Etapele evoluției universului. Universul este inițial un amestec extrem de fierbinte, dens, aproape omogen de fotoni și materie, strâns cuplate sub formă de plasmă.
Cosmologia modernă își are rădăcinile în observarea faptului că universul este în expansiune (Edwin Hubble, 1929) și a constatării că radiația cosmică de fond (RCF) este aproape uniformă (3K), radiație despre care fizicienii cred că este o consecință a Big Bang-ului.
Cosmologia bazată pe date este relativ recentă, fiind posibilă în ultimele 2-3 decenii ca urmare a progreselor fantastice în tehnologia ce permite observarea cosmosului. Aceasta a fost posibilă prin progresele obținute pe trei domenii:
• cartografierea cerului în segmentul microundelor al spectrului electromagnetic.
• utilizarea supernovelor de tip Ia pentru a determina rata de expansiune a universului.
• studii spectroscopice ale galaxiilor și quasarilor pe suprafețe mari ale cerului.
Este important să realizăm că fiecare set de observații oferă o fereastră diferită către evoluția universului. Acest lucru se datorează în parte pentru că fiecare set de observații oferă o vedere a universului la un timp diferit în istoria acestuia, vedere cuantificată în deplasarea către roșu a radiației care ajunge la noi.
Radiația cosmică de fond pe care o observăm în segmentul microundelor oferă un instantaneu al „universului timpuriu”, în timp ce observațiile supernovelor, galaxiilor și quasarilor ne arată condițiile într-un univers ulterior. Modelul ΛCDM conectează aceste informații diferite și creează o imagine coerentă.
Radiația cosmică de fond
Observațiile în segmentul microundelor ale radiației cosmice de fond oferă un instantaneu al universului când acesta avea aproximativ 380.000 de ani, ceea ce corespunde unei deplasări spre roșu z ~ 1100. Hărțile radiației cosmice de fond efectuate cu instrumentul DMR de la bordul satelitului COBE au arătat variații intrinseci ale temperaturii (anizotropii) radiației cosmice de fond.
Supernovele și expansiunea accelerată a universului
Cea mai simplă metodă de determinare a ratei de expansiune a universului, caracterizată de parametrul Hubble, H, este măsurarea distanțelor și vitezelor obiectelor îndepărtate.
În anii '80, luminozitatea maximă a curbei de lumină a supernovelor de tip Ia a fost identificată ca instrument util pentru a studia expansiunea universului în condiții de deplasare spre roșu redusă. Folosind măsurătorile luminozității aparente a unui eșantion de supernove s-au putut descoperi dovezi directe că expansiunea universului este accelerată, un rezultat cu implicații directe asupra conținutului de energie al universului.
Galaxii/ quasari
Observațiile la scară mare sunt concepute pentru a cartografia distribuția tridimensională a materiei la scară cosmică. Aceste observații care implică o deplasare spre roșu redusă a galaxiilor, quasarilor și gazului intergalactic ajută la stabilirea limitelor în ce privește evoluția universului, conținutul total de materie și, dacă volumul de spațiu observat este suficient de mare, istoria expansiunii universului.
Modelul ΛCDM - 6 parametri
Pe măsură ce observațiile s-au acumulat, s-a consolidat un model standard de 6 parametri, denumit modelul ΛCDM.
Modelul ΛCDM conține trei componente fundamentale: constanta cosmologică Λ asociată cu energia întunecată, materia întunecată (CDM, Cold Dark Matter) și materia obișnuită. Acest model este denumit modelul cosmologic Big Bang.
Textul de față reprezintă o sinteză a cunoștințelor noastre actuale despre parametrii ΛCDM care caracterizează înțelegerea cosmologică a universului, așa cum este interpretată prin acest model.
Teoria ΛCDM reprezintă o privire de ansamblu a modelului ΛCDM și a conceptelor care stau la baza acestuia, oferind o bază fizică pentru înțelegerea semnificației parametrilor ΛCDM.
Acest model este o parametrizare matematică a cosmologiei Big Bang, așa cum este descrisă de relativitatea generală și ecuațiile Friedman-Lemaître-Roberson-Walker (FLRW).
Modelul ΛCDM presupune că universul este compus din fotoni, neutrini, materie obișnuită (barioni, electroni) și materie întunecată rece (non-relativistă), care interacționează doar gravitațional, plus energie întunecată, care este responsabilă pentru accelerarea observată în expansiunea universului. Se presupune că energia întunecată ia forma unei densități constante de energie în vid, denumită constantă cosmologică (Λ). Modelul ΛCDM impune și constrângerea că spațiul este plat (euclidian).
Modelul ΛCDM standard necesită doar 6 parametri independenți pentru a descrie complet modelul cosmologic. Setul specific de șase parametri utilizați pentru a defini modelul cosmologic este oarecum deschis în ce privește alegerea acestora.
În contextul potrivirii unui model ΛCDM cu un spectru de putere al radiației cosmice de fond, cei șase parametri cheie selectați sunt aleși în primul rând pentru a evita erorile. Alți parametri care oferă o claritate suplimentară pot fi derivați din model odată ce cei șase parametri definitorii au fost stabiliți.
