Inflasie (kosmologie): Verskil tussen weergawes
Content deleted Content added
No edit summary |
Uitgebrei |
||
Lyn 1:
:''Vir die voortdurende uitdying van die heelal, sien [[Uitdying van die heelal]].''
[[Lêer:Reion_diagram_af.jpg|thumb|240px|Die diagram wys die chronologie van die heelal.]]
In [[kosmologie]] beteken '''kosmiese inflasie''' die barstende uitsetting van die [[heelal]] van 10<sup>−36</sup> sekondes ná die [[Oerknal]] tot tussen 10<sup>−33</sup> en 10<sup>−32</sup> sekondes. Ná hierdie tydperk van inflasie het die heelal bly [[Uitdying van die heelal|uitdy]], maar teen ’n stadiger tempo.<ref>{{cite | author=Discovery Science |title=How the Universe Works 3|publisher=''First Second of the Big Bang'' |date=2014}}</ref>
Die inflasieteorie is in die 1980's ontwikkel deur deur die [[fisikus|fisici]] [[Alan Guth]] en [[Andrei Linde]].<ref>Peebles, P.J.E. (1993). ''Principles of Physical Cosmology''. Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9</ref> Dit verduidelik die oorsprong van die grootskaalse struktuur van die kosmos.
Volgens die [[algemene relatiwiteit]]steorie het die hele heelal ontstaan uit een baie klein punt, of singulariteit. Dit het plaasgevind in die [[Chronologie van die heelal#Planck-tydperk|Planck-tydperk]] (tot 10<sup>-43</sup> sekonde ná die Oerknal). In die daaropvolgende tydperk, die [[Chronologie van die heelal#Groot verenigingstydperk|groot verenigingstydperk]] (tussen 10<sup>-43</sup> en 10<sup>-36</sup> sekonde),<ref name="autogenerated1">B. Ryden (2003) - ''Introduction to Cosmology'', Addison-Wesley, p. 196</ref> het die [[swaartekrag]] afgeskei van die ander drie [[basiese natuurkrag]]te ([[sterk kernkrag]], [[Elektromagnetisme|elektromagnetiese krag]] en [[swak kernkrag]]). In die [[Chronologie van die heelal#Kwarktydperk|kwarktydperk]] (van 10<sup>-12</sup> tot 10<sup>-6</sup> sekonde) het die heelal afgekoel tot onder 10 biljard grade C en het die vier natuurkragte hul huidige vorm aangeneem.
Daar word aangeneem die heelal het teen dié tyd met minstens ’n faktor 10<sup>26</sup> uitgesit. Daarna het dit bly groei volgens die Oerknal-teorie, soos beskryf deur die [[Friedmann-vergelyking]]s, vanweë die toestandverandering van ’n [[skalaarveld]] met ’n uiters plat potensiaal.
==Nut van die inflasieteorie==
Die teorie van kosmiese inflasie los ’n paar probleme op wat voorheen met die Oerknalteorie bestaan het.
* Die horisonprobleem: Die heelal is sover ons kan sien in alle rigtings eenvormig. ’n Mens sou verwag dat dele van die heelal wat weens die grense van [[ligsnelheid]] nie met mekaar in kontak kon gewees het nie, verskillende temperature, dighthede ensovoorts sou hê. Molekules in ’n gashouer word byvoorbeeld eenvormig versprei omdat hulle in [[termiese ewewig]] is; gas regdeur die houer het genoeg tyd gehad vir ’n wisselwerking om ongelykhede uit te skakel. Die inflasieteorie beteken die hele waarneembare ruimte het uit een gebied ontstaan wat so klein was dat kontak wel kon plaasgevind en termiese ewewig selfs bereik kon gewees het.
