Strukturdannelse - Structure formation

En del av en serie på
Fysisk kosmologi
Big Bang   · Univers Alder i universet Kronologi av universet
Tidlig univers Planck-epoke Stor foreningsepoke Elektrosvak epoke Quark-epoke Hadron-epoken Lepton-epoke Fotonepoke Big Bang nukleosyntese Inflasjon Mørke tider Stelliferous Era Bakgrunner Kosmisk bakgrunnsstråling (CBR) Gravitasjonsbølgebakgrunn (GWB) Kosmisk mikrobølgeovn bakgrunn (CMB)   · Kosmisk nøytrino bakgrunn (CNB) Kosmisk infrarød bakgrunn (INB)
Utvidelse  · Fremtid Hubbles lov   · Rødforskyvning Utvidelse av universet Akselererende utvidelse av universet Comoving og riktig avstand FLRW-metrisk   · Friedmann-ligninger Inhomogen kosmologi Tidslinje for den fjerne fremtid Fremtiden for et voksende univers Universets ultimate skjebne Varm universets død Big Rip Stor knase Stor sprett Falsk vakuumråte Little Rip Proton forfall Virtuelt svart hull
Komponenter  · Struktur Komponenter Lambda-CDM-modell Baryonic materie Eksotisk materie Degenerert materie Neutronium QCD betyr noe Merkelig sak Negativ sak Energi Negativ energi Nullpunkt energi Vakuumenergi Stråling Bakgrunnsstråling Mørk energi Kvintessens Fantom energi Mørk materie Kald mørk materie Varm mørk materie Blandet mørk materie Varm mørk materie Lys mørk materie Selvvirkende mørk materie Scalar felt mørk materie Mørk stråling Mørk væske Mørk flyt Speil saken Struktur Form av universet Reionisering   · Strukturdannelse Galaksedannelse Multiverse Univers Observerbart univers Hubble-volum Storskala struktur Stor kvasargruppe Galaxy filament Supercluster Galaxy-klynge Galaxy-gruppe Lokal gruppe Galaxy Halo av mørk materie Stjerneklynge Solsystemet Planetarisk system Tomrom
Eksperimenter BOOMERANG Kosmisk bakgrunnsutforsker (COBE) Dark Energy Survey Euklid Illustris-prosjekt Vera C. Rubin observatorium Planck plassobservatorium Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") UniverseMachine Wilkinson Mikrobølgeovn Anisotropy Probe (WMAP)
Forskere Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Sannhet Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Gni inn Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Faghistorie Funn av kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen Big Bang-teoriens historie Religiøse tolkninger av Big Bang-teorien Tidslinje for kosmologiske teorier
Kategori   Astronomiportal
v t e

I fysisk kosmologi er strukturdannelse dannelse av galakser, galaksehoper og større strukturer fra små svingninger i tidlig tetthet. Den universet , som nå er kjent fra observasjoner av kosmisk bakgrunnsstråling stråling, begynte i en varm, tett, nesten uniform tilstand omtrent 13,8 milliarder år siden . Imidlertid ser man på nattehimmelen i dag, strukturer på alle skalaer, fra stjerner og planeter til galakser. På enda større skalaer er galaksehoper og arklignende strukturer av galakser skilt av enorme hulrom som inneholder få galakser. Strukturformasjon forsøker å modellere hvordan disse strukturene dannes av gravitasjons ustabilitet av små tidlige krusninger i romtetthet.

Den moderne Lambda-CDM- modellen lykkes med å forutsi den observerte storskala fordeling av galakser, klynger og hulrom; men på skalaen til individuelle galakser er det mange komplikasjoner på grunn av svært ikke-lineære prosesser som involverer baryonisk fysikk, gassoppvarming og -kjøling, stjernedannelse og tilbakemelding. Å forstå prosesser for galaksedannelse er et hovedtema for moderne kosmologiforskning, både via observasjoner som Hubble Ultra-Deep Field og via store datasimuleringer.

Oversikt

Under nåværende modeller ble strukturen til det synlige universet dannet i følgende trinn:

Veldig tidlig univers

På dette stadiet var en eller annen mekanisme, som kosmisk inflasjon , ansvarlig for å etablere universets innledende forhold: homogenitet, isotropi og flathet. Kosmisk inflasjon ville også ha forsterket små kvantesvingninger (preinflasjon) til små tetthetsryper av overdensitet og underdensitet (postinflasjon).

