Yapı oluşumu - Structure formation

Bir dizinin 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 çağı Big Bang nükleosentezi Şişirme Karanlık çağlar Stelliferous Era Arka plan Kozmik fon radyasyonu (CBR) Yerçekimi dalgası arka planı (GWB) Kozmik mikrodalga arkaplanı (CMB)   · Kozmik nötrino arkaplanı (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 Uzak geleceğin zaman çizelgesi Genişleyen bir evrenin geleceği Evrenin nihai kaderi Evrenin ısı ölümü Big Rip Big Crunch Büyük Sıçrama Yanlış vakum azalması Küçük Rip Proton bozunması Sanal kara delik
Bileşenler  · Yapı Bileşenler Lambda-CDM modeli Baryonik madde Egzotik madde Dejenere madde Nötron QCD konusu Garip mesele Olumsuz konu 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 Karanlık akış Ayna meselesi Yapısı Evrenin şekli Yeniden iyonlaşma   · Yapı oluşumu Galaksi oluşumu Çoklu evren Evren Gözlemlenebilir evren Hubble hacmi 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") Evren Makinesi Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP)
Bilim insanları Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Kopernik de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaitre 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 fiziksel kozmoloji , yapı oluşumu küçük erken yoğunluk dalgalanmaları Gökadaların, galaksi kümeleri ve daha büyük yapıların oluşmasıdır. Evren olarak şimdi gözlemlerinden bilinmektedir, kozmik mikrodalga arkaplan radyasyonu yaklaşık neredeyse homojen devlet, sıcak, yoğun başladı 13800000000 yıl önce . Ancak, gece gökyüzünde bugün bakarak, tüm ölçeklerde yapılar gelen görülebilir yıldızlı ve gezegenler için galaksiler. Daha da büyük ölçeklerde, galaksi kümeleri ve tabaka benzeri galaksi yapıları, birkaç galaksi içeren devasa boşluklarla ayrılır. Yapı oluşumu, bu yapıların uzay-zaman yoğunluğundaki küçük erken dalgaların yerçekimi dengesizliği tarafından nasıl oluştuğunu modellemeye çalışır.

Modern Lambda-CDM modeli, galaksilerin, kümelerin ve boşlukların gözlemlenen büyük ölçekli dağılımını tahmin etmede başarılıdır; ancak bireysel galaksiler ölçeğinde, baryonik fizik, gaz ısıtma ve soğutma, yıldız oluşumu ve geri bildirimi içeren oldukça doğrusal olmayan süreçler nedeniyle birçok komplikasyon vardır. Galaksi oluşum süreçlerini anlamak, hem Hubble Ultra-Deep Field gibi gözlemler hem de büyük bilgisayar simülasyonları yoluyla modern kozmoloji araştırmalarının önemli bir konusudur .

Genel Bakış

Mevcut modellere göre, görünen evrenin yapısı aşağıdaki aşamalarda oluşturulmuştur:

Çok erken evren

Bu aşamada, kozmik enflasyon gibi bazı mekanizmalar, evrenin başlangıç ​​koşullarını oluşturmaktan sorumluydu: homojenlik, izotropi ve düzlük. Kozmik enflasyon, aynı zamanda, dakika kuantum dalgalanmalarını (ön-enflasyon), aşırı yoğunluk ve düşük yoğunluklu (enflasyon sonrası) hafif yoğunluk dalgalanmalarına yükseltecekti.

Yapının büyümesi

Erken evren radyasyonun hakimiyetindeydi; bu durumda kozmik ufuktan daha büyük yoğunluk dalgalanmaları, yerçekimi potansiyel dalgalanmaları sabit kaldığından ölçek faktörüyle orantılı olarak büyür. Ufuktan daha küçük yapılar, büyümeyi engelleyen radyasyon hakimiyeti nedeniyle esasen donmuş durumda kaldı. Evren genişledikçe, radyasyon yoğunluğu maddeden daha hızlı düşer (foton enerjisinin kırmızıya kayması nedeniyle); Bu, Big Bang'den ~ 50.000 yıl sonra madde-radyasyon eşitliği adı verilen bir geçişe yol açtı. Bundan sonra, tüm karanlık madde dalgalanmaları serbestçe büyüyerek baryonların daha sonra içine düşebileceği tohumlar oluşturabilirdi. Bu çağdaki evrenin büyüklüğü, büyük kırmızıya kayma araştırmalarıyla ölçülebilen madde güç spektrumunda bir devir oluşturur .

