Wszechświat Friedmana
Z Wikipedii
Wszechświat Friedmana to model kosmologiczny wszechświata, wynikający z równania Friedmana, gdzie przyjmuje się, że stała kosmologiczna wynosi 0. Jest to podstawowe równanie kosmologii, a kosmologowie rozwiązują je, przyjmując różne założenia dotyczące materialnej zawartości wszechświata. Równanie to opisuje ekspansję czyli rozszerzanie się wszechświata. Występuje w nim stała k , która jest niezależna od miejsca w przestrzeni. Jest ona parametrem opisującym lokalną geometrię wszechświata, stąd nazywamy ją krzywizną. Interpretacji tej stałej dostarcza nam ogólna teoria względności.
Przyjmując różne wartości k, otrzymujemy trzy różne możliwe geometrie wszechświata:
- k=0 - wszechświat płaski: suma kątów w trójkacie = 180 stopni, obowiązuje geometria Euklidesowa
- k>0 - wszechświat sferyczny, inaczej Wszechświat zamknięty: suma kątów w trójkącie > 180 stopni, obowiązuje geometria sferyczna (Wszechświat rozszerza się, osiąga maksymalne rozmiary, a następnie kurczy się do bardzo małych rozmiarów)
- k<0 - wszechświat hiperboliczny, inaczej Wszechświat otwarty: suma kątów w trójkącie < 180 stopni, obowiązuje geometria hiperboliczna inaczej Łobaczewskiego
Ekspansję Wszechświata należy rozumieć jako ekspansję samej przestrzeni, która odbywa się tak, iż zachowana jest w danym czasie kosmologicznym izotropowość ekspansji (nie wyróżnianie żadnego kierunku przestrzennego). Ekspansja jest obserwowalna jako oddalanie się od siebe całych galaktyk (a nawet raczej ich gromad) i podlega prawu Hubble'a. Sama ekspansja jest mierzalna dopiero w skali setnych megaparseków. W tej skali Wszechświat jest względnie jednorodny (jego gęstość nie podlega znacznym fluktuacjom), a galaktyki oddalają się od siebie ze stałymi prędkościami wynikającymi z prawa Hubble'a.
Ekspansja wszechświata, tzn. fakt, że wszystko we wszechświecie oddala się od siebie (im jest dalej, tym większą ma prędkość ucieczki), jest jednym z podstawowych faktów kosmologii obserwacyjnej. O prędkości tej można wnioskować na podstawie np. przesunięcia ku czerwieni widm elektromagnetycznych galaktyk, które jest spowodowane efektem Dopplera.