Vekst av struktur

Det tidlige universet ble dominert av stråling; i dette tilfellet vokser tetthetssvingninger som er større enn den kosmiske horisonten proporsjonalt med skaleringsfaktoren, ettersom gravitasjonspotensielle svingninger forblir konstante. Strukturer mindre enn horisonten forble i det vesentlige frosne på grunn av strålingsdominans som hindret vekst. Etter hvert som universet utvidet seg, faller strålingstettheten raskere enn materie (på grunn av rød forskyvning av foton energi); dette førte til en crossover kalt likestilling mellom materie og stråling ~ 50.000 år etter Big Bang. Etter dette kunne alle krusninger av mørk materie vokse fritt og danne frø som baryonene senere kunne falle i. Størrelsen av universet ved denne tidsperioden danner en omsetning i saken effektspektrum som kan måles i store rødforskyvning undersøkelser .

Rekombinasjon

Universet ble dominert av stråling for det meste av dette stadiet, og på grunn av den intense varmen og strålingen ble urhydrogenet og helium fullstendig ionisert til kjerner og frie elektroner. I denne varme og tette situasjonen kunne ikke strålingen (fotoner) bevege seg langt før Thomson spredte seg fra et elektron. Universet var veldig varmt og tett, men utvidet seg raskt og avkjølte derfor. Til slutt, litt under 400 000 år etter "smellet", ble det kult nok (rundt 3000 K) til at protonene kunne fange negativt ladede elektroner og danne nøytrale hydrogenatomer. (Heliumatomer dannet seg noe tidligere på grunn av deres større bindingsenergi). Når nesten alle ladede partikler var bundet i nøytrale atomer, interagerte ikke fotonene lenger med dem og var fritt til å forplante seg de neste 13,8 milliarder årene; For øyeblikket oppdager vi de fotonene som er redskiftet med en faktor 1090 ned til 2,725 K som den kosmiske mikrobølgeovnens bakgrunnsstråling ( CMB ) som fyller dagens univers. Flere bemerkelsesverdige rombaserte oppdrag ( COBE , WMAP , Planck ) har oppdaget svært små variasjoner i tettheten og temperaturen til CMB. Disse variasjonene var subtile, og CMB ser nesten like ut i alle retninger. Imidlertid er de små temperaturvariasjonene i rekkefølge noen få deler i 100.000 av enorm betydning, for de var egentlig "frø" som alle etterfølgende komplekse strukturer i universet til slutt utviklet seg fra.

Teorien om hva som skjedde etter universets første 400.000 år, er en hierarkisk strukturdannelse: de mindre gravitasjonsbundne strukturer som materietopper som inneholder de første stjernene og stjerneklyngene som ble dannet først, og disse smeltet sammen med gass og mørk materie for å danne galakser, etterfulgt av grupper, klynger og superklynger av galakser.

Veldig tidlig univers

Det veldig tidlige universet er fremdeles en dårlig forstått epoke, sett fra grunnleggende fysikk. Den rådende teorien, kosmisk inflasjon , gjør en god jobb med å forklare den observerte flathet , homogenitet og isotropi i universet, samt fraværet av eksotiske relikvipartikler (for eksempel magnetiske monopol ). En annen spådom som ble utarbeidet av observasjon er at små forstyrrelser i uruniverset sår den senere strukturdannelsen. Disse svingningene, selv om de danner grunnlaget for all struktur, fremstår tydeligst som små temperatursvingninger på en del av 100.000. (For å sette dette i perspektiv, vil det samme nivået av svingninger på et topografisk kart over USA ikke ha noen funksjon som er høyere enn noen få centimeter.) Disse svingningene er kritiske, fordi de gir frøene som de største strukturene kan vokse fra og til slutt kollapse for å danne galakser og stjerner. COBE (Cosmic Background Explorer) ga den første påvisningen av de indre svingningene i den kosmiske mikrobølgeovnens bakgrunnsstråling på 1990-tallet.