Rekombinasyon

Evren, bu aşamanın çoğunda radyasyonun hakimiyetindeydi ve yoğun ısı ve radyasyon nedeniyle, ilkel hidrojen ve helyum, çekirdeklere ve serbest elektronlara tamamen iyonize edildi. Bu sıcak ve yoğun durumda, radyasyon (fotonlar) Thomson'un bir elektrondan saçılmasından önce çok uzağa gidemezdi . Evren çok sıcak ve yoğundu, ancak hızla genişliyor ve bu nedenle soğuyor. Son olarak, 'patlamadan' 400.000 yıldan biraz daha kısa bir süre sonra, protonların nötr hidrojen atomları oluşturarak negatif yüklü elektronları yakalaması için yeterince soğudu (yaklaşık 3000 K). (Helyum atomları, daha büyük bağlanma enerjileri nedeniyle biraz daha erken oluşmuştur). Neredeyse tüm yüklü parçacıklar nötr atomlara bağlandıktan sonra, fotonlar artık onlarla etkileşime girmedi ve sonraki 13,8 milyar yıl boyunca yayılma özgürlüğüne kavuştu; Kozmik Mikrodalga Arkaplan Radyasyonu ( CMB ) bugünün evrenini doldururken şu anda kırmızıya kayan fotonları 1090 faktörüyle 2.725 K'ye düşürüyoruz . Birkaç dikkate değer uzay tabanlı görev ( COBE , WMAP , Planck ), SPK'nın yoğunluğu ve sıcaklığında çok küçük değişiklikler tespit etti. Bu varyasyonlar ince idi ve SPK her yönden neredeyse aynı şekilde görünüyor. Bununla birlikte, 100.000'de birkaç parça düzenindeki hafif sıcaklık değişimleri çok önemlidir, çünkü bunlar esasen evrendeki sonraki tüm karmaşık yapıların nihayetinde geliştiği erken "tohumlar" dır.

Evrenin ilk 400.000 yılından sonra olanların teorisi, hiyerarşik yapı oluşumundan biridir: ilk yıldızları ve yıldız kümelerini içeren madde zirveleri gibi daha küçük kütleçekimsel olarak bağlı yapılar ve bunlar daha sonra galaksiler oluşturmak için gaz ve karanlık madde ile birleşti. bunları , galaksi grupları, kümeleri ve üstkümeleri izler .

Çok erken evren

Çok erken evren, temel fizik bakış açısından hala yeterince anlaşılmamış bir çağdır. Hakim teori olan kozmik enflasyon , evrenin gözlemlenen düzlüğünü , homojenliğini ve izotropisini ve egzotik kalıntı parçacıkların ( manyetik tek kutuplar gibi ) yokluğunu açıklamakta iyi bir iş çıkarmaktadır . Gözlemle doğrulanan bir başka tahmin, ilkel evrendeki küçük karışıklıkların daha sonraki yapı oluşumunu tohumladığıydı. Bu dalgalanmalar, tüm yapıların temelini oluştururken, en açık şekilde 100.000'de bir parçadaki küçük sıcaklık dalgalanmaları olarak ortaya çıkıyor . (Bunu bir perspektife koymak gerekirse , Amerika Birleşik Devletleri'nin topografik haritasındaki aynı seviyedeki dalgalanmalar, birkaç santimetreden daha uzun bir özellik göstermez.) Bu dalgalanmalar kritiktir, çünkü en büyük yapıların büyüyebileceği tohumları sağlarlar ve sonunda galaksiler ve yıldızlar oluşturmak için çökün. COBE (Kozmik Arka Plan Gezgini), 1990'larda kozmik mikrodalga fon radyasyonundaki içsel dalgalanmaların ilk tespitini sağladı.

