wallis, Faith. Medeltida vetenskapsteknik och medicin: En uppslagsverk. Routledge.
  26. ^
  27. Carroll, Bradley W. Ostlie, Dale A. (23 juli 2013). En introduktion till modern astrofysik (International ed.). Pearson. s. 1173–74. ISBN978-1-292-02293-2.
  28. ^ ab
  29. Hawking, Stephen (1988). En kort historia av tiden . Bantam-böcker. sid. 43. ISBN978-0-553-05340-1.
  30. ^ ab
  31. "Nobelpriset i fysik 2011". Hämtad 16 april 2015.
  32. ^
  33. Redd, Nola. "Vad är Dark Matter?". Space.com . Hämtad 1 februari 2018.
  34. ^ abPlanck 2015-resultat, tabell 9
  35. ^
  36. Persic, Massimo Salucci, Paolo (1 september 1992). "Baryoninnehållet i universum". Månadsmeddelanden från Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P – 18P. arXiv: astro-ph / 0502178. Bibcode: 1992MNRAS.258P..14P. doi: 10.1093 / mnras / 258.1.14P. ISSN0035-8711. S2CID17945298.
  37. ^ abcdefg
  38. Ellis, George F.R. U. Kirchner W.R. Stoeger (2004). "Multiverser och fysisk kosmologi". Månadsmeddelanden från Royal Astronomical Society. 347 (3): 921–36. arXiv: astro-ph / 0305292. Bibcode: 2004MNRAS.347..921E. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.07261.x. S2CID119028830.
  39. ^ Palmer, Jason. (3 augusti 2011) BBC News - 'Multiverse' teori föreslagen av mikrovågsbakgrund. Hämtad 28 november 2011.
  40. ^
  41. "Universum". Encyclopaedia Britannica online. Encyclopaedia Britannica Inc. 2012. Hämtad 17 februari 2018.
  42. ^
  43. "Universum". Merriam-Webster Dictionary . Hämtad 21 september 2012.
  44. ^
  45. "Universum". Dictionary.com . Hämtad 21 september 2012.
  46. ^ ab
  47. Schreuder, Duco A. (3 december 2014). Vision och visuell uppfattning. Archway Publishing. sid. 135. ISBN978-1-4808-1294-9.
  48. ^
  49. Mermin, N. David (2004). "Kunde Feynman ha sagt det här?". Fysik idag. 57 (5): 10. Bibcode: 2004PhT. 57e..10M. doi: 10.1063 / 1.1768652.
  50. ^
  51. Tegmark, Max (2008). "Det matematiska universum". Grunden för fysik. 38 (2): 101–50. arXiv: 0704.0646. Bibcode: 2008FoPh. 38..101T. doi: 10.1007 / s10701-007-9186-9. S2CID9890455. En kort version av den finns på
  52. Fixsen, D. J. (2007). "Håll käften och beräkna". arXiv: 0709.4024 [physics.pop-ph]. med hänvisning till David Mermins berömda citat "håll käften och beräkna!" [26]
  53. ^
  54. Holt, Jim (2012). Varför finns världen?. Liveright Publishing. sid. 308.
  55. ^
  56. Ferris, Timothy (1997). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe (s) Report. Simon & amp Schuster. sid. 400.
  57. ^
  58. Copan, Paul William Lane Craig (2004). Skapande ur ingenting: En biblisk, filosofisk och vetenskaplig utforskning. Baker Academic. sid. 220. ISBN978-0-8010-2733-8.
  59. ^
  60. Bolonkin, Alexander (november 2011). Universum, mänsklig odödlighet och framtida mänsklig utvärdering. Elsevier. s. 3–. ISBN978-0-12-415801-6.
  61. ^Den kompakta utgåvan av Oxford English Dictionary, volym II, Oxford: Oxford University Press, 1971, s. 3518.
  62. ^ Lewis, C.T. och Short, S (1879) En latinsk ordbok, Oxford University Press, 0-19-864201-6, s. 1933, 1977–1978.
  63. ^
  64. Liddell Scott. "A Greek-English Lexicon". πᾶς
  65. ^
  66. Liddell Scott. "A Greek-English Lexicon". ὅλος
  67. ^
  68. Liddell Scott. "En grekisk-engelsk lexikon". κόσμος
  69. ^
  70. Lewis, C.T. Short, S (1879). En latinsk ordbok. Oxford University Press. s. 1175, 1189–90, 1881–82. ISBN978-0-19-864201-5.
  71. ^
  72. Den kompakta utgåvan av Oxford English Dictionary. II. Oxford: Oxford University Press. 1971. s. 569, 909, 1900, 3821–22. ISBN978-0-19-861117-2.
  73. ^
  74. Silk, Joseph (2009). Kosmologiens horisonter. Templeton Pressr. sid. 208.
  75. ^
  76. Singh, Simon (2005). Big Bang: Universets ursprung. Harper Perennial. sid. 560. Bibcode: 2004biba.book. S.
  77. ^
  78. C. Sivaram (1986). "Universums utveckling genom Planck-epoken". Astrofysik och rymdvetenskap. 125 (1): 189–99. Bibcode: 1986Ap & ampSS.125..189S. doi: 10.1007 / BF00643984. S2CID123344693.
  79. ^
  80. Larson, Richard B. & amp Bromm, Volker (mars 2002). "De första stjärnorna i universum". Scientific American.
  81. ^ Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, ekv. 6.33
  82. ^
  83. "Antimaterie". Partikelfysik och astronomiforskningsrådet. 28 oktober 2003. Arkiverad från originalet den 7 mars 2004. Hämtad 10 augusti 2006.
  84. ^
  85. Adamson, Allan (19 oktober 2017). "Universum borde faktiskt inte existera: Big Bang producerade lika stora mängder materia och antimateria". TechTimes.com . Hämtad 26 oktober 2017.
  86. ^
  87. Smorra C. et al. (20 oktober 2017). "En mätning per miljard av antiprotons magnetiska moment" (PDF). Natur. 550 (7676): 371–74. Bibcode: 2017Natur.550..371S. doi: 10.1038 / nature24048. PMID29052625. S2CID205260736.
  88. ^Landau & amp Lifshitz (1975, s. 361): "Det är intressant att notera att i ett slutet utrymme måste den totala elektriska laddningen vara noll. Namnlösa: Varje sluten yta i ett ändligt utrymme omsluter på varje sida av sig själv ett ändligt område av rymden Därför är flödet av det elektriska fältet genom denna yta dels lika med den totala laddningen som ligger i det inre av ytan, och å andra sidan till den totala laddningen utanför den, med motsatt tecken. Följaktligen summan av laddningarna på de två sidorna av ytan är noll. "
  89. ^
  90. Kaku, Michio (11 mars 2008). Det omöjliga fysik: En vetenskaplig utforskning i fasarnas värld, kraftfält, teleportering och tidsresor . Knopf Doubleday Publishing Group. s. 202–. ISBN978-0-385-52544-2.
  91. ^ ab
  92. Bars, Itzhak Terning, John (19 oktober 2018). Extra dimensioner i utrymme och tid. Springer. s. 27–. ISBN978-0-387-77637-8. Hämtad 19 oktober 2018.
  93. ^
  94. "WolframAlpha". Hämtad 19 oktober 2018.
  95. ^
  96. Crockett, Christopher (20 februari 2013). "Vad är ett ljusår?". EarthSky.
  97. ^ abRindler, s. 196.
  98. ^
  99. Christian, Eric Samar, Safi-Harb. "Hur stor är Vintergatan?" . Hämtad 28 november 2007.
  100. ^
  101. Hall, Shannon (4 maj 2015). "Storleken på Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle". Space.com. Hämtad 9 juni 2015.
  102. ^
  103. I. Ribas C. Jordi F. Vilardell E.L. Fitzpatrick R.W. Hilditch F. Edward Guinan (2005). "Första bestämningen av distans och grundläggande egenskaper hos ett förmörkande binär i Andromedagalaxen". Astrofysisk tidskrift. 635 (1): L37 – L40. arXiv: astro-ph / 0511045. Bibcode: 2005ApJ. 635L..37R. doi: 10.1086 / 499161. S2CID119522151.
  104. McConnachie, A.W. Irwin, M.J. Ferguson, A.M.N. Ibata, R.A. Lewis, G.F. Tanvir, N. (2005). "Avstånd och metalliciteter för 17 lokala gruppgalaxer". Månadsmeddelanden från Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–97. arXiv: astro-ph / 0410489. Bibcode: 2005MNRAS.356..979M. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x.
  105. ^
  106. "Hur kan rymden resa snabbare än ljusets hastighet?". Vannesa Janek. Universum idag. 20 februari 2015. Hämtad 6 juni 2015.
  107. ^
  108. "Är resor eller kommunikation snabbare än ljuset möjligt? Avsnitt: Expansion of the Universe". Philip Gibbs. 1997. Arkiverat från originalet den 10 mars 2010. Hämtad 6 juni 2015.
  109. ^
  110. M. Vardanyan, R. Trotta, J. Silk (28 januari 2011). "Tillämpningar av Bayesiansk modell i genomsnitt till krökningen och storleken på universumet". Månadsmeddelanden från Royal Astronomical Society: Letters. 413 (1): L91 – L95. arXiv: 1101.5476. Bibcode: 2011MNRAS.413L..91V. doi: 10.1111 / j.1745-3933.2011.01040.x. S2CID2616287. CS1 maint: använder författarparameter (länk)
  111. ^
  112. Schreiber, Urs (6 juni 2008). "Urban Myths in Contemporary Cosmology". N-Category Café. University of Texas i Austin. Hämtad 1 juni 2020.
  113. ^
  114. Don N. Page (18 oktober 2006). "Susskinds utmaning till Hartle-Hawking-gränsöverskridande förslag och möjliga lösningar". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2007 (1): 004. arXiv: hep-th / 0610199. Bibcode: 2007JCAP. 01..004P. doi: 10.1088 / 1475-7516 / 2007/01/004. S2CID17403084.
  115. ^
  116. Berardelli, Phil (25 mars 2010)."Galaxkollisioner föder kvasarer". Science News.
  117. ^
