Fisiese kosmologie

Fisiese kosmologie is die bestudering van die grootste strukture en die dinamika van die heelal. Dit behels veral basiese vrae oor die ontstaan, strukture, evolusie en eindelike lot daarvan. Vir die grootste deel van die mens se bestaan was dit ’n tak van metafisika en godsdiens. Kosmologie as ’n wetenskap het ontstaan met die Koperniese beginsel, wat daarop dui dat hemelliggame dieselfde fisiese wette as op die Aarde gehoorsaam, en Newtonse meganika, wat ons die eerste keer dié fisiese wette laat verstaan het.

’n Diagram wat die chronologie van die heelal uiteensit.

Fisiese kosmologie soos ons dit nou verstaan, het in 1915 begin met die ontwikkeling van Albert Einstein se teorie van algemene relatiwiteit, gevolg deur groot ontdekkings danksy waarnemings in die 1920's: eers het Edwin Hubble ontdek die heelal bevat groot getalle sterrestelsels benewens ons eie Melkweg; daarna het werk deur Vesto Slipher en ander gewys die heelal is voortdurend aan die uitdy. Dit het gelei tot spekulasies oor die ontstaan van die heelal en tot onder meer die Oerknalteorie as die mees algemeen aanvaarde kosmologiese model. Daar is ’n paar alternatiewe modelle, maar die meeste kosmoloë stem saam die Oerknal verduidelik die waarnemings beter.

Dramatiese vooruitgang in waarnemingskosmologie sedert die 1990's, insluitende van die kosmiese mikrogolfagtergrond, veraf supernovas en die rooiverskuiwing van sterrestelsels, het gelei tot die ontwikkeling van ’n standaardmodel van kosmologie. Volgens dié model bevat die heelal groot hoeveelhede donker materie en donker energie. Die aard daarvan word tans nie duidelik verstaan nie, maar die model gee gedetailleerde voorspellings wat uitstekend ooreenstem met baie verskillende waarnemings.

Kosmologie steun swaar op werk op verskillende navorsingsterreine in teoretiese en toegepaste fisika. Dit sluit in deeltjiefisikateorie en -eksperimente, waarnemings- en teoretiese astrofisika, algemene relatiwiteit, kwantummeganika en plasmafisika.

Energie van die kosmos

Die belangrikste kernreaksies by die vorming van ligte elemente in die ruimte – van ’n neutron n wat links bo verval tot ’n proton p, ’n elektron e en ’n antineutrino tot litium Li wat regs onder gevorm word.

Ligte chemiese elemente, hoofsaaklik waterstof en helium, is tydens die Oerknal geskep (sien Nukleosintese). Die klein atoomkerns het saamgesmelt tot groter kerns om swaarder elemente soos yster en nikkel te vorm, wat stabieler is. Dit het gelei tot ’n "latere energievrystelling". Sulke reaksies van kerndeeltjies in sterre dra steeds by tot "skielike energievrystellings", soos in novas. Die inval van materie in swartkolke vanweë swaartekrag sorg ook vermoedelik vir die hoogste-energieprosesse, wat gewoonlik gesien kan word in die middel van sterrestelsels (sien Kwasar en Aktiewe sterrestelsel).

Kosmoloë kan nie alle kosmiese verskynsels presies verklaar nie, soos die al hoe vinniger uitdying van die heelal aan die hand van konvensionele energievorme. In plaas daarvan stel hulle ’n nuwe soort energie, donker energie, voor wat regdeur die heelal voorkom. Een hipotese is dat donker energie die energie van virtuele deeltjies is wat geglo word in ’n vakuum bestaan vanweë die onsekerheidsbeginsel.

Daar is geen duidelike manier om die totale energie in die heelal te definieer aan die hand van die mees algemeen aanvaarde swaartekragteorie, algemene relatiwiteit, nie. Daarom is die vraag of die totale energie bewaar bly in ’n uitdyende heelal, steeds omstrede. Elke foton wat byvoorbeeld deur die intergalaktiese ruimte beweeg, verloor energie weens die rooiverskuiwingseffek. Dit lyk nie of hierdie energie na enige ander stelsel oorgedra word nie, en daarom gaan dit vermoedelik permanent verlore. Aan die ander kant is daar kosmoloë wat vasbeslote is dat die energie op die een of ander manier bewaar word; dit gehoorsaam die wet van die behoud van energie.

Termodinamika van die heelal is ’n veld wat ondersoek instel na watter energievorm die heelal oorheers – relativistiese deeltjies, waarna as straling verwys word, of nierelativistiese deeltjies, waarna as materie verwys word. Eersgenoemde, waarvan die rusmassa sero of onbeduidend is in vergelyking met hul kinetiese energie, beweeg teen die spoed van lig of baie naby daaraan; daarteenoor is nierelativistiese deeltjies se rusmassa baie hoër as hul energie en beweeg hulle baie stadiger as die spoed van lig.