Bu tedirginliklerin çok özel bir karaktere sahip olduğu düşünülmektedir: kovaryans işlevi diyagonal ve neredeyse ölçek değişmez olan bir Gauss rasgele alanı oluştururlar . Gözlemlenen dalgalanmalar tam olarak bu biçime sahip gibi görünmektedir ve buna ek olarak, WMAP tarafından ölçülen spektral indeks - spektral indeks, ölçek değişmez (veya Harrison-Zel'dovich) spektrumdan sapmayı ölçer - neredeyse en basit ve En sağlam enflasyon modelleri. İlkel tedirginliklerin bir diğer önemli özelliği, adyabatik (veya evreni oluşturan çeşitli madde türleri arasında izantropik) olmaları, kozmik enflasyonla tahmin edilir ve gözlemlerle doğrulanmıştır.

Zar gazı kozmolojisi, döngüsel model , büyük patlama öncesi modeli ve holografik evren gibi benzer tahminlerde bulunduğu iddia edilen çok erken evren teorileri öne sürüldü , ancak bunlar henüz yeni oluşmaya devam ediyor ve geniş çapta kabul görmüyor. Kozmik sicimler gibi bazı teoriler, giderek artan kesinlikteki verilerle büyük ölçüde çürütüldü.

Ufuk sorunu

Evrenin ölçek faktörünün bir fonksiyonu olarak Hubble yarıçapının (düz çizgi) fiziksel boyutu. Bir pertürbasyon modunun (kesikli çizgi) fiziksel dalga boyu da gösterilir. Çizim, radyasyon hakimiyeti sırasında yeniden girmek için kargaşa modunun kozmik şişme sırasında ufuktan nasıl çıktığını gösteriyor. Eğer kozmik enflasyon hiç gerçekleşmemişse ve radyasyon hakimiyeti yerçekimsel tekilliğe kadar devam etseydi, o zaman evrenin ilk dönemlerinde bu mod ufuktan asla çıkmazdı.

Yapı oluşumunda önemli bir kavram , parçacık ufku ile yakından ilişkili olduğu için genellikle sadece ufuk olarak adlandırılan Hubble yarıçapı kavramıdır . Hubble parametresi ile ilgilidir Hubble yarıçapı olarak , bir ışık hızı kabaca belirler, olmuştur (son genleşme zamanında) son zamanlarda yakın evrenin hacmi nedensel bir gözlemci ile temas. Evren sürekli genişlediğinden, enerji yoğunluğu sürekli olarak azalmaktadır ( fantom enerjisi gibi gerçekten egzotik bir maddenin yokluğunda ). Friedmann denklemi Hubble yarıçapı sürekli artmakta olduğunu Hubble parametresi ve gösterir evrenin enerji yoğunluğu ile ilgilidir. ${\ displaystyle H}$${\ displaystyle R = c / H}$${\ displaystyle c}$

Ufuk problemi büyük patlama kozmolojinin onlar örneğin, büyük ölçekli galaksi dağılımları açıklanamaz, ufku ve böylece homojenlik girdi ve izotopluğunu önce, enflasyon olmadan, tedirginlikler nedensel temasta asla söylüyor. Bunun nedeni, sıradan bir Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker kozmolojisinde , Hubble yarıçapının uzay genişlediğinden daha hızlı artmasıdır, bu nedenle tedirginlikler yalnızca Hubble yarıçapına girer ve genişleme tarafından dışarı itilmezler. Bu paradoks, erken evrende hızlı genişleme evresinde Hubble yarıçapının neredeyse sabit olduğunu öne süren kozmik enflasyonla çözülür. Bu nedenle, büyük ölçekli izotropi, ufkun dışına itilen kozmik enflasyon sırasında üretilen kuantum dalgalanmalarından kaynaklanmaktadır.

