20-кылымдын башында Альберт Эйнштейн аттуу жаш илимпоз жарык менен массанын касиеттерин жана алардын бири-бири менен кандай байланышы бар экенин изилдеген. Анын ой жүгүртүүлөрүнүн натыйжасы салыштырмалуулук теориясы болгон. Анын эмгектери азыркы физиканы жана астрономияны бүгүнкү күндө да сезилип жаткан жол менен өзгөрттү. Ар бир студент масса менен энергиянын кандай байланышта экенин түшүнүү үчүн атактуу E=MC2 теңдемесин изилдейт. Бул Космостун бар экендигинин негизги фактыларынын бири.
Космологиялык константа деген эмне?
Эйнштейндин жалпы салыштырмалуулук теңдемелери канчалык терең болсо да, алар бир маселени коюшкан. Ал ааламда масса менен жарыктын кантип бар экенин, алардын өз ара аракеттенүүсү статикалык (б.а. кеңейбеген) ааламга алып келиши мүмкүн экенин түшүндүрүүгө аракет кылган. Тилекке каршы, анын теңдемелери анын же жыйрылып же кеңейип, түбөлүккө улана берерин, бирок акыры жыйрыла турган чекке жете турганын алдын ала айткан.
Бул ага туура эмес сезилгендиктен, Эйнштейн тартылуу күчүн кармоонун жолун түшүндүрүшү керек болчу,статикалык ааламды түшүндүрүү. Анткени, анын убагындагы физиктердин жана астрономдордун көбү ушундай деп ойлошкон. Ошентип, Эйнштейн «космологиялык константа» деп аталган Фудж факторун ойлоп тапты, ал теңдемелерге тартипти берип, кеңейбеген жана жыйрылбаган ааламды пайда кылды. Ал космостун вакуумундагы энергиянын тыгыздыгын билдирген "ламбда" (грек тамгасы) белгисин ойлоп тапкан. Ал кеңейүүнү көзөмөлдөйт жана анын жоктугу бул процессти токтотот. Эми космологиялык теорияны түшүндүрүү үчүн фактор керек болчу.
Кантип эсептөө керек?
Альберт Эйнштейн 1915-жылдын 25-ноябрында жалпы салыштырмалуулук теориясынын (GR) биринчи версиясын коомчулукка сунуштаган. Эйнштейндин баштапкы теңдемелери төмөнкүдөй болгон:
Азыркы дүйнөдө космологиялык константа:
Бул теңдеме салыштырмалуулук теориясын сүрөттөйт. Ошондой эле, константа ламбда мүчөсү деп да аталат.
Галактикалар жана кеңейип жаткан Аалам
Космологиялык константа нерселерди ал күткөндөй оңдогон жок. Чынында, ал иштеген, бирок бир азга гана. Космологиялык константа маселеси чечиле элек.
Бул дагы бир жаш окумуштуу Эдвин Хаббл алыскы галактикалардагы өзгөрүлмө жылдыздарга терең байкоо жүргүзгөнгө чейин уланды. Алардын бүлбүлдөөсү бул космостук түзүлүштөргө чейинки аралыктарды жана башкаларды ачып берди.
Хабблдын иши көрсөттүАалам башка көптөгөн галактикаларды камтыганын гана эмес, ал кеңейип баратканын, эми биз бул процесстин ылдамдыгы убакыттын өтүшү менен өзгөрөрүн билебиз. Бул негизинен Эйнштейндин космологиялык туруктуулугун нөлгө түшүргөн жана улуу илимпоз өзүнүн божомолдорун кайра карап чыгууга аргасыз болгон. Окумуштуулар аны толугу менен ташташкан жок. Бирок, кийинчерээк Эйнштейн өзүнүн туруктуулугун жалпы салыштырмалуулукка кошууну жашоосундагы эң чоң жаңылыштык деп атады. Бирок ушундайбы?
Жаңы космологиялык константа
1998-жылы Хаббл телескобу менен иштеген окумуштуулар тобу алыскы суперноваларды изилдеп жатып, таптакыр күтүүсүз нерсени байкашкан: ааламдын кеңейүүсү ылдамдап баратат. Анын үстүнө процесстин темпи алар күткөндөй эмес жана буга чейин да болгон.
