Le modèle cosmologique de l'Univers est une description mathématique qui tente d'expliquer les raisons de son existence actuelle. Il décrit également l'évolution dans le temps.
Les modèles cosmologiques modernes de l'Univers sont basés sur la théorie de la relativité générale. C'est ce qui fournit actuellement la meilleure représentation d'une explication à grande échelle.
Le premier modèle cosmologique scientifique de l'Univers
À partir de sa théorie de la relativité générale, qui est une hypothèse de la gravité, Einstein écrit des équations qui régissent un cosmos rempli de matière. Mais Albert pensait qu'il devait être statique. Alors Einstein a introduit un terme appelé le modèle cosmologique constant de l'univers dans ses équations pour obtenir le résultat.
Par la suite, étant donné le système d'Edwin Hubble, il reviendra sur cette idée et reconnaîtra que le cosmos peut effectivement s'étendre. Exactementl'Univers ressemble au modèle cosmologique d'A. Einstein.
Nouvelles hypothèses
Peu après lui, le hollandais de Sitter, le développeur russe du modèle cosmologique de l'Univers Friedman et le belge Lemaitre présentent des éléments non statiques au jugement des connaisseurs. Ils sont nécessaires pour résoudre les équations de la relativité d'Einstein.
Si le cosmos de Sitter correspond à une constante vide, alors selon le modèle cosmologique de Friedmann, l'Univers dépend de la densité de matière qu'il contient.
Hypothèse principale
Il n'y a aucune raison pour que la Terre se trouve au centre de l'espace ou dans un endroit privilégié.
C'est la première théorie du modèle cosmologique classique de l'univers. Selon cette hypothèse, l'univers est considéré comme:
- Homogène, c'est-à-dire qu'il a partout les mêmes propriétés à l'échelle cosmologique. Bien sûr, sur un plan plus petit, il existe différentes situations si vous regardez, par exemple, le système solaire ou quelque part en dehors de la galaxie.
- Isotrope, c'est-à-dire qu'il a toujours les mêmes propriétés dans toutes les directions, peu importe où une personne regarde. D'autant plus que l'espace n'est pas aplati dans une direction.
La deuxième hypothèse nécessaire est l'universalité des lois de la physique. Ces règles sont les mêmes partout et à tout moment.
Considérer le contenu de l'univers comme un fluide parfait est une autre hypothèse. Les dimensions caractéristiques de ses composants sont insignifiantes par rapport aux distances qui les séparent.
Paramètres
Beaucoup demandent: "Décrivez le modèle cosmologiqueUnivers." Pour ce faire, conformément à l'hypothèse précédente du système de Friedmann-Lemaitre, on utilise trois paramètres qui caractérisent pleinement l'évolution:
- Constante de Hubble qui représente le taux d'expansion.
- Le paramètre de densité de masse, qui mesure le rapport entre le ρ de l'Univers étudié et une certaine densité, est appelé le ρc critique, qui est lié à la constante de Hubble. La valeur actuelle de ce paramètre est marquée Ω0.
- La constante cosmologique, notée Λ, est la force opposée à la gravité.
La densité de la matière est un paramètre clé pour prédire son évolution: si elle est très impénétrable (Ω0> 1), la gravité pourra vaincre l'expansion et la le cosmos reviendra à son état d'origine.
Sinon l'augmentation se poursuivra indéfiniment. Pour vérifier cela, décrivez le modèle cosmologique de l'Univers selon la théorie.
Il est intuitivement clair qu'une personne peut réaliser l'évolution du cosmos en fonction de la quantité de matière à l'intérieur.
Un grand nombre conduira à un univers fermé. Il se terminera dans son état initial. Une petite quantité de matière conduira à un univers ouvert avec une expansion infinie. La valeur Ω0=1 conduit à un cas particulier d'espace plat.
La signification de la densité critique ρc est d'environ 6 x 10–27 kg/m3, c'est-à-dire deux atomes d'hydrogène par mètre cube.
Ce chiffre très faible explique pourquoi la modernitéle modèle cosmologique de la structure de l'univers suppose un espace vide, et ce n'est pas si mal.
Univers fermé ou ouvert ?
La densité de matière à l'intérieur de l'univers détermine sa géométrie.
Pour une imperméabilité élevée, vous pouvez obtenir un espace fermé avec une courbure positive. Mais avec une densité inférieure à la densité critique, un univers ouvert émergera.
