Astronomie

Gibt es kosmologische Modelle des expandierenden Universums, die Inflation nicht einbeziehen?

Gibt es kosmologische Modelle des expandierenden Universums, die Inflation nicht einbeziehen?


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Ich freue mich, dass sich das Universum ausdehnt, denn wir haben gute wissenschaftliche Beweise in Form der galaktischen Rotverschiebung. Der Gesetzesartikel von Wikipedia Hubble gibt eine meiner Meinung nach angemessene Erklärung dafür. Es leitet von der kosmologischen Rotverschiebung ab und legt vielleicht zu viel Wert auf die Doppler-Verschiebung, aber egal. Denn wie gesagt, ich bin froh, dass sich das Universum ausdehnt. Selbst wenn es keine Beweise gäbe, würde mir mein Verständnis der allgemeinen Relativitätstheorie sagen, dass das Universum nur hast erweitern. Für mein Leben weiß ich immer noch nicht, warum Einstein es nicht vorhergesagt hat.

Aber was mich nicht freut, ist die Inflation. Ich nehme Artikel wie Physicist Slams Cosmic Theory He Helped Conceive zur Kenntnis, in denen Paul Steinhardt inflationskritisch ist. Er sagt Dinge wie diese:

„Der Sinn der Inflation bestand darin, die Feinabstimmung loszuwerden – um die Merkmale des ursprünglichen Urknallmodells zu erklären, die fein abgestimmt werden müssen, um den Beobachtungen zu entsprechen. Die Tatsache, dass wir eine Feinabstimmung einführen mussten, um eine andere zu entfernen, war besorgniserregend . Dieses Problem wurde nie gelöst".

Ich habe Mitgefühl. Ich habe kein Verständnis für sein zyklisches Universum, aber ich teile seine Ansicht, dass wir kein Merkmal des Universums durch die Einführung der Inflation erklärt haben. Tatsächlich würde ich die Behauptung bestreiten, dass Inflation erklärt, warum das Universum isotrop, homogen, flach und ohne magnetische Monopole ist. Ich würde sogar sagen, dass Inflation meiner Meinung nach eine Lösung für ein Problem ist, das nicht existiert. Aber wie der Wikipedia-Artikel sagt:

„Das grundlegende inflationäre Paradigma wird von den meisten Wissenschaftlern akzeptiert, die glauben, dass eine Reihe von Vorhersagen durch Beobachtungen bestätigt wurden;

Ich nicht. Ich bin nur ein IT-Typ, aber ich bin wie "die beträchtliche Minderheit von Wissenschaftlern, die von dieser Position abweichen". Steinhardt wird ebenso erwähnt wie John Earman und Jesus Mosterin. Ich kann ihr Papier auf SciHub lesen. Aber was ich nur schwer finden kann, ist ein kosmologisches Urknallmodell oder Modelle, die keine Inflation beinhalten. Es scheint in allen Urknall-Literatur und -Bildern enthalten zu sein, einschließlich dieses gemeinfreien Bildes der "Weinflöte", das von der NASA zur Verfügung gestellt wurde:

Kann mir jemand etwas aufzeigen? Mit anderen Worten, meine Frage lautet:

Gibt es kosmologische Modelle des expandierenden Universums, die keine Inflation beinhalten?


Theorien der variablen Lichtgeschwindigkeit (VSL) (z. B. Petit (1988) und Moffat (1993)) wurden in der Vergangenheit eingeführt, um das von Ihnen erwähnte Horizontproblem zu lösen, d. h. dass das beobachtbare Universum isotorp und homogen zu sein scheint. Wenn sich bestimmte universelle "Konstanten" (einschließlich $c$, die Lichtgeschwindigkeit) ändern dürfen, können Wechselwirkungen zwischen extrem weit entfernten Teilen des Universums auftreten, die das Horizontproblem lösen. Diese Modifikationen passen immer noch zur allgemeinen Relativitätstheorie und zur Idee eines expandierenden Universums.

VSL-Theorien haben jedoch nicht viel Anklang gefunden, und Inflation ist auch heute noch die vorherrschende Theorie in der wissenschaftlichen Gemeinschaft. Es löst das Horizontproblem, das Flachheitsproblem (beschäftigt sich damit, wie fein die Anfangsdichte des Universums zu sein scheint) und das magnetische Monopolproblem (d. h. warum wir keine magnetischen Monopole sehen). Inflation ist nicht das nur mögliche Lösung für diese Probleme, aber es funktioniert ganz gut.


Was ist mit der Kosmologie?

Seit den späten 1960er Jahren ist die vorherrschende Kosmologie das Urknallmodell.

Seit den späten 1960er Jahren ist die vorherrschende Kosmologie das Urknallmodell. Der Urknall ist ein hypothetisches Ereignis, bei dem das Universum vor 13,71 Milliarden Jahren plötzlich auftauchte. Anfänglich viel kleiner, dichter und heißer, dehnte sich das Universum aus und kühlte sich zu dem ab, das wir heute sehen. Die Urknalltheorie ist eine radikale Abkehr von mehr als zwei Jahrtausenden kosmologischem Denken, denn seit der Antike gingen viele westliche Wissenschaftler und Philosophen davon aus, dass das Universum ewig sei. Es sollte offensichtlich sein, dass ein ewiges Universum nicht mit Genesis 1,1 übereinstimmt, das erklärt, dass „im Anfang Gott die Himmel und die Erde schuf“, was sich kollektiv auf die Erschaffung von allem bezieht, was in der physischen Welt existiert.

Viele Christen haben die Urknall-Kosmologie angenommen und die Theorie auf die Tatsache reduziert, dass der Urknall einen Anfang des Universums darstellt, anscheinend in gewisser Übereinstimmung mit Genesis 1:1. Bei näherer Betrachtung zeigt sich jedoch, dass der Urknall mit den Details des biblischen Schöpfungsberichts überhaupt nicht übereinstimmt.


Wenn Inflation wahr ist, leben wir in einem Multiversum

Schon bald erkannten Physiker, dass die frühen Versionen des Inflationsmodells zu Schlussfolgerungen führten, die im Gegensatz zu Beobachtungsdaten standen. Sie sagten zum Beispiel die Existenz einer riesigen Zahl magnetischer Monopole oder großer Inhomogenitäten in der Struktur des Universums voraus, von denen es stattdessen keine Spur gab.

Dank der Bemühungen theoretischer Physiker wie Alan Guth, Paul Steinhardt, Andreas Albrecht, Andrei Linde und Alexander Vilenkin wurden also Mitte der 1980er Jahre die ersten Inflationsmodelle durch neue Modelle ersetzt, die den Beobachtungen nicht widersprachen . Zwei davon waren besonders erfolgreich, die sogenannten neue Inflation (um es vom alten zu unterscheiden, d. h. dem 1980 von Alan Guth vorgeschlagenen Modell) und die chaotische Inflation.

Ohne auf die spezifischen Unterschiede zwischen den beiden Theorien einzugehen, interessiert uns hier, was sie gemeinsam haben, d. h. die außergewöhnlichsten Vorhersagen – einmal begonnen, Inflation ist ewig und führt notwendigerweise zur Existenz einer „Sammlung“ nicht kommunizierender Universen, d Multiversum!

Um zu verstehen, wie dies möglich ist, muss man eine wesentliche Tatsache im Auge behalten. Alle Kräfte, Teilchen und Eigenschaften des Universums, einschließlich des Skalarfelds oder der Skalarfelder, von denen die Inflation abhängt, sind ihrem Wesen nach Quantenphänomene. Das bedeutet, dass ihre potentielle Energie Quantenschwankungen unterliegt. Es führt zu außergewöhnlichen Konsequenzen. Folgen wir diesbezüglich der Erklärung von Andrei Linde, dem Vater der chaotischen Inflation [1]:

Wie bereits erwähnt, kann man sich Quantenfluktuationen des Skalarfeldes in einem inflationären Universum als Wellen vorstellen. Sie bewegten sich zuerst in alle möglichen Richtungen und erstarrten dann übereinander. Jede gefrorene Welle hat das Skalarfeld in einigen Teilen des Universums leicht erhöht und in anderen verringert.

Betrachten Sie nun die Orte des Universums, an denen diese neu eingefrorenen Wellen das Skalarfeld beharrlich erhöhten. Solche Regionen sind extrem selten, aber es gibt sie trotzdem. Und sie können extrem wichtig sein. Die seltenen Bereiche des Universums, in denen das Feld hoch genug springt, beginnen sich mit immer höherer Geschwindigkeit exponentiell auszudehnen. Je höher das Skalarfeld springt, desto schneller dehnt sich das Universum aus. Sehr bald werden diese seltenen Domains ein viel größeres Volumen erreichen als andere Domains.

Aus dieser Theorie folgt, dass, wenn das Universum mindestens einen inflationären Bereich von ausreichender Größe enthält, es beginnt, unaufhörlich neue inflationäre Bereiche zu produzieren. Die Inflation kann an jedem einzelnen Punkt schnell enden, aber viele andere Orte werden weiter expandieren. Das Gesamtvolumen all dieser Domains wird ohne Ende wachsen. Im Wesentlichen bringt ein inflationäres Universum andere Inflationsblasen hervor, die wiederum andere Inflationsblasen produzieren.

Dieser Prozess, den ich ewige Inflation genannt habe, läuft als Kettenreaktion weiter und erzeugt ein fraktalähnliches Muster von Universen. In diesem Szenario ist das Universum als Ganzes unsterblich. Jeder einzelne Teil des Universums kann aus einer Singularität irgendwo in der Vergangenheit stammen und kann irgendwann in der Zukunft in einer Singularität enden. Die Entwicklung des gesamten Universums hat jedoch kein Ende.

Die Quantenfluktuationen, von denen Linde spricht, implizieren die Vorstellung, dass die potentielle Energie des skalaren Feldes, das die Inflation steuert, einem unausweichlichen Unsicherheit. Aus dieser Unsicherheit folgt, dass die Inflation nicht gleichzeitig in alle Raumpunkte, denn gerade wegen dieser Schwankungen können zwei benachbarte Punkte sehr unterschiedliche skalare Feldwerte haben. In einem dieser Punkte wird die Inflation enden, was zu einem Urknall und einem Universum wie unserem führt. Gleichzeitig wird sich der Raum an einem anderen Standort exponentiell weiter ausdehnen und eine neue Verzweigung der Möglichkeiten schaffen. Es wird einen (oder mehrere) Orte geben, an denen die Inflation endet und ein neues Universum entstehen lässt, und einen (oder mehrere) Orte, an denen die Inflation stattdessen anhält. Das unvermeidliche Ergebnis, sobald die Inflation einmal begonnen hat, ist auf jeden Fall ein Multiversum, das sich ständig reproduziert und endlos wächst, unterbrochen von „Taschen“ oder „Blasen“, die Universen wie unseres enthalten, gefüllt mit Materie, Antimaterie und Strahlung.

Jedes Universum ist von allen anderen durch einen unermesslich größeren Raum getrennt als seine Ausdehnung. Es ist der Raum, in dem die Inflation weitergeht. Verschiedene Universen können daher nicht miteinander kommunizieren. Die Entfernungen sind so groß, dass es keine Möglichkeit gibt, Signale von einer Multiversum-„Blase“ zu einer anderen zu senden oder zu empfangen.

Die ewige Inflation stellt somit das Ende des Paradigmas dar, in dem das Universum – das, in dem wir leben – als das Gesamtheit von allem, was existiert. Wenn wir Inflation zugeben, und dafür gibt es ausgezeichnete Gründe, dann müssen wir auch zugeben ewig Inflation und das Multiversum, wie Ethan Siegel in einem Kapitel seines Buches erklärt Jenseits der Galaxis [2]:

[…] Es ist verlockend, ein klassisches Bild der Inflation im Kopf zu haben: dass Sie irgendwann in der Vergangenheit einen Raum haben, der sich exponentiell ausdehnt, der sich gleichmäßig aufbläst, aufbläst und aufbläst und dann im Ganzen stoppt diese Regionen auf einmal, was an allen Orten zum Urknall führte. Aber dieses Bild ist inkonsistent mit dem, was uns die bekannten Gesetze der Physik in Verbindung mit dem, was wir über die Inflation wissen, sagen! Stattdessen haben wir eine Region des Weltraums, die sich exponentiell ausdehnt, aufbläht und viele weitere neue Regionen hervorbringt. In einigen von ihnen endet die Inflation (was zu einem Urknall führt), während andere weiter aufblasen und viele neue Regionen hervorbringen. In einigen dieser neuen Regionen endet die Inflation (was zu einem Urknall führt), aber in anderen setzt sich die Inflation weiter fort, wodurch viele weitere neue Regionen entstehen. Solange die Inflation schnell genug ist, kann dieser Prozess eine Ewigkeit dauern.

[…] wenn die Inflation gerade beginnt einer winzigen Region des Universums, es geht irgendwo, ewig in die Zukunft. Sicher, es gibt unendlich viele Regionen wie unsere, in denen die Inflation irgendwann zu Ende geht und ein Materie-, Antimaterie- und strahlungsgefüllter Urknall entsteht, aber jede dieser einzelnen Regionen trennt Orte, an denen sich das Universum weiter aufbläht. Es stimmt, dass die Inflation in immer mehr Regionen im Laufe der Zeit endet. Aber die exponentielle Expansion schafft kontinuierlich genug neuen Raum, um sicherzustellen, dass es uns nie an heißen Urknallen an unabhängigen, getrennten Orten in unserem Universum mangelt. Wenn die Leute von a . sprechen Multiversum, oder die Idee, dass unser Universum und das, was wir beobachten können, nicht alles ist, was es da draußen gibt, es ist die sehr gute Wissenschaft der Inflation, die zu dieser unvermeidlichen Schlussfolgerung führt!

Kurz gesagt, der Inflationsmechanismus, der ursprünglich als Teilmenge der Ereignisse im Rahmen des Urknalls gedacht war, wird schließlich zum dominierenden Element in einem kosmischen Prozess von unvorstellbarem Ausmaß. In diesem Prozess spielen unser Universum und der Urknall, der seine Eigenschaften bestimmt, immerhin eine marginale Rolle. Andrei Linde schrieb 1994 darüber:

Die Situation ganz am Anfang ist weniger sicher. Es besteht die Möglichkeit, dass alle Teile des Universums gleichzeitig in einer anfänglichen Urknall-Singularität geschaffen wurden. Die Notwendigkeit dieser Annahme ist jedoch nicht mehr offensichtlich. Darüber hinaus wächst die Gesamtzahl der inflationären Blasen auf unserem „kosmischen Baum“ mit der Zeit exponentiell. Daher wachsen die meisten Blasen (einschließlich unseres eigenen Teils des Universums) auf unbestimmte Zeit weit vom Stamm dieses Baumes entfernt. Obwohl dieses Szenario die Existenz des anfänglichen Urknalls fast irrelevant macht, kann man für alle praktischen Zwecke den Zeitpunkt der Bildung jeder Inflationsblase als einen neuen „Urknall“ betrachten. Aus dieser Perspektive ist Inflation kein Teil der Urknalltheorie, wie wir vor 15 Jahren dachten. Im Gegenteil, der Urknall ist Teil des inflationären Modells.