Аалам массага толгондугун эске алсак, кеңейүү ушунчалык кичинекей болсо да басаңдашы логикалык көрүнөт. Ошентип, бул ачылыш теңдемелер жана Эйнштейндин космологиялык константасы алдын ала айткан нерселерге карама-каршы келгендей көрүндү. Астрономдор кеңейүүнүн көрүнүктүү ылдамданышын кантип түшүндүрүүнү түшүнүшкөн жок. Эмне үчүн, бул кандай болуп жатат?
Суроолорго жооптор
Акселерацияны жана ал жөнүндөгү космологиялык түшүнүктөрдү түшүндүрүү үчүн окумуштуулар баштапкы теориянын идеясына кайтып келишти.
Алардын акыркы божомолдору кара энергия деп аталган нерсенин бар экенин жокко чыгарбайт. Бул көрүнбөй турган, сезилбеген, бирок анын таасирин өлчөөгө мүмкүн болгон нерсе. Бул караңгылык менен бирдейзат: анын таасири жарыкка жана көрүнүүчү материяга кандай таасир этээри менен аныкталышы мүмкүн.
Астрономдор бул кара энергиянын эмне экенин али билишпейт. Бирок, алар мунун ааламдын кеңейүүсүнө таасирин тийгизерин билишет. Бул процесстерди түшүнүү үчүн байкоо жана талдоо үчүн көбүрөөк убакыт талап кылынат. Балким, космологиялык теория ушунчалык жаман идея эместир? Анткени, муну кара энергия бар деп айтуу менен түшүндүрсө болот. Сыягы, бул чындык жана окумуштуулар кошумча түшүндүрмөлөрдү издеши керек.
Башында эмне болду?
Эйнштейндин баштапкы космологиялык модели сфералык геометриясы бар статикалык бир тектүү модель болгон. Заттын гравитациялык таасири бул түзүлүштө ылдамданууну пайда кылды, аны Эйнштейн түшүндүрө алган жок, анткени ал убакта ааламдын кеңейип жатканы билинчү эмес. Ошондуктан окумуштуу өзүнүн жалпы салыштырмалуулук теңдемелерине космологиялык константты киргизген. Бул константа заттын гравитациялык тартылышына каршы туруу үчүн колдонулат, ошондуктан ал тартылууга каршы эффект катары сүрөттөлгөн.
Омега Ламбда
Космологиялык константтын ордуна изилдөөчүлөр көбүнчө ага байланыштуу энергиянын тыгыздыгы менен ааламдын критикалык тыгыздыгынын ортосундагы байланышка кайрылышат. Бул маани, адатта, төмөнкүчө белгиленет: ΩΛ. Жалпак ааламда ΩΛ анын энергия тыгыздыгынын бир бөлүгүнө туура келет, бул дагы космологиялык константа менен түшүндүрүлөт.
Бул аныктама азыркы доордун критикалык тыгыздыгына байланыштуу экенин эске алыңыз. Ал убакыттын өтүшү менен өзгөрөт, бирок тыгыздыгыэнергия, космологиялык константадан улам, ааламдын бүткүл тарыхында өзгөрүүсүз калат.
Келгиле, заманбап илимпоздор бул теорияны кантип иштеп чыгышканын карап көрөлү.
Космологиялык далил
Учурдагы ылдамдануучу ааламды изилдөө азыр абдан активдүү, көптөгөн ар кандай эксперименттер өтө ар түрдүү убакыт масштабдарын, узундуктарды жана физикалык процесстерди камтыйт. Космологиялык CDM модели түзүлдү, анда Аалам жалпак жана төмөнкү мүнөздөмөлөргө ээ:
- энергиянын тыгыздыгы, бул бариондук заттын 4%ке жакынын түзөт;
- 23% караңгы зат;
- космологиялык туруктуулуктун 73%.
Космологиялык константты азыркы маанисине жеткирген критикалык байкоонун натыйжасы стандарттуу шамдар катары колдонулган алыскы типтеги Ia (0<z<1) суперновалардын жайлап бара жаткан ааламда күтүлгөндөн алсызыраак болушунун ачылышы болду. Ошондон бери көптөгөн топтор бул жыйынтыкты көбүрөөк суперновалар жана кызылга жылышуулардын кеңири диапазону менен тастыкташты.