Il convient de noter que le type fermé a nécessairement une taille finie, alors qu'un univers plat ou ouvert peut être fini ou infini.
Dans le second cas, la somme des angles du triangle est inférieure à 180°.
Dans un espace clos (par exemple, à la surface de la Terre) ce chiffre est toujours supérieur à 180°.
Toutes les mesures jusqu'à présent n'ont pas réussi à révéler la courbure de l'espace.
Modèles cosmologiques de l'Univers brièvement
Les mesures du rayonnement fossile à l'aide de la boule Boomerang confirment à nouveau l'hypothèse de l'espace plat.
L'hypothèse de l'espace plat est en meilleur accord avec les données expérimentales.
Les mesures effectuées par WMAP et le satellite Planck confirment cette hypothèse.
Donc l'univers serait plat. Mais ce fait place l'humanité devant deux questions. S'il est plat, cela signifie que la densité de la substance est égale à la densité critique Ω0=1. Mais la plus grande matière visible de l'univers ne représente que 5 % de cette impénétrabilité.
Comme à la naissance des galaxies, il faut se tourner à nouveau vers la matière noire.
Âge de l'univers
Les scientifiques peuventmontrer qu'elle est proportionnelle à l'inverse de la constante de Hubble.
Ainsi, la définition exacte de cette constante est un problème critique pour la cosmologie. Des mesures récentes montrent que le cosmos a maintenant entre 7 et 20 milliards d'années.
Mais l'univers doit nécessairement être plus ancien que ses étoiles les plus anciennes. Et on estime qu'ils ont entre 13 et 16 milliards d'années.
Il y a environ 14 milliards d'années, l'univers a commencé à s'étendre dans toutes les directions à partir d'un point dense infiniment petit appelé singularité. Cet événement est connu sous le nom de Big Bang.
Dans les premières secondes du début de l'inflation rapide, qui s'est poursuivie pendant les centaines de milliers d'années suivantes, des particules fondamentales sont apparues. Ce qui constituera plus tard la matière, mais, comme l'humanité le sait, elle n'existait pas encore. Pendant cette période, l'Univers était opaque, rempli de plasma extrêmement chaud et de radiations puissantes.
Cependant, au fur et à mesure de son expansion, sa température et sa densité ont progressivement diminué. Le plasma et le rayonnement ont finalement remplacé l'hydrogène et l'hélium, les éléments les plus simples, les plus légers et les plus abondants de l'univers. Il a fallu plusieurs centaines de millions d'années supplémentaires à la gravité pour combiner ces atomes flottant librement dans le gaz primordial d'où ont émergé les premières étoiles et galaxies.
Cette explication du début des temps est dérivée du modèle standard de la cosmologie du Big Bang, également connu sous le nom de système Lambda - la matière noire froide.
Les modèles cosmologiques de l'Univers sont basés sur des observations directes. Ils sont capables de faireprédictions qui peuvent être confirmées par des études ultérieures et reposent sur la relativité générale car cette théorie donne le meilleur ajustement avec les comportements observés à grande échelle. Les modèles cosmologiques reposent également sur deux hypothèses fondamentales.
La Terre n'est pas située au centre de l'univers et n'occupe pas une place spéciale, donc l'espace a le même aspect dans toutes les directions et de tous les endroits à grande échelle. Et les mêmes lois de la physique qui s'appliquent sur Terre s'appliquent dans tout le cosmos, quel que soit le temps.
Par conséquent, ce que l'humanité observe aujourd'hui peut être utilisé pour expliquer le passé, le présent ou pour aider à prédire des événements futurs dans la nature, quelle que soit la distance à laquelle se trouve ce phénomène.
Incroyable, plus les gens regardent vers le ciel, plus ils regardent vers le passé. Cela permet d'avoir un aperçu général des Galaxies lorsqu'elles étaient beaucoup plus jeunes, afin de mieux comprendre comment elles ont évolué par rapport à celles qui sont plus proches et donc beaucoup plus anciennes. Bien sûr, l'humanité ne peut pas voir les mêmes galaxies à différents stades de son développement. Mais de bonnes hypothèses peuvent surgir, regroupant les galaxies en catégories en fonction de ce qu'elles observent.