Inflation ist also kein Inhalt des Urknalls mehr, sondern der Container. Und zwar nicht von einem, sondern von mehreren, wahrscheinlich von unendlichem Urknall. All dem liegt eine Ironie zugrunde. Das theoretische Modell des Urknalls hat sich auf dem konkurrierenden Modell des stationären Universums und der kontinuierlichen Schöpfung fast universell etabliert, weil es Beobachtungsdaten wie die kosmische Hintergrundstrahlung und die Expansion des Universums besser erklären kann als das andere Modell. Aber die ewige Inflation, die alles in allem eine Erweiterung des Urknallmodells ist, erlangt endlich wieder die beiden Haupteigenschaften des mit der Urknalltheorie konkurrierenden Modells. Sie sind die Ewigkeit des Universums (wenn auch diesmal in der verbesserten Form des Multiversums) und die kontinuierliche Schöpfung, die immer dann auftritt, wenn die Inflation irgendwo im Raum endet und die Energie seines Skalarfeldes in alle Teilchen/Antiteilchen und Strahlung umgewandelt wird, die sich füllt ein neues Universum.

Und es gibt noch mehr. Da nichts von der Inflationsära direkt beobachtbar ist, wissen wir nicht, welche und wie viele Skalarfelder den Ursprung unseres Universums tatsächlich beeinflusst haben, noch welche und wie viele Skalarfelder vielleicht gerade jetzt die Entstehung anderer Universen beeinflussen. Es besteht jedoch die Möglichkeit, dass diese Felder mehr als eins sind und dass ihre Wechselwirkungen zur Schaffung von Universen mit physikalischen Gesetzen führen, die sich von denen in unseren völlig unterscheiden. Es ist interessant zu lesen, was der „übliche“ Andrei Linde dazu schrieb:

Könnten die Dinge noch kurioser werden? Die Antwort ist ja. Bisher haben wir das einfachste inflationäre Modell mit nur einem Skalarfeld betrachtet, das nur ein Minimum seiner potentiellen Energie besitzt. Inzwischen bieten realistische Modelle von Elementarteilchen viele Arten von Skalarfeldern. In den vereinheitlichten Theorien der schwachen, starken und elektromagnetischen Wechselwirkungen existieren beispielsweise mindestens zwei weitere skalare Felder. Die potentielle Energie dieser Skalarfelder kann mehrere verschiedene Minima aufweisen. Diese Bedingung bedeutet, dass dieselbe Theorie unterschiedliche „Vakuumzustände“ aufweisen kann, die unterschiedlichen Arten von Symmetriebrechungen zwischen fundamentalen Wechselwirkungen und folglich unterschiedlichen Gesetzen der Niederenergiephysik entsprechen. (Wechselwirkungen von Teilchen bei extrem großen Energien hängen nicht von der Symmetriebrechung ab.)

Solche Komplexitäten im Skalarfeld bedeuten, dass das Universum nach der Inflation in exponentiell große Bereiche aufgeteilt werden kann, die unterschiedliche Gesetze der Niederenergiephysik haben. Beachten Sie, dass diese Aufteilung selbst dann auftritt, wenn das gesamte Universum ursprünglich im gleichen Zustand begann, der einem bestimmten Minimum an potentieller Energie entspricht. Tatsächlich können große Quantenfluktuationen dazu führen, dass skalare Felder aus ihren Minima herausspringen. Das heißt, sie wackeln mit einigen Kugeln aus ihren Schalen und in andere. Jeder Bogen entspricht alternativen Gesetzen der Teilchenwechselwirkung. In manchen inflationären Modellen sind die Quantenfluktuationen so stark, dass sich sogar die Anzahl der Dimensionen von Raum und Zeit ändern kann.

[…] Nach diesem Szenario befinden wir uns mit unseren physikalischen Gesetzen in einem vierdimensionalen Bereich, nicht weil Bereiche mit anderer Dimensionalität und mit alternativen Eigenschaften unmöglich oder unwahrscheinlich sind, sondern einfach weil unsere Art von Leben in anderen Bereichen nicht existieren kann.

Die Inflationstheorie, auf die Spitze getrieben, erfordert, die Möglichkeit zu akzeptieren, dass das Universum, oder besser gesagt das Multiversum, Eigenschaften besitzt, die sich selbst der einfallsreichste Science-Fiction-Autor nicht vorstellen kann. Wenn Lindes Vermutung zutrifft, wird es mindestens ein Universum geben, in dem selbst die undenkbarste Möglichkeit bereits wahr geworden ist oder sich in Zukunft erfüllen wird, wie Alan Guth in einem Artikel aus dem Jahr 2007 richtig feststellte [3]:

In einem ewig aufblähenden Universum, alles was passieren kann wird passieren tatsächlich wird es unendlich oft passieren. Somit wird die Frage, was möglich ist, trivial – alles ist möglich, es sei denn, es verletzt ein absolutes Erhaltungsgesetz. Um Vorhersagen aus der Theorie zu extrahieren, müssen wir daher lernen, das Wahrscheinliche vom Unwahrscheinlichen zu unterscheiden.

Zusammenfassend konfrontiert uns das von der Inflationstheorie dargestellte Szenario mit der Vorstellung, dass die Gesamtheit des Seienden nicht nur ewig, sondern so weitläufig, verzweigt und komplex ist, dass sie unsere eigene Vorstellungskraft übersteigt und darüber hinaus jeder Möglichkeit direkter Erkenntnis entzogen ist.

Vielleicht ist nur die Vorstellung, dass etwas statt Nichts existiert, seltsamer und unglaublicher als die Vorstellung eines sich ständig ausdehnenden, in seiner Gesamtheit unerkennbaren Multiversums, wie es aus der Theorie der ewigen Inflation hervorgeht.


Gibt es kosmologische Modelle des expandierenden Universums, die Inflation nicht einbeziehen? - Astronomie

Vor ungefähr 15 Milliarden (eine Milliarde ist 1.000.000.000 oder 10 9 ) Jahren begann unser Universum in einem heftigen explosiven Ereignis. Dies ist seine Geschichte.

Viele von uns kennen den Begriff "Urknall", den Beginn unseres Universums. Aber das ist ungefähr der Detaillierungsgrad, den viele erreichen oder erreichen wollen. Theorien über das Universum vorzuschlagen und zu diskutieren ist ziemlich entmutigend, obwohl die Menschen genau das seit mehreren tausend Jahren tun. Im 20. Jahrhundert ist die Kosmologie jedoch zu einer "prüfbaren" oder quantifizierbaren Wissenschaft geworden.

Die jüngsten Fortschritte in der Kosmologie und Astronomie waren bemerkenswert. Zum Beispiel wurde erst im dritten Jahrzehnt des 20. Jahrhunderts nachgewiesen, dass Galaxien separate Körper von Milliarden von Sternen sind, die über riesige Mengen des Weltraums verteilt sind, und nicht, wie viele dachten, Gasnebel in unserer eigenen Galaxie. Heute nutzen wir die hochauflösenden Fähigkeiten des Hubble-Weltraumteleskops (HST) und die großen Lichtsammelfähigkeiten von bodengestützten Teleskopen der 8-10-Meter-Klasse (z. B. Keck I und II European Southern Observatory Very Large Telescope Gemini North and South, Hobby Eberly Telescope ) entdecken wir jetzt routinemäßig Galaxien, die beobachtet werden, als das Universum nur 5-10% seines heutigen Alters hatte.

Hubble Deep Field - Süd. Teil eines Langzeitbelichtungsbildes, das von HST im Sternbild Tucana aufgenommen wurde und Hunderte von lichtschwachen Galaxien zeigt, von denen einige bis zu 12 Milliarden Lichtjahre entfernt sind. Fast jedes Objekt in diesem Bild ist eine Galaxie.

Schlüsselkonzept: Leider ist der Begriff "Urknall" möglicherweise nicht der beste, um die Anfänge des Universums zu beschreiben."Big Bang" beschwört das Bild eines explodierenden riesigen Knallkörpers herauf! Eine gigantische thermonukleare Explosion könnte passender sein, obwohl selbst das dem Ereignis nicht gerecht wird. Wir können auch, wenn auch falsch, daran denken, dass der Urknall im Zentrum unseres Universums stattfindet und sich dann ausdehnt, um eine bereits vorhandene Leere zu füllen. Im Moment der Schöpfung bestand unser Universum jedoch aus einem unendlich kleinen Raumbereich mit unendlicher Dichte, und der Raum selbst dehnte sich aus diesem ursprünglichen Bereich aus. "Big Bang" wurde in den späten 1940er Jahren von Fred Hoyle geprägt und hat sich zu Recht oder zu Unrecht als Name für den Beginn unseres Universums geblieben.

Die Friedman-Lemaître-Lösungen von Einsteins (1916) Allgemeine Relativitätstheorie sagen ein expandierendes Universum voraus. Die zugrunde liegende Annahme der Theorie ist, dass die Gesetze der Physik überall und zu jeder Zeit gleich sind. In einem frühen Stadium wird die Theorie das Universum jedoch nicht angemessen beschreiben, da das Urknallmodell auf eine Singularität zurückgeht, einen Punkt unendlicher Dichte vor etwa 15 Milliarden Jahren. In der Nähe dieser Zeit wird die Allgemeine Relativitätstheorie, basierend auf der Gravitation, den physikalischen Zustand des Universums nicht beschreiben. Das allgemeine Konzept des Urknalls hat jedoch solide Unterstützung, und wir listen jetzt die drei wichtigsten Beweise auf, die das Urknall-Modell stützen.

Unterstützende Beweise für den Urknall - Die kosmologische Dreifaltigkeit

1. Beobachtungsüberprüfung der Ausdehnung. Edwin Hubble, im Wesentlichen aufbauend auf anfänglichen Geschwindigkeitsmessungen von Slipher, stellte fest, dass sich die überwiegende Mehrheit der Galaxien von uns wegbewegt und dass die Geschwindigkeit ihres Rückzugs proportional zu ihrer Entfernung von uns ist. Daher besitzen nahe Galaxien kleine Geschwindigkeiten, entfernte Galaxien ziehen sich mit den größten Geschwindigkeiten zurück. Dies wird allgemein als Hubble-Erweiterung bezeichnet. Diese Expansion würde von jeder Galaxie aus beobachtet, nicht nur von unserer. Die Proportionalitätskonstante, die den Abstand einer Galaxie mit ihrer Rückzugsgeschwindigkeit verknüpft, wird als Hubble-Konstante H . bezeichnet0. Eine Zeitreise führt zu einer Zeit extremer Raumdichten und noch weiter zu einer Singularität, dem Moment des Urknalls.

Schematische Darstellung eines expandierenden Universums.

2. Vorhergesagte und beobachtete Häufigkeiten von leichten Elementen. Elementhäufigkeitsvorhersagen basierend auf der Entstehung leichter Atomkerne (zB Deuterium, 2 H 4 He 3 He 7 Li) während der ersten Minuten des Urknalls stimmen sehr gut mit den beobachteten überein. Das Modell sagt voraus, dass sich in den ersten Minuten urzeitliches Helium gebildet hat und es etwa 25 % der Gesamtmasse des Universums ausmachen sollte. Dieser Heliumgehalt stimmt gut mit dem in Sternen und Gaswolken beobachteten überein.

3. Entdeckung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB). Die Entdeckung der Hintergrundstrahlung im Jahr 1965, die mit der Reliktenergie des Urknalls übereinstimmte, war ein Meilenstein, der das Modell festigte. Das Spektrum und die Temperatur der von uns beobachteten Strahlung von 2,7 °Kelvin (K) stimmen mit der Reliktstrahlung überein, die von einem Urknallereignis übrig geblieben ist.

Die Kelvin-Temperaturskala ähnelt der Celsius-Skala, außer dass der Nullpunkt der Kelvin-Skala -273 °C beträgt. Bei dieser Temperatur befinden sich die Teilchen in ihren niedrigsten Energiezuständen.

Der CMB hat eine "Schwarzkörper"-Temperatur von 2,7 °K.

Ein schwarzer Körper ist ein Objekt, das auf ihn fallende Strahlung vollständig absorbiert und diese Strahlung dann emittiert, sodass das Spektrum der Strahlung nur durch einen Parameter beschrieben wird, die Temperatur des Körpers. Sterne verhalten sich wie schwarze Körper.

Die "Schwarzkörper"-Natur des CMB ist genau die, die von einem anfänglichen (Urknall) "Feuerball" aus Strahlung erwartet wird. Die Beobachtung der Strahlung brachte Wilson und Penzias später den Nobelpreis für Physik ein. Die Strahlung war jedoch wahrscheinlich schon früher von Ohm (im Jahr 1961) entdeckt worden und wurde, wenn auch mit einem großen zulässigen Temperaturbereich, Mitte der 1940er Jahre von Alpher und Hermann vorhergesagt. Der Hintergrund war auch unwissentlich in den frühen 1940er Jahren von McKellar entdeckt worden, der Cyan-Moleküle in interstellaren Wolken mit Temperaturen von 2-3 °K beobachtete.

Ein Himmelsbild der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, aufgenommen vom NASA-Satelliten Cosmic Background Explorer (COBE). Es ist eine Momentaufnahme des Universums etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum nur Strahlung (Photonen) enthielt und Materie (zB Atome) sich noch nicht gebildet hatte. Die Regionen, die etwas dichter waren, zogen gravitativ Photonen an und verursachten bei der Expansion des Universums, dass sie etwas Energie oder Wärme verloren. Die Karte unten zeigt „heiße“ (Magenta) und „kalte“ (blau) Bereiche in der erfassten Strahlung.

Das Universum vermessen: Die Suche nach zwei Zahlen

Das Big Bang-Modell ist genau das, ein Modell. Es ist keine Theorie und sagt daher keine Parameterwerte voraus, die die Art des Universums, in dem wir leben, einschränken können. Zwei beobachtbare Parameter, die die physikalischen Eigenschaften unseres Universums einschränken können, sind die Massendichte, Omega, und der Expansionsgeschwindigkeit, die Hubble-Konstante H0, und die Suche, diese zu bestimmen, ist im Gange. Einmal Omega und H0 bekannt sind, lässt sich das Alter des Universums abschätzen.

Omega wird normalerweise als das Verhältnis der Materiemenge im Universum zu der Menge definiert, die erforderlich ist, um die beobachtete Expansion von Galaxien genau zu stoppen. Ein Omega größer als 1 lässt daher darauf schließen, dass genug Materie vorhanden ist, um die Expansion zu stoppen und irgendwann eine Kontraktion des Universums einzuleiten. Die Kontraktion würde in dem enden, was allgemein als "Big Crunch" bezeichnet wird. Diese Art von Universum heißt "geschlossen". Für ein Omega unter 1 und "öffnen" Universum, die Expansion des Universums wird immer die Schwerkraft überwinden, die mit seiner konstituierenden Masse verbunden ist, und die Expansion wird für immer andauern. Für ein Omega = 1 genau gilt das Universum als "eben oder kritisch", und es ist fein ausbalanciert zwischen unendlicher Expansion und schließlichem Zusammenbruch, und seine Expansion wird nie ganz abgeschlossen sein. Die Dichte der Materie für ein flaches Universum, die kritische Dichte, beträgt 5 x 10 -27 Kilogramm pro Kubikmeter oder etwa fünf Atome pro Kubikmeter!

Schematische Darstellung von offenen (Omega 1) und flachen oder kritischen (Omega = 1) Universen. Die Kurven sind so gezeichnet, dass sie ähnliche Universumsgrößen in der gegenwärtigen Epoche zeigen (wo sich alle Kurven berühren).

