| dbo:abstract
|
- مسألة التسطيح (المعروفة أيضًا باسم مسألة الشيخوخة) هي مسألة ضبط كوني ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. تنشأ مثل هذه المشكلات من ملاحظة أن بعض الشروط الأولية للكون تبدو مضبوطة وفقًا لقيم «خاصة» جدًا، وأن الانحرافات الصغيرة عن هذه القيم سيكون لها تأثيرات شديدة على ظهور الكون في الوقت الحالي. في حالة مسألة التسطيح، يكون الوسيط الذي يظهر بدقة هو كثافة المادة والطاقة في الكون. تؤثر هذه القيمة على انحناء الزمكان، مع وجود قيمة حرجة محددة للغاية مطلوبة لكون مسطح. لوحظ أن كثافة الكون الحالية قريبة جداً من هذه القيمة الحرجة. نظرًا لأن الكثافة الإجمالية تنطلق بسرعة من القيمة الحرجة عبر الزمن الكوني، يجب أن يكون للكون المبكر كثافة حتى أقرب إلى الكثافة الحرجة، مبتعدًا عنها بجزء واحد في 1062 أو أقل. هذا يقود علماء الكونيات إلى التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية عن كثب على هذه القيمة «الخاصة». ذكر روبرت ديكي المسألة لأول مرة في عام 1969. الحل الأكثر شيوعًا بين علماء الكونيات هو التضخم الكوني، فكرة أن الكون مر بفترة قصيرة من التوسع السريع للغاية في الأول جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم. جنبا إلى جنب مع مسألة الاحتكار ومسألة الأفق، مسألة التسطيح هي واحدة من الدوافع الرئيسية الثلاثة لنظرية التضخم. (ar)
- Das Flachheitsproblem ist ein kosmologisches Problem des Lambda-CDM-Modells, welches die Entwicklung des Universums beschreibt. Es entstammt der Beobachtung, dass in dem Lambda-CDM-Modell eine Feinabstimmung des Dichteparameters auf einen besonderen, kritischen Wert postuliert werden muss, da eine geringe Abweichung von diesem Wert extremen Einfluss auf das heutige Universum hätte. Das Problem wurde erstmals von Robert Dicke im Jahr 1969 erwähnt. Im Fall des Flachheitsproblems ist der Parameter, der eine solche Feinabstimmung erfordert, der Dichteparameter von Masse und Energie in der Friedmann-Gleichung. Für ein flaches Universum, wie es beobachtet wird, muss zur Planck-Zeit eine relative Abweichung des Dichteparameters von 1 bzw. der Dichte von ihrem kritischen Wert in maximal folgender Höhe angenommen werden: . Jede größere Abweichung würde mit der Zeit stark anwachsen, sodass die heute beobachtete Dichte, welche für ein flaches Universum erforderlich ist, nicht möglich wäre. Diese Feinabstimmung steht zwar nicht im Widerspruch zum Lambda-CDM-Modell, jedoch erscheint die Notwendigkeit einer so genauen Festlegung der Anfangsbedingungen unnatürlich. Die Frage, warum der Dichteparameter so nah an 1 liegt, ist im Rahmen des Lambda-CDM-Modells unbeantwortet. Die derzeit in der Kosmologie am meisten akzeptierte Lösung des Problems ist die kosmologische Inflation, bei der es in den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Urknall eine Phase sehr starker Expansion gab. Zusammen mit dem Horizontproblem und dem Problem stabiler magnetischer Monopole ist das Flachheitsproblem eine der drei Hauptprobleme des Lambda-CDM-Modells, welche die Motivation für Inflationstheorien sind. (de)
- El problema de planitud (también conocido como el problema de vejez) es un problema cosmológico dentro del modelo del Big Bang. El problema surge de la observación de que algunas condiciones del Universo parecen estar ligadas a valores muy "especiales", y que las pequeñas variaciones de estos valores tendrían efectos masivos en el Universo actual. En el caso del problema de planitud, el parámetro que parece tener valores especiales es la densidad de materia y energía en el universo. Este valor afecta la curvatura del espacio-tiempo con un valor crítico muy específico requerido para la existencia de un universo plano. Se cree que la densidad actual del Universo es muy cercana a este valor crítico. Debido a que la densidad total se aleja del valor crítico con el paso del tiempo, el