Kosmologia fizyczna (kosmologia relatywistyczna[1], kosmologia przyrodnicza[2], fizyka Wszechświata[3]) – dziedzina nauk fizycznych, zajmująca się badaniem i opisywaniem Wszechświata w wielkich skalach[4][5][6], jego powstania, ewolucji do stanu obecnego[7] oraz przyszłości[8].
18 listopada 1989 NASA wynosi w przestrzeń kosmiczną jednego z pierwszych satelitów dedykowanych badaniom kosmologicznym – COBE, badającego nieregularności mikrofalowego promieniowania tła[18]. Wyniki jego badań zostają doprecyzowane w 1999 przez eksperyment BOOMERanG[19]. Wystrzelona w 2001 sondaWMAP tworzy mapę rozkładu temperatur mikrofalowego promieniowania tła[20], skorygowaną przez wystrzelonego w 2009 satelitę Planck[21].
Przedmiotem badań kosmologii fizycznej jest opis Wszechświata w dużych skalach: odległości kosmologiczne są najczęściej mierzone w parsekach, a masy w masach Słońca[8]. Koncepcja ta zakłada, że nic poza Wszechświatem nie istnieje, jest on izolowanym układem fizycznym, którego ewolucja jest uzależniona od wzajemnego oddziaływania jego składników. Spośród czterech znanych podstawowych oddziaływań fizycznych tylko grawitacja działa na dużych odległościach[a]. Dlatego ewolucja Wszechświata w wielkich skalach jest uzależniona jedynie od oddziaływania grawitacyjnego.
Badania kosmologii fizycznej są oparte na pewnych założeniach[25]:
zasada kosmologiczna – Wszechświat w wielkich skalach jest jednorodny i izotropowy. Właściwości (rozkład mas, promieniowanie itp.) Wszechświata nie zależą od położenia obserwatora[2]
zasada ekstrapolacji[2] – znana nam fizyka opisuje całość Wszechświata, tzn. jest taka sama w każdym z jego regionów
główną siłą jest grawitacja, a efekty fizyki barionów mogą być pominięte[b]
grawitacja jest opisana przez ogólną teorię względności (choć w wielu aspektach sprawdza się również mechanika klasycznaNewtona)
Nie istnieje jedyny, całkowicie słuszny opis ewolucji Wszechświata, żaden z modeli kosmologicznych nie został całkowicie potwierdzony[2]. Tym niemniej na początku XXI w. ogromna ilość danych, zebranych nowymi instrumentami pomiarowymi, pozwoliła opracować standardowy model kosmologiczny (ang.standard cosmological model), opisujący pochodzenie, skład i ewolucję Wszechświata w wielkich skalach[8]. W modelu Lambda-CDMlambda oznacza stałą kosmologiczną Λ, odpowiadającą ciemnej energii, odpowiedzialnej za ekspansję Wszechświata, a CDM jest angielskim akronimem wyrażenia zimna ciemna materia (ang.Cold Dark Matter).
Kształt Wszechświata jest uzależniony od związku pomiędzy gęstościąmaterii Wszechświata a gęstością krytyczną. Obecnie na podstawie obserwacji nie można rozstrzygnąć, czy Wszechświat jest otwarty, zamknięty czy płaski[2][28].
Wiek Wszechświata został oszacowany na około 13,7 miliarda lat. Wielkość ta jest uśrednioną wartością, uzyskaną z pomiarów za pomocą czterech niezależnych metod[29]:
Podobnie jak kształt Wszechświata, jego przyszłość jest uzależniona od związku pomiędzy gęstością materii a gęstością krytyczną. Jeżeli gęstość materii jest mniejsza niż krytyczna, to Wszechświat będzie się rozszerzał bez końca, co odpowiada scenariuszowi Wielkiego Zamarzania (ang.Big Freeze). Rozszerzający się w nieskończoność Wszechświat będzie stopniowo obniżał średnią temperaturę swoich składowych.