Келгиле кененирээк түшүндүрүп берели. Учурдагы космологиялык ой жүгүртүүдө өзгөчө мааниге ээ, өтө жогорку кызылга жылышуу (z>1) суперновалардын күтүлгөндөн да жаркыраганын байкоолор болуп саналат, бул биздин учурдагы тездетүү мезгилине чейинки басаңдоо убактысынан күтүлгөн белги. 1998-жылы супернова натыйжалары чыкканга чейин, салыштырмалуу тездик үчүн жол ачкан бир нече далилдер бар болчу.суперновалардын жардамы менен ааламдын ылдамдануу теориясын кабыл алуу. Атап айтканда, алардын үчөө:
- Аалам эң эски жылдыздардан жаш болуп чыкты. Алардын эволюциясы жакшы изилденген жана аларды глобулярдуу кластерлерде жана башка жерлерде байкоолор эң байыркы түзүлүштөрдүн жашы 13 миллиард жылдан ашканын көрсөтүп турат. Муну бүгүн ааламдын кеңейүү ылдамдыгын өлчөө жана Биг Бенг учуруна чейин карап көрүү менен салыштырсак болот. Аалам азыркы ылдамдыгына чейин жайласа, анда жашы азыркы ылдамдыгына чейин ылдамдагандан азыраак болмок. Жалпак, бир гана материядан турган ааламдын жашы болжол менен 9 миллиард жыл болмок, бул эң эски жылдыздардан бир нече миллиард жылга жаш экенин эске алганда негизги көйгөй. Башка жагынан алганда, космологиялык туруктуулуктун 74% түзгөн жалпак ааламдын жашы болжол менен 13,7 миллиард жыл болот. Ошентип, анын учурда ылдамдап жатканын көрүп, курактагы парадокс чечилди.
- Алыскы галактикалар өтө көп. Алардын саны мурунтан эле Ааламдын кеңейүүсүнүн басаңдашы менен эсептешүү аракеттеринде кеңири колдонулуп келген. Эки кызыл жылуунун ортосундагы мейкиндиктин көлөмү кеңейүү тарыхына жараша айырмаланат (берилген катуу бурч үчүн). Байкоочулар мейкиндиктин көлөмүн өлчөө катары эки кызыл жылуунун ортосундагы галактикалардын санын колдонуп, жайлап бара жаткан ааламдын божомолуна караганда алыскы объектилер өтө чоң болуп көрүнөрүн аныкташты. Же галактикалардын жарыгы же алардын көлөмүнүн бирдигине эсептелген саны убакыттын өтүшү менен күтүлбөгөн жол менен эволюцияланган, же биз эсептеген көлөмдөр туура эмес болгон. тездетүүчү зат мүмкүнгалактиканын эволюциясынын таң калыштуу теориясын пайда кылбастан байкоолорду түшүндүрөт.
- Ааламдын байкала турган тегиздиги (толук эмес далилдерине карабастан). Ааламдын жашы 380 000 жыл болгон мезгилден бери космостук микротолкундуу фондогу (КМБ) температуранын өзгөрүшүн өлчөө аркылуу, ал бир нече пайызга чейин мейкиндикте жалпак деген тыянак чыгарууга болот. Бул маалыматтарды ааламдагы заттын тыгыздыгын так өлчөө менен айкалыштыруу менен анын критикалык тыгыздыктын 23%га жакыны гана бар экени айкын болот. Жетишпеген энергиянын тыгыздыгын түшүндүрүүнүн бир жолу - космологиялык туруктуулукту колдонуу. Маалым болгондой, анын белгилүү бир бөлүгү супернова маалыматтарында байкалган ылдамданууну түшүндүрүү үчүн гана зарыл. Бул ааламды тегиз кылуу үчүн зарыл болгон фактор эле. Демек, космологиялык константа заттын тыгыздыгын байкоолор менен СМБнын ортосундагы көрүнгөн карама-каршылыкты чечти.
Бул эмнеде?