İlkel plazma

Şişirme parçacıkları diğer parçacıkların sıcak, termal plazmasına bozunduğunda şişirmenin sonuna yeniden ısıtma denir . Bu çağda, evrenin enerji içeriği, göreli hızlara sahip standart model parçacıklarla tamamen radyasyondur. Plazma soğur olarak baryogenesis ve leptogenesis olarak oluştuğu düşünülmektedir kuark-gluon plazma soğutma ışlemlerı, elektro simetri kırılma meydana gelir ve evrenin temel olarak sıradan oluşan olur proton , nötron ve elektron . Evren daha fazla soğudukça, Big Bang nükleosentezi meydana gelir ve küçük miktarlarda döteryum , helyum ve lityum çekirdekleri oluşur. Evren soğudukça ve genişledikçe, fotonlardaki enerji kırmızıya kaymaya başlar, parçacıklar göreceli değildir ve sıradan madde evrene hakim olmaya başlar. Sonunda, serbest elektronlar çekirdeklere bağlanırken atomlar oluşmaya başlar. Bu, Thomson'ın foton saçılmasını bastırır . Evrenin seyrekleşmesiyle (ve bunun sonucunda fotonların ortalama serbest yolundaki artışla ) birleştiğinde, bu, evreni şeffaf hale getirir ve kozmik mikrodalga arka plan rekombinasyonda ( son saçılmanın yüzeyi ) yayılır .

Akustik salınımlar

İlkel plazma, şişirme sırasında kuantum dalgalanmalarının genişlemesinden kaynaklandığı düşünülen çok hafif aşırı yoğunlaşmalara sahip olacaktı. Kaynak ne olursa olsun, bu aşırı yoğunlaşmalar kütleçekimsel olarak maddeyi çeker. Ancak bu çağın neredeyse sabit olan foton-madde etkileşimlerinin yoğun ısısı, oldukça kuvvetli bir şekilde termal dengeyi arar, bu da büyük miktarda dışarı doğru basınç yaratır. Bu yerçekimi ve basıncın karşı koyan kuvvetleri, basınç farklarıyla havada oluşturulan ses dalgalarına benzer şekilde salınımlar yaratır.

Bu karışıklıklar, kozmik mikrodalga arka plan anizotropisine neden olan ince fizikten sorumlu oldukları için önemlidir. Bu çağda, ufka giren pertürbasyonların genliği sinüzoidal olarak salınır, yoğun bölgeler daha seyrekleşir ve ardından pertürbasyonun boyutuyla ilgili bir frekansla tekrar yoğunlaşır. Eğer tedirginlik ufka gelme ile rekombinasyon arasında integral veya yarı-integral bir sayıda salınırsa, kozmik mikrodalga arka plan anizotropisinin akustik bir zirvesi olarak görünür. (Yoğun bir bölgenin seyreltilmiş bir bölge haline geldiği veya tam tersi olan bir yarı salınım, tepe olarak görünür çünkü anizotropi bir güç spektrumu olarak gösterilir , bu nedenle düşük yoğunluklar da aşırı yoğunluklar kadar güce katkıda bulunur.) mikrodalga arka planın ayrıntılı tepe yapısı karmaşıktır, ancak bu salınımlar özü sağlar.

Doğrusal yapı

ΛCDM homojen büyük patlama modeline iki tedirginliğin evrimi . Ufka girme ve ayrılma arasında, karanlık madde karışıklığı (kesikli çizgi), madde egemenliğinde büyüme hızlanmadan önce, logaritmik olarak büyür. Öte yandan, ufka girme ile ayrılma arasında, baryon-foton sıvısındaki (düz çizgi) karışıklık hızla salınır. Ayrıldıktan sonra, baskın madde karışıklığına, karanlık madde moduna uyacak şekilde hızla büyür.

