Model kosmologiczny

Z Wikipedii

Termin model kosmologiczny najczęściej jest rozumiany jako zbiór równań matematycznych opisujących lokalną budowę i ewolucję Wszechświata na podstawie różnych hipotez przyjmowanych w kosmologii.

W szerszym znaczeniu model kosmologiczny to model opisujący globalny kształt Wszechświata.

Do najbardziej znanych modeli wszechświata w sensie lokalnym należą:

1. W modelach typu Friedmana-Lemaître'a-Robertsona-Walkera, jest możliwe definiowanie współrzędnych współporuszających się aby możliwe było określenie pojęcia czasu kosmologicznego, mimo iż jest to pojęcie mające charakter bardzej teoretyczny niż praktyczny. Nie można mówić o zmianach Wszechświata w czasie bez definicji czasu kosmologicznego. Modele te są jednorodne i izotropowe w każdym "momencie" czasu. Oznacza to, że w ustalonej "chwili" krzywizna przestrzeni jest stała. Przykładami takich modeli są:
   1. model kosmologiczny Friedmana gdzie stała kosmologiczna jest równa zero.
   2. model Einsteina, w którym stała kosmologiczna jest większa niż zero, przez co model ten jest statyczny. Natomiast stała Hubble'a jest równa zero przez co model ten jest niestabilny.
   3. model de Sittera, w którym stała kosmologiczna jest większa niż zero przez co rozszerza się w sposób wykładniczy.
   4. model Friedmana-Lemaître'a
      1. Na przykład model Eddington-Lemaître'a, który początkowo zachowuje się jak model Einsteina, a następnie jak model de Sittera.
   5. model Einsteina-de Sittera, który jest płaskim modelem kosmologicznym Friedmana
2. model stanu stacjonarnego Bondiego, Golda i Holye'a: oparty jest na założeniu, że parametry opisujące Wszechświat nie zmieniają się ani w czasie ani w przestrzeni. W modelu tym nie ma końca ani początku Wszechświata, a materia tworzy się "z niczego" . Model ten nie tłumaczy mikrofalowego promieniowania tła i jest powszechnie uważany za fałszywy.
   1. Jego nowszą wersją jest model stanu prawie-stacjonarnego, który dobrze tłumaczy mikrofalowe promieniowanie tła (link zewnętrzny na końcu).

Niektóre z modeli kosmologicznych nazywane są modelami gorącego Wszechświata ponieważ przewidują zaistnienie Wielkiego Wybuchu. Pewne modele (np. model de Sittera) nie przewidują Wielkiego Wybuchu.

Modelem najbardziej zgodnym z aktualnymi obserwacjami jest model Friedmana-Lemaître'a-Robertsona-Walkera, który jest prawie płaski i charakteryzuje się stałą kosmologiczną większą niż zero.

[edytuj] Zobacz też

• metryka Friedmana-Lemaître'a-Robertsona-Walkera

[edytuj] Linki zewnętrzne

• model Friedmana-Lemaître'a
• model stanu prawie-stacjonarnego (QSSM)
  • QSSM i mikrofalowe promieniowanie tła