  118. Riess, Adam G. Filippenko Challis Clocchiatti Diercks Garnavich Gilliland Hogan Jha Kirshner Leibundgut Phillips Reiss Schmidt Schommer Smith Spyromilio Stubbs Suntzeff Tonry (1998). "Observationsbevis från supernovor för ett accelererande universum och en kosmologisk konstant". Astronomisk tidskrift. 116 (3): 1009–38. arXiv: astro-ph / 9805201. Bibcode: 1998AJ. 116.1009R. doi: 10.1086 / 300499. S2CID15640044.
  119. ^
  120. Perlmutter, S. Aldering Goldhaber Knop Nugent Castro Deustua Fabbro Goobar Brudgumkrok Kim Kim Lee Nunes Smärta Pennypacker Quimby Lidman Ellis Irwin McMahon Ruiz ‐ Lapuente Walton Schaefer Boyle Filippenko Matheson Fruchter et al. (1999). "Mätningar av Omega och Lambda från 42 hög-redshift supernovaer". Astrofysisk tidskrift. 517 (2): 565–86. arXiv: astro-ph / 9812133. Bibcode: 1999ApJ. 517..565P. doi: 10.1086 / 307221. S2CID118910636.
  121. ^
  122. Carroll, Sean Kaku, Michio (2014). "Universumets slut". Hur universum fungerar. Discovery Channel.
  123. ^
  124. Farväl, Dennis (11 oktober 2003). "En" kosmisk ryck "som vänt universum". New York Times.
  125. ^
  126. Schutz, Bernard (31 maj 2009). En första kurs i allmän relativitet (2 utgåva). Cambridge University Press. s. 142, 171. ISBN978-0-521-88705-2.
  127. ^WMAP Mission: Results - Age of the Universe. Map.gsfc.nasa.gov. Hämtad 28 november 2011.
  128. ^ ab
  129. Luminet, Jean-Pierre Weeks, Jeffrey R. Riazuelo, Alain Lehoucq, Roland Uzan, Jean-Philippe (9 oktober 2003). "Dodekedriska rymdtopologi som en förklaring till svaga vidvinkelkorrelationer i den kosmiska mikrovågsbakgrunden". Natur (Inlämnat manuskript). 425 (6958): 593–95. arXiv: astro-ph / 0310253. Bibcode: 2003Natur.425..593L. doi: 10.1038 / nature01944. PMID14534579. S2CID4380713.
  130. ^
  131. Luminet, Jean-Pierre Roukema, Boudewijn F. (1999). "Universums topologi: teori och observationer". Proceedings of Cosmology School hölls i Cargese, Korsika, augusti 1998. arXiv: astro-ph / 9901364. Bibcode: 1999ASIC..541..117L.
  132. ^
  133. Brill, Dieter Jacobsen, Ted (2006). "Rumstid och euklidisk geometri". Allmän relativitet och gravitation. 38 (4): 643–51. arXiv: gr-qc / 0407022. Bibcode: 2006GReGr..38..643B. CiteSeerX10.1.1.338.7953. doi: 10.1007 / s10714-006-0254-9. S2CID119067072.
  134. ^
  135. Edward Robert Harrison (2000). Kosmologi: universums vetenskap. Cambridge University Press. s. 447–. ISBN978-0-521-66148-5. Hämtad 1 maj 2011.
  136. ^
  137. Liddle, Andrew R. David Hilary Lyth (13 april 2000). Kosmologisk inflation och storskalig struktur. Cambridge University Press. s. 24–. ISBN978-0-521-57598-0. Hämtad 1 maj 2011.
  138. ^
  139. "Vad är universums ultimata öde?". National Aeronautics and Space Administration. NASA. Hämtad 23 augusti 2015.
  140. ^Kommer universum att expandera för alltid ?, WMAP-webbplats på NASA.
  141. ^
  142. Roukema, Boudewijn Buliński, Zbigniew Szaniewska, Agnieszka Gaudin, Nicolas E. (2008). "Ett test av Poincare dodecahedral rymdtopologihypotes med WMAP CMB-data". Astronomi och astrofysik. 482 (3): 747–53. arXiv: 0801.0006. Bibcode: 2008A & ampA. 482..747L. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20078777. S2CID1616362.
  143. ^
  144. Aurich, Ralf Lustig, S. Steiner, F. Then, H. (2004). "Hyperboliska universum med en hornad topologi och CMB-anisotropi". Klassisk och kvantgravitation. 21 (21): 4901–26. arXiv: astro-ph / 0403597. Bibcode: 2004CQGra..21.4901A. doi: 10.1088 / 0264-9381 / 21/21/010. S2CID17619026.
  145. ^
  146. Planck Collaboration (2014). "Resultat från Planck 2013. XVI. Kosmologiska parametrar". Astronomi & amp Astrofysik. 571: A16. arXiv: 1303.5076. Bibcode: 2014A & ampA. 571A..16P. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201321591. S2CID118349591.
  147. ^
  148. "Planck avslöjar" nästan perfekt "universum". Michael Banks. Fysikvärld. 21 mars, 2013 . Hämtad 21 mars 2013.
  149. ^
  150. Isaak, Mark, red. (2005). "CI301: Den antropiska principen". Index till Creationist-påståenden. TalkOrigins-arkiv. Hämtad 31 oktober 2007.
  151. ^
  152. Fritzsche, Hellmut. "elektromagnetisk strålning | fysik". Encyclopædia Britannica. sid. 1. Hämtad 26 juli 2015.
  153. ^
  154. "Fysik 7: relativitet, rymdtid och kosmologi" (PDF). Fysik 7: Relativitet, rymdtid och kosmologi. University of California Riverside. Arkiverad från originalet (PDF) den 5 september 2015. Hämtad 26 juli 2015.
  155. ^
  156. "Fysik - för 2000-talet". www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Arkiverad från originalet den 7 september 2015. Hämtad 27 juli 2015.
  157. ^
  158. "Mörk materia - En historia formar efter mörk kraft". Timothy Ferris. Nationella geografiska. 2015. Hämtad 29 december 2015.
  159. ^
  160. Redd, SPACE.com, Nola Taylor. "Det är officiellt: Universum dör långsamt". Hämtad 11 augusti 2015.
  161. ^
  162. Parr, Will et al. "RIP Universe - Your Time Is Coming ... Slowly | Video". Space.com. Hämtad 20 augusti 2015.
  163. ^ ab Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebok del 2 s. 46, Åtkomst 7 oktober 2013, ". Mörk materia: en osynlig, i huvudsak kollisionsfri komponent av materia som utgör cirka 25 procent av universums energitäthet. Det är en annan slags partikel. Något som ännu inte observerats i laboratoriet. "
  164. ^ ab
  165. Peebles, P.J. E. & amp Ratra, Bharat (2003). "Den kosmologiska konstanta och mörka energin". Recensioner av modern fysik. 75 (2): 559–606. arXiv: astro-ph / 0207347. Bibcode: 2003RvMP. 75..559P. doi: 10.1103 / RevModPhys.75.559. S2CID118961123.
  166. ^
  167. Mandolesi, N. Calzolari, P. Cortiglioni, S. Delpino, F. Sironi, G. Inzani, P. Deamici, G. Solheim, J.-E. Berger, L. Partridge, R.B.Martenis, P.L. Sangree, C.H. Harvey, R.C. (1986). "Universums storskaliga homogenitet mätt med mikrovågsbakgrunden". Natur. 319 (6056): 751-53. Bibcode: 1986Natur.319..751M. doi: 10.1038 / 319751a0. S2CID4349689.
  168. ^
  169. "New Horizons rymdfarkoster svarar på frågan: Hur mörk är rymden?". phys.org . Hämtad 15 januari 2021.
  170. ^
  171. Howell, Elizabeth (20 mars 2018). "Hur många galaxer finns det?". Space.com . Hämtad 5 mars 2021.
  172. ^
  173. Personal (2019). "Hur många stjärnor finns det i universum?". Europeiska rymdorganisationen . Hämtad 21 september 2019.
  174. ^
  175. Marov, Mikhail Ya. (2015). "Universums struktur". Grunden för modern astrofysik. s. 279–294. doi: 10.1007 / 978-1-4614-8730-2_10. ISBN978-1-4614-8729-6.
  176. ^
  177. Mackie, Glen (1 februari 2002). "Att se universum i ett korn av Taranaki-sand". Center for Astrophysics and Supercomputing . Hämtad 28 januari 2017.
  178. ^
  179. "Avslöja hemligheten med en jungfru dvärggalax". Pressmeddelande från European Southern Observatory. ESO: 12. 3 maj 2000. Bibcode: 2000eso..pres. 12. Hämtad 3 januari 2007.
  180. ^
  181. "Hubbles största Galaxy Portrait erbjuder en ny HD-vy". NASA. 28 februari 2006. Hämtad 3 januari 2007.
  182. ^
  183. Gibney, Elizabeth (3 september 2014). "Jordens nya adress: 'Solsystem, Vintergatan, Laniakea'". Natur. doi: 10.1038 / nature.2014.15819. S2CID124323774. Hämtad 21 augusti 2015.
  184. ^
  185. "Lokal grupp". Fraser Cain. Universum idag. 4 maj 2009. Arkiverad från originalet den 21 juni 2018. Hämtad 21 augusti 2015.
  186. ^
  187. Devlin, Hannah Correspondent, Science (20 april 2015). "Astronomer upptäcker största kända struktur i universum är. Ett stort hål". Väktaren.
  188. ^
  189. "Universets innehåll - WMAP 9 års cirkeldiagram". wmap.gsfc.nasa.gov . Hämtad 26 juli 2015.
  190. ^Rindler, s. 202.
  191. ^
  192. Liddle, Andrew (2003). En introduktion till modern kosmologi (2: a upplagan). John Wiley & amp Sons. ISBN978-0-470-84835-7. . sid. 2.
  193. ^
  194. Livio, Mario (2001). Det accelererande universum: Oändlig expansion, den kosmologiska konstanten och kosmos skönhet. John Wiley och söner. sid. 53. ISBN978-0-471-43714-7. Hämtad 31 mars 2012.
  195. ^
  196. Peebles, P.J.E. & amp Ratra, Bharat (2003). "Den kosmologiska konstanta och mörka energin". Recensioner av modern fysik. 75 (2): 559–606. arXiv: astro-ph / 0207347. Bibcode: 2003RvMP. 75..559P. doi: 10.1103 / RevModPhys.75.559. S2CID118961123.
  197. ^
  198. Steinhardt, Paul J. Turok, Neil (2006). "Varför den kosmologiska konstanten är liten och positiv". Vetenskap. 312 (5777): 1180–83. arXiv: astro-ph / 0605173. Bibcode: 2006Sci. 312.1180S. doi: 10.1126 / science.1126231. PMID16675662. S2CID14178620.
  199. ^
