Teoria stării staționare

Inflație – Nucleosinteză
GWB – Fondul de neutrini
Fondul de microunde cosmice

Descalarea spre roșu – Legea lui Hubble
Expansiunea metrică a spațiului
Friedmann ecuații
MetricaFLRW

Forma universului
Formarea structurilor
Formarea galaxiilor
Formarea galaxiilor
Galaxii mari-scale structure

Modelul Lambda-CDM
Energie întunecată – Materie întunecată

Cronologia cosmologiei….

Cosmologie observațională
2dF – SDSS
CoBE – BOOMERanG – WMAP

Einstein – Hawking . Friedman – Lemaître – Hubble – Penzias – Wilson – Gamow – Dicke – Zel’dovich – Mather – Smoot

Cosmologie fizică
Universul – Big Bang Vârsta universului Timpul Big Bang-ului Sfârșitul ultim al universului	Universul timpuriu	Expansiunea universului	Formarea structurilor	Componente	Istorie	Experimente cosmologice	Științifici

În cosmologie, teoria stării staționare (cunoscută și sub numele de teoria Universului infinit sau a creației continue) este un model dezvoltat în 1948 de Fred Hoyle, Thomas Gold, Hermann Bondi și alții ca o alternativă la teoria Big Bang-ului (cunoscută, de obicei, ca modelul cosmologic standard). În viziunea staționară, materia nouă este creată continuu pe măsură ce universul se extinde, astfel încât principiul cosmologic perfect este respectat. Deși modelul a avut un număr mare de susținători în rândul cosmologilor în anii 1950 și 1960, numărul susținătorilor a scăzut simțitor la sfârșitul anilor 1960, odată cu descoperirea radiației cosmice de fond cu microunde, iar astăzi a rămas doar un număr foarte mic de susținători. Importanța cheie a modelului de stare staționară este că, în calitate de concurent al Big Bang-ului, a fost un impuls în generarea unora dintre cele mai importante cercetări în astrofizică, o mare parte dintre acestea ajungând în cele din urmă să susțină teoria Big Bang-ului.

Vizualizare generală

Teoria stării staționare a lui Bondi, Gold și Hoyle a fost inspirată de intriga circulară a filmului Dead of Night pe care l-au urmărit împreună. Calculele teoretice arătau că un univers static era imposibil în cadrul relativității generale, iar observațiile lui Edwin Hubble demonstraseră că universul era în expansiune. Teoria stării staționare afirmă că, deși universul este în expansiune, totuși nu-și schimbă aspectul în timp (principiul cosmologic perfect); nu are nici început și nici sfârșit.

Teoria presupune că trebuie să se creeze continuu materie nouă (mai ales sub formă de hidrogen) pentru a menține densitatea medie a materiei egală în timp. Cantitatea necesară este mică și nu este direct detectabilă: aproximativ o masă solară de barioni pe megaparsec cubic pe an sau aproximativ un atom de hidrogen pe metru cub pe miliard de ani, cu aproximativ de cinci ori mai multă materie întunecată. O astfel de rată de creație ar provoca, totuși, efecte observabile la scări cosmologice.

O caracteristică neatractivă din punct de vedere estetic a teoriei este că formarea spontană de materie nouă postulată ar trebui, probabil, să includă deuteriu, heliu și o cantitate mică de litiu, precum și hidrogen obișnuit, deoarece niciun mecanism de nucleosinteză în stele sau prin alte procese nu explică abundența observată de deuteriu și heliu 3. (În modelul Big Bang, deuteriul primordial este fabricat direct după „bang”, înainte de existența primelor stele).

Teoria inflației haotice are multe asemănări cu teoria stării staționare, însă la o scară mult mai mare decât cea avută în vedere inițial.

Probleme

Problemele cu Teoria Stadiului Staționar au început să apară la sfârșitul anilor 1960, când observațiile au susținut aparent ideea că universul era de fapt în schimbare: quasarii și galaxiile radio au fost găsite doar la distanțe mari (de ex, deplasare spre roșu și, prin urmare, din cauza vitezei finite a luminii, în trecut), nu în galaxii mai apropiate. În timp ce teoria Big Bang prezicea acest lucru, Steady State a prezis că astfel de obiecte vor fi găsite peste tot, inclusiv în apropierea propriei noastre galaxii.

Pentru majoritatea cosmologilor, respingerea teoriei Steady State a venit odată cu descoperirea radiației cosmice de fond cu microunde în 1965, care a fost prezisă de teoria Big Bang. Stephen Hawking a declarat că faptul că a fost descoperită radiația de microunde, despre care se credea că ar fi rămas de la Big Bang, a fost „ultimul cui în sicriul teoriei stării de echilibru”. În cadrul teoriei stării de echilibru, această radiație de fond este rezultatul luminii provenite de la stelele antice, care a fost împrăștiată de praful galactic. Cu toate acestea, această explicație a fost neconvingătoare pentru majoritatea cosmologilor, deoarece fondul cosmic de microunde este foarte neted, ceea ce face dificilă explicarea modului în care a apărut din surse punctiforme, iar fondul de microunde nu prezintă nicio dovadă a unor caracteristici precum polarizarea, care sunt în mod normal asociate cu împrăștierea. În plus, spectrul său este atât de apropiat de cel al unui corp negru ideal, încât cu greu ar putea fi format prin suprapunerea contribuțiilor de la aglomerări de praf la diferite temperaturi, precum și la diferite deplasări spre roșu. Steven Weinberg scria în 1972:

Modelul staționar nu pare să fie în concordanță cu relația dL versus z observată sau cu numărul de surse … Într-un anumit sens, dezacordul este un merit al modelului; singur printre toate cosmologiile, modelul de stare staționară face predicții atât de precise încât poate fi infirmat chiar și cu dovezile observaționale limitate de care dispunem. Modelul staționar este atât de atractiv încât mulți dintre adepții săi încă mai păstrează speranța că dovezile împotriva lui vor dispărea odată cu îmbunătățirea observațiilor. Cu toate acestea, dacă radiația cosmică de fond cu microunde … este într-adevăr o radiație de corp negru, va fi greu de pus la îndoială faptul că universul a evoluat dintr-un stadiu timpuriu mai cald și mai dens.