1970'lerde ve 1980'lerde kozmologlar tarafından yapılan en önemli farklardan biri, evrenin madde içeriğinin çoğunun atomlardan değil, karanlık madde olarak bilinen gizemli bir madde biçiminden oluştuğuydu. Karanlık madde, yerçekimi kuvveti ile etkileşime girer , ancak baryonlardan oluşmaz ve radyasyon yaymadığı veya emmediği çok yüksek doğrulukla bilinir . Nötrinolar gibi zayıf etkileşim yoluyla etkileşime giren parçacıklardan oluşabilir , ancak tamamen bilinen üç nötrino türünden oluşamaz (bazıları bunun steril bir nötrino olduğunu öne sürmesine rağmen ). Son kanıtlar, baryonik maddeden yaklaşık beş kat daha fazla karanlık madde bulunduğunu ve bu nedenle bu çağdaki evrenin dinamiklerinin karanlık madde tarafından yönetildiğini gösteriyor.

Karanlık madde, yapı oluşumunda çok önemli bir rol oynar çünkü yalnızca yerçekimi kuvvetini hisseder: Kompakt yapıların oluşmasına izin veren yerçekimi Jeans dengesizliği , radyasyon basıncı gibi herhangi bir kuvvetle karşı karşıya gelmez . Sonuç olarak, karanlık madde, basınç kuvvetleri tarafından engellenen sıradan maddeden çok daha önce karmaşık bir karanlık madde haleleri ağına çökmeye başlar . Karanlık madde olmasaydı, galaksi oluşumu çağı , evrende gözlemlenenden çok daha sonra meydana gelirdi.

Bu çağdaki yapı oluşum fiziği, farklı dalga boylarına sahip karanlık madde karışıklıkları bağımsız olarak geliştiği için özellikle basittir . Hubble yarıçapı genişleyen evrende büyüdükçe, gitgide daha büyük rahatsızlıkları kapsar. Madde hakimiyeti sırasında, tüm nedensel karanlık madde karışıklıkları yerçekimsel kümelenme yoluyla büyür. Bununla birlikte, radyasyon hakimiyeti sırasında dahil edilen daha kısa dalga boyu tedirginlikler, madde hakimiyetine kadar büyümelerini geciktirir. Bu aşamada, parlak, baryonik maddenin karanlık maddenin evrimini basitçe yansıtması beklenir ve dağılımları birbirini yakından takip etmelidir.

Bu "doğrusal güç spektrumunu" hesaplamak basittir ve kozmoloji için bir araç olarak, kozmik mikrodalga arka plan ile karşılaştırılabilir bir öneme sahiptir. Galaxy anketleri, Sloan Digital Sky Survey gibi güç spektrumunu ve Lyman-α ormanının anketleriyle ölçtü . Bu çalışmalar galaksilerden ve kuasarlardan yayılan radyasyonu gözlemlediğinden, karanlık maddeyi doğrudan ölçmezler, ancak galaksilerin (ve Lyman-α ormanındaki soğurma çizgilerinin) büyük ölçekli dağılımının karanlık madde dağılımını yakından yansıtması beklenmektedir. . Bu, galaksilerin evrenin daha yoğun kısımlarında daha büyük ve daha çok sayıda olmasına, oysa seyrek bölgelerde nispeten kıt olmasına bağlıdır.

Doğrusal olmayan yapı

Düzensizlikler yeterince büyüdüğünde, küçük bir bölge, evrenin ortalama yoğunluğundan önemli ölçüde daha yoğun hale gelebilir. Bu noktada, ilgili fizik önemli ölçüde daha karmaşık hale gelir. Homojenlikten sapmalar küçük olduğunda, karanlık madde basınçsız bir akışkan olarak değerlendirilebilir ve çok basit denklemlerle evrilir. Arka plandan önemli ölçüde daha yoğun olan bölgelerde, tam Newton'un yerçekimi teorisi dahil edilmelidir. (Newton teori dahil kütleleri çok daha az bir oluşturmak için gerekenden daha oldukları için uygun olan kara delik ve yerçekimi hızı karakteristik dinamik zaman hala daha küçük olan yapı için ışık geçiş süresi olarak göz ardı edilebilir.) Bir Doğrusal ve sıvı yaklaşımlarının geçersiz hale geldiğinin işareti, karanlık maddenin , bitişik parçacıkların yörüngelerinin kesiştiği veya parçacıkların yörüngeler oluşturmaya başladığı kostikler oluşturmaya başlamasıdır. Bu dinamikler en iyi N- cisim simülasyonları kullanılarak anlaşılır (ancak bazı durumlarda Press – Schechter formalizmi gibi çeşitli yarı analitik şemalar kullanılabilir). Prensipte bu simülasyonlar oldukça basit olsa da, milyonlarca hatta milyarlarca parçacığın simülasyonunu gerektirdiğinden pratikte uygulanması zordur. Ayrıca, partiküllerin çok sayıda rağmen, her bir partikül, 10 ağırlığında ⁹ güneş kütlesine ve ayrıklaştırma etkileri önemli hale gelebilir. 2005 yılı itibariyle bu türden en büyük simülasyon, Milenyum simülasyonudur .