Jeżeli gęstość materii jest większa niż krytyczna, to siła grawitacji przeważy nad siłami ekspansji i Wszechświat czeka Wielki Kolaps (ang.Big Crunch). Ekspansja Wszechświata zatrzyma się, ewentualnie wystartuje od nowa. Najnowsze obserwacje wskazują, że rozszerzanie się Wszechświata przyśpiesza dzięki ciemnej energii, co wskazywałoby na scenariusz Wielkiego Zamarzania[30]. Poza tymi modelami jest wiele hipotez dotyczących przyszłości Wszechświata, niemożliwych do zweryfikowania zgodnie z obecną wiedzą.
Skład
W skład Wszechświata wchodzi kilkanaście różnych substancji i fal[31]:
promieniowanie – ilość promieniowania jest określona przez temperaturę mikrofalowego promieniowania, wynoszącą 2,7249–2,7252 K
bariony – nukleosynteza wskazuje, że bariony tworzą ok. 5% krytycznej gęstości Wszechświata
ciemna materia – stanowi ok. 90% materii we Wszechświecie[32]. Gorąca ciemna materia jest bardzo trudna do zaobserwowania[33]. Całkowity udział ciemnej materii w składzie Wszechświata szacowany jest na 22%[34]
ciemna energia – energia napędzająca ekspansję Wszechświata. Jej udział w składowych Wszechświata jest największy, szacowany na 74%[34]
Prawdziwy bezpośredni pomiar odległości do ciała niebieskiego jest możliwy tylko dla tych obiektów, które są wystarczająco blisko (do około tysiąca parseków) od Ziemi. Techniki określania odległości do bardziej oddalonych obiektów opierają się na różnych korelacjach pomiędzy metodami poprawnymi dla mniejszych odległości a metodami, które działają dla dalszych. Odległości do obiektów poza naszą Galaktyką określane są serią technik, wykorzystujących właściwości gwiazd, gromad kulistych, mgławic i całych galaktyk lub też mają charakter statystyczno-probabilistyczny[35].
Zobacz też
Zobacz multimedia związane z tematem: Kosmologia fizyczna
↑Andrzej Politowicz. Zagadka promieniowania pulsarów. „Informator uniwersytecki”, s. 29, 2001-10. Uniwersytet Zielonogórski. [zarchiwizowane z adresu].
↑B.P. Crill. BOOMERANG: A Balloon-borne Millimeter Wave Telescope and Total Power Receiver for Mapping Anisotropy in the Cosmic Microwave Background. „ApJS”. 148, s. 527–541, 2003-10. DOI: 10.1086/376894. arXiv:astro-ph/0206254v2. Bibcode: 2003ApJS..148..527C. (ang.).
↑Probe retires to a place in the Sun. Nature, 2010-10-13. [dostęp 2013-03-22]. (ang.).
↑Planck reveals an almost perfect Universe. European Space Agency, 2013-03-21. [dostęp 2013-03-21]. (ang.).
↑Jonathan Nally: It’s official – dark energy is real!. spaceinfo.com.au, 2011-05-19. [dostęp 2015-12-25]. (ang.).
↑D. Hanson et al. Detection of B-mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope. „Physical Review Letters”. 111 (141301), 2013-09-30. DOI: 10.1103/PhysRevLett.111.141301. arXiv:1307.5830. (ang.).
↑Vera Rubin: Dark Matter in the Universe. Scientific American, Inc, 1998. s. 106. [dostęp 2015-12-26]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-05-31)]. (ang.).
↑ abPaul Rincon: New method ‘confirms dark energy’. bbc.com, 2011-05-11. [dostęp 2015-12-26]. (ang.).
↑Jacoby i inni. A critical review of selected techniques for measuring extragalactic distances. „Publications”. 104, s. 599–662, 1992-08. ASoP. DOI: 10.1086/133035. ISSN 0004-6280. (ang.).
Bibliografia
HansH.HalvorsonHansH., HelgeH.KraghHelgeH., Cosmology and Theology, Edward N.E.N.Zalta (red.), [w:] Stanford Encyclopedia of Philosophy, Winter 2017 Edition, Metaphysics Research Lab, Stanford University, 5 kwietnia 2017, ISSN 1095-5054 [dostęp 2018-02-01] [zarchiwizowane z adresu 2017-12-21](ang.).???
R.R.AldrovandiR.R., J.G.J.G.PereiraJ.G.J.G., An introductory course of physical cosmology, Universidade Estadual Paulista/Instituto de Fısica Teorica, 2005, iii(ang.).