Cosmologia física

Cosmologia física, como um ramo da astronomia , é o estudo da estrutura em larga escala do universo e está preocupado com questões fundamentais sobre a sua formação e evolução. Cosmologia envolve-se com o estudo dos movimentos dos corpos celestes ea causa primeira. Para a maioria da história humana, tem sido um ramo da metafísica. Cosmologia como ciência origina com a Princípio de Copérnico, o que implica que os corpos celestes obedecer idênticos leis físicas para aqueles na terra e mecânica newtoniana , o que permitiu primeira-nos a compreender esses movimentos. Isto agora é chamado mecânica celeste. Cosmologia física, como é agora compreendida, começou com o desenvolvimento do século XX de Albert Einstein 's teoria da relatividade geral e melhores astronômicos observações de objetos extremamente distantes.

Os avanços do século XX tornou possível especular sobre as origens do universo e cientistas permitiram estabelecer o Big Bang como a teoria cosmológica líder, que a maioria dos cosmologistas agora aceitar como base para as suas teorias e observações. Infimamente alguns pesquisadores ainda defender qualquer um de um punhado de cosmologias alternativas, mas os cosmólogos profissionais em geral concordam que o big bang melhor explica observações. Cosmologia física, grosso modo, lida com os muito maiores objetos do Universo ( galáxias , aglomerados e superaglomerados), os primeiros objetos muito distintos para formar ( quasares) eo universo muito cedo, quando era quase homogênea ( big bang quente , inflação cósmica , radiação cósmica de fundo em microondas e no Weyl hipótese curvatura).

Cosmologia é incomum em física pela elaboração fortemente no trabalho de dos físicos de partículas experimentos, e a investigação sobre fenomenologia e até mesmo a teoria das cordas ; de astrofísicos ; da relatividade geral de investigação; e de física do plasma . Assim, cosmologia une a física dos maiores estruturas no Universo para a física dos menores estruturas no universo.

Energia do cosmos

Elementos leves, principalmente hidrogênio e hélio, foram criados no Big Bang . Esses elementos leves foram espalhados muito rápido e muito fina no processo de Big Bang (veja nucleosíntese) para formar os núcleos atómicos médias mais estáveis, como o ferro e níquel. Este facto permite a liberação de energia mais tarde, uma vez que tais elementos de tamanho intermediário são formados em nossa era. A formação de tais átomos poderes as reações de liberação de energia constante em estrelas , e também contribui para liberações repentinas de energia, como em novae. Colapso gravitacional da matéria em buracos negros também é pensado para alimentar os processos mais energéticos, geralmente atendidos em centros de galáxias (veja quasares e em geral galáxias ativas).

Os cosmólogos ainda são incapazes de explicar todos os fenômenos cosmológicos puramente na base da conhecida convencional formas de energia, como por exemplo as relacionadas com a acelerando a expansão do universo, e, portanto, invocar uma forma ainda inexplorado de energia chamada energia escura para explicar certas observações cosmológicas. Uma hipótese é que a energia escura é a energia do partículas virtuais (matematicamente que devem existir em vácuo devido à O princípio da incerteza).

Não há nenhuma maneira inequívoca para definir a energia total do universo na atual melhor teoria da gravidade, a relatividade geral . Como resultado, permanece controverso se é possível dizer que significativamente energia total é conservada em um universo em expansão. Por exemplo, cada fóton que viaja pelo espaço intergaláctico perde energia devido ao redshift efeito. Esta energia não está, obviamente, transferida para qualquer outro sistema, de modo que parece ser perdidos para sempre. No entanto, alguns cosmólogos insistem em que a energia é conservada em algum sentido.

Termodinâmica do universo é um campo de estudo para explorar qual forma de energia domina o cosmos - partículas relativista, que são referidos como partículas de radiação, ou não-relativista, que são referidos como matéria. O ex-são partículas cujas massa resto é zero ou desprezável em comparação com a sua energia, e, por conseguinte, mover-se à velocidade da luz ou muito perto dela; estes últimos são partículas cuja energia cinética é muito mais baixa do que a sua descansar de massa e, por conseguinte, mover-se muito mais lento do que a velocidade da luz.