  200. "Dark Energy". Hyperfysik. Arkiverad från originalet den 27 maj 2013. Hämtad 4 januari 2014.
  201. ^
  202. Carroll, Sean (2001). "Den kosmologiska konstanten". Levande recensioner i relativitet. 4 (1): 1. arXiv: astro-ph / 0004075. Bibcode: 2001LRR. 4. 1C. doi: 10.12942 / lrr-2001-1. PMC5256042. PMID28179856. Arkiverad från originalet den 13 oktober 2006. Hämtad 28 september 2006.
  203. ^
  204. "Planck fångar porträtt av det unga universum och avslöjar tidigast ljus". Universitetet i Cambridge. 21 mars, 2013 . Hämtad 21 mars 2013.
  205. ^
  206. P. Davies (1992). The New Physics: A Synthesis. Cambridge University Press. sid. 1. ISBN978-0-521-43831-5.
  207. ^
  208. Persic, Massimo Salucci, Paolo (1 september 1992). "Universets baryoninnehåll". Månadsmeddelanden från Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P – 18P. arXiv: astro-ph / 0502178. Bibcode: 1992MNRAS.258P..14P. doi: 10.1093 / mnras / 258.1.14P. ISSN0035-8711. S2CID17945298.
  209. ^
  210. G. 't Hooft (1997). På jakt efter de ultimata byggstenarna . Cambridge University Press. sid. 6. ISBN978-0-521-57883-7.
  211. ^
  212. Clayton, Donald D. (1983). Principer för stjärnutveckling och nukleosyntes . University of Chicago Press. s. 362–435. ISBN978-0-226-10953-4.
  213. ^
  214. Veltman, Martinus (2003). Fakta och mysterier inom elementär partikelfysik . World Scientific. ISBN978-981-238-149-1.
  215. ^ ab
  216. Braibant, Sylvie Giacomelli, Giorgio Spurio, Maurizio (2012). Partiklar och grundläggande interaktioner: En introduktion till partikelfysik (2: a upplagan). Springer. s. 1–3. ISBN978-94-007-2463-1.
  217. ^
  218. Stäng Frank (2012). Partikelfysik: En mycket kort introduktion. Oxford University Press. ISBN978-0-19-280434-1.
  219. ^ ab
  220. R. Oerter (2006). Teorin om nästan allt: Standardmodellen, den oupphängda triumfen för modern fysik (Kindle red.). Penguin Group. sid. 2. ISBN978-0-13-236678-6.
  221. ^
  222. Onyisi, P. (23 oktober 2012). "Vanliga frågor om Higgs boson". University of Texas ATLAS-grupp. Hämtad 8 januari 2013.
  223. ^
  224. Strassler, M. (12 oktober 2012). "Higgs FAQ 2.0". ProfMattStrassler.com . Hämtad 8 januari 2013. [F] Varför bryr sig partikelfysiker så mycket om Higgs-partikeln?
    [A] Det gör de faktiskt inte. Vad de verkligen bryr sig om är Higgs fält, för att det är Viktig. [betoning i original]
  225. ^
  226. Weinberg, Steven (20 april 2011). Drömmar om en sista teori: Forskarens sökning efter de ultimata naturlagarna. Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN978-0-307-78786-6.
  227. ^ ab
  228. Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons och Big Bang (Andra upplagan). IOP Publishing. ISBN978-0-7503-0806-9.
  229. ^
  230. "Lepton (fysik)". Encyclopædia Britannica . Hämtad 29 september 2010.
  231. ^
  232. Harari, H. (1977). "Utöver charm". I Balian, R. Llewellyn-Smith, C.H. (red.). Svaga och elektromagnetiska interaktioner vid hög energi, Les Houches, Frankrike, 5 juli - 14 augusti 1976. Les Houches Summer School Proceedings. 29. Nord-Holland. sid. 613.
  233. ^
  234. Harari H. (1977). "Tre generationer av kvarkar och leptoner" (PDF). I E. van Goeler Weinstein R. (red.). Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. sid. 170. SLAC-PUB-1974.
  235. ^
  236. "Experimentet bekräftar den berömda fysikmodellen" (Pressmeddelande). MIT News Office. 18 april 2007.
  237. ^
  238. "Universums termiska historia och tidig tillväxt av densitetsfluktuationer" (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Hämtad 6 januari 2016.
  239. ^
  240. "Första minuterna". Eric Chaisson. Harvard Smithsonian Center for Astrophysics. Hämtad 6 januari 2016.
  241. ^
  242. "Tidslinjen för Big Bang". Universums fysik . Hämtad 6 januari 2016.
  243. ^ abcd
  244. Zeilik, Michael Gregory, Stephen A. (1998). "25-2". Inledande astronomi och astrofysik (4: e upplagan). Saunders College Publishing. ISBN978-0-03-006228-5.
  245. ^Raine & amp Thomas (2001, s.12)
  246. ^ abRaine & amp Thomas (2001, s.66)
  247. ^
  248. Friedmann A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes" (PDF). Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–86. Bibcode: 1922ZPhy. 10..377F. doi: 10.1007 / BF01332580. S2CID125190902.
  249. ^
  250. "Kosmiska detektiver". Europeiska rymdorganisationen (ESA). 2 april 2013. Hämtad 15 april 2013.
  251. ^Raine & amp Thomas (2001, s. 122–23)
  252. ^ abRaine & amp Thomas (2001, s 70)
  253. ^Raine & amp Thomas (2001, s.84)
  254. ^Raine & amp Thomas (2001, s. 88, 110–13)
  255. ^
  256. Munitz MK (1959). "Ett universum eller många?". Journal of the History of Ideas. 12 (2): 231–55. doi: 10.2307 / 2707516. JSTOR2707516.
  257. ^
  258. Linde A. (1986). "Evig kaotisk inflation". Mod. Phys. Lett. A. 1 (2): 81–85. Bibcode: 1986MPLA. 1. 81L. doi: 10.1142 / S0217732386000129.
  259. Linde A. (1986). "Evigt existerande självåterskapande kaotiskt inflationsuniversum" (PDF). Phys. Lett. B. 175 (4): 395–400. Bibcode: 1986PhLB..175..395L. doi: 10.1016 / 0370-2693 (86) 90611-8. Hämtad 17 mars 2011.
  260. ^
  261. Everett, Hugh (1957). "Relativ tillståndsformulering av kvantmekanik". Recensioner av modern fysik. 29 (3): 454–62. Bibcode: 1957RvMP. 29..454E. doi: 10.1103 / RevModPhys.29.454. S2CID17178479.
  262. ^
  263. Jaume Garriga, Alexander Vilenkin (2007). "Många världar i ett". Fysisk granskning D. 64 (4). arXiv: gr-qc / 0102010v2. doi: 10.1103 / PhysRevD.64.043511. S2CID119000743. CS1 maint: använder författarparameter (länk)
  264. ^ ab
  265. Tegmark M. (2003). "Parallella universum. Inte bara en häftklammer av science fiction, andra universum är en direkt implikation av kosmologiska observationer". Scientific American. 288 (5): 40–51. arXiv: astro-ph / 0302131. Bibcode: 2003SciAm.288e..40T. doi: 10.1038 / Scientificamerican0503-40. PMID12701329.
  266. ^
  267. Tegmark, Max (2003). J. D. Barrow P.C.W. Davies C.L. Harper (red.). "Parallella universum". Scientific American: "Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos", hedrar John Wheelers 90-årsdag. 288 (5): 40–51. arXiv: astro-ph / 0302131. Bibcode: 2003SciAm.288e..40T. doi: 10.1038 / Scientificamerican0503-40. PMID12701329.
  268. ^
  269. Francisco José Soler Gil, Manuel Alfonseca (2013). "Om den oändliga upprepningen av historier i rymden". arXiv: 1301.5295 [physics.gen-ph]. CS1 maint: använder författarparameter (länk)
  270. ^
  271. Ellis G. F (2011). "Finns Multiverse verkligen?". Scientific American. 305 (2): 38–43. Bibcode: 2011SciAm.305a..38E. doi: 10.1038 / Scientificamerican0811-38. PMID21827123.
  272. ^
  273. Moskowitz, Clara (12 augusti 2011). "Konstigt! Vårt universum kan vara ett" multiversum ", säger forskare". livsvetenskap.
  274. ^
  275. Gernet, J. (1993–1994). "Rum och tid: Vetenskap och religion i mötet mellan Kina och Europa". Kinesisk vetenskap. 11. s. 93–102.
  276. ^
  277. Blandford R. D. (2015). "Ett sekel av allmän relativitet: astrofysik och kosmologi". Vetenskap. 347 (6226): 1103–08. Bibcode: 2015Sci. 347.1103B. doi: 10.1126 / science.aaa4033. PMID25745165. S2CID30364122.
  278. ^
  279. Leeming, David A. (2010). Världens skapelsemyter. ABC-CLIO. sid. xvii. ISBN978-1-59884-174-9. I vanlig användning hänvisar ordet "myt" till berättelser eller övertygelser som är oriktiga eller bara fantasifulla berättelserna som utgör nationella eller etniska mytologier beskriver karaktärer och händelser som sunt förnuft och erfarenhet säger oss är omöjliga. Ändå firar alla kulturer sådana myter och tillskriver dem olika grader av bokstavliga eller symboliska sanning.
  280. ^
  281. Eliade, Mircea (1964). Myt och verklighet (världens religiösa traditioner). Allen & amp Unwin. ISBN978-0-04-291001-7.
  282. ^
  283. Leonard, Scott A. McClure, Michael (2004). Myte och kunskap: En introduktion till världsmytologi (1: a upplagan). McGraw-Hill. ISBN978-0-7674-1957-4.
  284. ^ (Henry Gravrand, "La civilisation Sereer -Pangool") [i] Universität Frankfurt am Main, Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, "Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44", F. Steiner (1997 ), s. 144–45, 3-515-02842-0
  285. ^
  286. B. Young, Louise. Det oavslutade universum. Oxford University Press. sid. 21.
  287. ^Will Durant, Vårt orientaliska arv:

"Två system av hinduisk tanke förespråkar fysiska teorier som tyder på att de liknar dem i Grekland. Kanada, grundare av Vaisheshika-filosofin, hävdade att världen består av atomer lika många in natura som de olika elementen. att alla atomer var av samma slag och producerade olika effekter genom olika kombinationer. Kanada trodde att ljus och värme var sorter av samma ämne Udayana lärde att all värme kommer från solen och Vachaspati, som Newton, tolkade ljus som sammansatt av små partiklar som avges av ämnen och slår ögat. "

"Buddisterna förnekade existensen av väsentlig materia helt och hållet. Rörelse består för dem av ögonblick, det är en staccato-rörelse, momentana blinkningar av en ström av energi." Allt är evanescent ", säger buddhist, för det finns inga grejer. Båda systemen [Sānkhya och senare indisk buddhism] har gemensamt en tendens att driva analysen av existensen upp till sina minsta, sista element som föreställs som absoluta kvaliteter, eller saker som bara har en unik kvalitet. De kallas "kvaliteter" (guna-dharma) i båda systemen i betydelsen av absoluta kvaliteter, ett slags atom- eller intra-atomiska energier som de empiriska sakerna består av. Båda systemen är därför överens om att förneka den objektiva verkligheten i kategorierna substans och kvalitet. och förhållandet mellan inferens som förenar dem. Det finns i Sānkhya-filosofin ingen separat existens av kvaliteter. Vad vi kallar kvalitet är bara en särskild manifestation av en subtil enhet. Varje ny kvalitetsenhet motsvarar en subtil kvantitet av materia som kallas guna, "kvalitet", men representerar en subtil substantiv enhet. Detsamma gäller tidig buddhism där alla kvaliteter är materiella. eller, mer exakt, dynamiska enheter, även om de också kallas dharmas ("kvaliteter"). "


