Spis treści
Kosmologia obserwacyjna
Kosmologia obserwacyjna – dział astronomii, a dokładnie astrofizyki, zajmujący się badaniem Wszechświata, jego kształtu i ewolucji (do największej możliwej skali, po horyzont cząstek). Kosmologia obserwacyjna bazuje na kosmologii teoretycznej, tworzącej formalizmy matematyczne w postaci matematycznych modeli Wszechświata.
Podstawę kosmologii fizycznej (czyli kosmologii teoretycznej i kosmologii obserwacyjnej) stanowi obecnie ogólna teoria względności, dzięki której tworzone są modele Wszechświata.
Powszechnie przyjmowany jest model zakładający ewolucję Wszechświata od stanu o bardzo dużej gęstości i temperaturze (często uważa się, iż był to stan osobliwy, czyli taki, w którym wartości te były nieskończone, a obszar, w którym miało to miejsce, miał rozmiar albo zerowy, albo nieskończony, zależnie od modelu), który od chwili początkowej zaczyna się rozszerzać (Wielki Wybuch), jednocześnie stygnąc.
Obserwacyjne podstawy kosmologii
[edytuj | edytuj kod]- prawo Hubble’a
- pierwotna nukleosynteza
- własności promieniowania tła (promieniowania reliktowego), modelowanego jako promieniowanie ciała doskonale czarnego
- struktura wielkoskalowa (rozkład galaktyk i ich gromad)
Opis ekspansji Wszechświata
[edytuj | edytuj kod]- współrzędne współporuszające się
- metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera – przestrzeń metryczna
- równania Friedmana-Lemaître'a
- forma Wszechświata: globalna i lokalna
- Wielki Wybuch
- Wszechświat de Sittera
- Horyzont cząsteczek (zobacz też horyzont zdarzeń)
- historia modeli relatywistycznych
Elementy współczesnej kosmologii teoretycznej
[edytuj | edytuj kod]Era | Początek ery | Gęstość g/cm³ | Temperatura [K] |
---|---|---|---|
Era Plancka | 10−44 s | 1093 | 1033 |
Ewentualna Era inflacji | 10−35 s | 10? | 10? |
Era hadronowa | 10−23 s | 10? | 10? |
Era leptonowa | 10−4 s | 1014 | 1012 |
Era promieniowania | 10 s | 104 | 1010 |
Era materii | 105 lat | 10−21 | 30 000 |
Cieplna historia Wszechświata, według Standardowego Modelu Kosmologicznego
[edytuj | edytuj kod]Od niejednorodności do powstania struktury wielkoskalowej we Wszechświecie – formowanie się galaktyk i ich ewolucja
[edytuj | edytuj kod]- niestabilność grawitacyjna (kryterium Jeansa)
- niejednorodności promieniowania tła
- powstawanie i ewolucja zaburzeń gęstości
Współczesne testy obserwacyjne modeli Wszechświata
[edytuj | edytuj kod]- prawo Hubble’a
- ciemna materia barionowa i niebarionowa
- ciemna energia
- widmo mocy mikrofalowego promieniowania tła, wielkoskalowe zaburzenia gęstości materii, wielkoskalowe zaburzenia statystyczne grupowania galaktyk
- formowanie się galaktyk
- soczewkowanie grawitacyjne
- soczewkowanie topologiczne
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]Linki zewnętrzne
[edytuj | edytuj kod]- Jerzy Sikorski: KOSMOLOGIA – kilka ciekawych problemów. [w:] Urania – Postępy Astronomii [on-line]. [dostęp 2014-07-30]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-01-23)].