Statik evren - Static universe

Bir serinin parçası
Fiziksel kozmoloji
Büyük Patlama   · Evren Evrenin yaşı Evrenin kronolojisi
Erken evren Planck dönemi Büyük birleşme dönemi Elektro zayıf dönem Kuark dönemi Hadron dönemi Lepton dönemi Foton dönemi Big Bang nükleosentezi Şişirme Karanlık çağlar Stelliferous Era Arka plan Kozmik fon radyasyonu (CBR) Yerçekimi dalgası arka planı (GWB) Kozmik mikrodalga arka plan (CMB)   · Kozmik nötrino arka plan (CNB) Kozmik kızılötesi arka plan (INB)
Genişleme  · Gelecek Hubble yasası   · Redshift Evrenin genişlemesi Evrenin genişlemesini hızlandırmak Geliyor ve uygun mesafeler FLRW metriği   · Friedmann denklemleri Homojen olmayan kozmoloji Genişleyen bir evrenin geleceği Evrenin nihai kaderi Evrenin ısı ölümü Big Rip Big Crunch Büyük Sıçrama
Bileşenler  · Yapı Bileşenler Lambda-CDM modeli Baryonik madde Egzotik madde Enerji Negatif enerji Sıfır nokta enerjisi Vakum enerjisi Radyasyon Arkaplan radyasyonu Karanlık enerji Öz Hayalet enerji Karanlık madde Soğuk karanlık madde Sıcak karanlık madde Karışık karanlık madde Sıcak karanlık madde Hafif karanlık madde Kendi kendine etkileşen karanlık madde Skaler alan karanlık maddesi Karanlık radyasyon Koyu sıvı Ayna meselesi Yapısı Evrenin şekli Yeniden iyonlaşma   · Yapı oluşumu Galaksi oluşumu Büyük ölçekli yapı Büyük kuasar grubu Galaxy filamenti Üstküme Galaksi kümesi Galaxy grubu Yerel Grup Gökada Karanlık madde halo Yıldız kümesi Güneş Sistemi Gezegen sistemi Geçersiz
Deneyler Bumerang Kozmik Arka Plan Gezgini (COBE) Karanlık Enerji Araştırması Öklid Illustris projesi Vera C. Rubin Gözlemevi Planck uzay gözlemevi Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Anketi ("2dF") UniverseMachine Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP)
Bilim insanları Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Kopernik de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Yedirmek Schmidt Schwarzschild yumuşak Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Konu geçmişi Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfi Big Bang teorisinin tarihi Big Bang teorisinin dini yorumları Kozmolojik teorilerin zaman çizelgesi
Kategori   Astronomi portalı
v t e

Gelen kozmolojiye , bir statik bir evrenin (aynı zamanda şu şekilde de ifade sabit , Sonsuz , statik Sonsuz veya statik sonsuz ) a, kozmik bir model içinde evrenin hem uzamsal ve zamansal olarak sonsuz ve boşluk ne olduğu genişleyen de sözleşme. Böyle bir evren sözde uzaysal eğriliğe sahip değildir ; yani 'düz' ya da Ökliddir . Statik bir sonsuz evren ilk olarak İngiliz astronom Thomas Digges (1546-1595) tarafından önerildi .

Bu modelin tersine, Albert Einstein , Genel Görelilik Teorisinde Kozmolojik Düşünceler adlı makalesinde, 1917'de tercih ettiği kozmoloji olarak zamansal olarak sonsuz ancak uzamsal olarak sonlu bir model önerdi .

Keşfinden sonra kırmızıya kayma mesafeli bir ilişki Amerikalı astronomlar tarafından (kırmızıya kayma için galaktik parlaklık ters korelasyon tarafından belirlenmiş olan) Vesto Slipher ve Edwin Hubble , astrofizikçi Georges Lemaitre böylece evrensel genişleme kanıt ve bir şekilde kırmızıya kayma yorumlanır Büyük Patlama Swiss oysa gökbilimci Fritz Zwicky , kırmızıya kaymanın, galaksiler arası uzaydaki madde ve / veya kuvvetlerden geçerken enerji kaybeden fotonlardan kaynaklandığını öne sürdü . Zwicky'nin önerisi ' yorgun ışık ' olarak anılacaktı - büyük Büyük Patlama savunucusu Richard Tolman tarafından icat edilen bir terim .

Einstein evreni

1917 boyunca, Albert Einstein olumlu katma kozmolojik sabiti onun için denklem ait genel görelilik çekici etkilerini ortadan kaldırmak için yerçekimi aksi birine bir statik, mekansal sonlu evren neden olur sıradan konuda, çöküş veya sonsuza genişletmek . Bu evren modeli, Einstein Dünyası veya Einstein'ın statik evreni olarak tanındı .