Die Hubble-Konstante H0, (normalerweise in Kilometern pro Sekunde pro Megaparsec ausgedrückt - dh Geschwindigkeit pro Entfernung, wobei 1 Megaparsec 1 Million Parsec oder etwa 3,3 Millionen Lichtjahre entspricht) ist technisch gesehen keine Konstante! Die allgemeine Expansion des Universums sollte sich aufgrund von Gravitationseffekten verlangsamen (siehe jedoch später im Abschnitt "Rückkehr der kosmologischen Konstante"), was bedeutet, dass der in der gegenwärtigen Epoche beobachtete Wert von H0 wird kleiner sein als in der Vergangenheit. Es wurden und werden erhebliche Anstrengungen unternommen, um H . genau zu messen0.

Eine der aktuellen und besten Methoden zur Bestimmung von H0 umfasst die Beobachtungen von Cepheid-Sternen (variable Helligkeit) in fernen Galaxien durch HST. Die Periode ihrer Helligkeitsänderung hängt mit der Eigenhelligkeit der Sterne zusammen. Wir wissen, wie hell die nahegelegenen galaktischen Cepheiden sind und wie weit ihre Entfernungen sind, daher kann eine Entfernung zu den weiter entfernten Cepheiden und ihren Wirtsgalaxien abgeleitet werden. Eine Schätzung von H0 berechnet wurde, etwa 70 km/s/Mpc, was auf ein Alter des Universums von 14 Milliarden Jahren, aber möglicherweise so jung wie 12 Milliarden Jahre hindeutet. Entfernungsmessungen, wie sie aus Cepheiden-Beobachtungen stammen, die auf sekundären Entfernungsschätzungen beruhen (z. B. Entfernungen zum Hyades-Sternhaufen, den Großen und Kleinen Magellanschen Wolken, der Andromeda-Galaxie - Messier 31) weisen jedoch normalerweise die größten Fehler auf.

Der moderne Wert von H0 zwischen 50 und 100 km/s/Mpc liegt und wahrscheinlich nahe 70 km/s/Mpc liegt.

Eine der vielversprechenderen Techniken, die in letzter Zeit auftaucht, beinhaltet eine "einstufige" Messung von H0. Dies verwendet Lichtlaufzeiten in Gravitationslinsen. Diese Linsen werden durch die Gravitationsbeugung des Lichts einer entfernten, hellen Hintergrundquelle (z. B. ein Quasar) um ein weniger entferntes, massives Vordergrundobjekt (z. B. eine große Galaxie) herum verursacht, das als Linse fungiert. Theoretisch ist eine Schätzung von H0 erzeugt werden kann, die weitgehend nur von der Genauigkeit des physikalischen Modells abhängt, das zur Beschreibung des Linsensystems verwendet wird. Diese Technik hat Schätzungen von H . erzeugt0 auf 10 % oder weniger genau, und diese liegen ebenfalls bei etwa 70-80 km/s/Mpc.

Klassische Tests - Zeitalter der Kugelsternhaufen, Standardgalaxien und die Fülle von Deuterium.

Zur experimentellen Bestimmung von Omega, H . wurden verschiedene Arten klassischer Beobachtungen verwendet0 und das Alter des Universums. Die erste ist eine Bestimmung des Alters der konstituierenden Materie im Universum. Beobachtungen von Kugelsternhaufen (z. B. die ein Leuchtkraft-Temperatur- oder Herzsprung-Russell-Diagramm ihrer konstituierenden Sterne erzeugen) in Kombination mit theoretischen Modellen der Sternentwicklung (die ähnliche gealterte stellare Evolutionsspuren, sogenannte "Isochronen", vorhersagen) ermöglichen Vorhersagen des Alters von des Clusters auf 10-20%.

Wenn das Alter des Kugelsternhaufens genau ist (das älteste Alter wird auf etwa 12 Milliarden Jahre geschätzt), dann setzt dies eine untere Grenze für das zulässige Alter des Universums und breite Grenzen für Omega und H0. Sie werden ein Problem feststellen, dass das geschätzte älteste Alter von Kugelsternhaufen (ca. 12 Milliarden Jahre) ungefähr gleich alt ist wie das jüngste zulässige Alter des Universums. Dies ist kein kritisches Problem, da die Fehler bei beiden Bestimmungen ziemlich groß sind, aber noch wichtiger werden könnten, wenn das Alter der abgeleiteten Kugelsternhaufen ansteigt.

Die gemessene Häufigkeit von Deuterium, 2 H, kann auch den Typ (offen oder geschlossen) des Universums, in dem wir leben, einschränken. Deuterium wird nicht in Sternen hergestellt (es kann tatsächlich in Sternen zerstört werden), sondern während des Urknalls. Daher ist die beobachtete Abundanz eine untere Grenze zu der in den frühen Stadien des Urknalls. Das Modell des offenen Universums sagt eine Produktion von einem Deuteriumatom pro 10 5 Atome voraus, während ein geschlossenes Universum ein Deuteriumatom pro 10 10 Atome haben sollte. Die beobachtete Deuteriumhäufigkeit liegt viel näher bei einem Teil von 10 5 , daher ist ein offenes (Omega

Schlüsseltheorie: In den 1980er Jahren wurde das Cold Dark Matter (CDM)-Modell der großräumigen Strukturbildung eingeführt. Es wird angenommen, dass CDM aus massiven Teilchen besteht, die im Urknall produziert wurden und relativ niedrige (nicht-relativistische) Geschwindigkeiten haben. Computersimulationen verschiedener Typen von CDM-Universen stimmen relativ gut mit den verfügbaren Daten zu großräumigen Strukturen überein.

Dunkle Materie Suppe - Nur eine Prise Baryonen

Die derzeit favorisierten Modelle des Universums bestehen aus Omega = 1, mit ca. 70% CDM, ca. 30% Hot Dark Matter (HDM, hohe Geschwindigkeit, relativistische Teilchen, zB massive Neutrinos) und einigen Prozent baryonischer Materie (Objekte bestehend aus matter Protonen, Neutronen, zB Galaxien, Sterne, Gas, uns!).

Wichtige Beobachtung:1998 wurde eine möglicherweise wichtige Entdeckung bekannt gegeben. Ein Team japanischer und amerikanischer Physiker hat Beweise dafür gefunden, dass Neutrinos eine Masse besitzen und während ihrer Reise abwechselnd ihre Identität ändern. Die Ergebnisse stammen von Super-Kamiokande, einem 100-Millionen-Dollar-Experiment in einem 12,5 Millionen Gallonen großen, mit Edelstahl ausgekleideten Hohlraum unter den japanischen Alpen, der mit ultrareinem Wasser gefüllt und von 13.000 großflächigen Lichtdetektoren beobachtet wird. Eine der drei derzeit bekannten Arten von Neutrinos (die "Geschmacksrichtungen": Elektron, Myon und Tau), das Myon, verschwindet und taucht wieder auf (oder wechselt von einem Myon zu einem anderen Aroma, möglicherweise dem Tau), während es Hunderte von Kilometern durch die Erde reist . Die Energie und die Flugstrecke liefern ein Maß für die Differenz zwischen den Neutrinomassen. Der implizierte Massenunterschied zwischen den beiden Typen beträgt etwa 0,1 eV (wobei eV Elektronenvolt ist, eine Energieeinheit). Die Summe der (drei bekannten) Neutrinomassen muss jedoch 5 bis 7 eV betragen, um einen Hauptbestandteil der Dunklen Materie zu bilden. Wenn HDM von Neutrinos dominiert wird, ist es nach diesen Ergebnissen kein großer Bestandteil von DM. Vielleicht gibt es andere Formen von HDM?

Beispiele von vier populären kosmologischen Modellen mit großer Struktur. Gelb/Rot steht für Materie (dh Galaxien), während blaue Regionen Leerstellen sind. Oben links und rechts sind Variationen des CDM-Standardmodells dargestellt. Unten links zeigt ein Modell mit einer kosmologischen Konstante (wie eine abstoßende Schwerkraft) und nur 1/5 so viel Masse wie Standard-CDM. Unten rechts zeigt sich der Effekt des Ersatzes von 30 Prozent der Dunklen Materie durch HDM (zB massive Neutrinos).

Struktur im kosmischen Mikrowellenhintergrund

COBE war ein Satellit, der verwendet wurde, um die Struktur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) genau zu beobachten. COBE konnte Strukturen auflösen, die sich um etwa 7 Grad erstreckten, und es fand statistische Hinweise auf kleinere Strukturen oder Ungleichmäßigkeiten im CMB. Diese Ungleichförmigkeit sind die Keime von Galaxien und Galaxienhaufen, die wir heute sehen. Einige gravitative Instabilitäten mussten im frühen Universum existieren, um die Galaxien- und Haufenbildung zu initiieren, und diese "Strukturen", die in den COBE-Karten zu sehen sind, zeigen genau das . Die COBE-Strukturen sagen uns, wie groß die Unregelmäßigkeiten waren, als die Mikrowellenstrahlung etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall erzeugt wurde.

Ein Bild des CMB des ballongestützten BOOMERANG, der Ende 1998 durch die Stratosphäre über der Antarktis reiste. Das Falschfarbenbild zeigt subtile Temperaturschwankungen des heißen Plasmas, das das Universum füllte, bevor die Expansion das Material abkühlte und das Vertraute erzeugte Sterne und Galaxien. Die räumliche Auflösung von BOOMERANG betrug etwa 0,2 Grad.

Mai 2002: Bei einer Auflösung von 7 Bogenminuten ist dieses Bild des CMB vom Cosmic Background Imager (CBI) in der chilenischen Atacama-Wüste die schönste Ansicht des CMB. Die Caltech-Daten bestätigen auch, dass das Universum flach ist und unterstützen die Inflationstheorie.

Die Suche nach zwei Zahlen: Und die Gewinner sind .

Der allgemein anerkannte Beobachtungsbereich von Omega liegt zwischen 0,1 und 0,3 (d. h., er weist auf ein offenes Universum hin), obwohl, wenn der größte Teil der Materie im Universum dunkel wäre (was stark durch die Beobachtungen entfernter Supernovae gestützt wird, siehe unten), Omega Omega theoretisch nahe an oder gleich 1 (der kritischen Dichte). Jüngste Beobachtungen des CMB mit hoher räumlicher Auflösung unterstützen nun stark ein flaches Universum mit genau Omega = 1.

Bestimmung von H0 hat sich als etwas einfacher erwiesen als Omega. Die derzeit beste Schätzung für H0 beträgt 60-70 km/s pro Megaparsec. Wie bereits erwähnt, wird das Aufkommen von "einstufigen" Messungen wie der Verwendung von Gravitationslinsensystemen H . einschränken0 noch weiter.

Die ersten paar Minuten: Es braucht GUTs . und Quantenphysik

Der Beginn des Urknalls wird manchmal als urzeitlicher Feuerball bezeichnet. Kosmologen und Teilchenphysiker können ziemlich genau vorhersagen, welche physikalischen Prozesse ab etwa 10 -3 Sekunden nach Beginn des Urknalls bei t=0 ablaufen. Vorher sind die physikalischen Prozesse stark auf das Zusammenspiel der Grundkräfte der Natur (Schwerkraft, Elektromagnetismus, starke und schwache Kräfte) angewiesen. Die Erforschung dieser Kräfte und ihres Verhaltens ist als GUTs (Grand Unified Theories) bekannt.

GUTs weist darauf hin, dass es im Moment der Schöpfung keinen Unterschied zwischen den vier Kräften gab, die alle gleich stark waren und von einem Regelwerk regiert wurden. Eine vielversprechende Angriffslinie bei der Entwicklung von GUTs sind theoretische "Superstrings" oder "kosmische Strings". Kosmische Strings sind Fehler in der Raumzeit, wo die Physik der GUT noch heute gilt. Etwa 10 -35 s nach t=0 würden Strings entstehen, die eine wichtige Rolle bei der Bildung und Entwicklung von Strukturen im Universum spielen könnten.

Die Temperatur des Feuerballs treibt die resultierende Mischung aus Teilchen und Strahlung an, und wir können die Evolution des Universums in vier Phasen der Schwerteilchen-Ära, der Leichtteilchen-Ära, einer Strahlungsära und der heutigen Materie-Ära einteilen. Wenn sich das Universum ausdehnt, nehmen seine Temperatur und Dichte ab.

Ein Feuerball in vier Teilen.

Ära der schweren Partikel - Temperatur > 10 12 K, Zeit -6 s - Massive Teilchen und Antiteilchen bestehen aus energetischen Photonen und diese Teilchen können auch vernichtet werden.

Lichtteilchen-Ära - 10 12 K > Temperatur > 6 x 10 9 K, 10 -6 s 9 K Photonen haben nicht genug Energie, um Proton-Elektronen-Paare zu bilden, und das Strahlungszeitalter beginnt. Viele Neutronen zerfallen in Protonen und Elektronen, aber ein Reservoir an Neutronen spielt im Strahlungszeitalter eine wichtige Rolle.

Strahlungszeit - Temperatur ca. 10 9 K, 6 s 2 H) entsteht durch die Kombination von Neutron und Proton. Weitere Reaktionen erzeugen 4 He (normales Helium) mit etwa 25 % der Gesamtmasse (wobei die restlichen

75% Wasserstoff). Die Nukleosynthese stoppt bei der Produktion von 4 He, weil zu diesem Zeitpunkt (instabile) Kerne mit Atommassen von 5 oder 8 nur durch stellare Nukleosynthese umgangen werden können und Sterne noch nicht entstanden sind!

Materie-Ära - Temperatur 1 Million Jahre - Bei etwa 1 Million Jahren ist die Temperatur auf etwa 3000 K gesunken, wodurch Kerne Elektronen einfangen und neutrale Atome bilden können (dieser Vorgang wird als Rekombination bezeichnet). Strahlung und Materie entkoppeln sich, sodass Materie für Strahlung transparent wird. Das von Penzias und Wilson (und COBE) entdeckte CMB wird emittiert. Materie kann sich nun verklumpen, weil zuvor Strahlung Druck ausüben konnte, um die Schwerkraft zu bekämpfen. Galaxien und Sterne bilden sich schließlich. Die stellare Nukleosynthese produziert schwere (zB C,N,O,Fe) Elemente. Gravitationseffekte bestimmen die großräumige Struktur des Universums. Die Urknalltheorie entstand nach etwa 15 Milliarden Jahren!

Am Anfang: Planck-Zeit und Gewaltanwendung.

Wir können jetzt den Moment der Schöpfung aufschlüsseln und verschiedene spezifische Zeiten im frühen Universum identifizieren, die dem Auftreten der gegenwärtig bekannten Naturkräfte entsprechen.

Schlüsseltheorien: Der früheste beschreibbare Zeitpunkt liegt bei t=10 -43 s, der sogenannten Planck-Zeit. Nach der Quantenmechanik lassen sich Zeitintervalle kleiner als 10 -43 s oder Entfernungen kleiner als die entsprechende "Planck-Länge" von 10 -35 m nicht definieren. Wir können uns diese Zeitintervalle und Entfernungen als Wahrscheinlichkeitsschwankungen vorstellen, die (aus dem Nichts) auftauchen und dann nach Belieben verschwinden. Ab der Planck-Zeit begannen sich die vereinten (GUT)-Kräfte dann zu trennen, wobei zuerst die Schwerkraft begann. Als das Universum t = 10 -25 s alt und 10 27 K war, trennen sich die starken und elektroschwachen Kräfte. Dann erfolgt die Trennung von elektroschwachen in schwache und elektromagnetische Kräfte bei t = 10 -7 s, wenn die Temperatur auf 10 14 K gefallen war.