Namate die heelal uitdy, word materie en straling albei yler, maar die energiedigtheid van straling en van materie raak teen verskillende tempo's yler. Wanneer ’n sekere volume uitsit, word die massa-energiedigtheid net deur die toename in volume verander, maar die energiedigtheid van straling word verander deur die toename in volume sowel as die toename in die golflengte van die fotons waaruit dit bestaan. Die energie van straling word dus ’n al hoe kleiner deel van die totale energie namate die heelal uitdy. Daar word geglo straling het oorheers in die vroeë heelal en dat dit die verlangsaming van die uitdying beheer het. Later, toe die gemiddelde energie per foton sowat 10 eV of minder word, het materie die tempo van die verlangsaming begin beheer en vandag oorheers materie die heelal. Namate die uitdying van die heelal voortgaan, word materie yler en raak die kosmologiese konstante oorheersend, wat lei tot ’n versnelling van die uitdying.

Geskiedenis van die heelal

Die geskiedenis van die heelal is ’n sentrale kwessie in kosmologie. Dit word verdeel in verskillende tydperke volgens die oorheersende kragte en prosesse in elkeen. Die standaardmodel van kosmologie staan bekend as die Lambda-KDM-model.

Vergelykings van beweging

Die vergelykings van beweging wat die heelal as geheel regeer, word afgelei van algemene relatiwiteit met ’n klein, positiewe kosmologiese konstante. Die gevolg is ’n uitdyende heelal; vanweë dié uitdying koel die straling en materie in die heelal af en word dit yler. Aanvanklik is die uitdying verlangsaam deur swaartekrag wat die straling en materie aangetrek het. Namate dit al hoe yler geraak het, het die kosmologiese konstante al hoe meer oorheersend geword en die uitdying van die heel het begin versnel eerder as verlangsaam. Dit het miljarde jare gelede gebeur.

Deeltjiefisika in kosmologie

Hoofartikel: Deeltjiefisika.

Deeltjiefisika, veral die verstrooiingsprosesse en verval van onstabiele deeltjies, is belangrik vir die gedrag van die vroeë heelal omdat die vroeë heelal so warm was dat die gemiddelde energiedigtheid baie hoog was.

Gewoonlik is ’n verstrooiings- of vervalproses belangrik in ’n sekere kosmologiese tydperk as die tydskaal wat die proses beskryf, kleiner of naby aan die tydskaal van die uitdying van die heelal is. Die tydskaal wat die uitdying van die heelal beskryf, is $1/H$, waar $H$ die Hubblekonstante is, wat self eintlik van tyd tot tyd verskil. Die uitdyingstydskaal $1/H$ is rofweg gelyk aan die ouderdom van die heelal in ’n sekere tyd.

Chronologie van die heelal

Hoofartikel: Chronologie van die heelal.

Volgens waarnemings het die heelal moontlik sowat 13,8 miljard jaar gelede ontstaan. Sedertdien het die evolusie daarvan deur drie fases gegaan. Die eerste fase, wat nog swak verstaan word, was die breukdeel van ’n sekonde waarin die heelal so warm was dat subatomiese deeltjies ’n energie gehad het wat hoër was as dit wat tans behaal kan word met deeltjieversnelling op Aarde. Hoewel die basiese eienskappe van hierdie tydperk dus uitgewerk is in die Oerknalteorie, berus die besonderhede grootliks op ingeligte raaiskote.

Hierna het die evolusie van die vroeë heelal voortgegaan volgens bekende hoë-energiefisika. Die eerste protone, elektrone en neutrone het gevorm, toe kerns en eindelik atome. Met die vorming van neutrale waterstof is die kosmiese mikrogolfagtergrond vrygestel.

Laastens het die tydperk van struktuurvorming begin, toe materie begin versamel het in die eerste sterre en kwasars, en eindelik sterrestelsels, sterrestelselswerms en superswerms. Die toekoms van die heelal is nog in ’n groot mate onbekend, maar volgens die Lambda-KDM-model sal dit vir ewig aanhou uitdy.

Studievelde

Hieronder is die aktiefste studievelde in kosmologie, min of meer in chronologiese volgorde. Dit sluit nie al die Oerknalkosmologie in nie; dit word beskryf in die artikel Chronologie van die heelal.