Gravitationsvågdetektorer

II Gravitationsvågkällor

Utsläppet av gravitationsvågor orsakas av kvadrupolmomentet F enligt källan, enligt denna relation:

där Q ¨ är det andra derivatet av F, r källans avstånd, G Newtons gravitationskonstant (6,67 × 10 −11 m 3 kg −1 sek −2), och c ljusets hastighet.

Den utstrålade effekten är gravitationsvågens ljusstyrka:

Fyrstångsmomentet kan approximeras med FMl 2, där M är källmassan och l skalan för avvikelse från symmetri. En axelsymmetrisk kropp utstrålar inte gravitationsvågor. De starkaste gravitationsradiatorerna är icke-sfäriska, med Q ¨ ∼ 2 M υ 2 ∼ 4 E K ns, där v är hastigheten, E ns K är den icke-sfäriska komponenten i kinetisk energi:

Ett binärt system med två massor M på avstånd r0 roterar med frekvens f om deras gemensamma masscentrum uppvisar den maximala variationen i kvadrupolmoment eftersom hela kinetiska energin är icke-sfärisk. Utsläppen sker vid två gånger rotationsfrekvensen med denna intensitet:

På grund av det lilla värdet av faktorn G c 4 ∼ 8 × 10 - 45 sek 2 kg m är konstgjorda gravitationella vågor alldeles för svaga för att detekteras. En hypotetisk hantel gjord av två massor av 10 4 kg vid ändarna av en 10-m stång som roterar vid 10 Hz kring masscentrum ger vågor med en amplitud under h ∼ 10 −40 i vågzonen. Kandidatens gravitationsvågkällor är mycket kompakta och tunga himmellegemer, som neutronstjärnor och svarta hål. Kroppar med stark gravitation i binära system utstrålar gravitationsvågor. För sådana kroppar är radien i storleksordningen Schwarzschild-radien r s = 2 GM c 2. Den utsända vågen har en amplitud på

var rs1, rs2 är kroppens Schwarzschild-radier. För ett binärt system med två neutronstjärnor i Jungfruklustret (på avståndet 15 Mpc, där 1 st = 1 parsec = 3,1 × 10 16 m), med M ∼ 1.4 M, r0 ∼ 20 km, och orbital rotationsfrekvens på några hundra hertz, den resulterande töjningen är h ∼ 10 −21. Detta värde är det ursprungliga målet för markbaserade detektorer.

Sedan en gravitationell masskälla M inte får vara mindre än sin Schwarzschild-radie, kan utsläppsfrekvensen inte överstiga den ömsesidiga ljusets restid längs rs:

Med tanke på kompakta himmelkroppar med massor över Chandrasekar-gränsen of1.4 M, är den högsta förväntade frekvensen ~ 10 4 Hz.

Gravitationsvågfysiken spänner över ett brett spektrum av frekvenser, som traditionellt är indelade i fyra regioner:

Extremt lågfrekvent region, 10 −18 –10 −15 Hz: Gravitationsvågorna producerar kvadrupolanisotropier i kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning (CMB). Vågspektrumet beskrivs av andelen energitäthet Ωg(f) (i en bandbredd f) behövs för att stänga universum. Från observationer av COBE-satelliten Ωg ≤ 10 −9 vid 10 −18 Hz.

Mycket lågfrekvent region, 10 −9 –10 −7 Hz: Gravitationsvågorna ger svängningar i ankomsttiderna för pulsarradiosignaler. Från tidpunkten för millisekundpulsar, Ω g & lt 6 × 10 - 8 H2 vid 4 × 10 −9 Hz, där H är Hubble-konstanten i enheter på 100 km / sek.

Lågfrekvent område, 10 −4 –1 Hz: De experimentella tillvägagångssätt som faktiskt undersöks är dopplerspårning av rymdfarkoster från jord och laserinterferometri i rymden (vilket diskuteras i avsnitt III.F). Den nedre frekvensgränsen bestäms av fluktuationerna i solstrålningstrycket. De potentiella källorna i det lågfrekventa området är galaktiska binära stjärnor, supermassiva koalescerande svarta hål binärer (massor från 10 2 M till 10 8 M), neutronstjärnor och små svarta hål som faller i massiva svarta hål (M ∼ 10 6 M).

Högfrekvent region, 1–10 4 Hz: Denna region inkluderar markbaserade interferometrar och resonansdetektorer, vilka diskuteras i detalj i avsnitt III och IV. Nedre frekvensavgränsningen ges av jordvibrationerna och av svängningar i gravitationen. Flera källor förväntas släppas ut med hög frekvens: roterande neutronstjärnor, kollapsande supernovor, neutronstjärnor och små koalescerande svarta hål.

Gravitationsvågsobservationsfönstret för detektorerna som beskrivs i denna översyn täcker låg- och högfrekvensregionerna (10 −4 –10 4 Hz).

Ur synvinkeln för signalen de producerar kan källorna klassificeras i tre huvudtyper: burstkällor, med mycket kort varaktighet, dvs. bredband i frekventa smalbandskällor, som är periodiska eller kvasiperiodiska och stokastiska bakgrunder. Katastrofala händelser, såsom supernovaexplosioner eller sammanslagning av binära system, producerar burst-signaler. Roterande asymmetriska neutronstjärnor eller binära system långt ifrån koalescens är smalbandskällor. Tillägget av flera svaga källor ger en stokastisk bakgrund.

Egenskaperna hos de mest relevanta källorna beskrivs i nästa stycken. De senaste åren har kraftfulla teoretiska ansträngningar riktats mot källmodellering, främst med framsteg för teknikerna för numerisk relativitet.

II.En supernova

Supernovaer har varit det första historiska målet för gravitationsvågdetektorer. Gravitationskollapsen för en stjärna till en supernova leder till födelsen av en neutronstjärna. Om kollapsen av en typ II-supernova inte är symmetrisk förväntas utsläpp av gravitationsvågor som en burst-signal med en tidsskala i storleksordningen millisekunder. De detaljerade funktionerna i skurarna är ännu inte så kända. Gravitationsemissionen är relaterad till massfraktionen som omvandlas till gravitationsvågor. Om vi ​​antar en effektivitet på 0,1% förutsäger de nuvarande uppskattningarna en händelse vart tredje år med h ∼ 10 −18 inom vår galax (10 kpc) och några händelser per år som upptäcker händelser upp till jungfruklustret (15 Mpc), där flera intressanta källor förväntas.

II.B Pulsars

Pulsarer är roterande neutronstjärnor med typiska radier av ~ 10 km och massor av 1,4 M, med rotationsperioder som sträcker sig från fraktioner av hertz till hundratals hertz. Pulsarer kan avge gravitationsvågor om de avviker från axiell symmetri. Utsläppet är kontinuerligt med två gånger rotationsfrekvensen med en amplitud på

var f är rotationsfrekvensen, Jag det genomsnittliga tröghetsmomentet (∼10 38 kg m 2) och ϵ avvikelsesparametern (ellipticitet, uppskattad till att vara under 10 −6). Den förväntade signalen för känd pulsar är under 10 −26 men signalen kan integreras över långa tidsintervall. Hittills är mer än 1000 pulsarer kända, av de 10 9 som förutses i galaxen. Rotationsfrekvensen når ett par hertz, vilket kräver en lågfrekvenskänslighet hos detektorer. Neutronstjärnor kan också vara gravitationsvågradiatorer under de första åren av livet om de föds med hög rotationsfrekvens.

II.C Svarta hål

Svarta hål bör vara ganska vanliga i universum. Det finns indirekt bevis för att svarta hål i stjärnmassa (M ∼ 10 M) finns i röntgen binära system och många galaxer är massiva eller supermassiva (från M ∼ 10 6 M till M ∼ 10 10 M) svarta hål i deras centrum. Trots den stora variationen av fenomen som kan leda till deras bildning och historia beskrivs obestörda svarta hål endast av massa, laddning och vinkelmoment. Men när föremål fångas av ett svart hål, vibrerar dess händelsehorisont och avger gravitationsvågor innan de återvänder till jämvikt. Gravitationsvågorna är en stark signatur för svarthålsfysiken. Den naturliga utsläppsfrekvensen för en masskropp M och radie R är

var Rs är Schwarzschild-radien på det svarta hålet. Således svänger svarta hål i massor i kilohertz-regionen, medan mer massiva svänger i millihertz-regionen eller därunder.

