Cosmologie physique

Cosmologie physique, comme une branche de l'astronomie , est l'étude de la structure à grande échelle de l' univers et se intéresse à des questions fondamentales sur la formation et l'évolution. Cosmologie se implique d'étudier les mouvements des corps célestes et de la première cause. Pour la plupart de l'histoire humaine, il a été une branche de la métaphysique. Cosmologie comme la science produite par la Principe de Copernic, ce qui implique que les corps célestes obéissent identiques lois physiques à ceux sur la terre, et la mécanique newtonienne , qui a permis d'abord de comprendre ces mouvements. Ce est maintenant appelé la mécanique céleste. Cosmologie physique, car il est désormais entendu, a commencé avec le développement du XXe siècle de Albert Einstein de la théorie de la relativité générale et de meilleurs astronomiques observations d'objets très éloignés.

Les progrès du XXe siècle ont permis de spéculer sur les origines de l'univers et permis aux scientifiques d'établir le Big Bang comme la principale théorie cosmologique, dont la plupart des cosmologistes acceptent maintenant comme base pour leurs théories et leurs observations. Infiniment peu de chercheurs préconisent toujours pas d'une poignée de cosmologies alternatives, mais les cosmologistes professionnels conviennent généralement que le big bang explique le mieux observations. Cosmologie physique, grosso modo, traite les plus grandes objets de l'univers ( galaxies , grappes et superamas), découvrir les premiers objets distincts à se former ( quasars) et l'univers très tôt, quand il était presque homogène ( big bang chaud , l'inflation cosmique , rayonnement cosmique de fond et de la Weyl d'hypothèse de courbure).

La cosmologie est inhabituel dans la physique pour tirer fortement sur le travail des physiciens des particules de les expériences, et la recherche sur phénoménologie et même la théorie des cordes ; d' astrophysiciens ; de la relativité générale de la recherche; et de la physique des plasmas . Ainsi, la cosmologie unit la physique des plus grandes structures dans l'univers de la physique des plus petites structures dans l'univers.

L'énergie du cosmos

Éléments légers, principalement de l'hydrogène et de l'hélium, ont été créés dans le Big Bang . Ces éléments légers ont été réparties trop vite et trop éparse dans le processus Big Bang (voir nucléosynthèse) pour former les noyaux les plus stables de taille moyenne atomiques, comme le fer et le nickel. Ce fait permet de libération d'énergie plus tard, que ces éléments de taille intermédiaire sont formés dans notre ère. La formation de ces atomes pouvoirs les réactions libérant de l'énergie stables en étoiles , et contribue également à l'énergie des rejets soudains, comme dans novae. Effondrement gravitationnel de la matière dans les trous noirs est également pensé pour alimenter les processus les plus énergiques, généralement vus dans les centres des galaxies (voir quasars et en général galaxies actives).

Les cosmologistes sont encore incapables d'expliquer tous les phénomènes cosmologiques purement sur la base de classique connue formes d'énergie, par exemple ceux liés à la accélération de l'expansion de l'univers, et donc invoquer une forme encore inexplorée d'énergie appelée énergie sombre pour tenir compte de certaines observations cosmologiques. Une hypothèse est que l'énergie sombre est l'énergie de particules virtuelles (qui doit mathématiquement exister dans le vide en raison de la principe d'incertitude).

Il est impossible de définir sans ambiguïté l'énergie totale de l'univers de la meilleure théorie actuelle de la gravité, la relativité générale . En conséquence, il reste controversé si l'on peut véritablement dire que l'énergie totale est conservée dans un univers en expansion. Par exemple, chaque photon qui voyage à travers l'espace intergalactique perd de l'énergie en raison de la redshift effet. Cette énergie est évidemment pas transféré en tout autre système, semble donc être définitivement perdues. Néanmoins, certains cosmologistes insistent pour que l'énergie est conservée dans un certain sens.

Thermodynamique de l'univers est un champ d'étude à explorer qui forme d'énergie domine le cosmos - particules relativistes qui sont appelés rayonnement ou non relativistes particules qui sont désignés en tant que matière. Les premiers sont des particules dont masse au repos est nulle ou négligeable par rapport à leur énergie, et propose donc à la vitesse de la lumière ou très près de lui; ceux-ci sont des particules dont l'énergie cinétique est beaucoup plus faible que leur reposer la masse et donc se déplacer beaucoup plus lent que la vitesse de la lumière.