N- cisim simülasyonlarının sonucu , evrenin büyük ölçüde , yoğunlukları kozmolojik ortalamanın onda biri kadar düşük olabilecek boşluklardan oluştuğunu öne sürüyor . Madde , karmaşık ağ benzeri bir yapıya sahip olan büyük liflerde ve halelerde yoğunlaşır . Bunlar galaksi grupları, kümeleri ve üstkümeleri oluşturur . Simülasyonlar gözlemlerle büyük ölçüde uyuşuyor gibi görünse de, yoğun karanlık madde birikimlerinin galaksi oluşumunu nasıl teşvik ettiğinin anlaşılmasıyla yorumlanması karmaşık. Özellikle, astronomik gözlemlerde cüce galaksiler ve küresel kümeler olarak gördüğümüzden çok daha fazla küçük haleler oluşur . Bu, Cüce galaksi problemi olarak bilinir ve çeşitli açıklamalar önerilmiştir. Çoğu, bunu galaksi oluşumunun karmaşık fiziğinde bir etki olarak açıklar, ancak bazıları bunun karanlık madde modelimizle ilgili bir sorun olduğunu ve sıcak karanlık madde gibi bazı etkilerin en küçük halelerin oluşumunu engellediğini öne sürdü .

Gaz evrimi

Evrimin son aşaması, baryonların galaksiler, yıldızlar ve kuasarlar oluşturmak üzere galaksi halelerinin merkezlerinde yoğunlaşmasıdır . Karanlık madde, yoğun halelerin oluşumunu büyük ölçüde hızlandırır. Karanlık maddenin radyasyon basıncı olmadığı için karanlık maddeden daha küçük yapıların oluşması imkansızdır. Bunun nedeni, karanlık maddenin açısal momentumu dağıtamamasıdır, oysa sıradan baryonik madde, radyatif soğutma yoluyla açısal momentumu dağıtarak yoğun nesneler oluşturmak için çökebilir . Bu süreçleri anlamak son derece zor bir hesaplama problemidir, çünkü bunlar yerçekimi fiziği, manyetohidrodinamik , atom fiziği , nükleer reaksiyonlar , türbülans ve hatta genel göreliliği içerebilir . Çoğu durumda, gözlemlerle nicel olarak karşılaştırılabilecek simülasyonlar gerçekleştirmek henüz mümkün değildir ve elde edilebilecek en iyi şey, yıldız oluşumu gibi bir sürecin temel niteliksel özelliklerini gösteren yaklaşık simülasyonlardır.

Yapı oluşumunu modelleme

Bir Lambda-CDM evreninde büyük ölçekli yapı oluşumunun bilgisayar simülasyonundan anlık görüntü .