Der kosmische Feuerball setzt sich dann durch die Ära der Schweren Teilchen fort und schreitet in die Ära der Lichtteilchen, Strahlung und Materie fort (wie oben beschrieben).

Bei den extremen Temperaturen, die 10 -35 Sekunden nach dem Urknall herrschten, verschmelzen laut GUT die starken, schwachen und elektromagnetischen Kräfte. Die Schwerkraft bleibt jedoch getrennt. Wenn man in der Zeit weiter zurückgeht, bei 10 -43 Sekunden, verschmilzt auch die Schwerkraft mit den anderen Kräften zu einer Kraft. Wissenschaftler haben immer noch Mühe, die zugrunde liegende Physik einer solchen Theory of Everything (TOE) zu erarbeiten.Die Abbildung zeigt die Krafttrennung als Funktion der Energie gemessen in Milliarden Elektronenvolt (GeV).

Am Horizont drohen Probleme.

So weit, ist es gut? Nicht ganz. Während wir beobachtend auf einen niedrigen Omega-Wert schließen würden, gibt es jetzt Argumente für einen hohen Omega-Wert, nahe 1, wenn nicht gleich. Diese Argumente werden von theoretischen Bedenken getrieben, die auf zwei große Probleme mit dem Big Bang-Modell.

Das kosmologische Flachheitsproblem Die Standard-Friedman-Lemaître-Modelle haben Omega ungefähr 1 beim Urknall und entwickeln sich danach von 1 weg. Modelle, die mit Omega etwas höher als 1 beginnen, entwickeln mit zunehmendem Alter des Universums schnell größere Werte von 1. Universen mit Omega etwas weniger als 1 besitzen schnell kleinere Omega-Werte. Unsere beobachteten Untergrenzen für Omega von 0,1 - 0,3 sind, basierend auf diesen Szenarien, immer noch sehr nahe an einem flachen Omega=1 Universum. Wenn die Friedman-Lemaître-Modelle richtig sind, warum ist Omega dann nach 15 Milliarden Jahren Evolution nicht mehr wie 10 6 oder 10 -4?

Das Horizontproblem Dieses Problem tritt aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit und der beobachteten Regelmäßigkeit des Universums auf. Die COBE-Hintergrundstrahlungskarten waren trotz kleiner Unregelmäßigkeiten über den gesamten Himmel auf 1 zu 10.000 glatt. Woher "weiß" dann die Strahlung, die von einem Teil des Himmels kommt, wie stark sie sein sollte, um mit der Strahlung vom gegenüberliegenden Teil des Himmels mit solch bemerkenswerter Genauigkeit übereinzustimmen? Der Kern des Problems liegt in der Tatsache, dass die Hintergrundstrahlung von 2,7 °K emittiert wurde, als das Universum ungefähr 300.000 - 500.000 Jahre alt war. Basierend auf der Licht- (dh Informations-) Reisezeit konnten jedoch zu diesem Zeitpunkt nur Himmelsregionen innerhalb von 2 Grad Kontakt haben. Dies ist das Horizontentfernung. Wir können also erwarten, dass der Himmelshintergrund bei Skalen von 2 Grad "fleckig" ist. Stattdessen wusste die Strahlung irgendwie, wie stark sie im globalen oder "universellen" Maßstab sein musste, um ein so regelmäßiges Strahlungsfeld zu erzeugen!

Probleme gelöst? 1980er Inflation und die kosmologische Konstante von 191717

Inflation - Wer ist Tennis?

Ist das Big Bang-Modell wegen der Horizon- und Flatness-Probleme tot? Nicht ganz. Tatsächlich leiteten die Probleme von Horizont und Flachheit eine wichtige Variation des Modells ein, das sogenannte Inflationary Universe-Modell, das einen großen Beitrag zur vollständigen Integration der Quanten- und Teilchenphysik in die frühe Entwicklung des Urknalls leistete.

Schlüsseltheorie: Das Inflationsmodell löst das Horizontproblem, indem es die Größe des frühen Universums so verkleinert, dass das Universum kleiner als seine Horizontentfernung war. Zu diesem Zeitpunkt war der Feuerball homogen, was eine "Feinabstimmung" der Temperatur ermöglichte. Dann ist ein Zeitraum von schnelle Expansion (d. h. Inflation) erfolgte unter Beibehaltung der Temperaturstruktur (z. B. der COBE-Hintergrundkarte). Alles davon passiert, bevor 10 -25 s verstrichen sind und das Universum hat die Größe eines Tennisballs!

Auch das Flachheitsproblem wird durch Inflation gelöst. Die schnelle Expansion des Aufblasens kann visualisiert werden, indem man sich einen Ballon vorstellt, der aufgeblasen wird. Die anfängliche Krümmung der Ballonoberfläche wird abgeflacht, wenn sie sich ausdehnt. Ähnlich, die Ausdehnung der Raumzeit um den Faktor 10 50 während ihrer Inflationszeit erzeugt ein Universum, das von einem flachen Universum nicht zu unterscheiden ist mit einer Dichte nahe kritisch, wenn das Universum Tennisballgröße. Die sogenannte Feinabstimmung von Omega, um zu frühen Zeiten nahe 1 zu sein (um die Einschränkungen des Friedman-Lema-Modells zu erfüllen) kann durch Inflation erreicht werden. Die Inflation treibt Omega tatsächlich in Richtung 1.

Diese Arbeit wurde in den 1980er Jahren von Guth initiiert und von Linde, Albrecht und Steinhardt zu der heute so genannten "neuen" Inflationshypothese modifiziert, die als work in progress angesehen werden kann. Wenn sich herausstellt, wie wir derzeit beobachten, dass Omega nicht 1 ist, geben wir dann die Inflation auf? Vielleicht können einige neue Inflationsmodelle kein offenes Universum schaffen. Auf der anderen Seite, wenn Omega 1 ist, kann dies nicht kategorisch beweisen, dass eine "Inflation" aufgetreten ist. Möglicherweise trat ein anderer Mechanismus auf, der das frühe Universum "feinabgestimmt" hat.

Rückkehr der kosmologischen Konstante - Es tut uns so leid, Onkel Albert.

1917 war man sich einig, dass das gesamte Universum aus einer statischen Galaxie besteht, unserer Galaxie. Die äußere Natur von Galaxien und ihre (Rezessions-)Bewegungen mussten noch entdeckt werden. Einstein musste Vorhersagen des Universums basierend auf seiner Allgemeinen Relativitätstheorie in diesen Zusammenhang stellen. Seine Theorie sagte jedoch entweder ein expandierendes oder ein sich zusammenziehendes Universum voraus. Um dem damaligen Beobachtungsbild des Universums gerecht zu werden, führte er in die Lösungen seiner Theorie einen Begriff (die kosmologische Konstante oder Lambda) ein, der das Universum statisch hielt. (Lambda, wenn positiv wirkt als abstoßende Kraft, und wenn negativ wirkt als anziehende Kraft, dh wie die Schwerkraft). Lambda ist ein additiver Begriff, der in den gesamten Omega-Wert eingearbeitet wird. Zum Beispiel kann ein geschlossenes Universum auftreten, wenn die beobachteten Grenzwerte von 0,1-0,3 gemessen für Omega mit einem Lambda von 0,9-0,7 kombiniert werden. Zehn Jahre nach 1917 hatte Hubble gezeigt, dass sich das Universum ausdehnt, und Einstein soll später gesagt haben, die Einführung von Lambda sei der "größte Fehler meines Lebens" gewesen.

Warte Albert! In den letzten Jahren haben Astronomenteams entfernte Supernovae vom Typ Ia beobachtet (weiße Zwergsterne, die Materie von einem Begleitstern angesammelt haben, die kritische Masse erreichen und mit der gleichen absoluten Helligkeit explodieren). Diese sehr hellen kosmischen Leuchttürme, die auf enorme Entfernungen zu sehen sind, liefern Entfernungsinformationen und ermöglichen die Messung von Omega und Lambda. Unter Verwendung sorgfältiger Beobachtungstechniken sind zwei getrennte Astronomenteams zu einem außergewöhnlichen Ergebnis gekommen.

Die entfernten Supernovae sind schwächer (und damit weiter entfernt) als erwartet, was auf das Vorhandensein einer großräumigen abstoßenden Kraft hindeutet, die die Expansion des Universums beschleunigt. Daher kann es für unser Universum kein Ende von Big Crunch geben! Die Expansion des Universums könnte sich seit der Explosion der Supernovae vor Milliarden von Jahren beschleunigt haben, was darauf hindeutet, dass etwa 70% der Masse-Energie des Universums könnte als Lambda existieren, das im entgegengesetzten Sinne zur Schwerkraft wirkt.

Wichtige Beobachtung: Eine aktuelle Forschungsarbeit eines der Supernovae-Teams legt nahe, dass sich das Universum ewig ausdehnt, mit einer positiven kosmologischen Konstante, einer sich beschleunigenden Expansion und einem dynamischen Alter von 14 Milliarden Jahren. Das Magazin Science stufte diese Geschichte 1998 als die wichtigste wissenschaftliche Entdeckung ein, und wenn sich die ersten Ergebnisse bestätigen, wird sie zu einer der wichtigsten Entdeckungen aller Zeiten.

Derzeit suchen Astronomen nach Wegen, wie die Natur die Helligkeit dieser entfernten, vermeintlich homogenen Sternexplosionen verändern (dimmen) könnte, damit sie weiter weg erscheinen, aber bisher gibt es keine herausragenden Möglichkeiten. Astronomen hatten zuvor die "künstliche" Einfügung von Lambda in die Lösung der Allgemeinen Relativitätstheorie durch Einstein nicht gemocht. Nun gibt es neue Beweise für einen solchen Begriff. Einsteins irrtümlicher "Fehler" kann sich doch als richtig erweisen, aber aus dem falschen Grund!

Eine leicht datierte Abbildung, die die Regionen in der (OmegaAngelegenheit, Lambda) Ebene, die durch Beobachtungen entfernter Supernovae und der CMB nahegelegt werden. Die Ellipsen zeigen die erlaubten Parameter des entfernten SNe-Teams (LBL rot) und (Hi-Z SN Team grün). Der blaue Keil zeigt den Parameterraumbereich, der die beobachtete Doppler-Peakposition im Winkelleistungsspektrum des CMB angibt. Dieser Keil ist jetzt mit neueren CMB-Ergebnissen tatsächlich schmaler. Der violette Bereich stimmt mit der Position des CMB-Doppler-Peaks und den Supernova-Daten überein. Die große rosa Ellipse zeigt die möglichen systematischen Fehler in den Supernova-Daten.

Was kommt als nächstes?

Die Kosmologie schreitet in mehreren Richtungen schnell voran. Es werden weiterhin Anstrengungen unternommen, die großräumige Struktur (und ihre Entwicklung) des Universums zu kartieren (einschließlich des 2-Grad-Feldes, 2dF, der Vermessung von 250.000 Galaxien durch das Anglo-Australian Telescope und des noch größeren Sloan Digital Sky Survey, SDSS, wird über einen Zeitraum von 5 Jahren Entfernungen für 1 Million Galaxien erzeugen). Diese Daten werden dazu beitragen, die Form der Dunklen Materie und Theorien zur Galaxien- und Haufenbildung einzuschränken. Tatsächlich wurden bereits theoretische Modelle der großräumigen Struktur basierend auf den 2dF- und SDSS-Volumen des abzutastenden Raums erstellt.

Spezifische Beobachtungen, wie Gravitations-Mikrolinsen-Studien (eine wird derzeit von einem Team neuseeländischer und japanischer Astronomen mit einem Teleskop am Mount John University Observatory in der Nähe des Lake Tekapo durchgeführt) und Hochenergie-Teilchenphysik-Experimente (z. B. am Super-Kamiokande in Japan) werden verwendet, um die möglichen Bestandteile von Dunkler Materie einzuschränken.

Das Bestreben, Omega genau zu bestimmen, ist von größter Bedeutung, ebenso wie die Entwicklung der quantenmechanischen und inflationären Modelle des sehr frühen Universums. Weltraum- und bodengestützte Teleskope entdecken und analysieren weiterhin entfernte Galaxien, die wahrscheinlich von Sternpopulationen der ersten Generation dominiert werden. Die am weitesten entfernte Galaxie, von der wir wissen, existierte, als das Universum nur 1-3 Milliarden Jahre alt war. Somit liegt die Bestimmung der wichtigen Epoche der Galaxienentstehung wahrscheinlich in Reichweite. Die Bestätigung der Existenz von Lambda ist entscheidend. Die Suche nach Supernovae wird fortgesetzt und es werden noch weiter entfernte Beispiele benötigt, um die ersten Ergebnisse eines großen, positiven Lambda zu konsolidieren.

Neben den neuen bodengestützten Teleskopen der 10-Meter-Klasse, dem Weltraumteleskop der nächsten Generation (der irgendwann nach 2007 auf den Markt kommt) und dem Röntgenteleskop Chandra (gestartet 1999), Das wahrscheinlich wichtigste Instrument für kosmologische Studien des frühen Universums wird der Planck Surveyor sein.

Die Europäische Weltraumorganisation hofft, den Satelliten Planck Surveyor im Jahr 2006 starten zu können. Er wird COBE erheblich verbessern und den Mikrowellenhintergrund gleichzeitig bei 9 Frequenzen und mit einer räumlichen Auflösung von weniger als 1/10 Grad kartieren. Planck bietet die verlockenden Möglichkeiten der genauen Messung von Omega, H0, die Zusammensetzung der Dunklen Materie und die Kosmologische Konstante. Wenn bis zum Ende des ersten Jahrzehnts des neuen Jahrtausends alles gut geht, könnten wir die Zukunft unseres Universums kennen.

Künstlerische Darstellung des Planck Surveyor.

Weiterführende Literatur (aufgelistet nach steigender Komplexität)

Zeitschriften: Himmel und Teleskop Himmels- und Weltraumastronomie.

Ronan, C. A. 1991, Die Naturgeschichte des Universums, (MacMillan: New York)

Gribbin, J. 1998, Auf der Suche nach dem Urknall (Pinguin: England)

Guth, A. 1997, Das inflationäre Universum: Die Suche nach einer neuen Theorie der kosmischen Ursprünge. (Addison-Wesley: Lesen).

Coles, P. 1998, "Das Ende des alten Modelluniversums", Nature, vol. 393, 741.

Barrow, J. und Tipler, F. 1998, The Anthropic Cosmological Principle, (Oxford University Press: Oxford).

Peebles, P.J.E. 1993, Prinzipien der physikalischen Kosmologie, (Princeton University Press: Princeton).

Danksagung

Ich möchte den Schülern der Gisborne Intermediate School danken, die das Carter-Observatorium besucht haben, für die Inspiration, diesen Artikel zu schreiben. Dank auch an Professor John Lekner und Mike Reid, die Kommentare zu einem ersten Entwurf abgegeben haben.

Autor

Glen Mackie ist Dozent und Assistant Coordinator Swinburne Astronomy Online (SAO) am Center for Astrophysics and Supercomputing der Swinburne University of Technology.