À medida que o universo se expande, ambos matéria e radiação em que se diluam. No entanto, o universo também esfria, o que significa que a energia média por partícula está ficando menor com o tempo. Por conseguinte, a radiação torna-se mais fraca, e dilui mais rápido do que a matéria. Assim, com a expansão da radiação universo torna-se menos dominante do que a matéria. No radiação universo muito cedo dita o ritmo de desaceleração da expansão do universo, eo universo é dito ser "dominado radiação '. Em tempos posteriores, quando a energia média por fóton é aproximadamente 10 eV e menor, a matéria dita o ritmo de desaceleração eo universo é dito ser "matéria dominada '. O caso intermediário não é bem tratado analiticamente. À medida que a expansão do universo continua, matéria dilui ainda mais eo constante cosmológica se torna dominante, levando a uma aceleração da expansão do universo.

História da cosmologia física

Cosmologia moderna desenvolveu ao longo observacional tandem e faixas teóricas. Em 1915, Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral . Na época, os físicos foram preconceituosa a acreditar em um universo perfeitamente estática, sem começo nem fim. Einstein acrescentou um constante cosmológica à sua teoria para tentar forçá-lo para permitir uma Universo estático com a matéria nele. O chamado universo Einstein é, no entanto, instável. Ele é obrigado a, eventualmente, começar expandindo ou contraindo. As soluções cosmológicas da relatividade geral foram encontrados por Alexander Friedmann, cujas equações descrever o Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker universo, que pode expandir ou contrair.

Na década de 1910, Vesto Slipher e depois Carl Wilhelm Wirtz interpretou o desvio para o vermelho de nebulosas espirais como um Efeito Doppler que indicaram que estavam se afastando da Terra . No entanto, é notoriamente difícil de determinar a distância a objectos astronómicas: mesmo que seja possível medir o seu tamanho angular geralmente é impossível saber o seu tamanho real ou luminosidade. Eles não perceberam que as nebulosas eram na verdade galáxias fora do nosso próprio Via Láctea , nem eles especular sobre as implicações cosmológicas. Em 1927, o belga Católica Romana padre Georges Lemaître derivado de forma independente as equações de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker e propôs, com base na recessão de nebulosas espirais, que o universo começou com a "explosão" de um "primitivo átomo "-o que mais tarde foi chamado de big bang. Em 1929, Edwin Hubble forneceram uma base observacional para a teoria de Lemaître. Hubble provou que as nebulosas espirais eram galáxias e mediu suas distâncias observando Estrelas variáveis cefeidas. Ele descobriu uma relação entre o redshift de uma galáxia ea sua luminosidade. Ele interpretou isso como evidência de que as galáxias estão se afastando em todas as direções em velocidades (em relação à Terra) diretamente proporcional à sua distância. Este fato é conhecido como a lei de Hubble . A relação entre distância e velocidade, no entanto, foi verificada com precisão relativamente recente: Hubble foi desativado por um fator de dez.

Considerando a princípio cosmológico, a lei de Hubble sugerem que o universo estava se expandindo. Esta ideia permitiu duas possibilidades opostas. Um era teoria do Big Bang de Lemaitre, defendida e desenvolvida por George Gamow. A outra possibilidade seria Fred Hoyle de modelo de estado estacionário em que matéria nova seria criada como as galáxias se afastou um do outro. Neste modelo, o universo é aproximadamente a mesma em qualquer ponto no tempo.

Para um número de anos que o apoio a estas teorias foi dividida. No entanto, a evidência observacional começou a apoiar a ideia de que o universo evoluiu a partir de um estado quente e denso. Desde a descoberta da radiação cósmica de fundo em 1965 foi considerado como o melhor teoria da origem e evolução do cosmos. Antes final dos anos 1960, muitos cosmólogos pensei que o infinitamente denso singularidade no momento de início da modelo cosmológico de Friedmann foi um matemático excesso de idealização, e que o universo estava em contração antes de entrar no estado quente e denso e começando a expandir novamente. Isto é Richard Tolman de universo oscilante. Na década de sessenta, Stephen Hawking e Roger Penrose demonstrado que esta idéia era inviável, ea singularidade é uma característica essencial da gravidade de Einstein. Isso levou a maioria dos cosmologistas a aceitar o Big Bang, no qual o universo que observamos começou um tempo finito atrás.

