Kuuma Universumi mudel

Kuuma Universumi mudel on kosmoloogiline mudel, milles Universumi areng algab elementaarosakestest koosneva tiheda kuuma plasma olekust ja jätkub edasise adiabaatilise kosmoloogilise paisumisega. 1940. aastatel väljapakutud kuuma Universumi mudelit korrigeeriti ja täpsustati 1980. aastatel, kui loodi Universumi inflatsioonimudel, mis võimaldas kõrvaldada mitmeid vastuolusid.

Kuuma universumi mudeli pakkus esmakordselt välja 1947. aastal George Gamow. Kuuma Universumi mudelist tulenev kõige olulisem vaatlusprognoos on kosmilise mikrolaine-taustkiirguse olemasolu, mille spekter on väga lähedane ioonide (peamiselt vesinik ja heelium) ja elektronide neutraalseteks aatomiteks rekombinatsiooni hetkel tekkinud absoluutselt musta keha spektrile temperatuuriga umbes 2,7 kelvinit. Seda tõestasid veenvalt COBE pardal FIRAS-seadmega saadud näidud.

Universumi suuremastaabilise struktuuri tekkimine mudeli raames toimub gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu esialgsete ebahomogeensuste kasvu tagajärjel. Kuuma Universumi mudeli põhiprobleem selles aspektis on ebahomogeensuste esialgne spekter, mida selles mudelis ei seletata, vaid see on postuleeritud või võetud mõõtmistest.

Kuuma universumi mudeli elementaarosakeste päritolu on spontaanse sümmeetria rikkumise abil kirjeldatud alates 1970. aastate lõpust.

Kuuma Universumi teooria ei sõltu Suure Paugu olemasolust või puudumisest – olenemata algsingulaarsuse olemasolust, mida gravitatsiooni kvantteooria peaks kirjeldama. Samas peetakse kuuma Universumi mudelit pärast kosmilise mikrolaine-taustkiirguse anisotroopia avastamist ja mõõtmist vaatlustega nii hästi kinnitatuks, et on tekkinud segadus mõistete kasutamisel ja sageli kui räägitakse Suurest Paugust, mõeldakse selle all just kuuma Universumi mudelit.

Viited

Kategooria:Kosmoloogilised mudelid