II.D Coalescing Binaries

Binära system som PSR 1913 + 16 avger gravitationella vågor. Vi har sett ovan töjningsintensiteten [av ekv. (5)] för ett neutronstjärns binärt system i Jungfruklustret är stammen h ∼ 10 −21. Eftersom gravitationsvågsemissionen producerar en gradvis krympning av omloppsradien ökar vågfrekvensen som en kvitrande tills den slutliga sammansmältningen. Ju lägre detektorns avstängningsfrekvens, desto längre är vågformens övervakningstid. Amplituden och kvittraten beror på kvittrande massa M c = μ 3/5 M t 2/5, där μ är den reducerade massan och Mt är systemets totala massa. Att mäta kvittringstiden gör det möjligt att härleda kvittrande massa och avståndet till källan kan bestämmas från amplituden.

Enkelheten i systemet gör denna händelse till den potentiellt tydligaste signaturen för gravitationsvågor. Sammanfallet av kompakta binära system - neutronstjärna / neutronstjärna (NS / NS), neutronstjärna / svart hål (NS / BH), svart hål / svart hål (BH / BH) - kan ge information om flera fysikämnen. NS / NS-koalescensen kan ge en sond av kärnkraftsekvationen och förhoppningsvis kan en förklaring av γ-ray burst-fenomenet BH / BH-koalescens ge ett utmärkt test av den allmänna relativitetsteorin i den starka gravitationen. Den beräknade händelseshastigheten per galax är ∼10 −5 år −1 för NS / NS och ∼10 −7 år −1 för BH / BH koalescens. För att ha några händelser per år är det nödvändigt att ha detektorer som är känsliga upp till 200 Mpc (inklusive 6 × 10 5 galaxer).

II.E Stokastisk bakgrund

Den stokastiska bakgrunden innehåller alla olösta källor och kosmologiska gravitationsvågor. Ur gravitationsvågor är av speciellt intresse eftersom de borde ha genererats ∼10 −24 sek efter Big Bang. Gravitationsvågorna kan undersöka universum vid ett mycket tidigare liv än någon annan mätning, som den för CMB.

Detektorerna under konstruktion har en ljudnivå av samma ordning som de ovan nämnda signalerna. Bullret beskrivs vanligtvis av effektspektrumet SN(f) eller spektraltätheten N ˜ (f) = S N (f), uppmätt i enheter med brusamplitud Hz. Som ett exempel, om en signal med h ∼ 10 −21 detekteras i en bandbredd på 1 kHz, då är spektraltätheten h ˜ = 3 × 10 - 23 1 Hz. Alla bullerkällor i detektorerna antas vara okorrelerade och därmed lägga till i kvadratur.

Förmågan att detektera signaler ges av karakteristisk amplitud h c = h N cykel, där Ncykl är antalet cykler som används av vågformen nära den maximala amplituden, dvs. Ncyklf * to med f * typisk frekvens för signalen och to observationstiden.

Intensiteten hos de viktigaste astrofysiska källorna visas i figur 2.

FIGUR 2 . Intensiteten hos vissa astrofysiska källor. CB, kompakt binär WDB, vit dvärg binär CBC, kompakt binär koalescens SN, supernovaer a, koalescens av binära svarta hål med 10 6 M b, svarta hålformationer med 10 6 M c, svart hål binärt med 10 6 M d, svart hål – svart hål med 10 3 M.


Innehåll

Det mörka flödet var bestämt att flyta i riktning mot Centaurus- och Hydra-konstellationerna. [7] [ icke-primär källa behövs ] Detta överensstämmer med riktningen av Great Attractor, som är ett gravitationellt mysterium som ursprungligen upptäcktes 1973. Källan till Great Attractors attraktion ansågs dock härröra från ett massivt kluster av galaxer som kallas Norma Cluster, som ligger cirka 250 miljoner ljus -år bort från jorden.

I en studie från mars 2010 utvidgade Kashlinsky sitt arbete från 2008 genom att använda de femåriga WMAP-resultaten snarare än de tre-åriga resultaten, och fördubbla antalet observerade galaxkluster från 700. Teamet sorterade också klusterkatalogen i fyra "skivor" som representerar olika avståndsområden. De undersökte sedan den föredragna flödesriktningen för klusterna inom varje skiva. Medan storleken och den exakta positionen för denna riktning visar en viss variation, uppvisar de övergripande trenderna bland skivorna anmärkningsvärd överensstämmelse. [7] [ icke-primär källa behövs ] "Vi upptäcker rörelse längs denna axel, men just nu kan våra data inte säga så starkt som vi skulle vilja ha om klusterna kommer eller går," sa Kashlinsky. [8]

Teamet har hittills katalogiserat effekten så långt som 2,5 miljarder ljusår och hoppas kunna utöka sin katalog ytterligare till dubbelt så mycket som nuvarande avstånd.

Astrofysiker Ned Wright publicerade ett online-svar på studien och hävdade att dess metoder är felaktiga. [9] Författarna till "dark flow" -studien släppte ett uttalande i gengäld, och motbevisade tre av Wrights fem argument och identifierade de återstående två som ett stavfel och en tekniskitet som inte påverkar mätningarna och deras tolkning. [10]

Ett nyare statistiskt arbete utfört av Ryan Keisler [11] påstår att utesluta möjligheten att det mörka flödet är ett fysiskt fenomen eftersom Kashlinsky et al. ansåg inte de primära anisotropierna i den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB) vara så viktiga som de är.

NASA: s Goddard Space Flight Center ansåg att detta kan vara effekten av ett syskonuniversum eller en region av rymdtid som skiljer sig väsentligt från det observerbara universum. Data om mer än 1000 galaxkluster har mätts, inklusive några så långt som 3 miljarder ljusår. Alexander Kashlinsky hävdar att dessa mätningar visar att universums stabila flöde helt klart inte är ett statistiskt slag. Kashlinsky sa: "Vid denna tidpunkt har vi inte tillräckligt med information för att se vad det är eller för att begränsa det. Vi kan bara säga med säkerhet att någonstans väldigt långt borta är världen mycket annorlunda än vad vi ser lokalt. Oavsett om det är" ett annat universum eller en annan struktur av rymdtid som vi inte känner till. " [12] Laura Mersini-Houghton och Rich Holman observerar att viss anisotropi förutses både av teorier som involverar interaktion med ett annat universum, eller när referensramen för CMB inte sammanfaller med den för universums expansion. [13]

Under 2013 hävdades data från Europeiska rymdorganisationens Planck-satellit att de inte visade några statistiskt signifikanta bevis för att det fanns ett mörkt flöde. [5] [14] En annan analys av en medlem av Planck-samarbetet, Fernando Atrio-Barandela, föreslog dock att uppgifterna överensstämde med de tidigare resultaten från WMAP. [15] Populära medier fortsatte att vara intresserade av idén, och Mersini-Houghton hävdade att Planck-resultaten stöder existensen av ett multiversum. [16] [17]


Fråga Ethan: Skulle vi kunna bo i ett stadigt universum?

Sedan mitten av 1960-talet och upptäckten av den kosmiska mikrovågsbakgrunden har Big Bang stått ensam, i stort sett obestridd, som den ledande teorin om vårt kosmiska ursprung. Vårt universum, åtminstone universum när vi observerar det, började i ett varmt, tätt, mestadels enhetligt tillstånd för ungefär 13,8 miljarder år sedan och har expanderat, svalnat och graviterat sedan dess, vilket ger upphov till stjärn-och-galax- rik kosmos vi ser idag. Men Big Bang framträdde inte som vår konsensusposition eftersom vi inte kan överväga några alternativ utan snarare för att varje seriöst alternativ som gör kvantitativa förutsägelser misslyckas med att reproducera det universum vi har. Till och med Big Bangs mest varaktiga konkurrent, Steady-State-teorin, kan inte replikera Big Bangs observationsframgångar, trots en enorm, herculean ansträngning av några av de mest lysande hjärnorna i historien. Pbellas123 skriver in för att helt enkelt fråga följande:

"Har steady state-teorin motbevisats?"

Inom vetenskapen bevisar eller motbeviser vi inte riktigt hypoteser, men uppgifterna kan antingen validera eller motbevisa förutsägelserna för en viss hypotes. När det gäller Steady-State-teorin ger den åtminstone fyra meningsfulla förutsägelser som strider mot de uppgifter vi har. Detta kan tjäna som en praktisk motbevisning av Steady State-teoriens centrala idéer, men det är ännu mer värdefullt som en illustration av hur vetenskapen framgångsrikt fungerar. Låt oss undersöka bevisen för oss själva.