Disse forstyrrelsene antas å ha en veldig spesifikk karakter: de danner et tilfeldig gaussisk felt hvis kovariansfunksjon er diagonal og nesten skala-invariant. Observerte svingninger ser ut til å ha akkurat denne formen, og i tillegg er spektralindeksen målt ved WMAP - spektralindeksen måler avviket fra et skala-invariant (eller Harrison-Zel'dovich) spektrum - nesten verdien som er forutsagt av det enkleste og mest robuste modeller for inflasjon. En annen viktig egenskap ved urforstyrrelsene, at de er adiabatiske (eller isentropiske mellom de forskjellige typer materier som komponerer universet), blir spådd av kosmisk inflasjon og er bekreftet av observasjoner.

Andre teorier om det meget tidlige universet er blitt foreslått som påstås å komme med lignende spådommer, for eksempel brangasskosmologi, syklisk modell , pre-big bang-modell og holografisk univers , men de forblir begynnende og er ikke allment akseptert. Noen teorier, som kosmiske strenger , har i stor grad blitt tilbakevist av stadig mer presise data.

Horisontproblemet

Den fysiske størrelsen på Hubble-radiusen (hel linje) som en funksjon av universets skaleringsfaktor. Den fysiske bølgelengden til en forstyrrelsesmodus (stiplet linje) vises også. Plottet illustrerer hvordan forstyrrelsesmodusen går ut av horisonten under kosmisk inflasjon for å komme inn under strålingsdominans. Hvis kosmisk inflasjon aldri skjedde, og strålingsdominansen fortsatte tilbake til en gravitasjons singularitet , ville modusen aldri ha gått ut av horisonten i det veldig tidlige universet.

Et viktig begrep i strukturdannelse er forestillingen om Hubble-radiusen , ofte kalt bare horisonten, da den er nært knyttet til partikkelhorisonten . Hubble-radiusen, som er relatert til Hubble-parameteren som , hvor er lysets hastighet , definerer, grovt sett, volumet til det nærliggende universet som nylig (i den siste utvidelsestiden) har vært i kausal kontakt med en observatør. Siden universet utvides kontinuerlig, reduseres energitettheten kontinuerlig (i fravær av virkelig eksotisk materie som fantomenergi ). Den Friedmann ligning angår energitettheten i universet til Hubble parameter og viser at radien Hubble er stadig økende. ${\ displaystyle H}$${\ displaystyle R = c / H}$${\ displaystyle c}$

Den horisonten problem med big bang kosmologi sier at uten inflasjon, forstyrrelser var aldri i årsaks kontakt før de kom inn i horisonten og dermed homogenitet og isotropi av, for eksempel, kan de storskala galakse distribusjoner ikke forklares. Dette er fordi i en vanlig Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker-kosmologi øker Hubble-radiusen raskere enn rommet utvider seg, så forstyrrelser kommer bare inn i Hubble-radiusen, og blir ikke presset ut av utvidelsen. Dette paradokset løses av kosmisk inflasjon, noe som antyder at Hubble-radiusen var nesten konstant under en fase med rask ekspansjon i det tidlige universet. Dermed skyldes isotropi i stor skala kvantesvingninger produsert under kosmisk inflasjon som skyves utenfor horisonten.

Urplasma

Slutten av inflasjon kalles oppvarming når inflasjonspartiklene forfaller til et varmt, termisk plasma av andre partikler. I denne epoken er energiinnholdet i universet helt stråling, med standard modellpartikler som har relativistiske hastigheter. Når plasma avkjøles, antas det at baryogenese og leptogenese oppstår når kvark-gluon-plasmaet avkjøles, oppstår elektrosvak symmetribrudd , og universet blir hovedsakelig sammensatt av vanlige protoner , nøytroner og elektroner . Som universet videre nedkjølingen, Big Bang nucleosynthesis oppstår og små mengder av deuterium , helium og litium kjerner er opprettet. Når universet avkjøles og utvides, begynner energien i fotoner å skifte bort, partikler blir ikke-relativistiske og vanlig materie begynner å dominere universet. Etter hvert begynner atomer å danne seg når frie elektroner binder seg til kjerner. Dette undertrykker Thomsons spredning av fotoner. Kombinert med universets sjeldenhet (og påfølgende økning i den gjennomsnittlige frie banen til fotoner), gjør dette universet gjennomsiktig og den kosmiske mikrobølgebakgrunnen sendes ut ved rekombinasjon ( overflaten til den siste spredningen ).