Comme l'univers est en expansion, à la fois matière et le rayonnement en elle deviennent dilué. Cependant, l'univers se refroidit également en baisse, ce qui signifie que l'énergie moyenne par particule se réduit avec le temps. Par conséquent, le rayonnement devient plus faible, et dilue plus rapidement que la matière. Ainsi, avec l'expansion de l'univers rayonnement devient moins dominante que la matière. Dans le rayonnement de l'univers très tôt dicte le taux de décélération de l'expansion de l'univers, et l'univers est dit être «rayonnement dominé». À certains moments plus tard, lorsque l'énergie moyenne par photon est à peu près 10 eV et inférieure, dicte que soit le taux de décélération et de l'univers est dit être «dominé par la matière». Le cas intermédiaire ne est pas bien traité analytiquement. Comme l'expansion continue de l'univers, dilue question plus loin et la constante cosmologique devient dominante, conduisant à une accélération de l'expansion de l'univers.

Histoire de la cosmologie physique

La cosmologie moderne développé le long tandem observation et pistes théoriques. En 1915, Albert Einstein a développé sa théorie de la relativité générale . À l'époque, les physiciens étaient préjugés de croire dans un univers parfaitement statique sans commencement ni fin. Einstein a ajouté une constante cosmologique à sa théorie pour essayer de forcer pour permettre une univers statique avec la matière en elle. L'univers soi-disant Einstein est, cependant, instable. Il est tenu de commencer à terme développant ou en contractant. Les solutions cosmologiques de la relativité générale ont été trouvés par Alexander Friedmann, dont les équations décrire la Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker univers, qui peut dilater ou se contracter.

Dans les années 1910, Vesto Slipher et plus tard Carl Wilhelm Wirtz interprété le décalage vers le rouge de nébuleuses spirales comme Décalage Doppler qui ont indiqué qu'elles éloignent de la Terre . Cependant, il est notoirement difficile de déterminer la distance des objets astronomiques: même se il est possible de mesurer leur taille angulaire il est généralement impossible de connaître leur taille réelle ou luminosité. Ils ne savaient pas que les nébuleuses étaient en fait des galaxies en dehors de notre propre Voie Lactée , pas plus qu'ils ne spéculent sur les implications cosmologiques. En 1927, le belge catholique romaine prêtre Georges Lemaître dérivé indépendamment les équations de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker et proposé, sur la base de la récession des nébuleuses spirales, que l'univers a commencé avec «l'explosion» d'une «primitive atome "-ce qu'on appellera plus tard le big bang. En 1929, Edwin Hubble a fourni une base d'observation pour la théorie de Lemaître. Hubble a prouvé que les nébuleuses spirales étaient des galaxies et mesuré leurs distances en observant Céphéides variables. Il a découvert une relation entre le décalage vers le rouge d'une galaxie et son luminosité. Il a interprété cela comme une preuve que les galaxies se éloignent dans toutes les directions à une vitesse (par rapport à la Terre) directement proportionnelle à leur distance. Ce fait est connu comme la loi de Hubble . La relation entre la distance et la vitesse, cependant, a été déterminée avec précision que relativement récemment: Hubble était éteint par un facteur de dix.

Compte tenu du principe cosmologique, la loi de Hubble a suggéré que l'univers était en expansion. Cette idée a permis deux possibilités opposées. L'un était la théorie du Big Bang de Lemaître, préconisé et développé par George Gamow. L'autre possibilité était Fred Hoyle de modèle de l'état d'équilibre dans lequel nouvelle question serait créé que les galaxies se éloignent les unes des autres. Dans ce modèle, l'univers est à peu près le même à ne importe quel point dans le temps.

Pour un certain nombre d'années, le soutien à ces théories a été répartie également. Toutefois, la preuve d'observation a commencé à soutenir l'idée que l'univers a évolué à partir d'un état dense chaud. Depuis la découverte du fond diffus cosmologique en 1965 il a été considéré comme le meilleur théorie de l'origine et de l'évolution du cosmos. Avant la fin des années 1960, beaucoup pensaient que le cosmologistes infiniment dense singularité à l'heure de début du modèle cosmologique de Friedmann a été un mathématique sur-idéalisation, et que l'univers était en récession avant d'entrer dans l'état dense chaud et commencer à élargir à nouveau. C'est Richard Tolman de univers oscillatoire. Dans les années soixante, Stephen Hawking et Roger Penrose a démontré que cette idée était impraticable et la singularité est une caractéristique essentielle de la gravité d'Einstein. Cela a conduit la majorité des cosmologistes d'accepter le Big Bang, l'univers dans lequel nous observons a commencé il ya un temps fini.

Histoire de l'Univers

L'histoire de l'univers est une question centrale dans la cosmologie. Selon la théorie standard de la cosmologie, l'histoire de l'univers est divisé en différentes périodes appelées époques, selon les forces dominantes et les processus dans chaque période. Le modèle cosmologique standard est connu comme ΛCDM modèle.