universo joven debió haber tenido una densidad aún más cercana a la densidad crítica, alejándose por una parte en 1062 o menos. Esto llevó a los cosmólogos a preguntarse cómo llegó (la densidad inicial) a ser tan cercana a este valor "especial". El problema fue mencionado por primera vez por Robert Dicke en 1969. La solución más comúnmente aceptada entre cosmólogos es la inflación cósmica, la idea de que el Universo pasó por un breve periodo de expansión extremadamente rápida en la primera fracción de segundo después del Big Bang. Junto con el problema del monopolo magnético y el problema del horizonte, el problema de planitud es una de las tres razones principales del estudio de la teoría inflacionaria. (es)
- The flatness problem (also known as the oldness problem) is a cosmological fine-tuning problem within the Big Bang model of the universe. Such problems arise from the observation that some of the initial conditions of the universe appear to be fine-tuned to very 'special' values, and that small deviations from these values would have extreme effects on the appearance of the universe at the current time. In the case of the flatness problem, the parameter which appears fine-tuned is the density of matter and energy in the universe. This value affects the curvature of space-time, with a very specific critical value being required for a flat universe. The current density of the universe is observed to be very close to this critical value. Since any departure of the total density from the critical value would increase rapidly over cosmic time, the early universe must have had a density even closer to the critical density, departing from it by one part in 1062 or less. This leads cosmologists to question how the initial density came to be so closely fine-tuned to this 'special' value. The problem was first mentioned by Robert Dicke in 1969. The most commonly accepted solution among cosmologists is cosmic inflation, the idea that the universe went through a brief period of extremely rapid expansion in the first fraction of a second after the Big Bang; along with the monopole problem and the horizon problem, the flatness problem is one of the three primary motivations for inflationary theory. (en)
- Le problème de la platitude est présenté de façon coutumière comme la difficulté pour les théories d'expliquer que l'espace paraisse plat, c'est-à-dire que sa courbure ne soit pas détectable. En vérité le problème de la platitude témoigne de l'impossibilité pour nos théories actuelles de faire cohabiter le temps de Planck et l'âge de l'univers. (fr)
- Een vlak heelal is een heelal dat op grote schaal beschreven kan worden met de Euclidische meetkunde. De voor een vlak heelal is precies zo groot dat ze nadert tot nul en het heelal nooit samen zal trekken. De microgolfmetingen van de WMAP, waarvan de resultaten in 2003 beschikbaar kwamen wijzen met zeer grote precisie op een vlak heelal. De hypothese van de kosmische inflatie is in staat te verklaren waarom het heelal zo vlak en uniform is en ook een lage entropie heeft. (nl)
- 平坦性問題（へいたんせいもんだい、flatness problem）とはビッグバン宇宙論における微調整問題の一つである。宇宙のインフレーション仮説によって解決される。 膨張宇宙では、宇宙内部に含まれる物質やエネルギーによって作られる重力場によって宇宙膨張が減速を受ける傾向にある。宇宙に十分多くの質量が存在すれば、膨張は最終的に止まって宇宙は収縮に向かい、ビッグクランチと呼ばれる特異点に達する。このような宇宙の時空は正の曲率を持ち、「閉じた宇宙」と呼ばれる。それほど多くの質量がなければ、宇宙は単純に永遠に膨張を続けることになる。このような宇宙の時空は負の曲率を持ち、「開いた宇宙」と呼ばれる。両者の中間、すなわち宇宙の膨張率が0に向かって漸近するような宇宙は曲率0の時空を持ち、「平坦な宇宙」と呼ばれる。平坦な宇宙のエネルギー密度ρcを臨界密度と呼び、 [g/cm3] で与えられる。ここでhはハッブル定数を100[km/s/Mpc]で割った量（ハッブルパラメータ）である。観測から、現在の宇宙に於けるhの値は0.67程度なので、臨界密度ρcは約 1 × 10-29 g/cm-3 である。宇宙の実際の密度とこの臨界密度との比を密度パラメータと呼び、記号 Ω で表す。 （注：開いた空間ではビッグクランチは行われない。現宇宙が閉じた空間なのか開いた空間なのかは、現宇宙の末端が発見されていない以上、確定はできない。