História do Universo

A história do universo é uma questão central na cosmologia. De acordo com a teoria padrão da cosmologia, a história do universo é dividido em diferentes períodos chamados épocas, de acordo com as forças e processos dominantes em cada período. O modelo cosmológico padrão é conhecido como ΛCDM modelo.

Equações de movimento

O equações de movimento que rege o universo como um todo são derivados de relatividade geral , com um pequeno, positivo constante cosmológica. A solução é um universo em expansão; devido a essa expansão da radiação e matéria no universo são arrefecidos e tornar-se diluído. No primeiro, a expansão é retardado por gravidade , devido à conteúdo radiação com a matéria do universo. No entanto, uma vez que estas se tornam diluída, o constante cosmológica se torna mais dominante ea expansão do universo começa a acelerar, em vez de desacelerar. Em nosso universo isso já aconteceu, bilhões de anos atrás.

Física de partículas em cosmologia

A física de partículas , que lida com altas energias, é extremamente importante no comportamento do início do universo, desde que foi tão quente que a densidade média de energia foi muito alta. Por causa disso, processos de dispersão e decaimento de partículas instáveis são importantes na cosmologia.

Como regra geral, um ou uma dispersão processo de decadência é cosmologicamente importante em uma determinada época cosmológica se a sua escala de tempo relevante é menor ou comparável à escala de tempo da expansão do Universo, que é com sendo a constante de Hubble naquele momento. Isto é aproximadamente igual à idade do universo naquele tempo.

Timeline do Big Bang

As observações sugerem que o universo como o conhecemos começou cerca de 13,7 bilhões de anos atrás. Desde então, a evolução do universo passou através de três fases. O universo muito cedo, o que ainda é pouco compreendida, foi a segunda divisão em que o universo era tão quente que partículas tinham energias mais elevadas do que as actualmente acessível em aceleradores de partículas na Terra. Portanto, enquanto as características básicas desta época foram elaborados na teoria do big bang, os detalhes são em grande parte com base em suposições. Depois disso, no início do universo, a evolução do universo procedeu de acordo com a conhecida física de altas energias . Isto é, quando os primeiros prótons, elétrons e nêutrons formado, em seguida, núcleos e finalmente átomos. Com a formação de hidrogênio neutro, a radiação cósmica de fundo foi emitida. Finalmente, a época da formação da estrutura começou, quando a matéria começou a se agregar em as primeiras estrelas e quasares, e, finalmente, galáxias, aglomerados de galáxias e superaglomerados formado. O futuro do universo ainda não está firmemente conhecido, mas de acordo com o Modelo ΛCDM continuará expandindo para sempre.

As áreas de estudo

Abaixo, algumas das áreas mais ativas de inquérito em cosmologia são descritos, de forma mais ou menos cronológica. Isso não inclui todos os grandes cosmologia bang, que é apresentado em linha do tempo cosmológico.

O universo muito cedo

Enquanto o universo quente no início parece ser bem explicado pelo big bang de cerca de 10 ^-33 segundos em diante, existem vários problemas . Uma delas é que não há nenhuma razão convincente, usando a física de partículas actual, esperar que o universo a ser plana, homogénea e isotrópico (veja o princípio cosmológico). Além disso, grandes teorias unificadas da física de partículas sugerem que deve haver monopolos magnéticos no universo, que não foram encontrados. Estes problemas são resolvidos por um breve período de inflação cósmica , que impulsiona o universo para nivelamento; suaviza anisotropies e falta de homogeneidade ao nível observado; e exponencialmente dilui os monopolos. O modelo físico para trás a inflação cósmica é extremamente simples, no entanto, ainda não foi confirmado pela física de partículas, e há problemas difíceis reconciliar a inflação ea teoria quântica de campos . Alguns cosmólogos pensam que a teoria das cordas e brana cosmologia irá fornecer uma alternativa à inflação.

Outro grande problema na cosmologia é o que causou o universo para conter mais partículas do que antipartículas. Os cosmólogos podem usar Observações de raios-X para deduzir que o universo não é dividido em regiões de matéria e antimatéria, mas é predominantemente feito de matéria. Este problema é chamado a assimetria bárion, e a teoria para descrever a resolução é chamada bariogênese. A teoria da bariogênese foi elaborado por Andrei Sakharov em 1967, e requer uma violação da física de partículas simetria , chamado CP-simetria, entre matéria e antimatéria. Os aceleradores de partículas, no entanto, medir muito pequeno uma violação da simetria CP-para explicar a assimetria bariônica. Os cosmólogos e físicos de partículas estão tentando encontrar violações adicionais da CP-simetria no universo primordial que poderia explicar a assimetria bariônica.