Akustiske svingninger

Urplasmaet ville hatt veldig små overdensiteter av materie, antatt å ha kommet fra utvidelsen av kvantesvingninger under inflasjon. Uansett kilde, tiltrekker disse overdensitetene tyngdekraften. Men den intense varmen fra de nær konstante foton-materie-interaksjonene i denne epoken søker ganske kraftig termisk likevekt, noe som skaper en stor mengde ytre trykk. Disse motvirkende kreftene for tyngdekraft og trykk skaper svingninger, analoge med lydbølger skapt i luft av trykkforskjeller.

Disse forstyrrelsene er viktige, siden de er ansvarlige for den subtile fysikken som resulterer i den kosmiske mikrobølgebakgrunnsanisotropien. I denne epoken svinger amplituden av forstyrrelser som kommer inn i horisonten sinusformet, med tette regioner som blir mer sjeldne og deretter blir tette igjen, med en frekvens som er relatert til størrelsen på forstyrrelsen. Hvis forstyrrelsen svinger et integrert eller halvintegralt antall ganger mellom å komme inn i horisonten og rekombinasjon, ser det ut som en akustisk topp av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsanisotropien. (En halvsvingning, på hvilken en tett regionen blir en rarefied region eller vice versa, vises som en topp fordi anisotropien blir vist som et effektspektrum , så underdensities bidra til strøm like mye som overdensities). Den fysikk som bestemmer den detaljerte toppstrukturen til mikrobølgeovnens bakgrunn er komplisert, men disse svingningene gir essensen.

Lineær struktur

Utvikling av to forstyrrelser til ΛCDM homogen big bang-modellen. Mellom inn i horisonten og avkobling vokser forstyrrelsen av mørk materie (stiplet linje) logaritmisk, før veksten akselererer i materiens dominans. På den annen side, mellom å komme inn i horisonten og frakobling, svinger forstyrrelsen i baryon-fotonvæsken (hel linje) raskt. Etter frakobling vokser den raskt for å matche den dominerende materien forstyrrelse, mørk materie modus.

En av de viktigste erkjennelsene som ble gjort av kosmologer på 1970- og 1980-tallet, var at flertallet av materieinnholdet i universet ikke var sammensatt av atomer , men snarere en mystisk materieform kjent som mørk materie. Mørk materie samhandler gjennom tyngdekraften , men den består ikke av baryoner , og det er kjent med veldig høy nøyaktighet at den ikke avgir eller absorberer stråling . Den kan være sammensatt av partikler som samhandler gjennom den svake interaksjonen , for eksempel nøytrinoer , men den kan ikke være sammensatt helt av de tre kjente typer nøytrinoer (selv om noen har antydet at det er en steril nøytrino ). Nyere bevis indikerer at det er omtrent fem ganger så mye mørk materie som baryonisk materie, og dermed blir dynamikken i universet i denne epoken dominert av mørk materie.

Mørk materie spiller en avgjørende rolle i strukturdannelsen fordi den bare føler tyngdekraften: gravitasjonsjeansens ustabilitet som gjør det mulig å danne kompakte strukturer motsettes ikke av noen kraft, for eksempel strålingstrykk . Som et resultat begynner mørk materie å kollapse i et komplekst nettverk av mørke materiehaloer i god tid før vanlig materie, som hindres av trykkrefter. Uten mørk materie ville epoken med dannelse av galakser forekomme vesentlig senere i universet enn det som er observert.

Strukturdannelsens fysikk i denne epoken er spesielt enkel, da forstyrrelser av mørk materie med forskjellige bølgelengder utvikler seg uavhengig. Når Hubble-radiusen vokser i det ekspanderende universet, omfatter den større og større forstyrrelser. Under materiens dominans vokser alle årsaksforstyrrelser av mørk materie gjennom tyngdeklynger. Imidlertid har forstyrrelser med kortere bølgelengder som er inkludert under strålingsdominans, deres vekst forsinket til materiens dominans. På dette stadiet forventes lysende, baryonisk materie å speile utviklingen av det mørke stoffet enkelt, og deres fordelinger bør spore hverandre nøye.