Équations du mouvement

Le équations du mouvement régissant l'univers dans son ensemble sont dérivées de la relativité générale avec un petit, positif constante cosmologique. La solution est un univers en expansion; en raison de cette expansion du rayonnement et de la matière dans l'univers sont refroidis et deviennent diluée. Au début, l'expansion est ralentie par gravitation due à la rayonnement et de la matière de contenu de l'univers. Cependant, comme ceux-ci deviennent diluée, le constante cosmologique devient plus dominante et l'expansion de l'univers commence à accélérer, plutôt que décélérer. Dans notre univers ce est déjà arrivé, il ya des milliards d'années.

Physique des particules en cosmologie

La physique des particules , qui traite des hautes énergies, est extrêmement important dans le comportement de l'univers primordial, car il faisait tellement chaud que la densité moyenne d'énergie était très élevée. Pour cette raison, processus de diffusion et désintégration de particules instables sont importantes en cosmologie.

En règle générale, un ou une dispersion processus de désintégration est cosmologiquement important dans une certaine époque cosmologique si son échelle de temps pertinente est inférieur ou comparable à l'échelle de temps de l'expansion de l'univers, qui est avec étant la constante de Hubble à cette époque. Ce est à peu près égal à l'âge de l'univers à l'époque.

Chronologie du Big Bang

Les observations suggèrent que l'univers que nous connaissons a commencé il ya environ 13,7 milliards d'années. Depuis lors, l'évolution de l'univers a traversé trois phases. L'univers très tôt, ce qui est encore mal comprise, était la fraction de seconde où l'univers était si chaud que particules avaient des énergies plus élevées que celles actuellement accessibles dans accélérateurs de particules sur Terre. Par conséquent, tandis que les fonctions de base de cette époque ont été élaborés dans la théorie du big bang, les détails sont largement basées sur des suppositions éclairées. Suite à cela, dans l'univers primitif, l'évolution de l'univers procédé selon connue physique des hautes énergies . Ce est alors que les premiers protons, électrons et neutrons formés, puis noyaux et enfin les atomes. Avec la formation d'hydrogène neutre, le fond diffus cosmologique a été émis. Enfin, l'époque de la formation de la structure a commencé, lorsque la matière a commencé à regrouper dans les premières étoiles et quasars, galaxies et, finalement, amas de galaxies et superamas formés. L'avenir de l'univers ne est pas encore fermement connu, mais selon le Modèle ΛCDM il continuera expansion à tout jamais.

Les domaines d'études

Ci-dessous, quelques-uns des domaines les plus actifs de l'enquête en cosmologie sont décrits, en ordre plus ou moins chronologique. Cela ne inclut pas la totalité de la cosmologie du Big Bang, qui est présenté dans calendrier cosmologique.

L'univers très tôt

Alors que le début, l'univers chaud semble être bien expliqué par le big bang, passant d'environ 10 ^-33 secondes avant, il ya plusieurs problèmes . L'une est qu'il n'y a aucune raison impérieuse, en utilisant la physique des particules actuelle, de se attendre à l'univers d'être plat, homogène et isotrope (voir le principe cosmologique). Par ailleurs, grandes théories unifiées de la physique des particules suggèrent qu'il devrait y avoir monopôles magnétiques dans l'univers, qui ne ont pas été trouvés. Ces problèmes sont résolus par une brève période de l'inflation cosmique , qui entraîne l'univers de planéité; lisse les anisotropies et inhomogénéités au niveau observé; et dilue de façon exponentielle les monopoles. Le modèle physique derrière l'inflation cosmique est extrêmement simple, mais il n'a pas encore été confirmée par la physique des particules, et il ya des problèmes difficiles à concilier l'inflation et la théorie quantique des champs . Certains cosmologistes pensent que la théorie des cordes et Brane cosmologie fournira une alternative à l'inflation.

Un autre problème majeur dans la cosmologie est ce qui a causé l'univers pour contenir plus de particules que antiparticules. Les cosmologistes peuvent utiliser Observations en rayons X de déduire que l'univers ne est pas divisé en régions de la matière et l'antimatière, mais est principalement fait de matière. Ce problème est appelé l'asymétrie baryonique, et la théorie pour décrire la résolution est appelé baryogénèse. La théorie de baryogénèse a été élaboré par Andrei Sakharov en 1967, et exige une violation de la physique des particules symétrie , appelée CP-symétrie, entre matière et antimatière. Les accélérateurs de particules, cependant, mesurent trop petit une violation de la symétrie CP-pour tenir compte de l'asymétrie baryonique. Cosmologistes et des physiciens des particules essaient de trouver d'autres violations de la CP-symétrie dans l'univers précoce qui pourrait expliquer l'asymétrie baryonique.