De atunci, teoria Big Bang a fost considerată a fi cea mai bună descriere a originii universului. În majoritatea publicațiilor astrofizice, Big Bang-ul este implicit acceptat și este folosit ca bază a unor teorii mai complete.

Câmp C

Bondi și Gold nu au propus nici un mecanism de creare a materiei cerut de Teoria Stadiului Staționar, dar Hoyle a propus existența a ceea ce el a numit „C-câmp C”, unde „C” vine de la „Creație”. Câmpul C are o presiune negativă, ceea ce îi permite să conducă expansiunea constantă a cosmosului, creând în același timp materie nouă, menținând densitatea materiei la scară largă aproximativ constantă; în acest sens, câmpul C este similar cu câmpul inflaton utilizat în inflația cosmică. Din acest motiv, concepția lui Hoyle despre starea staționară din 1948 încorporează multe caracteristici care au apărut ulterior atât în cosmologia inflaționistă, cât și în universul în accelerare observat recent, care poate fi modelat în termenii unei constante cosmologice în modelul universului lui Einstein.

Câmpul C și noțiunea de univers în stare cvasi-staționară are, de asemenea, o oarecare asemănare cu teoria inflației haotice sau inflația eternă, care uneori postulează un univers infinit, fără început și fără sfârșit, în care inflația operează continuu, la o scară dincolo de universul observabil, pentru a crea materia cosmosului. Cu toate acestea, atât starea staționară, cât și cea cvasi-staționară afirmă că evenimentele de creare a universului (noi atomi de hidrogen în cazul stării staționare) pot fi observate în cadrul universului observabil, în timp ce teoriile inflaționiste nu postulează inflația ca fiind un proces continuu în cadrul universului observabil.

Cosmologia în stare cvasi-staționară

Cosmologia în stare cvasi-staționară (QSS) a fost propusă în 1993 de Fred Hoyle, Geoffrey Burbidge și Jayant V. Narlikar ca o nouă versiune a ideilor privind starea staționară, menită să explice caracteristici suplimentare care nu au fost luate în considerare în propunerea inițială. Teoria sugerează existența unor focare de creație care au loc de-a lungul timpului în cadrul universului, denumite uneori minibang-uri, evenimente de mini-creație sau mici bang-uri. După observarea unui univers în curs de accelerare, au fost făcute noi modificări ale modelului. Cosmologii din curentul principal care au analizat QSS au evidențiat defecte și discrepanțe cu observațiile lăsate neexplicate de susținători.

A se vedea și

• Teoria Big Bang-ului
• Materie întunecată
• Edwin Hubble
• Quasar

Note

• Farmer, Billy L. 1997. Univers Alternatives: Emerging Concepts of Size, Age, Structure, and Behavior, 2nd ed. El Paso, TX: B.L. Farmer. ISBN 0964998343
• Hoyle, Fred, Geoffrey R. Burbidge, și Jayant Vishnu Narlikar. 2001. A Different Approach to Cosmology (O abordare diferită a cosmologiei): From a Static Universe Through the Big Bang Towards Reality. Cambridge, Marea Britanie: Cambridge Univ. Press. ISBN 0521662230
• Hoyle, F., G. Burbidge, și J.V. Narlikar. 1993. A quasi-steady state cosmological model with creation of matter. The Astrophysical Journal. 410:437-457.
• —. Teoria de bază care stă la baza modelului cosmologic de stare cvasi-staționară. Proc. R. Soc. A 448:191.
• Mitton, Simon. 2005. Conflict in the Cosmos: Fred Hoyle’s Life in Science. Washington, DC: Joseph Henry Press. ISBN 0309093139
• Weinberg, Steven. 1972. Gravitation and Cosmology: Principles and Applications of the General Theory of Relativity. New York: Wiley. ISBN 0471925675

Toate linkurile recuperate la 3 ianuarie 2020.

• Hoyle, F., G. Burbidge, and J.V. Narlikar. Apr. 1994. Astrophysical deductions from the quasi-steady state cosmology Royal Astronomical Society Monthly Notices 267:1007-1019.
• —. Aug. 1994. „Erratum: Astrophysical deductions from the quasi-steady state Royal Astronomical Society Monthly Notices 269:1152.
• —. Sep. 1994. Further astrophysical quantities expected in a quasi-steady state Universe Astronomy and Astrophysics 289(3): 729-739. ISSN 0004-6361.
• —. 14 decembrie 1994. Notă la un comentariu al lui Edward L. Wright Astrophysics. Abstract. 14 decembrie 1994. (arXiv:astro-ph/9412045v1).
• Wright, Edward L. 7 martie 2008. Errors in the Steady State and Quasi-SS Models
• —. 20 octombrie 1994. Comentarii asupra Cosmologiei Quasi-Steady-State Cosmologie Astrofizică. Abstract. (arXiv:astro-ph/9410070v1).