Abbildung Credits, Quellen

Hubble Deep Field - South (oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1998/41/content/9841ay.jpg): Das Space Telescope Science Institute wird von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. (AURA) betrieben. für die NASA, im Auftrag des Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD. Das Hubble-Weltraumteleskop ist ein Projekt der internationalen Zusammenarbeit zwischen der NASA und der Europäischen Weltraumorganisation (ESA).

Expansion des Universums - (imagine.gsfc.nasa.gov/Images/science/expand.gif): [email protected]

COBE-Karte (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/SeedsStructure.html#cobe.three): Dieses Bild des Mikrowellenhimmels wurde aus COBE-DMR-Datensätzen erstellt. Es zeigt eine "reduzierte Karte" (Dipol und galaktische Emission wurden abgezogen), die eine vollständige Reaktion auf Schwankungen der kosmischen Temperatur gibt. Die COBE-Datensätze wurden vom NASA Goddard Space Flight Center unter der Leitung der COBE Science Working Group entwickelt und vom National Space Science Data Center (NSSDC) bereitgestellt.

Offene, geschlossene, kritische Universen (www.imsa.edu/

Modernes Hubble-Diagramm (www.hubbleconstant.com/images/a2218plot_big.jpg - [email protected])

Großräumige Struktur (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/WallsVoids.html#SheetsVoids) Mit freundlicher Genehmigung: Margaret J. Geller und Emilio E. Falco, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Bildnachweis: Geller, da Costa, Huchra und Falco.

Vergleich von vier populären kosmologischen Modellen (sdcd.gsfc.nasa.gov/ESS/news.sc95_slides.html) Credits: Michael Warren, Wojciech Zurek, Los Alamos National Laboratory John Salmon, Caltech Peter Quinn, European Southern Observatory

Vergleich von COBE- und BOOMERANG CMB-Beobachtungen (www.physics.ucsb.edu/

Cosmic Background Imager Beobachtung von CMB (www.astro.caltech.edu/

Evolution of Forces (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/Images/Odyssey.Forces.bajuk_lg.jpg) Das Bild wurde aus wissenschaftlichen Visualisierungen aus einem Video mit dem Titel "Galactic Odyssey" entnommen. Dieses Video wurde von NCSA für NHK, die Japanese Broadcasting Co., produziert. Forschung: Charles R. Evans, University of North Carolina at Chapel Hill Visualisierung und Animation: Matthew Arrott Mark Bajuk NCSA Visualization Group Videopostproduktion: NCSA Media Technologies Group Copyright 1992, Kuratorium, University of Illinois und NHK

Handlung von OmegaM, Lambda-Flugzeug (www.astro.ucla.edu/

Planck Surveyor (astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Planck/pictures/prephaseb/FPL2n001.gif)

Glossar

Baryon: Ein massives Elementarteilchen, das aus drei Quarks besteht. Neutronen und Protonen sind Baryonen.

baryonische Materie: Gewöhnliche Materie, wie wir sie kennen, besteht größtenteils aus Baryonen, im Gegensatz zu hypothetischer Materie, die theoretisch existieren könnte. Beide Arten haben Masse, und jede Art kann sein Dunkle Materie.

Urknall: Ein Modell des Universums, das bei sehr hoher Dichte und Temperatur beginnt, das sich ausdehnt und abkühlt, um das Universum zu werden, das wir jetzt beobachten.

schwarzer Körper: Ein Objekt mit konstanter Temperatur, das alle auftreffende Strahlung absorbiert.

kalte dunkle Materie (CDM): Eine Art von Dunkle Materie die sich 10.000 Jahre nach dem Urknall mit viel weniger als Lichtgeschwindigkeit bewegte. CDM würde als exotische Teilchen existieren, die nur schwach mit Strahlung wechselwirken und Baryonen. CDM würde Materie in kleine Einheiten verklumpen lassen, wobei sich zuerst Galaxien bilden. Cluster und Supercluster würden sich später bilden.

geschlossenes Universum: Ein kosmologisches Modell, in dem das Universum endlich ist und irgendwann wieder zusammenbrechen wird. Die Dichte dieses Universums ist mehr als die kritische Dichte.

CMB: Kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, auch CMBR, CBR und die "3 K Schwarzkörperstrahlung". Strahlungsreste von der Urknall die durch Expansion auf eine Temperatur von etwas weniger als 3 Grad über dem absoluten Nullpunkt abgekühlt ist.

kosmische Saiten: Röhrenartige Energiekonfigurationen, die im frühen Universum entstehen könnten (und in unserem gegenwärtigen Universum bleiben). Sie können als linienförmige Defekte in Freizeit.

kosmologische Konstante: Ein Begriff in Einsteins generelle Relativität Gleichungen, die im entgegengesetzten Sinne der Schwerkraft funktionieren. Einstein benutzte es, um die Existenz eines statischen Universums zu erzwingen. Wird normalerweise mit dem griechischen Großbuchstaben Lambda bezeichnet, wenn er mit Einheiten der inversen Länge zum Quadrat ausgedrückt wird, oder mit dem griechischen Kleinbuchstaben Lambda, wenn er auf die kritische Dichte normiert wird (wie Omega).

Kosmologie: Das Studium des Inhalts, der Struktur und der Entwicklung des Universums vom Beginn der Zeit bis in die unendliche Zukunft.

kritische Dichte: Die notwendige Dichte des Universums, damit die Expansionsrate des Universums gerade noch ausreicht, um einen Rückfall zu verhindern. Omega ist die Massendichte des Universums, normiert auf Einheiten der kritischen Dichte.

Dunkle Materie: Eine Form von Materie, die kein Licht emittiert, Licht absorbiert oder Licht streut. Seine einzigen Wechselwirkungen sind Gravitation. Bisher wurde es nicht entdeckt. Diese "zusätzliche Masse" wird stark auf die schnelle Bewegung von Galaxien in Haufen und von Sternen in Galaxien geschlossen.

Dichte: Die Menge an Materie in einem Volumen geteilt durch das Volumen, daher sind die Einheiten Gramm pro Kubikzentimeter. Wasser hat eine Dichte von 1 Gramm pro Kubikzentimeter.

Doppler: Physiker aus dem 19. Jahrhundert, der die Variation der Wellenlänge von Wellen entdeckte, die durch die Bewegung der Quelle verursacht wird.

elektromagnetische Kraft: Eine der vier Naturgewalten. Elektromagnetische Wechselwirkungen halten Elektronen in Atomen, halten Atome in Molekülen und werden in allen elektronischen Geräten verwendet.

elektroschwache Kraft: Eine vereinte Kraft, die die elektromagnetischen und schwachen nuklearen Wechselwirkungen kombiniert. Vorausgesagt von Weinberg und Salam, experimentell bestätigt von Rubbia und van der Meer.

Fluchtgeschwindigkeit: Die minimale Geschwindigkeit, mit der ein Objekt einem Gravitationsfeld entkommen kann.

generelle Relativität: Einsteinsche Gesetze der Physik, in denen die Gravitation durch eine Krümmung von beschrieben wird Freizeit.

Gyr: Gigajahr oder eine Milliarde Jahre.

große vereinheitlichte theorie (GUT): Ein Modell zur Vereinigung der starken Kernkraft, der schwachen Kernkraft und der elektromagnetischen Kraft bei sehr hohen Energien. Letztendlich hofft man, GUT um die Einbeziehung der Schwerkraft (möglicherweise durch Superstrings) zu erweitern, um eine Theorie von allem (TOE) zu erstellen. Mehrere solcher GUTs wurden vorgeschlagen, aber noch nicht experimentell verifiziert.

Schwere: Eine der vier Naturgewalten. Die Kraft hängt von den Massen der Teilchen und deren Trennungen ab. Die Schwerkraft hat die Entstehung von Galaxien, Sternen und Planeten ermöglicht.

Gravitationspotential: Die Gravitationsenergie pro Masseneinheit eines Teilchens, die der Erdbeschleunigung mal der Höhe unter normalen Umständen auf der Erdoberfläche entspricht.

homogen: An allen Standorten gleich.

Horizont: Der Rand des sichtbaren Universums, aber nicht der Rand des Universums, da das Universum keinen Rand hat.

heiße dunkle Materie (HDM): Eine Art von Dunkle Materie die sich 10.000 Jahre nach dem Urknall mit nahezu Lichtgeschwindigkeit bewegte. Ein Beispiel für einen Kandidaten für heiße Dunkle Materie ist das massive Neutrino. HDM würde zunächst großräumige Strukturen erzeugen (Superhaufen, Cluster), die dann in einzelne Galaxien zerfallen.

Hubble-Konstante: Oder Ho, das Verhältnis von Geschwindigkeit zu Entfernung bei der Expansion des Universums, also v = HD. Das "o" [ausgesprochen "nichts"] auf Ho bedeutet den aktuellen Wert, da sich die Hubble-"Konstante" mit der Zeit ändert (aber sie ist überall im Universum zu einer bestimmten Zeit gleich).

Inflation: Eine Modifikation des Urknall Modell, bei dem ein großer kosmologische Konstante existiert vorübergehend zu Beginn der Geschichte der Urknall (ca. t=10 -35 Sek.), was zu einer rasch beschleunigten Expansion des Universums führt, der dann die normale Urknall Modell mit verlangsamender Expansion.

isotrop: In alle Richtungen gleich. Anisotrop - nicht isotrop. Anisotropie - Unterschied zwischen verschiedenen Richtungen. Im Standardfarbschema für CMB Anisotropie-Karten gemessen mit dem COBE DMR, Rot zeigt wärmere Himmelsbereiche, während Blau die kühleren Regionen zeigt.

nicht baryonisch: Nicht aus Neutronen, Protonen (also Atomen) aufgebaut und somit nicht wie eines der bekannten chemischen Elemente.

Nukleon: Ein Neutron oder ein Proton - eines der Teilchen im Inneren eines Atomkerns.

Nukleosynthese: Bildung von Atomkernen durch Kernreaktionen entweder in der Urknall oder in stellaren Innenräumen. Wasserstoff, Deuterium, Helium und Lithium werden schon früh im Urknall. Schwerere Elemente (zB Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) werden in stellaren Innenräumen produziert.

Omega: Das Verhältnis der Dichte des Universums zur kritische Dichte (wird für einen eventuellen Zusammenbruch benötigt).

offenes Universum: Ein kosmologisches Modell, in dem das Universum unendlich ist und sich für immer ausdehnen wird.

Parsec: Eine von Astronomen verwendete Entfernungseinheit, die einer Parallaxe von einer Bogensekunde entspricht. Entspricht 3,085678 x 10 13 Kilometer oder 3,26 Lichtjahre. kpc: 1000 Parsec Mpc: 1 Million Parsec.

Photon: Ein Lichtquant mit wellen- und teilchenähnlichen Eigenschaften.

Planck-Zeit/Länge: t=10-43 sek. Es ist das kürzeste Zeitintervall, das existieren kann, wenn zwei Ereignisse weniger voneinander getrennt sind, wir können nicht sagen, welches vorher und welches nachher kommt. Vor t=10 -43 Sekunden nach dem after Urknall, Einsteins Generelle Relativität Die Gravitationstheorie bricht zusammen und eine quantisierte Theorie wird benötigt. Ebenso die verwandten Planck-Länge von 10 -33 cm ist die Längenskala, unterhalb derer der Raum, wie wir ihn kennen, aufhört zu existieren und wird Quantenschaum.

QSO: quasistellares Objekt. Die ersten entdeckten QSOs waren Radioquellen, was zu dem Namen quasistellare Radioquellen oder QSRS oder Quasare führte. Diese Objekte sehen auf einem Himmelsbild wie Sterne aus, aber ihre Spektren zeigen starke Emissionslinien bei hoher Rotverschiebung. Die Rotverschiebung bedeutet, dass Quasare sehr weit entfernt sind und somit die leuchtendsten Objekte im Universum sind.

Quantenfluktuationen: Das Unbestimmtheitsprinzip in der Quantenmechanik führt dazu, dass alle erlaubten Wechselwirkungen mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit auftreten.

Quantenschaum: Eine schaumartige Raumstruktur, die wahrscheinlich die Kerne von . bildet Singularitäten, und das tritt wahrscheinlich im gewöhnlichen Raum auf Skalen kleiner als die Planck-Länge.

Strahlungszeit: Die Ära bis zu 300.000 Jahre nach dem Urknall als Strahlung der dominierende Bestandteil des Universums war.

Rotverschiebung: Die Dopplerverschiebung für Objekte, die sich von der Erde entfernen, führt dazu, dass die Wellenlängen des Lichts länger werden und sich damit in den roten Teil des Spektrums verschieben.

Rotverschiebung (Gravitation): In einem Gravitationsfeld wird Licht mit einer längeren (röteren) Wellenlänge emittiert als ohne Gravitationsfeld. Die Schwerkraft der Erde induziert eine gravitative Rotverschiebung von 1 Teil in 10 9 einem Weißen Zwergstern, ungefähr 1 Teil in 10 4 .

Singularität: Eine unendlich dichte Region von Freizeit wo die bekannten physikalischen Gesetze zusammenbrechen und die Krümmung des Raumes unendlich wird.

Freizeit: Der vierdimensionale "Stoff", der entsteht, wenn Raum und Zeit vereint werden.

Spektrum: Ergebnis der Lichtverteilung nach Wellenlängen. Ein Regenbogen ist ein natürliches Spektrum. Das Auge ist empfindlich für Wellen von Violett bei 380 nm (nm: Nanometer oder 1x10 -9 Meter) Wellenlänge bis Rot bei 700 nm Wellenlänge, aber Astronomen untersuchen jetzt elektromagnetische Strahlung von Gammastrahlen durch Röntgenstrahlen, Ultraviolett, Violett, Blau, Grün , Gelb, Orange, Rot, Infrarot und Funkwellen.

starke Kernkraft: Eine der vier Naturgewalten. Die starke Kernkraft hält die Teilchen im Atomkern zusammen.

Stringtheorie): Ein Versuch, ein Modell von Elementarteilchen aus eindimensionalen "Strings" anstelle der standardmäßigen nulldimensionalen "Punkte" der konventionellen Teilchenphysik zu konstruieren.

Superstring (Theorie): Ein 26-dimensionales (oder 10-dimensionales) Schnur das eine linienartige Topologie hat, in der alle fundamentalen Kräfte vereint sind. Es ist möglich, dass unser 3-dimensionales Universum aus einer solchen Kette zusammengebrochen ist. Strings wurden noch nicht beobachtet.

schwache Kernkraft: Eine der vier Naturgewalten. Die schwache Kernkraft ist für den radioaktiven Zerfall sowie die Fusionsreaktionen in der Sonne verantwortlich, die der Erde Wärme und Licht liefern. Letzte Aktualisierung des Textes 4-Juni-02


Unser Universum könnte in einem Multiversum existieren, schlägt die Entdeckung der kosmischen Inflation vor

Der erste direkte Beweis für die kosmische Inflation – eine Periode schneller Expansion, die einen Bruchteil einer Sekunde nach dem Urknall stattfand – unterstützt auch die Idee, dass unser Universum nur eines von vielen ist, sagen einige Forscher.

Am Montag (17. März) gaben Wissenschaftler neue Erkenntnisse bekannt, die den ersten direkten Beweis für ursprüngliche Gravitationswellen darstellen – Wellen in der Raumzeit, die kurz nach Beginn des Universums entstanden sind. Wenn sich die Ergebnisse bestätigen, würden sie den Beweis liefern, dass sich die Raumzeit kurz nach dem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren um ein Vielfaches der Lichtgeschwindigkeit ausgedehnt hat.