Bu motivasyon, astrofizikçi ve Roma Katolik rahibi Georges Lemaître'nin evrenin durağan değil, genişliyor gibi göründüğü önerisinin ardından sona erdi . Edwin Hubble , Lemaître tarafından sunulan modern genişleme paradigmasının temelini oluşturan kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki ilişkiyi doğrulamak için gökbilimci Vesto Slipher tarafından yapılan gözlemlerden elde edilen verileri araştırdı . George Gamow'a göre bu, Einstein'ın bu kozmolojik modeli ilan etmesine ve özellikle kozmolojik sabiti, "en büyük hatası" nı ilan etmesine neden oldu.

Einstein'ın statik evren olduğu kapalı (yani hyperspherical topoloji ve pozitif mekansal eğriliğe sahip) ve üniform toz ve olumlu içeren kozmolojik sabiti tam değerle nerede, Newton yerçekimi sabiti, evrendeki maddenin enerji yoğunluğu ve olduğu hızı ışık . Eğrilik yarıçapı Einstein evrenin alan eşit olduğu ${\ displaystyle \ Lambda _ {E} = 4 \ pi G \ rho / c ^ {2}}$${\ displaystyle G}$${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle c}$

${\ displaystyle R_ {E} = \ Lambda _ {E} ^ {- 1/2} = {c \ over {\ sqrt {4 \ pi G \ rho}}}.}$

Einstein evreni, Friedmann'ın yoğunluklu , kozmolojik sabitli ve eğrilik yarıçaplı toz için Einstein'ın alan denklemine sunduğu çözümlerden biridir . Friedmann'ın denklemlerine önemsiz olmayan tek statik çözümdür. ${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle \ Lambda _ {E}}$${\ displaystyle R_ {E}}$

Einstein evreninin doğası gereği istikrarsız olduğu kısa sürede anlaşıldığından, evren için geçerli bir model olarak şu anda terk edildi. Kozmolojik sabitin değerindeki, madde yoğunluğundaki veya uzamsal eğriliğin değerindeki herhangi bir küçük değişikliğin, sonsuza kadar genişleyen ve hızlanan veya yeniden tekilliğe dönüşen bir evrenle sonuçlanması açısından istikrarsızdır .

Einstein, kozmolojik sabitinden vazgeçtikten ve genişleyen bir evrenin Friedmann-LeMaitre modelini benimsedikten sonra, yirminci yüzyılın çoğu fizikçisi kozmolojik sabitin sıfır olduğunu varsaydı. Eğer öyleyse (başka bir tür karanlık enerji yoksa ), evrenin genişlemesi yavaşlıyor olacaktır. Ancak 1998'de Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt ve Adam G. Riess hızlanan evren teorisini ortaya attıktan sonra , karanlık enerjinin basit bir açıklaması olarak pozitif bir kozmolojik sabit yeniden canlandırıldı .

1976'da Irving Segal , kronometrik kozmolojisinde statik evreni yeniden canlandırdı . Zwicky'ye benzer şekilde, uzak galaksilerin kırmızıya kaymasını evrendeki eğriliğe bağladı. Astronomik verilerde doğruluğu iddia etse de, diğerleri sonuçların yetersiz olduğunu düşünüyor.

Statik sonsuz modelin gereksinimleri

Statik bir sonsuz evren modelinin uygulanabilir olması için üç şeyi açıklaması gerekir:

İlk olarak, galaksiler arası kırmızıya kaymayı açıklamalıdır . İkincisi, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunu açıklamalıdır . Üçüncüsü, yıldız süreçlerinde maddenin enerjiye dönüşmesi nedeniyle evrenin kademeli olarak 'aşağı akmasını' önlemek için radyasyondan veya diğer kaynaklardan maddeyi (özellikle hidrojen atomlarını) yeniden yaratacak bir mekanizmaya sahip olmalıdır . Böyle bir mekanizmanın olmamasıyla evren, kara delikler ve kara cüceler gibi ölü nesnelerden oluşacaktır .

Ayrıca bakınız

• Milne modeli
• Kararlı Durum teorisi
• Plazma kozmolojisi

Referanslar

1. ^ George Gamow'un otobiyografisi My World Line'da (1970) Einstein hakkında şunları söylüyor: "Çok daha sonra, Einstein'la kozmolojik sorunları tartışırken, kozmolojik terimin ortaya çıkmasının hayatının en büyük hatası olduğunu söyledi."