* Die monopoolprobleem: Baie teorieë voorspel die bestaan van swaar, stabiele deeltjies wat nog nie in die natuur waargeneem is nie. Een van dié soort deeltjies is [[magnetiese monopool|magnetiese monopole]], ’n soort swaar, stabiele "knoop" in die [[magneetveld]].<ref>{{Cite journal|last='t Hooft|first=Gerard|title=Magnetic monopoles in Unified Gauge Theories|journal=Nuclear Physics B|volume=79|pages=276–84|date=1974|bibcode=1974NuPhB..79..276T|doi=10.1016/0550-3213(74)90486-6|issue=2}}</ref><ref>{{Cite journal|first=Alexander M.|last=Polyakov|title=Particle spectrum in quantum field theory|journal=JETP Letters|volume=20|pages=194–5|date=1974|bibcode = 1974JETPL..20..194P }}</ref> Dit is die teorieë wat Guth ondersoek het. In die oerknalteorie sou magnetiese monopole ontstaan het deurdat die magneetveld op verskillende plekke op verskillende maniere sou vorm aangeneem het. By die grense van hierdie gebiede sou dan magnetiese monopole ontstaan het. ’n Mens sou konserwatief kon skat dat daar vir elke soortgelyke gebied een monopool sou moes wees, en dit het Guth uitgebring op ’n absurd hoë getal monopole. Die inflasieteorie beteken die hele sigbare heelal sou uit een so ’n gebied kon vorm.
* Die vlakheidsprobleem: Dit lyk of die digtheid van die heelal in die omgewing lê wat ’n vlak heelal sou hê – toe Guth sy berekenings gedoen het, is die waarde op tussen 0,1 en 2 keer dié van die sogenaamde kritieke digtheid geraam. Dit blyk egter dat elke afwyking van ’n vlak heelal in die evolusie van die heelal opgeblaas sou word, wat beteken dat, om ’n soortgelyke waarde te kry, die aanvanklike waarde baie naby aan 1 moes gewees het. Gedurende het tydperk van inflasie is die heelal egter juis glad gestryk, wat tot ’n soortgelyke waarde sou kon lei.
* Die begin van sterrestelsels: Hoewel die heelal op ’n groot skaal opvallend eenvormig is, is dit op ’n kleiner skaal nie die geval nie. Materie kom in groepe voor wat [[sterrestelsel]]s, [[sterrestelselswerm]]s en [[superswerm]]s vorm. Swaartekrag is in staat om hulle te vorm, maar net as daar al ’n aanvanklike ongelykheid bestaan het. In die teorie van kosmiese inflasie word hierdie kieme gevorm deur [[kwantumskommeling]]s in die oorspronklike heelal, wat deur inflasie tot kosmiese proporsies opgeblaas is.
* Die entropieprobleem: [[Entropie]] neem altyd toe. Desondanks bevind ons ons in ’n toestand van lae entropie, en in die verlede sou dit nog laer moes gewees het. Waarom sou die heelal in ’n toestand met so ’n lae entropie gevorm het? Die inflasieteorie los dit op deurdat die maksimum moontlike entropie tydens die inflasietydperk eksplosief toegeneem het. Inflasie kan daarom plaasvind vanuit ’n situasie met weliswaar nie maksimale nie, maar ook nie baie lae entropie nie, en tog sonder enige entropiedaling uitkom by ’n toestand met uiters lae entropie.
==Bewyse==
Ná die ontstaan van die inflasieteorie is bewyse gevind vir die egtheid daarvan. Die belangrikstes hiervan is:
* Volgens die inflasieteorie sou die vlakheid van die heelal nog nader aan die kritiek vlak waarde wees as wat aangeneem is – die verskil sou nie waarneembaar moes wees nie. Sedertdien is ’n soortgelyke waarde ook uit ander berekenings verkry. Tans word aanvaar sigbare materie, [[donker materie]] en [[donker energie]] maak onderskeidelik sowat 5%, 25% en 70% van die digtheid uit.
* Die [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]-metings van die klein temperatuurverskille in die [[kosmiese agtergrondstraling]] dui aan dat die verhouding tussen die temperature op verskillende afstande opvallend goed ooreenstem met die waarde soos deur die inflasieteorie bepaal.
Alles oor kosmiese inflasie is nog nie bekend nie. Daar is steeds baie verskillende modelle, wat byvoorbeeld afhang van die vorm van die veld wat tot inflasie aanleiding gegee het.
== Verwysings ==
Line 6 ⟶ 28:
==Eksterne skakels==
*[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [http://
[[Kategorie:Kosmologie]]
| |||