Die neue Forschung verleiht auch der Idee eines Multiversums Glaubwürdigkeit. Diese Theorie besagt, dass sich einige Teile der Raumzeit schneller ausdehnten als andere, als das Universum im ersten winzigen Bruchteil einer Sekunde nach dem Urknall exponentiell wuchs. Dies könnte "Blasen" der Raumzeit erzeugt haben, die sich dann in andere Universen entwickelten. Das bekannte Universum hat seine eigenen physikalischen Gesetze, während andere Universen nach dem Multiversum-Konzept andere Gesetze haben könnten. [Kosmische Inflation und Gravitationswellen: Vollständige Abdeckung]

„Es ist schwer, Inflationsmodelle zu erstellen, die nicht zu einem Multiversum führen“, sagte Alan Guth, ein theoretischer Physiker vom MIT, der nicht an der neuen Studie beteiligt ist, während einer Pressekonferenz am Montag. „Es ist nicht unmöglich, daher denke ich, dass es sicherlich noch Forschungsbedarf gibt. Aber die meisten Inflationsmodelle führen zu einem Multiversum, und Beweise für Inflation werden uns dazu bringen, [die Idee eines] Multiversums ernst zu nehmen ."

Andere Forscher waren sich über den Zusammenhang zwischen Inflation und dem Multiversum einig.

"In den meisten Inflationsmodellen ist das Multiversum vorhanden, wenn Inflation vorhanden ist", sagte Andrei Linde, theoretischer Physiker von der Stanford University, der nicht an der neuen Studie beteiligt war, auf derselben Pressekonferenz. „Es ist möglich, Inflationsmodelle zu erfinden, die [ein] Multiversum nicht zulassen, aber es ist schwierig. Jedes Experiment, das der Inflationstheorie mehr Glaubwürdigkeit verleiht, bringt uns den Hinweisen, dass das Multiversum real ist, viel näher.“

Als Guth und seine Kollegen sich vor mehr als 30 Jahren die kosmische Inflation ausdachten, hielten Wissenschaftler sie für unüberprüfbar. Heute sind Forscher jedoch in der Lage, das vom Urknall übrig gebliebene Licht zu untersuchen, das als kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) bezeichnet wird.

In der neuen Studie fand ein Team um John Kovac vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics verräterische Anzeichen für Inflation im Mikrowellenhintergrund. Die Forscher entdeckten eine deutliche Krümmung im Polarisationsmuster des CMB, ein Zeichen für Gravitationswellen, die durch die schnelle Expansion der Raumzeit kurz nach dem Urknall entstanden sind.

Linde, einer der Hauptvertreter der Inflationstheorie, sagt, dass, wenn das bekannte Universum nur eine Blase ist, es viele andere Blasen im kosmischen Gewebe geben muss.

„Denken Sie an einen instabilen Zustand“, erklärte Linde. „Du stehst auf einem Hügel und kannst in diese Richtung fallen, du kannst in diese Richtung fallen, und wenn du betrunken bist, musst du irgendwann fallen. Inflation ist die Instabilität unseres Raums in Bezug auf seine Ausdehnung.

„Sie haben etwas, das exponentiell wächst“, fügte er hinzu. „Wenn du es einfach loslässt … es wird weiter exponentiell wachsen, also ist dies [das bekannte Universum] eine Möglichkeit, dass mit dieser Instabilität etwas schief geht, was für uns sehr, sehr richtig ist, weil es unseren gesamten Raum geschaffen hat. Jetzt , wir wissen, dass, wenn etwas schief gehen kann, es einmal und ein zweites Mal und ein drittes Mal schief gehen wird und bis ins Unendliche, solange es gehen kann."


Der Autor listet eine Reihe von Mängeln des Standardmodells auf. Schauen wir uns kurz einige an:

  • Große Strömungen: Massenströmungen sind große korrelierte Bewegungen im Universum, die sich im Allgemeinen von der Expansion des Universums unterscheiden. prognostiziert eine typische Massenströmungsgeschwindigkeit des heutigen Tages von etwa 100 km/s, aber es wurden Strömungen gefunden, die signifikant und problematisch höher sind
  • Verschiedene scheinbar bevorzugte Himmelsrichtungen: Niedrige Multipole des CMB, Ausrichtungen in Quasar-Polarisationsvektoren und einige andere Beobachtungen brechen offenbar den “isotropen” Zustand des Universums (siehe Tabelle und Abbildung).
  • Fehlende Leistung auf großen Winkelskalen im CMB
  • Probleme in kleinerem Maßstab: das Problem fehlender Satelliten (das im Astrobite-Galaxie/AGN-Glossar angesprochen wird), die zentralen Dichteprofile von Zwerggalaxien usw.

Wie gehen Kosmologen mit diesen Mängeln um? Wie sollten wir diese Fragen angehen, wenn man bedenkt, dass es so erfolgreich war?

Aus Abb. 1 des Papiers. Der Autor sagt: "Es ist einfach zu zeigen (Antoniou & Perivolaropoulos, 2010), dass die Wahrscheinlichkeit einer solchen Nähe zwischen Achsenrichtungen, die voneinander unabhängig sein sollten, weniger als 1% beträgt." Was die Frage aufwirft: Ist das Universum wirklich isotrop?


Gibt es kosmologische Modelle des expandierenden Universums, die Inflation nicht einbeziehen? - Astronomie

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Einführung
Für den größten Teil des 20. Jahrhunderts hatten Kosmologen ein recht einfaches Bild von der Entwicklung des Universums: Es begann mit dem Urknall, in dem das Universum sehr heiß und extrem dicht war. Von diesem Anfang an expandierte das Universum, was bedeutete, dass sich der Raum ausdehnte, wodurch die Temperatur sinkt und sich Materie/Energie ausbreitete. Schließlich entstanden die Strukturen, die wir heute beobachten (alles von Atomen bis zu Galaxienhaufen). Die theoretische Grundlage für die Entwicklung unseres Universums, bekannt als das kosmologische Friedmann-Robertson-Walker-Modell oder das Standardmodell der Kosmologie, erfuhr Ende des 20. Jupiter Scientific freut sich, seinen Lesern über diese Entwicklungen berichten zu können.

Hintergrund
Die theoretische Grundlage. Die moderne Kosmologie basiert auf Einsteins fundamentaler Gravitationstheorie: der Allgemeinen Relativitätstheorie. Es ersetzt Newtons mechanisches Bild der Gravitation durch eine grundlegende, ästhetisch ansprechende Idee: Die Krümmung der Raumzeit verursacht die Schwerkraft.
In der Allgemeinen Relativitätstheorie ist der Raum dynamisch, das heißt, er kann sich biegen, verdrehen und strecken. Ein massiver Körper wie die Erde verursacht eine Verformung der Raumzeit. Wenn ein zweites Objekt, beispielsweise ein Apfel, eingeführt wird, bewegt es sich auf natürliche Weise entlang der Geodäten in der gekrümmten Raumzeit. Da die Bewegung des Objekts in einer gekrümmten Raumzeit nicht notwendigerweise entlang einer Linie oder notwendigerweise gleichförmig ist, scheint sich das Objekt (der Apfel) zu beschleunigen. Es ändert seine Richtung oder seine Geschwindigkeit oder beides. Die Reaktion der Raumzeit auf einen massiven Körper (wie die Erde) und die natürliche Bewegung eines Objekts (wie eines Apfels) in der gekrümmten Raumzeit von Einstein reproduzieren fast genau Newtons Version der Gravitation. Die Unterschiede zwischen den beiden Theorien sind recht gering, nehmen jedoch zu, wenn die Raumkrümmung groß ist, wie dies in der Nähe eines Pulsars oder Schwarzen Lochs der Fall ist, oder wenn sich einer oder beide der gravitativ wechselwirkenden Körper mit Geschwindigkeiten bewegen, die sich der des Lichts nähern.

Das einfache Bild des frühen 20. Jahrhunderts
unserer Welt als sich beschleunigendes, expandierendes Universum
angetrieben von der Masse gewöhnlicher Materie
wurde durch eine neue Kosmologie ersetzt.

Wenn die Allgemeine Relativitätstheorie auf das Universum als Ganzes angewendet wird, stellt sich heraus, dass sich der Raum entweder ausdehnen oder zusammenziehen sollte. 1929 beobachtete der Astronom Edwin Hubble, dass sich alle fernen Galaxien von der Erde entfernen. Er kam zu dem Schluss, dass sich das Universum ausdehnt. Wenn sich der Weltraum ausdehnt, werden Galaxien voneinander weggezogen und je weiter zwei Galaxien voneinander entfernt sind, desto schneller entfernen sie sich voneinander. Die Standardanalogie ist die eines Ballons mit Punkten darauf:
Abbildung: Ein expandierender Ballon
Wenn man den Ballon aufbläst, bewegen sich die Punkte auseinander.
Die Punkte sind die Galaxien, der Ballon ist das Universum.
Seit Hubbles ersten Erkenntnissen haben viele Beobachtungen bestätigt, dass sich das Universum ausdehnt. Der Bruchteil der Dehnungsgeschwindigkeit ist als Hubble-Expansionsrate bekannt.
Die Analogie mit einem Ballon ist in einer Hinsicht mangelhaft. Ein äußerer Einfluss (ein Mensch mit Lunge) muss Luft hineinblasen, damit er sich aufbläst. Für das Standardmodell der Kosmologie gibt es keine äußeren Einflüsse. Was verursacht also die Expansion des Universums? Die Antwort ist die Materie und die Strahlung darin. Im Friedmann-Robertson-Walker-Modell wird diese Materie/Strahlung als gleichmäßig verteilt angenommen. Beobachtungen unseres Universums zeigen, dass dies eine gute Näherung bei ausreichend großen Entfernungen ist. Lokal ist das Universum klumpig, wobei Sterne und Galaxien die Klumpen sind, aber solche Klumpen bilden eine ziemlich gleichmäßige Verteilung, wenn sie aus ausreichender Entfernung betrachtet werden. Darüber hinaus ist die Strahlung des frühen Universums, die als kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bekannt ist, zu einem Teil von 100.000 glatt!

Die Geometrie des Raumes. Im Friedmann-Robertson-Walker-Modell hängt die Raumgeometrie davon ab, ob die Masse-/Energiedichte größer, gleich oder kleiner als ein kritischer Wert ist. Der griechische Großbuchstabe Omega W [Wenn Sie W anstelle von Omega sehen, hat Ihr Computer nicht die Symbolschrift und W erscheint unten anstelle von Omega.] sei das Verhältnis der Masse-/Energiedichte des Universums zu diesem kritischen Wert . Dann hat man

W > 1 <=> geschlossenes Universum (eine 3-D-Kugel)
W = 1 <=> flaches Universum (regulärer flacher Raum)
W < 1 <=> offenes Universum (ein hyperbolischer 3-D-Raum)
Unabhängig von der Geometrie des Raumes stellt sich heraus, dass sich die Expansionsgeschwindigkeit des Universums verlangsamen muss, wenn die Masse-/Energiedichte im Universum auf Materie und Strahlung zurückzuführen ist, was man erwartet. Mit anderen Worten, das Universum sollte sich in der Vergangenheit schneller und in Zukunft langsamer ausdehnen. Dies wird als Entschleunigung bezeichnet.
Obwohl astronomische Beobachtungen im 20. Jahrhundert nicht in der Lage waren festzustellen, ob das Universum offen, flach oder geschlossen war, konnten sie zeigen, dass der Weltraum ziemlich flach war. Mit anderen Worten, W war weder extrem klein noch sehr groß. Trotz des Fehlens einer guten Messung von W hatte diese grobe Beobachtung wichtige theoretische Implikationen. Das Ziel der beobachtenden Astronomie wurde es, die grundlegenden Parameter des Friedmann-Robertson-Walker-Modells wie die Hubble-Expansionsrate, die Masse-/Energiedichte des Universums und den Entschleunigungsparameter zu bestimmen. Wenn diese bekannt wären, würde man die Geometrie des Raumes und die allgemeine Geschichte des Universums kennen.

Vorhersagen und Bestätigungen. Das Standardmodell der Kosmologie macht in Kombination mit Atom- und Kernphysik zwei interessante Vorhersagen über die frühe Geschichte des Kosmos, die durch Beobachtungen bestätigt wurden und zu der festen Überzeugung führten, dass das obige Bild unseres expandierenden Universums gültig war. Die erste davon war die Existenz der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Diese Strahlung entstand, als sich Atome etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall bildeten, ein Ereignis, das als Rekombination bekannt ist. Diese Strahlung begann als sichtbares Licht, hat sich aber aufgrund der Expansion des Universums zu Mikrowellen entwickelt.

Dunkle Materie ist ein großes Mysterium.

Das Standardmodell der Kosmologie macht in Kombination mit der Kernphysik eine zweite wichtige Vorhersage. Die allerleichtesten Kerne, die von Wasserstoff, Helium, Lithium und Beryllium und ihren Isotopen, die die ersten vier Elemente des Periodensystems bilden, sollten im Alter von ein bis drei Minuten des Universums entstanden sein. Dieser Vorgang wird als Urknall-Nukleosynthese bezeichnet. Die Urknall-Nukleosynthese sagt voraus, dass der Beitrag von Protonen und Neutronen zu W etwa 5% beträgt, ein Ergebnis, das durch astronomische Beobachtungen bestätigt wurde.

Einige theoretische Schwierigkeiten
Angesichts der erfolgreichen Übereinstimmung von Vorhersagen mit Messungen zweifelten nur wenige Astrophysiker an der Richtigkeit des Urknalls und der Friedmann-Robertson-Walker-Kosmologie. Es gab jedoch mehrere Probleme sehr theoretischer Natur. Meistens blieben diese Probleme unbemerkt, wurden ignoriert oder es wurde angenommen, dass sie mit noch nicht zu verstehenden Mitteln gelöst werden. Das Flachheitsproblem entsteht, weil W in der Vergangenheit sehr fein abgestimmt worden sein muss, um heute ein annähernd flaches Universum zu erhalten. Das Glätteproblem beschäftigt sich mit dem Versuch zu verstehen, wie das Universum so glatt sein kann, wenn verschiedene Teile davon nie in Kontakt oder in Kommunikation besteht das Inhomogenitätsproblem darin, wie die geeigneten Dichtefluktuationen auf verschiedenen Skalen erzeugt werden, um die beobachteten astronomischen Strukturen zu erzeugen, und das magnetische Monopolproblem, das nur in großen vereinheitlichten Eichtheorien auftritt, ist der Grund, warum magnetische Monopole nie entdeckt wurden.

Inflation
Alan Guth schlug einen Mechanismus vor, der als Inflation bekannt ist, um die oben genannten vier Probleme des Standardmodells der Kosmologie zu lösen. Er schlug vor, dass das Universum, als es weniger als ein Milliardstel eines Billionstels eines Billionstels einer Sekunde alt war, eine enorme Expansion durchmachte, bei der der Raum um einen enormen Faktor von mehr als 10 50 gedehnt wurde. Es ist nicht schwer zu verstehen, wie Inflation die vier Probleme des Standardmodells der Kosmologie löst.
Da kein anderer Mechanismus die Probleme der Friedmann-Robertson-Walker-Kosmologie so gut löst, waren Kosmologen bereit, an Inflation zu glauben, noch bevor es experimentelle Beweise dafür gab. Die kosmologische Sichtweise des späten 20. Jahrhunderts modifiziert das Standardmodell, um eine Zeit der schnellen Expansion zu sehr frühen Zeiten einzubeziehen. Die Inflation macht eine Reihe von Vorhersagen, die getestet werden können, einschließlich, dass W heute ziemlich nahe an einer sein muss, dh das sichtbare Universum muss fast flach sein.

