Kosmologisen malli on matemaattinen kuvaus on kokonaan tai osittain historiaa Universe , joka perustuu teoriaan fysiikan , yleensä yleinen suhteellisuusteoria, tai mahdollisesti toinen relativistinen teoriaa ja painovoima . Ensimmäinen kosmologisen malleja edellä määriteltyä päivämäärää syntymästä yleisen suhteellisuusteorian alussa XX : nnen vuosisadan. Ensimmäinen näistä oli Einsteinin maailmankaikkeus , jonka jälkimmäinen ehdotti jo vuonna 1917, mutta se hylättiin nopeasti sen jälkeen kun löydettiin maailmankaikkeuden laajeneminen 1920-luvun lopulla.
Termiä kosmologinen malli käytetään yleensä kahdessa eri yhteydessä:
Nykyään kaikki toteuttamiskelpoiset kosmologiset mallit perustuvat Suuren Bangin malliin katolisen pappi Georges Lemaîtren ansiosta, jossa maailmankaikkeus koki hyvin tiheän ja erittäin kuuman vaiheen noin 13,7 miljardia vuotta sitten. Tietyt vaihtoehdot skenaariosta, jotka kuvaavat tämän tiheän ja kuuman vaiheen syrjäisimpiä hetkiä, ovat kuitenkin mahdollisia ja kilpailevat selittääkseen erilaisia tähtitieteellisiä havaintoja , etenkin kosmisen hajakuormituksen ja galaksiluetteloiden havaintoja .
Tällaisessa kosmologisessa mallissa skenaarion eri vaiheet on kyettävä kuvaamaan fyysisen teorian avulla. Asiaankuuluvan kosmologisen mallin erottamiseksi huonosta mallista on periaatteessa viisi kriteeriä:
Ei-tieteellinen teoria ei yleensä pisteeseen n o 1. Tämä on esimerkiksi tilanne kreationismin joka pyrkii tarjoamaan malliin perustuva kirjaimellinen selitys tarina Mooseksen kirjan . Voimme kuitenkin huomata, että monet alallaan tunnustetut ja huomioitavat fyysikot eivät kyseenalaista maailmankaikkeuden jumalallista alkuperää: katso tästä aiheesta antropinen periaate .
Se on harvinaisempaa kuin malli ei läpäise pistettä n o 2: yleensä malli on rakennettu selittämään jo tunnettuja ilmiöitä. Tämä tapahtuu vain malleissa, joita alan asiantuntijat eivät ole ehdottaneet, kuten oli lähes paikallaan olevan tilateorian tapauksessa, joka ennusti kvasaarien olemassaolon, jolla oli sininen siirtymä eikä punainen . Vakavammin on mahdollista, että ehdotettu malli on ensimmäisessä versiossaan kykenemätön kuvaamaan osaa havainnoista tai kosmologisesta skenaariosta, ilman että tämä olisi mallille kohtalokasta, koska se korjataan myöhemmin. Tunnettu esimerkki on alkuräjähdys, joka tulkitsi kaukaisen galaksin punasiirtymät seurauksena maailmankaikkeuden laajenemisesta, josta se ennusti maailmankaikkeuden ikää, joka on matalampi kuin maapallon . Tämä erimielisyys, joka olisi voinut osoittautua kohtalokkaaksi mallille, oli itse asiassa seurausta huonosta arviosta maailmankaikkeuden laajenemisnopeudesta , mikä johtui maailmankaikkeuden aikakauden erittäin voimakkaasta aliarvioinnista (kertoimella 10).
Kohta n o 3 on tärkein yleinen. Se antaa mahdollisuuden erottaa ad hoc -malli , jonka tarkoituksena on selittää vain olemassa olevat havainnot, merkityksellisemmästä mallista. Kosmologiassa kaksi tunnetuinta esimerkkiä ovat Big Bang, joka ennusti kosmisen diffuusin taustan olemassaolon , ja kosminen inflaatio, jonka havaittiin selittävän suurten rakenteiden muodostumista tosiasian jälkeen .