Aici prezentăm un set mixt de parametri independenți și derivați, pe baza importanței lor intrinseci în modelul ΛCDM și/ sau a disponibilității mai multor seturi de date care oferă verificări încrucișate independente valoroase.
Parametri:
- indicele scalar al legii puterii ns. Indicele scalar al legii puterii este un parametru care caracterizează spectrul de putere al perturbațiilor scalare primordiale. Acesta descrie modul în care fluctuațiile de densitate variază cu scara.
- vârsta Universului t0.
- adâncimea optică până la reionizare τ. Aceasta este o cantitate fără unități care oferă o măsură a opacității electronilor liberi pe linia de vedere a radiației cosmice de fond.
- constanta Hubble H0. Aceasta indică rata de expansiune a universului.
Plus patru parametri legați de conținutul de materie:
- densitatea barionică Ωbh2 în univers.
- densitatea materiei întunecate Ωch2 în univers.
- densitatea materiei Ωm. Acesta este un parametru care specifică densitatea energetică medie actuală a tuturor formelor de materie, inclusiv materia bariogenică și materia întunecată. Este o măsură a cantității relative de materie din univers, comparativ cu densitatea critică necesară pentru ca universul să fie plat.
- amplitudinea fluctuației σ8, care este un parametru care specifică amplitudinea fluctuațiilor de materie pe o scală de 8 Mpc/h.
Etapele evoluției universului
O cronologie grafică aproximativă a evoluției universului este prezentată în imaginea de mai sus. Numerele din imagine corespund numerotării paragrafelor de mai jos.
1. Condițiile inițiale ale acestei plasme timpurii se consideră în prezent că au fost stabilite în timpul unei perioade de expansiune rapidă cunoscută sub numele de „inflație”. Fluctuațiile de densitate în plasma primordială sunt generate fluctuațiile cuantice ale câmpului cuantic responsabil pentru inflație. Amplitudinea fluctuațiilor potențialului gravitațional primordial este aproape aceeași la toate scările spațiale.
2. Micile perturbații se propagă prin plasmă (prin coliziuni) ca o undă sonoră, producând sub și supradensități în plasmă cu modificări simultane ale densității materiei și radiației. Materia întunecată nu participă la aceste oscilații induse de presiune, dar acționează gravitațional, fie potențând, fie anulând modelul acustic pentru fotoni și barioni.
Notă: Un barion este un tip de particulă compusă, incluzând protonul și neutronul, care conține un număr impar de quarcuri (prin convenție, 3 quarcuri).
3. În cele din urmă, condițiile fizice din plasma aflată în expansiune și proces de răcire ajung în punctul în care electronii și barionii sunt capabili să se recombine stabil, formând atomi, mai ales sub formă de hidrogen neutru.
Fotonii se decuplează de barioni pe măsură ce plasma devine neutră, iar perturbațiile nu se mai propagă ca unde acustice: modelul de densitate existent devine „înghețat”. Acest instantaneu al fluctuațiilor densității este păstrat în anizotropiile radiației cosmice de fond și în amprenta oscilațiilor acustice barionice observabile astăzi în structura cosmosului.
Notă: Anizotropia, în contextul radiației cosmice de fond, se referă la variațiile mici, dar măsurabile, ale intensității radiației în diferite direcții.
4. Recombinarea produce un univers în mare măsură neutru, care este inobservabil în cea mai mare parte a spectrului electromagnetic, o eră denumită uneori „era întunecată”. În această eră cosmologică, materia întunecată începe colapsul gravitațional în regiuni supradense. Materia barionică se prăbușește gravitațional în aceste halouri de materie întunecată, iar „zorii cosmici” încep cu formarea primelor surse de radiație, cum ar fi stelele. Radiația de la aceste obiecte reionizează mediul intergalactic.
Structura universului continuă să crească și să fuzioneze sub influența gravitației, formând o vastă rețea cosmică de materie întunecată. Abundența galaxiilor luminoase urmărește statisticile densității materiei subiacente. Roiurile de galaxii sunt cele mai mari obiecte cosmice conectate. În ciuda acestei reorganizări, galaxiile păstrează corelația oscilațiilor acustice barionice care a fost stabilită în epoca radiației cosmice de fond.
5. Pe măsură ce universul continuă să se extindă, presiunea negativă asociată cu constanta cosmologică (energia întunecată) domină din ce în ce mai mult forțele gravitaționale, iar expansiunea universului se accelerează.
→ Articolul de față este completare la articolul scris anterior: Structura modelului cosmologic ΛCDM
→ Citiți și:
· Universul este în ultima sa eră, a energiei întunecate
Seria dedicată formării și evoluției universului:
· Formarea și evoluția structurii universului. (1) Galaxiile
· Formarea și evoluția structurii universului. (2) Roiurile de galaxii, vidurile și filamentele galactice
· Formarea și evoluția structurii universului. (3) Istoria evoluției universului, pe scurt
Sursa: NASA