Tillbaka på 1920-talet avslöjades för mänskligheten de första stora ledtrådarna mot vårt universums ursprung - både ur observations- och teoretiska perspektiv. På den teoretiska sidan hämtade Alexander Friedmann först den viktigaste lösningen på allmän relativitet i all modern kosmologi: hur ett universum fyllt med alla ingredienser du kan tänka dig, enhetligt, kommer att utvecklas med tiden. Allt du kan drömma om, inklusive exotiska ingredienser som Friedmann själv aldrig föreställde sig:

  • normal materia,
  • mörk materia,
  • svarta hål,
  • neutriner,
  • en kosmologisk konstant,
  • mörk energi,
  • kosmiska strängar,
  • rumslig krökning,
  • domänväggar,
  • magnetiska monopoler,
  • strålning,

och mycket mer beskrivs alla av samma ekvationer, idag kända som Friedmann-ekvationerna. Dessa härleddes hela vägen tillbaka 1922, och de kom till en häpnadsväckande slutsats: att om ditt universum är fyllt med samma typ och mängd saker, överallt och i alla riktningar, i genomsnitt, så kan det inte vara statiskt och kommer att antingen expandera eller kontrakta. Ett universum som är jämnt fyllt med saker överallt du tittar kan inte vara oföränderligt.

Nästa år, 1923, markerade året som Edwin Hubbles kritiska observationer kom in. Genom att identifiera en specifik klass av stjärna i Andromedanebulosan, fastställde han avståndet till det objektet och visade att det var långt, långt utanför vår egen galax. Under de närmaste åren fann Hubble att exakt samma typ av stjärna i många andra spiraler på himlen fastställde sitt avstånd från oss och upptäckte på vägen att ju längre bort en galax var från oss i genomsnitt, desto snabbare verkade den dra sig tillbaka från oss. I slutet av 1920-talet började tanken på det expanderande universum snabbt accepteras.

År 1927 satte Georges Lemaître samman teorin och observationerna för första gången och härledde det vi nu känner till Hubbles lag. År 1928 gjorde Howard Robertson samma sak självständigt, men det var Edwin Hubbles 1929-papper, som hade mycket mer och mer omfattande data än någon av de tidigare analyserna, som satte ihop alla bitarna och nådde ett större samhälle. I kort ordning blev det mycket tydligt att universum var stort, fullt av galaxer och expanderade. På många sätt markerade detta födelsen av modern kosmologi.

Men om universum expanderade, vad betydde det då för vårt ursprung och vårt öde? Varifrån kom universum, hur blev det som vi ser det idag och vart är det på väg i framtiden? Det fanns många möjliga svar med bara detta enda bevis - det expanderande universum - till och med antagandet att Einsteins allmänna relativitet var vår rätta gravitationsteori.

Det mest kända exemplet idag är Big Bang, som antog att anledningen till att vi ser universum som stort, klumpigt och expanderar idag är att det var mindre, hetare och tätare tidigare.Med tiden har universum expanderat, graviterat och svalnat, vilket ger upphov till universum som vi ser det idag. Om vi ​​ser tidigare är det mer enhetligt och hetare, vilket innebär att:

  • galaxer bör utvecklas, vara mindre, inneboende blåare, lägre i tunga element och full av yngre stjärnpopulationer ju tidigare vi ser ut,
  • det borde finnas ett kvarvarande "bad" av strålning, rödförskjutet till bara några grader över absolut noll idag, som släpptes när universum svalnade tillräckligt för att möjliggöra bildandet av neutrala atomer utan att omedelbart omjonisera dem,
  • och det borde finnas ljuselement - väte, helium och deras olika isotoper - producerade i de tidigaste stadierna av den heta Big Bang.

I kombination med den redan observerade Hubble-expansionen är dessa fyra totala kriterier hörnstenarna i Big Bang, och de är alla testbara observationsmässigt.

Å andra sidan fanns det många alternativa teorier som flöt runt i dessa kosmologiska tidiga dagar, eftersom det fanns så få begränsningar att många av dem verkade livskraftiga. Kanske var allmän relativitet inte vår rätta gravitationsteori, och något som Milne-universum skulle vara korrekt. Kanske blev vårt ljus bara trött under denna kosmiska resa, och det verkade vara omskiftat på grund av denna faktor, inte på grund av kosmologisk expansion. Kanske var universum en oscillerande plasma. Kanske fanns det en stor rotationsrörelse till universum, förutom den expansionsrörelse vi observerar.

Men det mest populära alternativet är idag känt som Steady-State-teorin. Det grundades på vad som nu kallas den perfekta kosmologiska principen, som antog att universum inte bara var detsamma i genomsnitt överallt i rymden utan också i tid. Att oavsett när du tittade på universum i genomsnitt skulle du alltid se samma sak. Detta är kärnan i Steady-State-teorin: att universum inte bara är detsamma överallt utan också "överallt". Steady-State Universe är inte bara evigt, utan tidlöst.

Det verkar svårt att göra i ett universum som är fullt av stjärnor, eftersom stjärnor brinner baserat på bränslet inuti dem och det bränslet tar slut. Det verkar svårt att göra i ett universum som expanderar, eftersom ämnet i det kommer att spädas ut över tiden och bli mindre tätt, vilket innebär att vi förväntar oss att antalet galaxer per enhet-volym kommer att utvecklas över tiden. Men Steady-State-teorin hade - beroende på ditt perspektiv - antingen en lysande fix eller en katastrofal cop-out: den antog att när universum expanderar skapas nya partiklar som protoner och elektroner. Detta ämnesskapande område, argumenterade dess förespråkare, skulle fylla på universum när det expanderade och möjliggöra att det verkar tidlöst.

På 1950-talet hånade Steady-State-modellens förespråkare Big Bang som en religiös idé, inte som en vetenskaplig teori. Själva namnet, ”Big Bang,” härstammar från Steady-State-förespråkaren Fred Hoyles nedsättande anmärkningar om hypotesen på BBC-radio, medan Big Bang-förespråkaren George Gamow glädde sig åt hur lätt det var att provocera hans vetenskapliga antagonister. Allt detta bestämdes inte, som vi ofta berättar historien idag, med upptäckten av den förutspådda lågtemperaturbakgrunden för strålning: den kosmiska mikrovågsbakgrunden. Snarare var det fyra efterföljande, mer detaljerade observationer som har uteslutit Steady-State-modellen som ett livskraftigt alternativ idag.

1.) Mätningen av spektrumet för den kosmiska mikrovågsbakgrunden. Om Big Bang är korrekt, bör ”reststrålbadet” ha ett kosmiskt ursprung och vara ett perfekt svartkropp i sitt spektrum efter en viss energifördelning. Om Steady-State-teorin är korrekt kan det också finnas ett riktningsstrålningsbad: från stjärnljus som absorberas och strålas ut igen av damm. Men det här är bra! De två bakgrunden skulle vara likartade, men mätbart olika.

Anledningen är att det tidiga universum, under antaganden av den heta Big Bang, kommer att vara ett enda perfekt svartkropp. Men solen, som alla stjärnor, är faktiskt en serie svartkroppar vid olika temperaturer, eftersom "fotosfären" hos någon stjärna faktiskt är de sista några dussin kilometer under dess yta. Sedan 1990-talet har våra instrument varit tillräckligt bra för att se skillnaden mellan dessa två scenarier, och strålningsspektrumet visar att det är en enda svart kropp, inte summan av en serie med många svartkroppar. Big Bang blir validerad, Steady-State-teorin blir trasig.

2.) Observationen att universum verkligen var hetare i det avlägsna förflutna. Det här är ett lysande fall där vi kunde mäta något som vi inte hade någon aning om hur vi började mäta från början: vad temperaturen på den här kvarvarande strålningsbakgrunden inte bara var idag utan på olika punkter genom universums historia. Om Steady-State-teorin var korrekt borde temperaturen i denna bakgrund vara oberoende av tid och rödförskjutning, men om Big Bang skulle vara korrekt bör temperaturen stiga linjärt med rödförskjutning: proportionell mot kvantiteten (1+z), var z är den observerade rödförskjutningen.