Tant les problèmes de baryogénèse et l'inflation cosmique sont très étroitement liés à la physique des particules et leur résolution pourraient venir de la théorie de l'énergie élevés et expérimenter, plutôt que par des observations de l'univers.

Big bang nucléosynthèse

Big Bang nucléosynthèse est la théorie de la formation des éléments de l'univers primordial. Il a terminé lorsque l'univers était âgé d'environ trois minutes et son température a chuté assez que la fusion nucléaire a cessé. Parce que le temps dans lequel big bang nucléosynthèse se est produite était si court, seuls les très éléments les plus légers ont été produites, contrairement à nucléosynthèse stellaire. A partir de l'hydrogène ions ( protons ), il produit principalement le deutérium, l'hélium-4 et de lithium . D'autres éléments ont été produites dans seulement l'abondance des traces. Bien que la théorie de base de la nucléosynthèse a été compris depuis des décennies (il a été développé en 1948 par George Gamow, Ralph Alpher et Robert Herman) ce est une sonde extrêmement sensible de la physique au moment du big bang, comme la théorie de la nucléosynthèse grand bang relie les abondances des éléments légers primordiaux avec les caractéristiques de l'univers primordial. Plus précisément, il peut être utilisé pour tester le Principe d'Equivalence, pour sonder la matière noire et d'essai la physique des neutrinos. Certains ont proposé que les cosmologistes grande nucléosynthèse bang suggère qu'il ya un quart des espèces «stériles» de neutrinos.

Fond diffus cosmologique

Le fond diffus cosmologique est un rayonnement laissés par découplage, lorsque atomes d'abord formés, et le rayonnement produit dans le big bang arrêtés Thomson diffusion d'ions chargés. Le rayonnement, observé pour la première en 1965 par Arno Penzias et Robert Woodrow Wilson, a une parfaite thermique spectre du corps noir. Il a une température de 2,7 kelvins aujourd'hui et est isotrope à une partie en 10 ^5. La théorie des perturbations cosmologique, qui décrit l'évolution de légères inhomogénéités dans l'univers primitif, a permis de calculer précisément les cosmologistes angulaire spectre de puissance du rayonnement, et il a été mesuré par les expériences récentes satellite ( COBE et WMAP) et de nombreuses expériences au sol et située ballonnet (tels que Degré angulaire échelle interféromètre, Cosmic Background Imager, et Boomerang). L'un des objectifs de ces efforts est de mesurer les paramètres de base de la Modèle Lambda-CDM avec l'augmentation de la précision, ainsi que pour tester les prédictions du modèle du big bang et de regarder d'une nouvelle physique. Les mesures récentes prises par WMAP, par exemple, ont imposé des limites sur les masses des neutrinos.

Expériences actuellement disponibles, tels que la Telescope et l'Atacama Cosmology Télescope CALME, tentent de mesurer la polarisation du fond diffus cosmologique, qui fournira une nouvelle confirmation de la théorie ainsi que des informations sur l'inflation cosmique, et les anisotropies secondaires dits, tels que le Effet Sunyaev-Zel'dovich et Effet Sachs-Wolfe, qui sont causées par l'interaction entre les galaxies et clusters avec le fond diffus cosmologique.

Formation et évolution de la structure à grande échelle

Comprendre la formation et l'évolution des structures plus grandes et les plus anciennes (ce est à dire, quasars, galaxies , grappes et superamas) est l'un des plus grands efforts dans la cosmologie. Les cosmologistes étudient un modèle de formation de la structure hiérarchique dans laquelle les structures se forment à partir de la base, avec de plus petits objets formant la première, tandis que les plus gros objets, comme superamas, sont toujours d'assemblage. La façon la plus simple pour étudier la structure de l'univers est d'étudier les galaxies visibles, afin de construire une image en trois dimensions des galaxies dans l'univers et de mesurer l'affaire spectre de puissance. Ce est l'approche de la Sloan numérique Sky Survey et de la Enquête Redshift Galaxy 2dF.

Un outil important pour comprendre la formation de la structure, qui est simulations cosmologistes utilisent pour étudier l'agrégation gravitationnelle de la matière dans l'univers, comme il en pôles de filaments, et superamas des vides. La plupart des simulations ne contiennent que des non-baryonique matière noire froide, ce qui devrait suffire pour comprendre l'univers sur les plus grandes échelles, car il ya beaucoup plus de matière sombre dans l'univers que visible, matière baryonique. Plus de simulations avancées commencent à inclure des baryons et d'étudier la formation des galaxies individuelles. Les cosmologistes étudient ces simulations pour voir si elles sont d'accord avec les enquêtes de galaxies et de comprendre toute divergence.