Kaksi viimeistä pistettä ( n o 4 ja 5) käytetään mahdollisesti päättää kahden mallia täyttävät kolmen ensimmäisen kriteerit. Nämä kriteerit, erityisesti jälkimmäiset, ovat joskus vähemmän objektiivisia. Niitä voidaan esimerkiksi käyttää tällä hetkellä ( 2006 ), jos yritetään verrata pimeän energian malleja , jotka perustuvat kosmologiseen vakioon , niihin, jotka kutsuvat skalaarikenttää , kvintessenssiä . Mallilla, jolla on kosmologinen vakio, on vain yksi parametri, kosmologisen vakion arvo, joka, kuten nimestään käy ilmi, on vakio ajan myötä. Päinvastoin, pohjimmaiset mallit vetoavat aineen muotoon, joka nykyään käyttäytyy kuin kosmologinen vakio, mutta joka on monimutkaisemman evoluution kohteena, mahdollisesti useista parametreista riippuen. Nykyiset mittaukset, jotka sallivat kosmologisen vakion ja tietyt kvintessenssimallit, kohta n o 4 kannustaa suosimaan nykytilassa kosmologista vakiota kvintessenssiin. Toisaalta on mahdollista, että myöhemmät havainnot sulkevat pois kosmologisen vakion kvintessenssin hyväksi tai joka tapauksessa haittaavat sitä. Kohtaan liittyvät n o 5, etu on melko jotkut tutkijat pohjimmainen koska on vaikeaa perustella äärimmäisen pieni arvo kosmologinen vakio (ks myöntäminen kosmologisen vakio ), kun taas olennaisin malleissa on tyydyttävämpi Vastauksena tähän tilanteeseen .
Einstein maailmankaikkeus on ensimmäinen ratkaisu käytetyn yleisen suhteellisuusteorian kosmologiaan. Sen ehdotti Albert Einstein vuonna 1917 ja se kuvaa äärellisen jatkeen staattista universumia. Tämä malli hylättiin heti kun laajeneminen Universumin löydettiin vuonna 1920 . Maailmankaikkeus de Sitterit ehdotettiin samana vuonna Willem de Sitter . Hän kuvaa positiivisen spatiaalisen kaarevuuden universumia , joka on tyhjä tavallisesta aineesta, mutta positiivisella kosmologisella vakiolla . Tästä mallista on myös luovuttu kyvynsä kuvata nykyistä maailmankaikkeutta, mutta se on hieman muunnetussa muodossa perustana kuvaamaan varhaisen maailmankaikkeuden eksponentiaalisen laajenemisen lyhyt aikakausi , kosmisen inflaation aikakausi .
Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker malli edustaa joukko malleja havaitsi pääasiassa Alexandre Friedmann ja Georges Lemaître , kuvataan homogeeninen ja isotrooppinen universumeista , joille kasvuvaiheessa. Nämä universumit ovat tiheämpiä ja kuumempia menneisyydessä, mikä johti Big Bang -malliin , jota Georges Lemaître kutsui alun perin primitiiviseksi atomiksi . Näiden mallien joukossa esiteltiin myös kaksi erityistapausta, yhden Einstein ja de Sitter ( Einstein-de Sitter Space ) ja toisen Edward Milne ( Univers de Milne ). Ensimmäinen vastaa mallia, jolla ei ole spatiaalista kaarevuutta ja ilman kosmologista vakiota, ja toinen vastaa maailmankaikkeutta, jossa ei ole kosmologista vakiota ja jonka aineen vaikutus on merkityksetön. Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker -tyyppisistä malleista jotkut kokevat supistumisvaiheen laajentumisvaiheen jälkeen. Tällaisten mallien kohtaloa ei tiedetä varmuudella, koska on mahdollista, että niiden kuvaus hetkellä, jolloin tiheydestä tulee huomattava supistumisvaiheen vuoksi, on mahdotonta nykyisillä fysikaalisilla teorioilla. Ehdotettiin jo 1930-luvulla , jonka Arthur Eddington että supistusvaiheen seuraa rebound vaihe ja uusi kasvuvaiheessa, joten nimi Phoenix maailmankaikkeus . Hieman toisessa tilanteessa jotkut Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker -mallit kokevat hidastuneen laajenemisvaiheen, jota seuraa lähes paikallaan oleva vaihe, joka voi sitten kiihtyä. Näennäisesti stationaarinen vaihe voi mahdollisesti olla melko pitkä ja sitä seuraa supistumisvaihe laajenemisen sijasta, joten termi epäröivä maailmankaikkeus . 1950- luvun alussa otettiin huomioon myös paikallaan oleva tilateoria , jossa maailmankaikkeus on ikuinen, mutta laajenee jatkuvasti luomalla ainetta sen varmistamiseksi, että se pysyy vakiona keskimäärin. Tämä malli hylättiin, koska se ei kykene selittämään kosmista diffuusiota ja teoreettisen motivaation puutetta . Malli, jossa tiheys asia olisi vähäinen ja epähomogeeninen, jossa fraktaali rakenne ( fraktaali universumi ) on myös ehdotettu 1990-luvulla , jonka Luca Pietronero , mutta se hylättiin nopeasti, koska huomautukset, jotka ovat ristiriidassa hypoteesi epähomogeeninen suurten materiaali jakelu.
Nyt on vakiintunut, että havaittavissa olevaa maailmankaikkeutta voidaan kuvata Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker -tyyppisellä mallilla, jonka kaarevuus on nolla ja joka sisältää kosmologisen vakion, jota vastedes kutsutaan kosmologian standardimalliksi . Aikaisemmin useita Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker -universumien ehdokkaita pidettiin potentiaalisina ehdokkaina kuvaamaan parhaiten universumiamme. Näin löydämme maininta ΛCDM , OCDM ja SCDM malleja , vastaavasti kuvaava tasainen universumin kosmologinen vakio, hyperbolinen maailmankaikkeus ilman kosmologinen vakio ja tasainen maailmankaikkeuden ilman kosmologinen vakio. Kosmologian vakiomalli on CDM-tyyppinen.
On olemassa useita skenaarioita, jotka ehdottavat kuvaamaan alkuuniversumia (paljon tiheämpi ja paljon kuumempi kuin nykyään). Suosituin on kosminen inflaatio , jossa maailmankaikkeus on kokenut huomattavan laajenemisvaiheen, mutta jossa sen tiheys on pysynyt melkein vakiona. Tämä malli ratkaisee tietyn määrän Big Bang -tyyppisiin skenaarioihin liittyviä ongelmia (tasaisuuden , rakenteiden muodostumisen ja monopolien ongelma ), ja kosmologien suuri enemmistö pitää sitä tyydyttävimpänä verrattuna kilpailijoihinsa, kuten ennen Big Bangia ( jossa maailmankaikkeus kokee vaiheen supistumisen seuraa rebound ennen nykyisen vaiheen laajennus), tai mallien innoittamana säieteorian , vielä suhteellisen onnistu, paitsi ekpyrotic universumin ehdotettu 2001 mennessä Neil Turok , Paul Steinhardt , Justin Khoury ja Burt Ovrut . Tämäntyyppinen malli perustuu ajatukseen, että maailmankaikkeudella ei ole vain kolmea avaruusulottuvuutta, vaan myös suurempi määrä (jopa kymmenen), jossa maailmankaikkeutemme olisi vain rajoitettu alue (kutsutaan " braneiksi "). Puhumme sitten branar-kosmologiasta tai mallista, jolla on lisäulottuvuuksia , ja joskus kordistisesta kosmologiasta, kun otetaan huomioon merkkijonoteorian vaikutukset.
Bianchin , Taub-NUT: n ja Gödelin universumit eivät kiinnosta kosmologiaa, mutta ne kuvaavat useita joskus yllättäviä yleisen suhteellisuusteollisuuden ominaisuuksia. Sama pätee anti-Sitter-avaruuteen , mutta sitä käytetään laajasti merkkijonoteoriassa.