Genom att titta på hur strålning samverkar med materien vid olika rödförskjutningar kan vi faktiskt mäta temperaturen på denna bakgrund av strålning måste ha varit på olika avstånd och rödförskjutningar. Som du kan se ovan finns det inte bara en tydlig ökning utan den observerade stigningen (blå punkter, gröna punkter och röda punkter, alla med felstaplar) följer den svarta prickade linjen mycket bra: de exakta förutsägelserna av Big Bang. Denna direkta mätning överensstämmer igen med Big Bang och strider mot Steady-State-modellen.

3.) Upptäckten att galaxer och galaktätheter i universum verkligen utvecklas över tiden. Med tillkomsten av moderna teleskop kan vi titta på universum och hitta galaxer inte bara miljoner, utan även miljarder eller tiotals miljarder ljusår borta. När vi gör det, finner vi att två bevis som gör det möjligt för oss att urskilja Big Bang och Steady-State-teorierna: galaxernas antaltäthet och de observerade egenskaperna hos själva galaxerna.

Om Steady-State-teorin är korrekt bör båda dessa egenskaper idag vara identiska med vad de är på stora avstånd: Universum bör vara enhetligt både i tid och rum. Men om Big Bang är korrekt, borde det finnas ett större antal galaxer per enhet-volym tidigare, eftersom universum förutses ha varit tätare, och de tidiga galaxerna borde vara mindre, blåare och lägre i tunga element .

Big Bangs förutsägelser är precis vad vi observerar, motsäger vad Steady-State-modellen förutsäger och lägger ytterligare naglar i sin kista.

4.) Upptäckten att även i de mest orörda populationerna av gas finns det fortfarande andra ämnen än väte. Detta är en annan mycket stor: om Steady-State-teorin är korrekt, och materia - i form av protoner och elektroner - ständigt skapas i rymden mellan galaxer, bör vi observera gaspopulationer som är gjorda av orört väte och inget annat. Men om Big Bang är korrekt, så fanns universum ett mycket varmt och tätt ursprung, och det borde ha varit en period där kärnfusion inträffade mycket tidigt.

Det betyder att all gas vi hittar, även om den aldrig har bildat stjärnor tidigare, fortfarande inte ska ha bara gammalt väte med en proton och en elektron utan deuterium, helium-3, helium-4 och en liten bit litium-7 . 2011 hittade vi de första ”orörda” populationerna av gas, och de var fortfarande gjorda av ungefär

25% helium (i vikt). Dessutom har även de mest metallfattiga galaxerna och gasmolnen någonsin sett fortfarande helium och deuterium och litium (där vi kan mäta det). Återigen matchar Big Bangs förutsägelser våra observationer, och Steady-State-teorin ger svar som strider mot det vi observerar.

46 miljarder ljusår i radie idag. (NASA / CXC / M.WEISS)

Du kan fråga dig själv, ganska rimligt, "ja, om detta är vad bevisen tyder på, så hade säkert alla som inte accepterade Big Bang på 1960-talet ändrat melodi i slutet av 1990-talet och därefter", eller hur?

Fred Hoyle, Thomas Gold, Hermann Bondi, Geoffrey Burbidge och många andra Steady-State teoretiker - inklusive de här inflytelserika pionjärernas akademiska ättlingar - fortsatte att flytta målstolparna och komma med fortsatta ursäkter och mental gymnastik för att undvika den enda acceptabla slutsatsen: bevisen stöder Big Bang och inte Steady-State-modellen. Ändå nådde de aldrig den punkten, de kom med kvasisteady-state-modeller och hånade existensen av en "mystisk kosmisk dimma" (den kosmiska mikrovågsbakgrunden) och publicerade värdelös papper efter värdelöst papper som anklagade sina kamrater för grupptänkande och avvisade bristen. av bra alternativ.

Från 2001 till 2010 gick dessa fyra män, som alla höll fast vid sina föråldrade idéer om vad vetenskap borde vara snarare än vad det var. Av de kvasi-Steady-State-förespråkarna är det bara Jayant Narlikar som återstår av argumenten till stöd för det och mot Big Bang, det har inte funnits någon anmärkning på många år. Steady-State-teorin har fördömts inte av grupptänkande utan av bevisen. Om någon säger till dig annorlunda, vet du nu exakt hur du testar det själv. Människor kan ljuga, men universum i sig, om du ställer rätt frågor om sig själv, kommer aldrig att göra det.


FIGUR B.15.5 CMB POLAR TILLVERKARE

Detta ger en idealiserad bild av hur himlen ser ut för en elektron som kan producera polariserat ljus i CMB. Elektronen föreställs sig vara i centrum för denna form. Längs två motsatta riktningar på himlen, de blå bubblorna här, skulle temperaturen verka varmare än genomsnittet. I vinkelräta riktningar, illustrerade med en röd torus, skulle himlen vara kallare än genomsnittet. Detta är ett exempel på en temperaturkonfiguration, ur elektronernas perspektiv som sprider ljuset, vilket skulle orsaka en nettopolarisering i de spridda vågorna. Upphovsman: NASA / SSU / Aurore Simonnet

Detta är en kraftfull teknik. Det gör det möjligt för astronomer att avgöra om gasen som skapade CMB kollapsade på vissa ställen och expanderade på andra, och det ger dem detaljerad information om hur kollapsen inträffade i olika delar av himlen och i olika vinkelskalor. Eftersom våra teorier om strukturbildning är beroende av att gas kollapsar i högdensitetsregioner för att bilda de strukturer som vi nu ser som galaxkluster och filament, ger noggranna observationer av polariseringen av CMB oss viktiga kontroller av dessa teorier.

Polarisationssignalen är ganska svag. Kraftspektra för CMB-polarisationsdata ligger vid nivåer som är cirka 100 gånger lägre än CMB-temperaturanisotropi, där fluktuationer redan är på en nivå av 1 del per 10.000. DASI fungerade från sydpolen och var den första gruppen som upptäckte polarisering i CMB 2002. CMB-polarisering har sedan dess upptäckts av flera andra grupper.

Slutligen är polariseringen av CMB också känslig för en liten andel av universum som joniseras när stjärnor började bildas. Detta berättar för oss att de första stjärnorna måste ha slagit på runt en rödförskjutning på cirka 10, när universum var cirka 400 miljoner år gammalt.

När du söker efter din egen förståelse av universum kan du väga observationsbeviset för Big Bang plus strukturformationsmodellen som presenteras i denna modul.

Här kommer vi att jämföra Big Bang-teoriens förklarande kraft med Steady State-teorins. Big Bang-teorin innehåller en början på universum såväl som dess utveckling. Ett alternativ, Steady State-teorin, föreslogs 1948 av Hermann Bondi, Thomas Gold och Fred Hoyle. Steady State-teorin innehåller också det expanderande universum. Klyftor av galaxer rör sig längre ifrån varandra över tiden och mellanrummen mellan dem förstoras. För att hålla universum lika, måste ny materia, som kondenseras till nya galaxer, ständigt skapas inom rymden. Vi kan inte utesluta en sådan skapelse med laboratorietester. För att fylla utrymmet som universums expansion har kvar krävs att tre eller fyra nya atomer dyker upp per år per kubikmeter. En kubik kilometer luft vid havsnivån innehåller 1037 atomer, vilket gör de få nya helt omöjliga att upptäcka.

Hur kan vi skilja mellan de två teorierna? Big Bang-teorin förutspår den kosmiska mikrovågsbakgrunden som den kylda kvarlevan av den heta, täta fasen i det tidiga universumet. Universum verkar därför förändras med tiden. Denna slutsats stöds också av den observerade utvecklingen av galaxer och kvasarer när vi ser till avlägsna och därför yngre delar av universum. Även om de var rättvisa accepterade Steady State-modeller i allmänhet inte den gemensamma tolkningen av den kosmologiska rödförskjutningen, och så kunde utvecklingen av kvasarpopulationen kringgås, dock på ett sätt som inte lyckades övertyga de flesta astronomer.

Steady State-kosmologier hade särskilda svårigheter att förklara CMB, eftersom det inte finns något rimligt sätt att förklara det perfekta svartkroppsspektrumet för strålningen som observeras i alla riktningar. CMB sågs som dödsfall för kosmologiska modeller för Steady State. Sedan dess har bevis samlats för utvecklingen av galaxpopulationen och storskaliga strukturer i universum, som båda är oförenliga med ett oföränderligt universum. I huvudsak tar ingen Steady State-modeller på allvar längre.


Titta på videon: Liten introduktion till kosmologi (Maj 2022).