Baie vroeë heelal

Dit lyk of die Oerknalteorie die vroeë, warm heelal goed beskryf vanaf omtrent 10⁻³³ sekondes, maar dit lewer verskeie probleme op. Die een is dat daar geen oortuigende rede is, volgens huidige deeltjiefisika, dat die heelal plat, homogeen en isotropies is nie. Verder suggereer grootverenigingsteorieë in deeltjiefisika dat daar magnetiese monopole in die heelal moet bestaan, en dit is nog nie ontdek nie. Hierdie probleme word opgelos as ’n mens aanneem daar was ’n kort tydperk van kosmiese inflasie, wat daartoe gelei het dat die heelal plat is en wat anisotropieë en inhomogeniteite uitgestryk het tot op die waargenome vlak, asook die monopole eksponensieel uitgedun het. Die fisikamodel agter kosmiese inflasie is uiters eenvoudig, maar dit is nog nie deur deeltjiefisika bevestig nie en daar is groot probleme om inflasie te vereenselwig met kwantumveldteorie. Sommige kosmoloë glo snaarteorie en braankosmologie sal ’n alternatief vir inflasie oplewer.

Nog ’n groot probleem in kosmologie is die vraag wat veroorsaak het dat die heelal baie meer materie as antimaterie bevat. Kosmoloë kan deur waarnemings aflei die heelal is nie verdeel in streke van materie en antimaterie nie. As dit was, sou X-strale en gammastrale ontstaan het vanweë die vernietiging van deeltjies, maar dit is nog nie waargeneem nie. Iets in die vroeë heelal moes dus ’n effense oormaat materie tot gevolg gehad het. Hierdie proses, wat nog nie verstaan word nie, word bariogenese genoem.

Die probleem met bariogenese en kosmiese inflasie is albei nou verwant aan deeltjiefisika en oplossings daarvoor kan dalk met teorieë en eksperimente verkry word, eerder as deur die waarneming van die ruimte.

Oerknalteorie

Hoofartikel: Nukleosintese.

Oerknalnukleosintese is die teorie van die vorming van elemente in die vroeë heelal. Dit het geëindig ’n paar minute ná die Oerknal toe die heelal se temperatuur laer gedaal het as die temperatuur waarby kernfusie sal plaasvind. Oerknalnukleosintese was dus net vir ’n kort rukkie aktief en daarom het net die ligste elemente ontstaan. Dit het begin by waterstofione (protone), en hoofsaaklik deuterium, helium-4 en litium is gevorm. Ander elemente is net in spoorhoeveelhede vervaardig. Die teorie is in 1948 ontwikkel en verbind die groot hoeveelhede ligte elemente met die eienskappe van die vroeë heelal. Dit kan spesifiek gebruik word om die gelykwaardigheidsbeginsel en neutrinofisika te toets en om donker materie te ondersoek. Volgens sommige kosmoloë suggereer oerknalnukleosintese daar is ’n vierde, "steriele" soort neutrino.

Standaardmodel

Die Lambda-KDM-model (KDM staan vir koue donker materie) is ’n parametrisasie van die Oerknalteorie waarin die heelal ’n kosmologiese konstante bevat wat deur lambda (die Griekse letter Λ) aangedui word; dit word verbind met donker energie en koue donker materie. Daar word dikwels na verwys as die "standaardmodel" van Oerknalkosmologie.

Vorming en evolusie van groot strukture

Die Hubble-ultradiepveld, ’n foto van ’n streek in die heelal (so groot soos die deel van die blok links onder) naby die sterrebeeld Oond. Elke ligkolletjie is ’n sterrestelsel wat uit miljarde sterre bestaan. Die lig van die kleinste stelsels met die grootste rooiverskuiwing het sowat 14 miljard jaar gelede ontstaan.

Om die vorming en evolusie van die grootste en vroegste strukture in die heelal te verstaan (soos kwasars, sterrestelsels, sterrestelselswerms en superswerms) is een van die aktiefste studievelde in kosmologie. Kosmoloë bestudeer ’n model van "hiërargiese struktuurvorming" waarin strukture van die kleinste tot die grootste gevorm is en die grootste strukture, soos superswerms, steeds gevorm word. Een manier om die strukture in die heelal te bestudeer, is die waarneming van sigbare sterrestelsels sodat ’n driedimensionele beeld daarvan saamgestel en die kragspektrum van materie gemeet kan word. Dit is die benadering van onder meer die Digitale Sloan-lugopname.

Nog ’n manier is simulasies, wat kosmoloë gebruik om die swaartekragaantrekking van materie te bestudeer terwyl dit verenig in filamente, superswerms en superholtes. Die meeste simulasies word gedoen met slegs niebarioniese koue donker materie, wat voldoende behoort te wees om die heelal op groot skaal te verstaan, aangesien daar baie meer donker as sigbare, barioniese materie in die ruimte is. Meer gevorderde simulasies sluit deesdae ook barione in en word gebruik vir die bestudering van die vorming van individuele sterrestelsels. Kosmoloë bestudeer hierdie simulasies om te kyk of hulle met waarnemings ooreenstem en om enige teenstrydighede te verstaan.