Det er greit å beregne dette "lineære effektspektrumet", og som et verktøy for kosmologi er det av sammenlignbar betydning med den kosmiske mikrobølgebakgrunnen. Galaxy-undersøkelser har målt kraftspektret, for eksempel Sloan Digital Sky Survey , og ved undersøkelser av Lyman-α-skogen . Siden disse studiene observerer stråling som sendes ut fra galakser og kvasarer, måler de ikke mørkt materiale direkte, men det forventes at storstilt fordeling av galakser (og absorpsjonslinjer i Lyman-α-skogen) vil speile fordelingen av mørkt materiale nøye . Dette avhenger av det faktum at galakser vil være større og flere i tettere deler av universet, mens de vil være relativt knappe i sjeldne områder.

Ikke-lineær struktur

Når forstyrrelsene har vokst tilstrekkelig, kan en liten region bli vesentlig tettere enn den gjennomsnittlige tettheten i universet. På dette punktet blir den involverte fysikken vesentlig mer komplisert. Når avvikene fra homogenitet er små, kan det mørke stoffet behandles som en trykkløs væske og utvikles ved veldig enkle ligninger. I regioner som er betydelig tettere enn bakgrunnen, må den fulle Newtonske gravitasjonsteorien tas med. (Den newtonske teorien er passende fordi massene som er involvert er mye mindre enn de som kreves for å danne et svart hull , og tyngdekraftshastigheten kan ignoreres ettersom lysovergangstiden for strukturen fremdeles er mindre enn den karakteristiske dynamiske tiden.) En tegn på at de lineære og flytende tilnærmingene blir ugyldige, er at mørkt materie begynner å danne etsende der banene til tilstøtende partikler krysser, eller partikler begynner å danne baner. Disse dynamikkene forstås best ved hjelp av N- body-simuleringer (selv om en rekke semi-analytiske ordninger, som Press-Schechter-formalismen , kan brukes i noen tilfeller). Selv om disse simuleringene i prinsippet er ganske enkle, er de i praksis tøffe å implementere, da de krever simulering av millioner eller til og med milliarder av partikler. Dessuten, til tross for det store antallet partikler, veier hver partikkel vanligvis 10 ⁹ solmasser, og diskretiseringseffekter kan bli betydelige. Den største slike simuleringen fra 2005 er Millennium-simuleringen .

Resultatet av N- kroppssimuleringer antyder at universet i stor grad består av hulrom , hvis tetthet kan være så lav som en tidel av det kosmologiske gjennomsnittet. Saken kondenserer i store filamenter og glorier som har en intrikat nettlignende struktur. Disse danner galaksegrupper , klynger og superklynger . Mens simuleringene ser ut til å stemme overens med observasjoner, blir deres tolkning komplisert av forståelsen av hvordan tette akkumuleringer av mørk materie ansporer galaksedannelse. Spesielt dannes det mange flere små glorier enn vi ser i astronomiske observasjoner som dverggalakser og kulehoper . Dette er kjent som problemet med dverggalaksen , og det er foreslått en rekke forklaringer. De fleste forklarer det som en effekt i den kompliserte fysikken til galakseformasjon, men noen har antydet at det er et problem med vår modell av mørk materie, og at en eller annen effekt, for eksempel varm mørk materie , forhindrer dannelsen av de minste gloriene.

Gassutvikling

Den siste fasen i evolusjonen kommer når baryoner kondenserer i sentrum av galaksehaloer for å danne galakser, stjerner og kvasarer . Mørk materie akselererer sterkt dannelsen av tette haloer. Ettersom mørk materie ikke har strålingstrykk, er dannelsen av mindre strukturer fra mørk materie umulig. Dette er fordi mørk materie ikke kan spre vinkelmoment, mens vanlig baryonisk materie kan kollapse for å danne tette gjenstander ved å spre vinkelmoment gjennom strålingskjøling . Å forstå disse prosessene er et enormt vanskelig beregningsproblem, fordi de kan involvere tyngdekraftsfysikken, magnetohydrodynamikken , atomfysikken , kjernefysiske reaksjoner , turbulens og til og med generell relativitet . I de fleste tilfeller er det ennå ikke mulig å utføre simuleringer som kan sammenlignes kvantitativt med observasjoner, og det beste som kan oppnås er tilnærmet simuleringer som illustrerer de viktigste kvalitative egenskapene til en prosess som en stjernedannelse.

Modellering av strukturdannelse

Øyeblikksbilde fra en datasimulering av strukturdannelse i stor skala i et Lambda-CDM- univers.