Kozmolojik tedirginlikler

Zorluğun büyük ve uyuşmazlıkların birçok evrenin büyük ölçekli yapısını anlamakta iyi seçimi anlayarak çözülebilir göstergesi de genel görelilik . Tarafından skalar vektör tensör ayrışma , metrik dört içerir skalar düzensizlikler, iki vektör pertübasyonları ve bir tensör pertürbasyon. Yalnızca skaler tedirginlikler önemlidir: vektörler erken evrende üstel olarak bastırılır ve tensör modu, ilkel yerçekimi radyasyonu ve kozmik mikrodalga arka plan polarizasyonunun B-modları biçiminde yalnızca küçük (ama önemli) bir katkı yapar . Dört skaler moddan ikisi, fiziksel olarak anlamsız bir koordinat dönüşümü ile kaldırılabilir. Hangi modların kaldırıldığı, sonsuz sayıda olası mastar sabitlemesini belirler . En popüler ölçü Newton ölçüsüdür (ve yakından ilgili uyumsal Newton ölçüsü), burada tutulan skalarlar Newton'un yerçekiminden gelen Newton potansiyel enerjisine tam olarak karşılık gelen Newton potansiyelleri Φ ve Ψ'dir. Sayısal hesaplama için verimli bir gösterge olabilen senkron gösterge dahil olmak üzere birçok başka gösterge kullanılır ( CMBFAST tarafından kullanılır ). Her gösterge hala bazı fiziksel olmayan serbestlik dereceleri içerir. Sadece ölçü değişmez değişken kombinasyonlarının dikkate alındığı, ölçü değişmeyen bir formalizm vardır.

Enflasyon ve başlangıç ​​koşulları

Evren için başlangıç ​​koşullarının, kozmik enflasyonun ölçekle değişmeyen kuantum mekaniksel dalgalanmalarından kaynaklandığı düşünülüyor . Uzayda belirli bir noktada arka plan enerji yoğunluğunun pertürbasyonu , ortalama sıfır olan izotropik , homojen bir Gauss rasgele alanı tarafından verilir . Uzaysal Fourier dönüşümü, o bu araçlar - aşağıdaki sahiptir korelasyon fonksiyonları${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ ${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = f (k) \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

burada üç boyutlu Dirac delta fonksiyonu ve uzunluğudur . Dahası, enflasyon tarafından tahmin edilen spektrum neredeyse ölçek değişmezdir , bu da şu anlama gelir: ${\ displaystyle \ delta ^ {(3)}}$${\ displaystyle k = | \ mathbf {k} |}$${\ displaystyle \ mathbf {k}}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = k ^ {n_ {s} -1} \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

küçük bir sayı nerede . Son olarak, başlangıç ​​koşulları adyabatik veya izantropiktir; bu, her bir parçacık türünün entropisindeki fraksiyonel tedirginliğin eşit olduğu anlamına gelir. Elde edilen tahminler gözlemlere çok iyi uyuyor, ancak yukarıda sunulan fiziksel resimle ilgili kavramsal bir problem var. Kuantum dalgalanmalarının çıkarıldığı kuantum durumu aslında tamamen homojen ve izotropiktir ve bu nedenle kuantum dalgalanmalarının ilkel homojensizlikleri ve anizotropileri temsil ettiği söylenemez. Enflasyon alanının değerindeki kuantum belirsizliklerinin (kuantum dalgalanmaları gerçekte olduğu gibi) bir Gauss rasgele alanındaki istatistiksel dalgalanmalarmış gibi yorumlanması, kuantum teorisinin standart kurallarının uygulanmasını takip etmez. Sorun bazen, mevcut probleme atıfta bulunmak için kafa karıştırıcı bir yöntem olan "kuantumdan klasik geçişe" terimleriyle sunulur, çünkü varsa, gerçekten var olan herhangi bir varlık olduğunu iddia edecek çok az fizikçi vardır. temel düzeyde klasik. Aslında, bu konuların dikkate alınması bizi kuantum teorisindeki sözde ölçüm problemi ile karşı karşıya getiriyor . Herhangi bir şey varsa, problem kozmolojik bağlamda daha da kötüleşir, çünkü erken evren "gözlemci" veya "ölçüm cihazları" rolünü üstlenebilecek hiçbir varlık içermez, her ikisi de kuantum mekaniğinin standart kullanımı için gereklidir. . Bu bağlamda, kozmologlar arasında en popüler duruş , kuantum teorisinin uyumsuzluğa ve bir tür " Birçok Dünyalar Yorumu " na dayanan argümanlara dayanmaktır . Bu duruşun makul olup olmadığı konusunda yoğun bir tartışma var. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Ayrıca bakınız

Referanslar