Ambos os problemas de bariogênese e inflação cósmica estão intimamente relacionados com a física de partículas, e sua resolução pode vir a partir da teoria de alta energia e experimentar, em vez de por meio de observações do universo.

Nucleossíntese primordial

Nucleossíntese do Big Bang é a teoria da formação dos elementos no início do universo. Ele terminou quando o Universo tinha cerca de três minutos de idade e sua temperatura caiu o suficiente para que fusão nuclear cessou. Uma vez que o tempo em que ocorreu nucleossíntese primordial era tão curta, apenas o elementos mais leves foram produzidos, ao contrário de nucleossíntese estelar. A partir de hidrogênio íons ( prótons ), é principalmente produzida deutério, hélio-4 e lítio . Outros elementos foram produzidos em apenas abundâncias de rastreamento. Enquanto a teoria básica da nucleossíntese tem sido entendido por décadas (foi desenvolvido em 1948 por George Gamow, Ralph Alpher e Asher Robert Herman) é uma sonda extremamente sensível da física no momento do big bang, como a teoria da nucleossíntese primordial liga as abundâncias de elementos leves primordiais com as características do início do universo. Especificamente, ele pode ser usado para testar a equivalência princípio, para sondar a matéria escura e teste física de neutrinos. Alguns cosmólogos propuseram que nucleossíntese primordial sugere que há uma quarta espécie "estéreis" de neutrino.

Radiação cósmica de fundo

A radiação cósmica de fundo é a radiação remanescente do dissociação, quando átomos primeiro formado, ea radiação produzida no big bang parado Thomson espalhamento de íons carregados. A radiação, observado pela primeira vez em 1965 por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, tem um perfeito térmica espectro de corpo negro. Tem uma temperatura de 2,7 graus Kelvin e hoje é isotrópica para uma parte em 10 ^5. Teoria de perturbação cosmológica, que descreve a evolução das pequenas heterogeneidades no início do universo, tem permitido cosmólogos calcular com precisão o angular espectro de potência da radiação, e foi medido pelas experiências recentes satélite ( COBE e WMAP) e muitos experimentos terrestres e baseada no balão (como Degree Angular Scale Interferometer, Cosmic Background Imager, e Boomerang). Um dos objetivos desses esforços é medir os parâmetros básicos do Modelo Lambda-CDM com o aumento da precisão, bem como para testar as previsões do modelo big bang e procurar nova física. As medições efectuadas recentemente pelos WMAP, por exemplo, colocaram limites sobre as massas de neutrinos.

Experiências mais recentes, tais como a Telescópio Atacama Cosmology eo Telescópio QUIET, estão tentando medir a polarização da radiação cósmica de fundo, o que proporcionará mais uma confirmação da teoria, bem como informações sobre a inflação cósmica, e os chamados anisotropias secundárias, tais como a Efeito Sunyaev-Zeldovich e Efeito Sachs-Wolfe, que seja causado pela interação entre as galáxias e clusters com a radiação cósmica de fundo.

Formação e evolução de estrutura em larga escala

Compreender a formação e evolução das estruturas maiores e mais antigos (ou seja, quasares, galáxias , aglomerados e superaglomerados) é um dos maiores esforços em cosmologia. Os cosmólogos estudar um modelo de formação de estrutura hierárquica, na qual estruturas formam de baixo para cima, com objetos menores formando em primeiro lugar, enquanto as maiores objetos, como superaglomerados, ainda está montando. A maneira mais simples para estudar a estrutura do universo é para o levantamento das galáxias visíveis, a fim de construir uma imagem tridimensional de galáxias no Universo e medir o assunto espectro de potência. Esta é a abordagem do Sloan Digital Sky Survey e da 2dF Galaxy Inquérito Redshift.

Uma ferramenta importante para a formação da estrutura entendimento é simulações, que os cosmólogos usam para estudar a agregação gravitacional da matéria no universo, como ele agrupa em filamentos, e superaglomerados vazios. A maioria das simulações conter apenas não-bariônica matéria escura fria, que deve ser suficiente para entender o universo em escalas maiores, como há muito mais matéria escura no universo do que a matéria visível, bariônica. Mais simulações avançadas estão começando a incluir bárions e estudar a formação de galáxias individuais. Os cosmólogos estudam estas simulações para ver se eles concordam com os estudos de galáxias, e entender qualquer discrepância.

