Wszechświat Friedmana
Z Wikipedii, wolnej encyclopedia
Wszechświat Friedmana – model kosmologiczny Wszechświata, wynikający z równań Friedmana, gdzie przyjmuje się, że stała kosmologiczna wynosi 0.
Są to podstawowe równania kosmologii, a ich rozwiązań szuka się, przyjmując różne założenia dotyczące materialnej zawartości Wszechświata. Opisują one ekspansję, czyli rozszerzanie się Wszechświata. Występuje w nich stała k, która jest niezależna od miejsca w przestrzeni. Jest ona parametrem opisującym lokalną geometrię Wszechświata, stąd nazywa się ją krzywizną. Interpretacji tej stałej dostarcza ogólna teoria względności.
Przyjmując różne wartości k, otrzymujemy trzy różne możliwe geometrie Wszechświata:
- k=0 (Wszechświat płaski): suma kątów w trójkącie = 180 stopni, obowiązuje geometria Euklidesowa
- k>0 (Wszechświat sferyczny lub 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 lub inaczej Wszechświat otwarty): suma kątów w trójkącie < 180 stopni, obowiązuje geometria hiperboliczna, inaczej Łobaczewskiego[1]
Ekspansję Wszechświata należy rozumieć jako ekspansję samej przestrzeni, która odbywa się z zachowaniem w danym czasie kosmicznym jej izotropowości (niewyróżniania żadnego kierunku przestrzennego). Ekspansja jest obserwowalna jako oddalanie się od siebie całych galaktyk (a dokładniej gromad) i podlega prawu Hubble’a. Sama ekspansja jest mierzalna dopiero w skali setek megaparseków. W tej skali Wszechświat jest względnie jednorodny (jego gęstość nie podlega znacznym fluktuacjom), a galaktyki oddalają się od siebie z prędkościami proporcjonalnymi do względnych odległości, zgodnie z prawem Hubble’a.
Ekspansja Wszechświata jest jednym z podstawowych faktów kosmologii obserwacyjnej. O jej prędkości można wnioskować na podstawie np. przesunięć ku czerwieni, widm elektromagnetycznych galaktyk, które w kosmologii wynikają z „puchnięcia” samej przestrzeni, obserwowanego w postaci efektu Dopplera.