現宇宙が閉じた空間であることを前提として、Ω が 1.0前後ということになる。） 2005年現在の観測結果によると、Ω は 0.98 と 1.06 の間にあるとされている。言い換えれば、現在の我々の宇宙の密度は臨界密度に非常に近いか、あるいは正確に臨界密度に一致している。しかし宇宙論の基礎方程式から、もし宇宙のごく初期に Ω が 1 よりわずかに大きい値から始まったとすると、宇宙はあっという間につぶれてビッグクランチに達してしまうことが知られている。逆に Ω が1よりわずかに小さな値から始まったとすると、宇宙は非常に速く膨張してしまい、恒星や銀河が形成される時間がなかったはずである。宇宙創生から約140億年が経過している現在でもなお Ω が非常に1に近い値をとるためには、宇宙創生直後の Ω は約 1015分の1の精度で1に一致していた必要がある。 標準的なビッグバン理論では初期の宇宙のエネルギー密度はどんな値をとっていてもかまわないため、このように Ω が1に非常に近い状態から始まった必然性を説明できない。この問題は平坦性問題と呼ばれ、1960年代から1970年代にかけて、地平線問題と並ぶビッグバン理論の未解決問題とされてきた。 この問題は1980年代初めに提唱されたインフレーション宇宙の仮説によって解決される。インフレーション宇宙論では、宇宙が生まれた直後に宇宙のサイズが指数関数的に膨張する。よって、元々の宇宙が平坦でないどんな曲率を持っていたとしてもこのようなインフレーションの過程によって極端に引き伸ばされて平坦化され、宇宙の密度は自然に臨界密度にほぼ一致する値をとることになる。 (ja)
- Problem płaskości – problem kosmologiczny w modelu Wielkiego Wybuchu, związany z kształtem Wszechświata, a dokładniej znikomym zakrzywieniem jego czasoprzestrzeni. W XX w. obliczono, że gęstość materii we Wszechświecie bliska jest wartości krytycznej, która określa zerową krzywiznę przestrzeni (płaszczyznę), a co za tym idzie – przestrzeń nie wykazuje znacznej krzywizny. Problem ten porusza również kwestię, jak niewielkie odchylenie od wartości krytycznej wpłynęłoby na obecny obserwowalny Wszechświat. Z obliczeń wynika, że gdyby tuż po Wielkim Wybuchu gęstość materii/energii wynosiła 99,99% wartości krytycznej, w chwili obecnej wynosiłaby jedynie 10−11% tej wartości, a zatem przestrzeń charakteryzowałaby się globalnie znaczną krzywizną. Problem jest częściowo rozwiązany przez teorię inflacji kosmologicznej. (pl)
- O problema da planicidade é um problema cosmológico dentro do modelo Big Bang do universo. Esse problema surge da observação de que algumas das condições iniciais do universo parecem ser ajustadas a valores muito "especiais" e que pequenos desvios desses valores teriam efeitos extremos sobre as características do universo hoje observadas. No caso do problema da planicidade, o parâmetro que aparece bem afinado é a densidade de matéria e energia no universo. Esse valor afeta a curvatura do espaço-tempo, sendo necessário um valor crítico muito específico para que o universo seja plano. Observa-se que a densidade atual do universo é muito próxima desse valor crítico. Uma vez que a densidade total se afasta rapidamente do valor crítico à medida que o tempo passa, o universo primitivo deve ter tido uma densidade ainda mais próxima da densidade crítica, diferindo dela por uma parte em 1062 ou menos. Isso leva cosmólogos a questionarem como a densidade inicial veio a ser tão estreitamente ajustada a este valor "especial". O problema foi mencionado pela primeira vez por Robert Dicke em 1969. A solução mais comumente aceita entre os cosmólogos é a inflação cósmica, a ideia de que o universo passou por um breve período de expansão extremamente rápida na primeira fração de segundo depois do Big Bang. Juntamente com o problema do monopolo magnético e o problema do horizonte, o problema da planicidade é uma das três principais motivações da teoria inflacionária. (pt)
|
| rdfs:comment
|
- Le problème de la platitude est présenté de façon coutumière comme la difficulté pour les théories d'expliquer que l'espace paraisse plat, c'est-à-dire que sa courbure ne soit pas détectable. En vérité le problème de la platitude témoigne de l'impossibilité pour nos théories actuelles de faire cohabiter le temps de Planck et l'âge de l'univers. (fr)
- Een vlak heelal is een heelal dat op grote schaal beschreven kan worden met de Euclidische meetkunde. De voor een vlak heelal is precies zo groot dat ze nadert tot nul en het heelal nooit samen zal trekken. De microgolfmetingen van de WMAP, waarvan de resultaten in 2003 beschikbaar kwamen wijzen met zeer grote precisie op een vlak heelal. De hypothese van de kosmische inflatie is in staat te verklaren waarom het heelal zo vlak en uniform is en ook een lage entropie heeft. (nl)