Outros, técnicas complementares permitirá que os cosmólogos para medir a distribuição de matéria no universo distante e para sondar reionização. Estes incluem:

• O Lyman floresta alfa, que permite que os cosmólogos para medir a distribuição de gás hidrogênio atômico neutro no início do universo, medindo a absorção da luz de quasares distantes pelo gás.
• A 21 centímetros linha de absorção de hidrogênio atômico neutro também fornece um teste sensível da cosmologia
• Lensing fraco, a distorção de uma imagem distante por lentes gravitacionais devido à matéria escura.

Estes irão ajudá-cosmólogos resolver a questão de quando os primeiros quasares formado.

A matéria escura

Evidências de nucleossíntese primordial, a radiação cósmica de fundo e de formação da estrutura sugere que cerca de 25% da massa do universo consiste de matéria escura não bariônica, enquanto apenas 4% consiste em visível, matéria bariônica. Os efeitos gravitacionais da matéria escura são bem compreendidos, como ele se comporta como frio, pó não-radiativos que constitui halos ao redor das galáxias. A matéria escura nunca foi detectado em laboratório: a natureza física de partículas de matéria escura é completamente desconhecido. No entanto, há um número de candidatos, tal como um estável partícula supersymmetric, um fracamente interagindo partícula massiva, uma axion, e um maciça objeto auréola compacto. Alternativas para a hipótese de matéria escura incluir uma modificação da gravidade em pequenas acelerações ( MOND) ou um efeito de cosmologia brana.

A física no centro de galáxias (veja núcleos galácticos ativos, buraco negro supermassivo) pode dar algumas pistas sobre a natureza da matéria escura.

A energia escura

Se o universo é para ser plana, deve haver um componente adicional tornando-se 74% (em adição à matéria escura 22% e 4% bariones) da densidade de energia do universo. Isso é chamado de energia escura. A fim de não interferir com a nucleossíntese primordial e radiação cósmica de fundo, não deve agrupar em halos como bárions e matéria escura. Existe forte evidência de observação para a energia escura, como a massa total do universo é conhecido, uma vez que é medido para ser plana, mas a quantidade de matéria agrupamento é firmemente medido, e é muito menor do que este. O caso da energia escura foi reforçada em 1999, quando as medições demonstraram que a expansão do universo começou a acelerar de forma gradual.

No entanto, para além da sua densidade e suas propriedades de agrupamento, nada se sabe sobre a energia escura. teoria do campo quântico prevê uma constante cosmológica muito parecido com a energia escura, mas 120 ordens de grandeza muito grande. Steven Weinberg e uma série de teóricos das cordas (ver seqüência de paisagem) têm usado isso como evidência para a princípio antrópico, o que sugere que a constante cosmológica é tão pequena porque a vida (e, portanto, os físicos, para fazer observações) não pode existir em um universo com uma grande constante cosmológica, mas muitas pessoas acham isso uma explicação insatisfatória. Outras possíveis explicações para a energia escura incluem essência ou uma modificação da gravidade sobre as escalas maiores. O efeito sobre a cosmologia da energia escura que esses modelos descrevem é dada pela energia escura de equação de estado, que varia de acordo com a teoria. A natureza da energia escura é um dos problemas mais desafiadores em cosmologia.

Uma melhor compreensão da energia escura é susceptível de resolver o problema do destino final do universo . Na época cosmológica atual, a expansão acelerada devido a energia escura está impedindo estruturas maiores do que superaglomerados de formação. Não se sabe se a aceleração irá continuar indefinidamente, talvez mesmo aumentando até uma grande rasgão, ou se ele acabará por reverter.

Outras áreas de investigação

Os cosmólogos também estudar:

• se buracos negros primordiais foram formados em nosso universo, eo que aconteceu com eles.
• o GZK de corte para os raios cósmicos de alta energia, e se ela sinaliza uma falha da relatividade especial em altas energias
• o princípio da equivalência, e se de Einstein teoria da relatividade geral é a teoria correta da gravitação , e se fundamental as leis da física são as mesmas em toda parte no universo.