Dunkle Materie
Zunächst scheint es ein Problem mit der Inflationsvorhersage W = 1 zu geben. Neutronen und Protonen, die in bekannter Materie praktisch das gesamte Gewicht ausmachen (da Elektronen relativ leicht sind), erzeugen einen W-Wert von etwa 0,05 (siehe oben). Wenn W gleich eins ist, muss die meiste Materie im Universum von einer exotischen Form sein. Tatsächlich hatten Astronomen schon vor der Erfindung der Inflationstheorie mysteriöses Material entdeckt, das sich in und um Galaxien ansammelt.Da dieses Material nicht mit Licht interagiert, kann es in Teleskopen nicht gesehen werden, und aus diesem Grund nennen Astronomen es dunkle Materie. Astronomen leiten ihre Existenz durch ihre Gravitationseffekte ab: Die Geschwindigkeiten der Sterne in den äußeren Teilen einer Galaxie sind größer als erwartet. Mit anderen Worten, die Schwerkraft dieser Sterne ist viel größer als die Kraft, die von den Sternen und dem Gas im Inneren einer Galaxie erzeugt wird. Alternativ kann man sagen, dass ohne Dunkle Materie und ihre Anziehungskraft die Sterne in einer Galaxie wegfliegen und die Galaxie zerfallen würde. Etwa 80% der Masse der Galaxie besteht aus dunkler Materie. Kurz gesagt, dunkle Materie hält eine Galaxie zusammen.
Die Existenz dunkler Materie beeinflusst auch die großräumige Struktur des Universums. Kosmologen sind in der Lage, Computersimulationen durchzuführen, um ihren Einfluss auf die Entwicklung des Universums und seiner Inhalte zu sehen.
Dunkle Materie ist ein großes Mysterium. Astronomen und Theoretiker wissen nicht, was es ist. Neutrinos tragen zur Dunklen Materie bei, aber neuere Messungen zeigen, dass Neutrinos nur eine kleine Komponente sein können.
Ursprünglich wurde angenommen, dass die Anwesenheit von Dunkler Materie einen Wert von W von eins ergeben würde. Obwohl die Dunkle Materie in einer Galaxie nicht dicht genug war, um ein so flaches Universum zu erzeugen, wurde Dunkle Materie wiederum durch ihre Gravitationseffekte in Galaxienhaufen mit größerer Dichte abgeleitet. Obwohl die Messungen grob waren, nahmen die meisten Kosmologen bis Mitte der 1990er Jahre an, dass das Vorhandensein von Dunkler Materie W = 1 ergeben würde.
In den späten 1990er Jahren legten genauere Beobachtungen nahe, dass der Beitrag der Dunklen Materie zu W nicht mehr als 60% betragen könnte. Die Inflation schien gefährdet. Ungefähr zur gleichen Zeit lieferte jedoch eine Messung von Supernovae ein Ergebnis, das die Sichtweise der Kosmologen auf die Entwicklung unseres Universums radikal verändern würde.

Neue Beobachtungsentwicklungen
1995 und 1996 begannen Messungen von Supernovae vom Typ Ia, die auf ein erstaunliches Ergebnis hindeuten. Supernovae sind Sterne, die explodieren. Sie können dies auf verschiedene Weise tun und die Bezeichnung "Typ Ia" weist auf eine bestimmte Art von Supernova hin. Astronomen können diese sehr hellen Objekte auf weite Entfernungen sehen und damit messen, wie schnell sich der Weltraum ausdehnt.
Bis 1998 war eine ausreichende Anzahl von Supernovae vom Typ Ia beobachtet worden, um darauf schließen zu können, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt. Dies kam völlig überraschend, da Kosmologen dachten, dass sich die Expansionsrate verlangsamen sollte. Siehe oben. Das Science Magazine nannte das Ergebnis "The Breakthrough of the Year".

Es ist wirklich eine seltsame, seltsame Welt!

Die Expansion des Universums kann beschleunigt werden, indem eine kosmologische Konstante, von Physikern mit dem griechischen Buchstaben Lambda L bezeichnet, in Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie eingeführt wird. Dieser Begriff modifiziert das Standardmodell der Kosmologie, indem er eine einheitliche Hintergrundmasse/Energiedichte einführt, die die ungewöhnliche Eigenschaft hat, einen negativen Druck bereitzustellen, der das Universum dazu zwingt, sich immer schneller auszudehnen. Die Supernova-Ergebnisse vom Typ Ia unterstützten einen Wert ungleich Null für L.
Die kosmologische Konstante trägt zu W bei. Die Supernova-Daten vom Typ Ia stimmten mit einem flachen Universum überein. Mit anderen Worten, die Beiträge der gewöhnlichen Materie (Protonen und Neutronen), der Dunklen Materie und der kosmologischen Konstanten zu W summierten sich zu ungefähr eins. Zumindest was die Vorhersage für W anbelangte, war die Inflation nicht mehr gefährdet.
Es stellt sich jedoch heraus, dass der benötigte Wert von L theoretisch unnatürlich klein ist. Aus diesem Grund dachten viele Wissenschaftler, dass die Supernova-Daten einen systematischen Fehler enthielten, zum Beispiel, vielleicht ließ unsichtbarer intergalaktischer Staub die Supernova dunkler erscheinen. In den letzten Jahren (1999-2002) zeigen jedoch auch aufregende, neue, detaillierte Messungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, dass sich das Universum beschleunigt. Siehe unten. Es scheint, dass L nicht Null ist und dass das kosmologische Problem existiert. Aber halte durch!

Quintessenz
Theoretiker haben kürzlich eine neue Methode entwickelt, um die Beschleunigung des Universums zu beschleunigen, die Quintessenz genannt wird und das Problem lösen könnte. Die Idee verwendet ein skalares Teilchenfeld. Ein Teilchenfeld ist im Grunde die Quantenquelle eines Elementarteilchens, die Schwingungsmoden des Feldes erzeugen ein oder mehrere (möglicherweise bewegte) Elementarteilchen eines bestimmten Typs. Zum Beispiel ist das elektromagnetische Quantenfeld die Quelle aller Photonen. Das Quintessenz-Skalarfeld erzeugt sowohl eine kosmologische Konstante als auch eine Masse-/Energiedichte, die manchmal als "dunkle Energie" bezeichnet wird. Die Dynamik wird so angepasst, dass sich der Beitrag zur kosmologischen Konstante mit der Zeit ändert. Es ist dann möglich, die Dinge so zu arrangieren, dass L seinem großen natürlichen Wert im frühen Universum nahe kommt, aber mit der Entwicklung des Universums auf einen Wert abnimmt, der heute klein und akzeptabel ist. Die Idee der Quintessenz ist spekulativ, aber die einzige vernünftige Möglichkeit, die Theoretiker gefunden haben, um die Schlussfolgerungen zu erklären, die aus den Daten der Supernova vom Typ Ia gezogen wurden.

Detaillierte kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlungsmessungen
1999 und 2000 wurden Instrumente in Ballons in den oberen Bereich der Erdatmosphäre geschickt, um die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung genauer zu messen. Insbesondere beobachteten Astronomen einen ausgeprägten Anstieg der Temperaturschwankungen bei einem Winkelabstand von etwa einem Grad. Es wird angenommen, dass die fundamentale Mode der Schallwellen im ursprünglichen Atom/Photonen-Gas bei der Rekombination die Quelle dieser Erhebung ist. (Obertöne oder höhere Moden sollten bei kleineren Winkelabständen zusätzliche Unebenheiten erzeugen, und das tun sie auch. Siehe unten.) Da sich Schallwellen Dichtevariationen ausbreiten (verringerte und konzentrierte Regionen bewegen), sahen Astronomen bei diesen Messungen die Dichtefluktuationen, die schließlich dazu führten zu Galaxienhaufen und riesigen Hohlräumen. Lage, Größe und Form von Erhebungen ändern sich in Abhängigkeit von verschiedenen kosmologischen Parametern wie den Beiträgen zu W von Protonen/Neutronen, von dunkler Materie und von der kosmologischen Konstante. Bis 2001 wurden zwei zusätzliche Peaks gemessen, und die Daten waren ausreichend genau, um zu dem Schluss zu kommen, dass L ungleich Null war. Diese unabhängige Bestätigung der Supernova-Ergebnisse vom Typ Ia ließ kaum Zweifel daran, dass neben der Dunklen Materie eine weitere mysteriöse dunkle Energie das Universum durchdringt, deren Wirkung darin besteht, einen Unterdruck zu erzeugen, der die Ausdehnung des Weltraums beschleunigt.

Für den größten Teil des 20. Jahrhunderts hielten Kosmologenologist
ein ziemlich einfaches Bild der Entwicklung des Universums.

Letzten Monat (Mai 2002) maßen Radioteleskope auf hohen Bergen die Temperaturschwankungen bei kleineren Winkelabständen durch Interferenz zwischen mehreren Elementen. Die ersten drei Unebenheiten wurden bestätigt, eine vierte Unebenheit wurde gesehen und die Fluktuationen fielen in Übereinstimmung mit der Theorie für Winkel bis auf etwa ein Zehntel Grad ab. Die Daten vieler Experimente sind in der folgenden Abbildung von Max Tegmark zusammengefasst, die ursprünglich auf der Website http://www.hep.upenn.edu/ verfügbar war.


Abbildung: Temperaturschwankungen versus Multipol l
Die Temperaturschwankungen, die mit Dichtestörungen zusammenhängen,
sind in Einheiten von Mikrokelvin (10 -6 Grad K) angegeben. Der Multipol l kann sein
gedacht als inverse Winkeltrennung mit einem Winkel gleich (180 Grad)/l .
Zusammenfassung
Unter Berücksichtigung aller neueren astronomischen Beobachtungen werden die Parameter, die die Kosmologie unseres Universums bestimmen, jetzt mit beispielloser Präzision bestimmt. Das Alter des Universums beträgt etwa 13,5 Milliarden Jahre mit einer Unsicherheit von weniger als 500 Millionen Jahren! Die Beiträge zu W aus der kosmologischen Konstante, aus dunkler Materie und aus Proton/Neutron betragen etwa 0,7, 0,25 bzw. 0,045. Die Hubble-Expansionsrate beträgt 0,69 Kilometer pro Sekunde pro Megaparsec (mit einer Genauigkeit von 0,02). Die Ergebnisse stimmen mit der Inflation überein: W = 1 bis auf 10 %, und das Spektrum der Dichtefluktuationen entspricht dem vorhergesagten innerhalb experimenteller Fehler.
Das einfache Bild unserer Welt aus dem frühen 20. Jahrhundert als ein sich verlangsamendes, expandierendes Universum, das von der Masse gewöhnlicher Materie angetrieben wird, wurde durch eine neue Kosmologie ersetzt: Es wird jetzt angenommen, und es gibt einige Beweise dafür, dass die Inflation Platz in weniger als einem winzigen Bruchteil einer Sekunde, während der sich der Raum enorm ausdehnte. Während der letzten 13 Milliarden Jahre hat sich der Weltraum ausgebreitet, aber mit zunehmender Geschwindigkeit, das heißt, das Universum beschleunigt sich. Der größte Teil dieser Expansion wird nicht durch die Masse in Protonen und Neutronen angetrieben, sondern durch eine kosmologische Konstante und durch mysteriöse, unbekannte Dunkle Materie. Es ist wirklich eine seltsame, seltsame Welt!


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Die hellsten Supernovae

Supernovae wurden in den 1930er Jahren von dem Astrophysiker Fritz Zwicky benannt und klassifiziert. Sie sind starke Sternexplosionen, bei denen ein einzelner Stern so hell wird wie 10 9 Sterne wie die Sonne. Die moderne Taxonomie von Supernovae (4) unterteilt sie in zwei Typen, Typ I (SN I) und Typ II (SN II), je nachdem, ob sie bei maximalem Licht Wasserstofflinien in ihren Spektren zeigen. Eine eher physikalische Beschreibung, basierend auf Modellen für die Explosionen und Indizien, die auf den Fundorten von Supernovae verschiedener Typen basieren, führt die wasserstofffreien Supernovae vom Typ Ia der thermonuklearen Detonation von Weißen Zwergsternen und dem Typ II zu (sowie SN Ib und Ic) zum Kernkollaps massereicher Sterne. Es wird angenommen, dass die SN Ia keine stellaren Überreste hinterlassen, während die SN II und ihre Cousins ​​​​für die Bildung von Neutronensternen und stellaren Schwarzen Löchern verantwortlich sind. Trotz ihrer sehr unterschiedlichen Ursprünge und Mechanismen ist die Eigenleuchtkraft beider Typen vergleichbar. Die kombinierten Supernovaraten liegen in einer Galaxie wie der unseren in der Größenordnung von einigen wenigen pro Jahrhundert. Tychos Supernova von 1572 in unserer eigenen Milchstraße war wahrscheinlich eine SN Ia, während SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke eine Variante der SN II-Klasse war.

Für die Kosmologie ist die Schlüsseleigenschaft, die SN Ia nützlich macht, dass sie die hellste Klasse von Supernovae sind und die kleinste Streuung der intrinsischen Leuchtkraft aufweisen. Theoretisch könnte ein enger Bereich der Leuchtkraft für SN Ia von der oberen Massengrenze für die Weißen Zwerge herrühren, die zu ihnen explodieren: 1,4 Sonnenmassen ist die Chandrasekhar-Grenze für die Unterstützung der Elektronenentartung einer kalten Masse aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die ein Zwerg. Obwohl ein Weißer Zwerg aus Kohlenstoff und Sauerstoff an der Chandrasekhar-Grenze stabil ist, kann er explodieren, wenn ein binärer Begleiter zu seiner Masse hinzukommt. Wenn eine thermonukleare brennende Welle einen solchen Stern zerstört, indem sie ungefähr 0,5 Sonnenmasse davon zu Eisenspitzenelementen verbrennt, kann die resultierende „Standardbombe“ ein gutes Leuchtfeuer sein, um kosmische Entfernungen abzuschätzen.

In den 1960er und 1970er Jahren waren die Messungen von Supernova-Lichtkurven nach modernen Maßstäben grob, da sie mit fotografischen Platten gemacht wurden, und es war plausibel, dass alle beobachteten Variationen der SN Ia-Leuchtkraft auf das schwierige Problem der Messung des Supernova-Lichts auf den Hintergrund einer fernen Galaxie mit einem nichtlinearen Detektor (Abb. 1). In dieser unschuldigen Zeit skizzierten einfallsreiche Theoretiker (siehe zum Beispiel Lit. 5 und 6) wie Supernova-Beobachtungen verwendet werden könnten, um festzustellen, ob sich das Universum verlangsamt, wie man erwarten würde, wenn sich die Wirkung der Schwerkraft über die Zeit der kosmischen Expansion kumuliert hätte. indem man sich die Rotverschiebungen und Flüsse für entfernte Supernovae ansieht.


Multiversum oder Universum? Physiker-Debatte

NEW YORK – Egal, ob Sie glauben, dass unser Universum einzigartig ist oder eine von vielen nebeneinander existierenden Realitäten ist, es gibt ein wissenschaftliches Modell, das Ihre Ansichten stützt. Kosmologen beider Seiten diskutierten das Thema 1. Juni hier im "Multiverse: One Universe or Many?" Podiumsdiskussion beim World Science Festival.