Autres techniques complémentaires, permettront cosmologistes pour mesurer la répartition de la matière dans l'univers lointain et de sonder réionisation. Ceux-ci comprennent:

• Le Forêt Lyman alpha, qui permet de mesurer les cosmologistes la distribution de gaz neutre de l'hydrogène atomique dans l'univers primitif, en mesurant l'absorption de la lumière de quasars lointains par le gaz.
• Le 21 centimètre raie d'absorption de l'hydrogène atomique neutre fournit également un test sensible de la cosmologie
• Lentille faible, la distorsion d'une image lointaine par lentille gravitationnelle en raison de la matière noire.

Ces aideront cosmologistes tranchent la question de savoir quand les premiers quasars formés.

Matière noire

Preuve de big bang nucléosynthèse, le fond cosmique micro-ondes et la formation de la structure suggère qu'environ 25% de la masse de l'univers est constitué de matière sombre non baryonique, alors que seulement 4% se compose de visible, matière baryonique. Les effets gravitationnels de la matière noire sont bien compris, car il se comporte comme froid, poussières non radiatif qui forme halos autour des galaxies. La matière noire n'a jamais été détecté dans le laboratoire: la nature de la physique des particules de matière noire est totalement inconnu. Cependant, il existe un certain nombre de candidats, comme une étable particule supersymétrique, un interagissant faiblement particule massive, une axion, et un Massive compact halo object. Alternatives à l'hypothèse de la matière noire incluent une modification de la gravité à petites accélérations ( MOND) ou un effet de cosmologie Brane.

La physique au centre de galaxies (voir noyaux actifs de galaxies, trou noir supermassif) peut donner quelques indices sur la nature de la matière noire.

L'énergie sombre

Si l'univers est d'être plat, il doit y avoir un composant supplémentaire qui composent 74% (en plus de la matière noire de 22% et 4% baryons) de la densité d'énergie de l'univers. Cela se appelle l'énergie noire. Afin de ne pas interférer avec la nucléosynthèse grand bang et le fond diffus cosmologique, il ne doit pas se regrouper dans des halos comme baryons et matière noire. Il existe des preuves solides d'observation pour l'énergie sombre, comme la masse totale de l'univers est connu, car il est mesuré à plat, mais la quantité de regroupement question est étroitement mesurée, et est beaucoup moins que cela. Le cas de l'énergie sombre a été renforcé en 1999, lorsque les mesures ont montré que l'expansion de l'univers a commencé à accélérer progressivement.

Cependant, en dehors de sa densité et ses propriétés de regroupement, on ne sait rien à propos de l'énergie sombre. la théorie quantique des champs prédit une constante cosmologique un peu comme l'énergie sombre, mais 120 ordres de grandeur trop grand. Steven Weinberg et un certain nombre de théoriciens des cordes (voir chaîne paysage) ont utilisé cela comme une preuve de la principe anthropique, ce qui suggère que la constante cosmologique est si petit parce que la vie (et donc physiciens, de faire des observations) ne peuvent pas exister dans un univers avec une grande constante cosmologique, mais beaucoup de gens trouvent cela une explication insatisfaisante. Autres explications possibles de l'énergie sombre comprennent quintessence ou une modification de la gravité sur les plus grandes échelles. L'effet sur la cosmologie de l'énergie sombre que ces modèles décrivent est donnée par l'énergie sombre de équation d'état, qui varie en fonction de la théorie. La nature de l'énergie sombre est l'un des problèmes les plus difficiles dans la cosmologie.

Une meilleure compréhension de l'énergie sombre est susceptible de résoudre le problème du sort ultime de l'univers . A l'époque actuelle cosmologique, l'expansion accélérée due à l'énergie sombre empêche structures de plus de superamas de se former. On ne sait pas si l'accélération se poursuivra indéfiniment, peut-être même de plus en plus jusqu'à ce qu'un grosse arnaque, ou si elle finira par se inverser.

Autres domaines d'enquête

Les cosmologistes étudient également:

• si trous noirs primordiaux ont été formés dans notre univers, et ce qui leur est arrivé.
• la GZK cutoff pour les rayons cosmiques de haute énergie, et si elle ne signale une défaillance de la relativité restreinte à haute énergie
• la principe d'équivalence, et si d'Einstein la théorie de la relativité générale est la théorie correcte de la gravitation , et si la fondamentale lois de la physique sont les mêmes partout dans l'univers.