Kosmologiske forstyrrelser

Mye av vanskeligheten, og mange av tvister, med å forstå universets storskala struktur kan løses ved å bedre forstå valg av måler i generell relativitet . Ved skalar-vektor-tensor dekomponering , inkluderer beregningen fire skalare perturbasjoner, to vektor forstyrrelser, og en tensor forstyrrelse. Bare de skalære forstyrrelsene er signifikante: vektorene blir eksponentielt undertrykt i det tidlige universet, og tensormodusen gir bare et lite (men viktig) bidrag i form av primitiv gravitasjonsstråling og B-modusene til den kosmiske mikrobølgebakgrunnspolarisasjonen. To av de fire skalære modusene kan fjernes ved en fysisk meningsløs koordinattransformasjon. Hvilke moduser som elimineres bestemmer det uendelige antallet mulige målerfester . Den mest populære måleren er newtonsk måler (og den nært beslektede konforme newtonske måleren), der de beholdte skalarene er de newtonske potensialene Φ og Ψ, som tilsvarer nøyaktig den newtonske potensielle energien fra Newtons tyngdekraft. Mange andre målere brukes, inkludert synkron måler , som kan være en effektiv måler for numerisk beregning (den brukes av CMBFAST ). Hver måler inneholder fremdeles noen ufysiske grader av frihet. Det er en såkalt gauge-invariant formalisme, der bare gauge invariante kombinasjoner av variabler blir vurdert.

Inflasjon og innledende forhold

De opprinnelige forholdene for universet antas å oppstå fra skalaen til uendelige kvantemekaniske svingninger av kosmisk inflasjon . Forstyrrelsen av bakgrunnsenergitettheten på et gitt punkt i rommet blir deretter gitt av et isotropisk , homogent Gaussisk tilfeldig felt med gjennomsnittlig null. Dette betyr at den romlige Fourier-transformasjonen av - har følgende korrelasjonsfunksjoner${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ ${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = f (k) \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

hvor er den tredimensjonale Dirac delta-funksjonen og er lengden på . Videre er spekteret som er forutsagt av inflasjon nesten uforanderlig , noe som betyr ${\ displaystyle \ delta ^ {(3)}}$${\ displaystyle k = | \ mathbf {k} |}$${\ displaystyle \ mathbf {k}}$

${\ displaystyle \ langle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t) {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k} ', t) \ rangle = k ^ {n_ {s} -1} \ delta ^ {(3)} (\ mathbf {k} - \ mathbf {k '})}$ ,

hvor er et lite tall. Til slutt er de innledende forholdene adiabatiske eller isentrope, noe som betyr at den fraksjonelle forstyrrelsen i entropien til hver art av partikler er lik. De resulterende spådommene passer veldig godt med observasjoner, men det er et konseptuelt problem med det fysiske bildet som er presentert ovenfor. Kvantetilstanden som kvantesvingningene ekstraheres fra, er faktisk fullstendig homogen og isotrop, og det kan derfor ikke argumenteres for at kvantesvingningene representerer de primære inhomogenitetene og anisotropiene. Tolkningen av kvanteusikkerhet i verdien av inflasjonsfeltet (som er hva de såkalte kvantesvingningene egentlig er) som om de var statistiske svingninger i et gaussisk tilfeldig felt følger ikke av anvendelsen av standardregler for kvanteteorien. Spørsmålet presenteres noen ganger i form av "kvante til klassisk overgang", som er en forvirrende måte å referere til det aktuelle problemet, da det er svært få fysikere, om noen, som vil hevde at det er noen enhet som virkelig er klassisk på grunnleggende nivå. Faktisk bringer vurderingen av disse problemene oss ansikt til ansikt med det såkalte måleproblemet i kvanteteorien. Hvis noe blir problemet forverret i den kosmologiske sammenhengen, ettersom det tidlige universet ikke inneholder enheter som kan anses å spille rollen som "observatører" eller "måleinstrumenter", som begge er essensielle for standardbruk av kvantemekanikk. . Den mest populære holdningen blant kosmologer, i denne forbindelse, er å stole på argumenter basert på dekoherens og en eller annen form for " Many Worlds Interpretation " av kvanteteori. Det er en intens pågående debatt om rimeligheten til den stillingen. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Se også

Referanser