"Ist die Multiversum-Idee etwas, das durch Mängel in bestehenden kosmologischen Theorien impliziert wird, oder ist es etwas, das einige Wissenschaftler brauchen, um bestimmte unlösbare Probleme in der bestehenden Theorie zu erklären?" fragte der Journalist John Hockenberry, der als Moderator für die Wissenschaftler Andreas Albrecht, Alan Guth, Andrei Linde und Neil Turok fungierte, die die Bühne des Skirball Center for the Performing Arts der New York University betraten.

Die Möglichkeit eines Multiversums wird durch die Theorie der kosmischen Inflation aufgeworfen. Diese Idee besagt, dass das Universum im ersten Bruchteil einer Sekunde nach dem Urknall exponentiell gewachsen ist und sich sogar schneller als Lichtgeschwindigkeit ausdehnt. Einige Versionen dieser Theorie deuten darauf hin, dass sich bestimmte Bereiche des Universums schneller ausdehnten als andere, wodurch separate Raumzeitblasen entstanden, die sich möglicherweise zu ihren eigenen Universen entwickelt haben könnten. [5 Gründe, warum wir in einem Multiversum leben können]

Die Inflationstheorie galt als nicht überprüfbar, als der MIT-Kosmologe Guth und seine Zeitgenossen sie vor mehr als 30 Jahren zum ersten Mal vorschlugen, aber seitdem haben Beobachtungen des Lichts, das vom Urknall übrig geblieben ist, die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung genannt, starke Unterstützung für die Inflation geliefert .

Obwohl die vier Wissenschaftler die Existenz mehrerer Universen nicht einig waren, betrachteten sie die Inflation als einen praktikablen Ausgangspunkt, um die Größe und Einheitlichkeit des beobachtbaren Universums zu erklären. „Wir vier stimmen weit mehr zu, als dass wir anderer Meinung sind“, sagte Turok, Direktor des Perimeter Institute for Theoretical Physics in Ontario, Kanada.

Während Inflation nicht unbedingt mehrere Universen vorhersagt, sagte Guth, dass sie sie realisierbar macht. "Energie ist entweder positiv oder negativ, und tatsächlich stimmt die Gesamtenergie unseres Universums vollständig mit der Summe von Null überein", sagte er. Wenn das Universum insgesamt null Energie benötigt, um zu produzieren, dann "ist das Universum das ultimative kostenlose Mittagessen", sagte Guth. "Nichts, was wir kennen, kann nur einmal produziert werden."

„Das Universum hat mich wirklich beeindruckt, bis du das gesagt hast“, antwortete Hockenberry.

Die stärkste Unterstützung für das Konzept eines Multiversums kam von Linde, einem Physiker an der Stanford University. Als er anfing, die Inflationstheorie zu erforschen, war er von der unglaublichen Regelmäßigkeit des Universums beeindruckt.

"Ich habe fast geweint. Es war so großartig", sagte er.

Linde erklärte, dass die regelmäßige Verteilung von Materie und Wärme im Universum, abgesehen von Strukturen wie Galaxien, ein kosmologisches Prinzip sei. Da die Inflation einen stabilen, einheitlichen Kosmos geschaffen habe, gebe es keinen Grund zu der Annahme, dass es nur einmal passieren könne, sagte er.

Während sich die vier Kosmologen am Ende des Panels nicht einig waren, zeigte sich Albrecht, Physiker an der University of California, Davis, sehr zufrieden mit den Fortschritten, die die Forscher sowohl in Bezug auf die Inflation als auch auf den Multiversum-Gedanken gemacht haben. "Der Goldstandard der Wissenschaft schließt Theorien aus", sagte er. Daten, die in den letzten 10 Jahren gesammelt wurden, haben eine Reihe potenzieller Modelle zur Erklärung der Inflation ungültig gemacht und den Pool der Kandidatentheorien auf eine kleinere Anzahl wahrscheinlicherer Möglichkeiten beschränkt.

"Das ist ein echtes, spürbares Fortschrittsgefühl", sagte Albrecht, auch wenn das richtige Modell, das alle Aspekte der Inflation und deren Ergebnisse genau beschreibt oder vorhersagt, noch nicht identifiziert wurde.

Nichts im aktuellen wissenschaftlichen Wissen verbietet ein Multiversum, und die Inflationstheorie unterstützt eine Reihe von Prinzipien, die dies ermöglichen. Gleichzeitig gibt es auch keine eindeutigen Beweise dafür, dass ein Multiversum existiert oder existieren muss.

In beiden Fällen hat die Existenz eines Multiversums möglicherweise keinen großen Einfluss auf die alltäglichen Belange. Bei der Diskussion von Trends auf Google für Nutzer, die mehr über das Universum und das Multiversum erfahren möchten, erklärte Linde, dass "das größte Interesse die Miss Universe aus Brasilien ist".


Tastend in der dark

Astronomen, die sich gratulieren, entdeckt zu haben, woraus unsere Milchstraße besteht, mussten die Feierlichkeiten absagen. Ihre Beobachtungen, die darauf hindeuten, dass die hellen Sterne unserer Galaxis in einen Halo aus Tausenden von Milliarden dunkler Sterne eingebettet sind, sind so gut wie nie zuvor. Aber leider impliziert eine ganz andere Reihe von Beobachtungen, dass einfach nicht genug Atome zur Verfügung stehen, um all diese dunklen Sterne zu erzeugen. Es gibt einen Konflikt, und beide Vorschläge können nicht richtig sein. Aber die gute Nachricht ist, dass diese Art von Konflikt normalerweise (früher oder später) zu einer Verbesserung unseres Verständnisses des Universums führt.

Für Astronomen war es schwer genug, sich mit der Vorstellung zurechtzufinden, dass das Universum mehr ist, als man denkt. Seit Galileo vor fast 400 Jahren zum ersten Mal ein Teleskop in den Himmel richtete, haben sich Astronomen natürlich auf das konzentriert, was sie mit eigenen Augen sehen können. Selbst als in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts Objekte wie Radiogalaxien und Röntgenquellen entdeckt wurden, war dies eine natürliche Erweiterung des elektromagnetischen Spektrums aus dem sichtbaren Bereich heraus. Außerdem erweisen sich Radiogalaxien und dergleichen oft auch im gewöhnlichen sichtbaren Licht als nachweisbar. Aber je mehr Astronomen das Universum untersuchten, desto mehr Beweise fanden sie für das Vorhandensein von Materie, die durch keine Form von Strahlung nachgewiesen werden konnte. Sogar dunkle Materie übt einen gravitativen Einfluss auf ihre Umgebung aus, und Studien über die Art und Weise, wie sich einzelne Galaxien drehen und wie sich Gruppen von Galaxien in Haufen zusammen bewegen, zeigten, dass es viel mehr Materie gab, als man dem Auge begegnen konnte, und zerrte an ihrem hellen Gefährten.

Offensichtlich wird es dunkle Materie in der Umgebung geben – aber Ende der 1980er Jahre war klar, dass es im Universum mindestens zehnmal mehr dunkles als helles Material gab. Fast 400 Jahre lang untersuchten Astronomen die Spitze des sprichwörtlichen Eisbergs. Jetzt waren sie begierig darauf, den Rest zu studieren. Aber wie?

In Ermangelung jeglicher Beobachtungen des dunklen Zeugs hatten Theoretiker einen großen Tag mit wilden und verrückten (und manchmal ernsthaften) Vorschlägen, was es sein könnte. Der extremste Vorschlag war, dass irgendeine Form von fundamentalen Teilchen, die nie in Labors auf der Erde entdeckt wurden, im Urknall, in dem das Universum geboren wurde, in Hülle und Fülle produziert worden sein könnte und den "leeren Raum" zwischen den Sternen und Galaxien ausfüllt. Solche Teilchen müssten Masse haben, sonst würden sie keine Anziehungskraft ausüben, würden aber mit gewöhnlichen Atomen nur schwach wechselwirken. Daher wurden sie WIMPs genannt – schwach wechselwirkende massive Teilchen. Ein typisches WIMP würde ungefähr so ​​viel wie ein leichtes Atom wiegen – vielleicht halb so viel wie ein Kohlenstoffatom. Wenn es so viele gibt, wie man braucht, um die Bewegungen von Galaxien zu erklären, sausen viele durch den Raum, in dem man sitzt, und durch den eigenen Körper, ohne dass man es merkt.

Die Idee ist nicht ganz abwegig, denn die geschätzten Theorien der Teilchenphysik (die als Schritte zu einer endgültigen "Theorie von allem" angesehen werden) sagen tatsächlich die Existenz solcher Teilchen voraus.Der Beweis, dass sie existieren, wäre ein starker Beweis dafür, dass sowohl Kosmologen als auch Teilchenphysiker den richtigen Baum anbellen – oder zumindest den gleichen Baum.

Aber es gibt eine rivalisierende Theorie. Vielleicht ist all diese dunkle Materie gewöhnlicher atomarer Stoff, derselbe Stoff, aus dem Sterne und Planeten und wir selbst bestehen. Zumindest was unsere eigene Galaxie betrifft, könnte das dunkle Material im Halo in Form von großen Planeten ("Jupiter") oder kleinen, schwachen Sternen ("braune Zwerge") vorliegen. Solche Objekte wären einzeln viel massiver als ein einzelnes WIMP, aber in astronomischer Hinsicht recht kompakt. Und sie leben im Halo. Wie könnte man sie anders nennen als Massive Astrophysical Compact Halo Objects oder MACHOs?

Das Tolle an MACHOs ist, dass es möglich sein sollte, sie zu erkennen – nicht direkt, sondern durch ihren gravitativen Einfluss auf das Licht noch weiter entfernter Objekte. Dies hängt davon ab, wie jede gravitierende Masse Licht beugt, das in ihrer Nähe vorbeikommt, eine Schlüsselvorhersage von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie. Einsteins Vorhersage wurde durch Studien des Lichts von fernen Sternen, die in der Nähe der Sonne vorbeiziehen, bestätigt, die 1919 während einer Sonnenfinsternis durchgeführt wurden.

Einstein selbst wies bereits in den 1930er Jahren darauf hin, dass ein massives, dunkles Objekt unter den richtigen Umständen das Licht eines entfernten Sterns fokussieren kann und als Gravitationslinse wirkt. Und Ende der 1980er Jahre erkannten Astronomen, dass, wenn ein MACHO im Halo unserer Galaxie vor einem entfernten Stern vorbeizieht, wir einen Lichtblitz sehen sollten, der durch den Gravitationslinseneffekt verursacht wird.

Mehrere Teams machten sich umgehend auf die Suche nach solchen Blitzen. Sie brauchen einen Hintergrund aus weiter entfernten Sternen, damit sich der MACHO vor ihm bewegen kann, aber glücklicherweise wird dies von einer Begleitgalaxie zu unserem Milchstraßensystem, der sogenannten Large Magellanic Cloud (LMC), bereitgestellt.

Bei einem typischen MACHO mit einer Masse von 1 Prozent der Masse unserer Sonne würden Sie etwa alle 50.000 Jahre eines dieser Linsenereignisse sehen. Aber moderne astronomische Techniken, die ladungsgekoppelte Festkörpergeräte anstelle von Fotoplatten verwenden, ermöglichen es, Millionen von Sternen im LMC zu überwachen, wobei Computer Lichtschwankungen in Echtzeit analysieren, sodass andere Teleskope, sobald ein Blitz erkannt wird, kann der interessierende Stern eingeschaltet werden.

In den letzten Monaten haben drei Forscherteams solche Blitze entdeckt, die alle Kennzeichen des durch MACHOs verursachten Gravitationslinseneffekts aufweisen. "Flash" ist nicht ganz das richtige Wort, denn in jedem Fall hellt sich der untersuchte Stern auf und verblasst dann über ein paar Wochen, während sich der vermeintliche MACHO langsam davor bewegt. Dies stimmt genau mit den Vorhersagen überein, und Details der "Lichtkurven", wie sie genannt werden, deuten darauf hin, dass der Halo voller MACHOs ist, die jeweils eine Masse von vielleicht 10 Prozent der Masse unserer Sonne haben.

Wenn sie die gesamte Masse ausmachen, die erforderlich ist, um zu erklären, wie sich die Galaxie dreht, würde dies allein im Halo unserer Galaxie fünftausend Milliarden dieser Objekte bedeuten, verglichen mit nur ein oder zweihundert Milliarden hellen Sternen.

Doch das Knallen der Sektkorken musste auf Eis gelegt werden, als die ersten Ergebnisse des neuen Keck-Teleskops auf Hawaii bekannt wurden. Dies ist das größte Einspiegelteleskop der Welt mit einem Durchmesser von 10 Metern und in der Lage, schwache (und daher weit entfernte) Objekte detaillierter als je zuvor zu untersuchen. Eine der ersten Entdeckungen des Keck-Teleskops ist, dass extrem weit entfernte Galaxien weit über das Universum hinweg viel mehr Deuterium enthalten als die Sterne unserer Galaxie. Es könnte eine ziemlich exotische Entdeckung sein, aber es könnte MACHOs bezahlen. Der Punkt ist, dass Deuterium (auch als schwerer Wasserstoff bekannt) im Urknall hergestellt wurde, aber nicht in Sternen hergestellt werden kann. Tatsächlich wird es durch stellare Prozesse zerstört. Wir wissen, wie viel Deuterium (und andere Elemente) in Sternen und Galaxien enthalten ist, weil es seinen charakteristischen Fingerabdruck in Form von Linien im Lichtspektrum dieser Objekte hinterlässt. Sehr weit entfernte Galaxien werden so gesehen, wie sie vor langer Zeit waren, weil das Licht von ihnen lange (in diesem Fall Milliarden von Jahren) braucht, um uns zu erreichen. Tatsächlich ist die Messung der Deuteriummenge in fernen Galaxien (mittels Spektroskopie) dasselbe wie die Messung der Deuteriummenge in der Jugend des Universums. Der Haken ist, dass nach den üblichen und sehr erfolgreichen Berechnungen der Entstehung des Universums die Menge an Deuterium sehr eng mit der Gesamtmenge an atomarer Materie verbunden ist, die beim Urknall gebildet wurde. Je mehr Deuterium vorhanden ist, desto weniger atomare Materie kann es insgesamt geben.

Mit den für Sterne in unserer Galaxie gemessenen Deuterium-Häufigkeiten hätte der Urknall zehnmal mehr Atommaterie produzieren können, als wir in hellen Sternen sehen. Aber mit den neuen Zahlen aus den Keck-Beobachtungen gibt es kaum Spielraum, um die Sterne selbst zu machen, und keinen Platz für MACHOs.

Die Implikation ist klar – jede dunkle Materie in der Umgebung muss schließlich in Form von WIMPs vorliegen. Nur, etwas lässt die Sterne im LMC flackern, während wir sie beobachten, und niemand weiß, wie man WIMPs dazu bringen könnte, sich zu verklumpen, um die Art von massiven, kompakten Objekten zu erzeugen, die für den Gravitationslinsen-Trick erforderlich sind.

Verwirrt? Die Astronomen sind es auch, aber sie sind auch fasziniert von der Möglichkeit, dass alles, was da draußen ist, anders sein kann als alles, was sich die Theoretiker bisher vorstellen konnten.