On pense que les premières étoiles se sont formées à partir de nuages de gaz peu après le début de l'univers. Le modèle standard du Big Bang suggère qu'il est possible de trouver les premières galaxies remplies de jeunes corps chauds qui donnent à ces systèmes une teinte bleue. Le modèle prédit également queles premières étoiles étaient plus nombreuses, mais plus petites que les modernes. Et que les systèmes ont grandi hiérarchiquement jusqu'à leur taille actuelle alors que de petites galaxies ont finalement formé de grands univers insulaires.
Il est intéressant de noter que bon nombre de ces prédictions ont été confirmées. Par exemple, en 1995, lorsque le télescope spatial Hubble s'est penché pour la première fois sur le début des temps, il a découvert que le jeune univers était rempli de galaxies bleues pâles trente à cinquante fois plus petites que la Voie lactée.
Le modèle standard du Big Bang prédit également que ces fusions sont toujours en cours. Par conséquent, l'humanité doit également trouver des preuves de cette activité dans les galaxies voisines. Malheureusement, jusqu'à récemment, il y avait peu de preuves de fusions énergétiques entre les étoiles proches de la Voie lactée. C'était un problème avec le modèle standard du Big Bang, car il suggérait que la compréhension de l'univers pouvait être incomplète ou erronée.
Ce n'est que dans la seconde moitié du XXe siècle que suffisamment de preuves physiques ont été accumulées pour créer des modèles raisonnables de la formation du cosmos. Le système Big Bang standard actuel a été développé sur la base de trois données expérimentales principales.
Expansion de l'Univers
Comme avec la plupart des modèles de la nature, il a subi des améliorations successives et a créé des défis importants qui alimentent de nouvelles recherches.
L'un des aspects fascinants de la cosmologiemodélisation est qu'elle révèle un certain nombre d'équilibres de paramètres qui doivent être maintenus avec suffisamment de précision pour l'univers.
Questions
Le modèle cosmologique standard de l'univers est un big bang. Et bien que les preuves à l'appui soient accablantes, elle n'est pas sans problèmes. Trefil dans le livre "Le Moment de la Création" montre bien ces questions:
- Le problème de l'antimatière.
- La complexité de la formation de la Galaxie.
- Problème d'horizon.
- Une question de planéité.
Le problème de l'antimatière
Après le début de l'ère des particules. Il n'y a aucun processus connu qui pourrait changer le nombre de particules dans l'univers. Au moment où l'espace-temps était dépassé de quelques millisecondes, l'équilibre entre la matière et l'antimatière était fixé pour toujours.
La partie principale du modèle standard de la matière dans l'univers est l'idée de production de paires. Ceci démontre la naissance de doubles électron-positon. Le type habituel d'interaction entre les rayons X ou les rayons gamma à haute durée de vie et les atomes typiques convertit la majeure partie de l'énergie du photon en un électron et son antiparticule, le positron. Les masses des particules suivent la relation d'Einstein E=mc2. L'abîme produit a un nombre égal d'électrons et de positrons. Par conséquent, si tous les processus de production de masse étaient couplés, il y aurait exactement la même quantité de matière et d'antimatière dans l'Univers.
Il est clair qu'il existe une certaine asymétrie dans la relation entre la nature et la matière. Un des domaines de recherche prometteursest la violation de la symétrie CP dans la désintégration des particules par l'interaction faible. La principale preuve expérimentale est la décomposition des kaons neutres. Ils montrent une légère violation de la symétrie SR. Avec la désintégration des kaons en électrons, l'humanité a fait une distinction claire entre la matière et l'antimatière, et cela pourrait être l'une des clés de la prédominance de la matière dans l'univers.
Nouvelle découverte au Large Hadron Collider - la différence de taux de désintégration du méson D et de son antiparticule est de 0,8 %, ce qui peut être une autre contribution à la résolution du problème de l'antimatière.
Le problème de la formation des galaxies
Les irrégularités aléatoires dans l'univers en expansion ne suffisent pas à former des étoiles. En présence d'une expansion rapide, l'attraction gravitationnelle est trop lente pour que les galaxies se forment avec un schéma raisonnable de turbulence créé par l'expansion elle-même. La question de savoir comment la structure à grande échelle de l'univers aurait pu apparaître est un problème majeur non résolu en cosmologie. Par conséquent, les scientifiques sont obligés de considérer une période allant jusqu'à 1 milliseconde pour expliquer l'existence des galaxies.