- مسألة التسطيح (المعروفة أيضًا باسم مسألة الشيخوخة) هي مسألة ضبط كوني ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. تنشأ مثل هذه المشكلات من ملاحظة أن بعض الشروط الأولية للكون تبدو مضبوطة وفقًا لقيم «خاصة» جدًا، وأن الانحرافات الصغيرة عن هذه القيم سيكون لها تأثيرات شديدة على ظهور الكون في الوقت الحالي. ذكر روبرت ديكي المسألة لأول مرة في عام 1969. الحل الأكثر شيوعًا بين علماء الكونيات هو التضخم الكوني، فكرة أن الكون مر بفترة قصيرة من التوسع السريع للغاية في الأول جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم. جنبا إلى جنب مع مسألة الاحتكار ومسألة الأفق، مسألة التسطيح هي واحدة من الدوافع الرئيسية الثلاثة لنظرية التضخم. (ar)
- The flatness problem (also known as the oldness problem) is a cosmological fine-tuning problem within the Big Bang model of the universe. Such problems arise from the observation that some of the initial conditions of the universe appear to be fine-tuned to very 'special' values, and that small deviations from these values would have extreme effects on the appearance of the universe at the current time. (en)
- Das Flachheitsproblem ist ein kosmologisches Problem des Lambda-CDM-Modells, welches die Entwicklung des Universums beschreibt. Es entstammt der Beobachtung, dass in dem Lambda-CDM-Modell eine Feinabstimmung des Dichteparameters auf einen besonderen, kritischen Wert postuliert werden muss, da eine geringe Abweichung von diesem Wert extremen Einfluss auf das heutige Universum hätte. Das Problem wurde erstmals von Robert Dicke im Jahr 1969 erwähnt. . (de)
- El problema de planitud (también conocido como el problema de vejez) es un problema cosmológico dentro del modelo del Big Bang. El problema surge de la observación de que algunas condiciones del Universo parecen estar ligadas a valores muy "especiales", y que las pequeñas variaciones de estos valores tendrían efectos masivos en el Universo actual. (es)
- 平坦性問題（へいたんせいもんだい、flatness problem）とはビッグバン宇宙論における微調整問題の一つである。宇宙のインフレーション仮説によって解決される。 膨張宇宙では、宇宙内部に含まれる物質やエネルギーによって作られる重力場によって宇宙膨張が減速を受ける傾向にある。宇宙に十分多くの質量が存在すれば、膨張は最終的に止まって宇宙は収縮に向かい、ビッグクランチと呼ばれる特異点に達する。このような宇宙の時空は正の曲率を持ち、「閉じた宇宙」と呼ばれる。それほど多くの質量がなければ、宇宙は単純に永遠に膨張を続けることになる。このような宇宙の時空は負の曲率を持ち、「開いた宇宙」と呼ばれる。両者の中間、すなわち宇宙の膨張率が0に向かって漸近するような宇宙は曲率0の時空を持ち、「平坦な宇宙」と呼ばれる。平坦な宇宙のエネルギー密度ρcを臨界密度と呼び、 [g/cm3] で与えられる。ここでhはハッブル定数を100[km/s/Mpc]で割った量（ハッブルパラメータ）である。観測から、現在の宇宙に於けるhの値は0.67程度なので、臨界密度ρcは約 1 × 10-29 g/cm-3 である。宇宙の実際の密度とこの臨界密度との比を密度パラメータと呼び、記号 Ω で表す。 (ja)
- Problem płaskości – problem kosmologiczny w modelu Wielkiego Wybuchu, związany z kształtem Wszechświata, a dokładniej znikomym zakrzywieniem jego czasoprzestrzeni. W XX w. obliczono, że gęstość materii we Wszechświecie bliska jest wartości krytycznej, która określa zerową krzywiznę przestrzeni (płaszczyznę), a co za tym idzie – przestrzeń nie wykazuje znacznej krzywizny. Problem ten porusza również kwestię, jak niewielkie odchylenie od wartości krytycznej wpłynęłoby na obecny obserwowalny Wszechświat. Z obliczeń wynika, że gdyby tuż po Wielkim Wybuchu gęstość materii/energii wynosiła 99,99% wartości krytycznej, w chwili obecnej wynosiłaby jedynie 10−11% tej wartości, a zatem przestrzeń charakteryzowałaby się globalnie znaczną krzywizną. (pl)
- O problema da planicidade é um problema cosmológico dentro do modelo Big Bang do universo. Esse problema surge da observação de que algumas das condições iniciais do universo parecem ser ajustadas a valores muito "especiais" e que pequenos desvios desses valores teriam efeitos extremos sobre as características do universo hoje observadas. (pt)
|