Жараланган суроолорго жооп берүү үчүн төмөндөгүлөрдү карап көрүңүз. Келгиле, космологиялык туруктуулуктун физикалык маанисин түшүндүрүүгө аракет кылалы.
Биз GR-1917 теңдемесин алып, gab метрикалык тензорду кашаадан чыгарабыз. Ошондуктан, кашаанын ичинде биз (R / 2 - Λ) туюнтмасын алабыз. R мааниси индекссиз берилген - бул кадимки, скалярдык ийрилик. Эгерде сиз манжаларыңызга түшүндүрсөңүз - бул тегеректин / чөйрөнүн радиусунун карама-каршылыгы. Тегиз мейкиндик R=0гө туура келет.
Бул чечмелөөдө Λнын нөл эмес мааниси биздин Ааламдын ийри экенин билдиретөзүнөн өзү, анын ичинде кандайдыр бир тартылуу күчү жок болгондо. Бирок, көпчүлүк физиктер буга ишенишпейт жана байкалган ийриликтин кандайдыр бир ички себеби болушу керек деп эсептешет.
Кара зат
Бул термин ааламдагы гипотетикалык материя үчүн колдонулат. Бул стандарттуу Биг Бенг космологиялык модели менен көптөгөн көйгөйлөрдү түшүндүрүү үчүн иштелип чыккан. Астрономдор ааламдын болжол менен 25% караңгы материядан (балким нейтрино, аксион же алсыз өз ара аракеттенүүчү массивдик бөлүкчөлөр [WIMP] сыяктуу стандарттуу эмес бөлүкчөлөрдөн чогултулган) турат деп эсептешет. Ал эми алардын моделдеринде Ааламдын 70%ы андан да бүдөмүк караңгы энергиядан турат, анын 5%ы жөнөкөй заттар үчүн гана калат.
Креационисттик космология
1915-жылы Эйнштейн өзүнүн жалпы салыштырмалуулук теориясын жарыялоо маселесин чечкен. Ал аномалдык прецессия тартылуу күчү мейкиндикти жана убакытты кантип бурмалап, планеталардын кыймылын көзөмөлдөп, алар мейкиндиктин ийрилиги эң айкын болгон массивдүү телолорго өзгөчө жакын болгондон кийин экенин көрсөттү.
Ньютондук тартылуу күчү планеталардын кыймылынын так сүрөттөлүшү эмес. Айрыкча мейкиндиктин ийрилиги Евклиддик тегиздиктен алыстаганда. Жана жалпы салыштырмалуулук байкалган жүрүм-турумду дээрлик так түшүндүрөт. Ошентип, аномалияны түшүндүрүү үчүн кээ бирөөлөр Күндүн айланасындагы көзгө көрүнбөгөн материя шакекчесинде болгон караңгы материянын да, Вулкан планетасынын да кереги жок болчу.
Тыянактар
Алгачкы күндөрүкосмологиялык константа анчалык деле болбос эле. Кийинчерээк материянын тыгыздыгы негизи нөлгө барабар болуп, аалам бош болот. Биз ошол кыска космологиялык доордо жашап жатабыз, материя да, вакуум да салыштырмалуу чоңдукта.
Материя компонентинин ичинде, сыягы, бариондордон да, бариондук эмес булактан да салымдар бар, экөө тең салыштырууга болот (жок дегенде, алардын катышы убакытка көз каранды эмес). Бул теория өзүнүн табигый эместигинин оордугунун астында солкулдап турат, бирок ошентсе да марага сызыгын атаандаштыктан алдыда кесип өткөндүктөн, ал маалыматтарга ушунчалык туура келет.
Бул сценарийди тастыктоодон (же жокко чыгаруудан) тышкары, космологдор менен физиктер үчүн жакынкы жылдарда негизги маселе биздин ааламдын бул жагымсыз көрүнгөн жактары жөн эле укмуштуудай кокустуктарбы же чындыгында биз түзгөн негизги түзүлүштү чагылдырабы, түшүнүү болот. азырынча түшүнгөн жокмун.
Бактылуу болсок, азыр табигый эмес көрүнгөн нерселердин баары фундаменталдык физиканы тереңирээк түшүнүүгө ачкыч болуп калат.