Problème d'Horizon
Le rayonnement de fond des micro-ondes provenant de directions opposées dans le ciel est caractérisé par la même température à 0,01 % près. Mais la zone d'espace à partir de laquelle ils ont été rayonnés était de 500 000 ans de temps de transit plus léger. Et donc ils ne pouvaient pas communiquer entre eux pour établir un équilibre thermique apparent - ils étaient à l'extérieurhorizon.
Cette situation est également appelée "problème d'isotropie" car le rayonnement de fond se déplaçant dans toutes les directions de l'espace est presque isotrope. Une façon de poser la question est de dire que la température des parties de l'espace dans des directions opposées à la Terre est presque la même. Mais comment peuvent-ils être en équilibre thermique les uns avec les autres s'ils ne peuvent pas communiquer ? Si l'on considère la limite de temps de retour de 14 milliards d'années, dérivée de la constante de Hubble de 71 km/s par mégaparsec, telle que proposée par WMAP, on remarque que ces parties lointaines de l'univers sont distantes de 28 milliards d'années-lumière. Alors pourquoi ont-ils exactement la même température ?
Il suffit d'avoir deux fois l'âge de l'univers pour comprendre le problème de l'horizon, mais comme le souligne Schramm, si vous regardez le problème d'un point de vue antérieur, il devient encore plus sérieux. Au moment où les photons ont été réellement émis, ils auraient eu 100 fois l'âge de l'univers, ou 100 fois une incapacité causale.
Ce problème est l'une des directions qui ont conduit à l'hypothèse inflationniste avancée par Alan Guth au début des années 1980. La réponse à la question de l'horizon en termes d'inflation est qu'au tout début du processus du Big Bang, il y a eu une période d'inflation incroyablement rapide qui a augmenté la taille de l'univers de 1020 ou 1030 . Cela signifie que l'espace observable est actuellement à l'intérieur de cette extension. Le rayonnement visible est isotrope,car tout cet espace est "gonflé" d'un volume infime et a des conditions initiales quasi identiques. C'est une façon d'expliquer pourquoi des parties de l'univers sont si éloignées qu'elles ne pourraient jamais communiquer entre elles.
Le problème de la planéité
La formation du modèle cosmologique moderne de l'Univers est très étendue. Les observations montrent que la quantité de matière dans l'espace est certainement supérieure à un dixième et certainement inférieure à la quantité critique nécessaire pour arrêter l'expansion. Il y a une bonne analogie ici - une balle lancée du sol ralentit. Avec la même vitesse qu'un petit astéroïde, il ne s'arrêtera jamais.
Au début de ce lancer théorique du système, il pourrait sembler qu'il a été lancé à la bonne vitesse pour aller indéfiniment, ralentissant jusqu'à zéro sur une distance infinie. Mais avec le temps, c'est devenu de plus en plus évident. Si quelqu'un manquait la fenêtre des vitesses, même de peu, après 20 milliards d'années de voyage, il semblait toujours que la balle avait été lancée à la bonne vitesse.
Tout écart par rapport à la planéité est exagéré au fil du temps, et à ce stade de l'univers, les minuscules irrégularités devraient avoir considérablement augmenté. Si la densité du cosmos actuel semble très proche de la critique, alors elle doit avoir été encore plus proche de la stabilité dans les époques antérieures. Alan Guth attribue la conférence de Robert Dicke comme l'une des influences qui l'ont mis sur la voie de l'inflation. Robert a souligné quela planéité du modèle cosmologique actuel de l'univers exigerait qu'il soit plat à une partie en 10 à 14 fois par seconde après le big bang. Kaufmann suggère qu'immédiatement après, la densité aurait dû être égale à la densité critique, c'est-à-dire jusqu'à 50 décimales.
Au début des années 1980, Alan Guth a suggéré qu'après le temps de Planck de 10–43 secondes, il y avait une brève période d'expansion extrêmement rapide. Ce modèle inflationniste était une façon de traiter à la fois le problème de planéité et la question de l'horizon. Si l'univers se gonflait de 20 à 30 ordres de grandeur, alors les propriétés d'un volume extrêmement petit, que l'on pourrait considérer comme étroitement lié, se propageaient dans tout l'univers connu aujourd'hui, contribuant à la fois à une planéité extrême et à une nature extrêmement isotrope.
C'est ainsi que les modèles cosmologiques modernes de l'Univers peuvent être brièvement décrits.