Donker materie

Hoofartikel: Donker materie.

Volgens bewyse van Oerknalnukleosintese, kosmiese mikrogolfagtergrond en struktuurvorming bestaan sowat 23% van die heelal se massa moontlik uit niebarioniese donker materie, in vergelyking met net 4% sigbare, barioniese materie. Die swaartekraguitwerking van donker materie word goed verstaan, want dit tree op nes ’n koue, nieradioaktiewe vloeistof wat halo's om sterrestelsels vorm. Donker materie is nog nooit in ’n laboratorium waargeneem nie en die deeltjiefisika-aard daarvan is steeds heeltemal onbekend. Sonder om waarnemingsbeperkings in ag te neem, kan daar ’n paar kandidate wees, soos ’n stabiele supersimmetriese deeltjie, ’n deeltjie met ’n swak wisselwerking, ’n aksion en ’n kompakte halovoorwerp met ’n groot massa.

Donker energie

Hoofartikel: Donker energie.

As die heelal plat is, moet daar ’n bykomende komponent wees wat 73% van die energiedigtheid van die heelal uitmaak (benewens die 23% donker materie en die 4% barione). Dit word donker materie genoem. Om nie met Oerknalnukleosintese en kosmiese mikrogolfagtergrond in te meng nie, moet dit nie in halo's saambondel soos barione en donker materie nie. Daar is sterk waarnemingsbewyse vir donker energie, want die totale energiedigtheid van die heelal is bekend deur beperkings op die platheid van die heelal, maar die hoeveelheid saambondelende materie is streng gemeet en is baie minder. Die geloof in donker materie het in 1999 vergroot toe metings bewys het die uitdying van die heelal het langsamerhand begin versnel.

Buiten sy digtheid en saambondel-eienskappe, is niks oor donker energie bekend nie. Kwantumveldteorie voorspel ’n kosmologiese konstante (KK) wat baie soos donker energie is, maar 120 grootteordes groter as dit wat waargeneem is. ’n Paar snaarteoretici staan die "swak antropologiese beginsel" voor: Die rede dat fisici ’n heelal met so ’n klein kosmologiese konstante waarneem, is dat geen fisici (of enige lewe) sou kon bestaan het met ’n groter kosmologiese konstante nie. Baie kosmoloë dink hierdie verduideliking is onbevredigend, want terwyl die swak antropologiese beginsel vanselfsprekened is (lewende waarnemers bestaan, so daar moet minstens een heelal wees met ’n kosmologiese konstante wat lewe moontlik maak) verduidelik dit nie die konteks van daardie heelal nie. Die beginsel op sy eie maak byvoorbeeld nie ’n onderskeid tussen die volgende nie:

• Net een heelal sal ooit bestaan en daar is ’n onderliggende beginsel wat die KK beperk tot die waarde wat ons waarneem.
• Net een heelal sal ooit bestaan en hoewel daar geen onderliggende beginsel is wat die KK bepaal nie, het ons dit gelukkig getref.
• Baie heelalle bestaan (gelyktydig of die een ná die ander) met verskillende KK-waardes, en natuurlik is ons s’n een van dié wat lewe kan onderhou.

’n Beter begrip van donker energie sal moontlik die eindelike lot van die heelal openbaar. In die huidige kosmologiese tydperk voorkom die versnelde uitdying vanweë donker energie dat strukture groter as superswerms kan vorm. Dit is nie bekend of die versnelling onbepaald sal voorduur, miskien tot ’n groot skeur plaasvind, en of dit eindelik omgekeer sal word nie.

Ander velde van ondersoek

Kosmoloë bestudeer ook:

• Die kosmiese mikrogolfagtergrond.
• Of oerswartkolke in die heelal gevorm het en wat van hulle geword het.
• Die toenemende kompleksiteit van universele strukture, waarvan ’n voorbeeld is die progressief toenemende hoeveelheid energie per eenheid tyd per eenheid massa.
• Die gelykwaardigheidsbeginsel, of Einstein se teorie van algemene relatiwiteit die korrekte swaartekragteorie is en of die basiese natuurkragte elders in die heelal dieselfde is.

Eksterne skakels

• Cambridge Cosmology van die Universiteit van Cambridge
• Cosmology 101 van ’n Nasa-groep
• Gale, George, "Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s", The Stanford Encyclopedia of Philosophy, Edward N. Zalta (red.)
• Wright, Ned. "Cosmology tutorial and FAQ".
• George Musser (Februarie 2004). "Four Keys to Cosmology". Scientific American. Scientific American. Besoek op 22 Maart 2015.
• Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Kosmologie.
• Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia