Ааламдын космологиялык модели – анын учурдагы бар болушунун себептерин түшүндүрүүгө аракет кылган математикалык сүрөттөмө. Ал ошондой эле убакыттын өтүшү менен эволюцияны сүрөттөйт.
Ааламдын заманбап космологиялык моделдери жалпы салыштырмалуулук теориясына негизделген. Бул кеңири масштабдуу түшүндүрмө үчүн учурда эң жакшы сунуш.
Ааламдын биринчи илимий негизделген космологиялык модели
Гравитациянын гипотезасы болгон жалпы салыштырмалуулук теориясынан Эйнштейн затка толгон космосту башкарган теңдемелерди жазат. Бирок Альберт бул статикалык болушу керек деп ойлоду. Ошентип, Эйнштейн жыйынтыкты алуу үчүн теңдемелерине ааламдын туруктуу космологиялык модели деп аталган терминди киргизген.
Кийинчерээк, Эдвин Хабблдын системасын эске алганда, ал бул идеяга кайтып келип, космос эффективдүү кеңейе аларын түшүнөт. Дал ошондойАалам А. Эйнштейндин космологиялык моделиндегидей көрүнөт.
Жаңы гипотезалар
Андан көп өтпөй, Голландиялык де Ситтер, Ааламдын космологиялык моделин россиялык иштеп чыгуучу Фридман жана бельгиялык Лемаитр статикалык эмес элементтерди билгичтердин пикирине тартуулашты. Алар Эйнштейндин салыштырмалуулук теңдемелерин чечүү үчүн керек.
Эгер де Ситтер космосу бош константага туура келсе, анда Фридмандын космологиялык модели боюнча, Аалам анын ичиндеги заттын тыгыздыгына көз каранды.
Негизги гипотеза
Жер космостун борборунда же кандайдыр бир артыкчылыктуу жерде турушу үчүн эч кандай себеп жок.
Бул ааламдын классикалык космологиялык моделинин биринчи теориясы. Бул гипотеза боюнча аалам төмөнкүчө каралат:
- Бир тектүү, башкача айтканда, космологиялык масштабда бардык жерде бирдей касиеттерге ээ. Албетте, кичинекей учакта, мисалы, Күн системасына же Галактикадан башка бир жерге карасаңыз, ар кандай жагдайлар болот.
- Изотроптук, башкача айтканда, адам кайда карабасын, бардык багытта бирдей касиетке ээ. Айрыкча мейкиндик бир багытта тегизделбегендиктен.
Экинчи зарыл гипотеза – физика мыйзамдарынын универсалдуулугу. Бул эрежелер бардык жерде жана бардык убакта бирдей.
Ааламдын мазмунун кемчиликсиз бир суюктук катары кароо дагы бир гипотеза. Анын компоненттеринин мүнөздүү өлчөмдөрү аларды бөлүп турган аралыктарга салыштырмалуу анча деле маанилүү эмес.
Параметрлер
Көптөр: "Космологиялык моделди сүрөттөп бергилеАалам." Бул үчүн Фридман-Лемейр системасынын мурунку гипотезасына ылайык эволюцияны толук мүнөздөгөн үч параметр колдонулат:
- Кеңейтүү ылдамдыгын билдирген Хаббл константасы.
- Иликтелген Ааламдын ρ менен белгилүү бир тыгыздыктын ортосундагы катышты өлчөгөн масса тыгыздык параметри Хаббл константасына тиешелүү болгон критикалык ρc деп аталат. Бул параметрдин учурдагы мааниси Ω0 деп белгиленген.
- Космологиялык константа, Λ менен белгиленген, тартылуу күчүнө карама-каршы күч.
Заттын тыгыздыгы анын эволюциясын алдын ала айтуунун негизги параметри болуп саналат: эгерде ал өтө өтпөс болсо (Ω0> 1), тартылуу күчү кеңейүүнү жеңе алат жана космос баштапкы абалына кайтып келет.
Болбосо өсүш түбөлүккө уланат. Муну текшерүү үчүн Ааламдын космологиялык моделин теорияга ылайык сүрөттөп бериңиз.
Адам космостун эволюциясын ичиндеги заттын көлөмүнө жараша баамдай алаары интуитивдик түрдө айкын.
Көп сан жабык ааламга алып келет. Ал баштапкы абалында бүтөт. Кичинекей материя чексиз кеңейүү менен ачык ааламга алып келет. Ω0=1 мааниси жалпак мейкиндиктин өзгөчө абалына алып келет.
Критикалык тыгыздыктын мааниси ρc болжол менен 6 x 10–27 кг/м3, башкача айтканда, бир куб метрде эки суутек атому.
Бул өтө төмөн көрсөткүч эмне үчүн заманбап экенин түшүндүрөтааламдын түзүлүшүнүн космологиялык модели бош мейкиндикти болжолдойт жана бул анчалык деле жаман эмес.
Жабыкпы же ачык ааламбы?
Ааламдын ичиндеги заттын тыгыздыгы анын геометриясын аныктайт.
Жогорку өткөрүмдүүлүк үчүн оң ийриликтүү жабык мейкиндикти ала аласыз. Бирок тыгыздык критикалык деңгээлден төмөн болгондо ачык аалам пайда болот.
Белгилей кетчү нерсе, жабык тип сөзсүз түрдө бүткөн өлчөмгө ээ, ал эми жалпак же ачык аалам чектүү же чексиз болушу мүмкүн.
Экинчи учурда үч бурчтуктун бурчтарынын суммасы 180° дан аз.
Жабык жерде (мисалы, жер бетинде) бул көрсөткүч ар дайым 180°тан жогору.
Бардык өлчөөлөр мейкиндиктин ийрилигин көрсөтө алган жок.
Ааламдын космологиялык моделдери кыскача
Бумеранг шарынын жардамы менен фоссилдик радиацияны өлчөө жалпак космостук гипотезаны кайрадан ырастады.
Жалпак мейкиндик гипотезасы эксперименталдык маалыматтар менен эң туура келет.
WMAP жана Планк спутниги тарабынан жүргүзүлгөн өлчөөлөр бул гипотезаны тастыктайт.
Ошентип аалам тегиз болмок. Бирок бул факт адамзатты эки суроонун алдына коёт. Эгерде ал жалпак болсо, бул заттын тыгыздыгы критикалык Ω0=1ге барабар экенин билдирет. Бирок, ааламдагы эң чоң, көрүнгөн зат бул өтпөстүктүн 5% гана түзөт.
Галактикалардын жаралышы сыяктуу эле, кайра караңгы материяга кайрылуу керек.
Ааламдын доору
Окумуштуулар мүмкүнал Хаббл константасынын өз ара пропорционал экенин көрсөт.
Ошентип, бул туруктуулуктун так аныктамасы космология үчүн маанилүү маселе. Акыркы өлчөөлөр космостун жашы азыр 7-20 миллиард жыл экенин көрсөтүп турат.
Бирок аалам сөзсүз түрдө эң эски жылдыздарынан улуу болушу керек. Жана алардын жашы 13-16 миллиард жыл деп болжолдонууда.
Болжол менен 14 миллиард жыл мурун аалам сингулярлык деп аталган чексиз кичинекей тыгыз чекиттен бардык багыттар боюнча кеңейе баштаган. Бул окуя Биг Бенг деп аталат.
Кийинки жүз миңдеген жылдар бою уланган тез инфляциянын башталышынын алгачкы бир нече секундунун ичинде негизги бөлүкчөлөр пайда болду. Бул кийинчерээк материяны түзөт, бирок, адамзат билгендей, ал али жок болчу. Бул мезгилде Аалам тунук эмес, өтө ысык плазмага жана күчтүү радиацияга толгон.
Бирок ал кеңейген сайын анын температурасы жана тыгыздыгы бара-бара азайган. Плазма жана радиация акырында ааламдагы эң жөнөкөй, эң жеңил жана эң көп элементтер болгон суутек менен гелийдин ордун басты. Бул эркин сүзүүчү атомдорду биринчи жылдыздар жана галактикалар пайда болгон алгачкы газга бириктирүү үчүн тартылуу күчү бир нече жүз миллион кошумча жылды талап кылды.
Убакыттын башталышынын мындай түшүндүрмөсү Ламбда системасы - муздак караңгы зат деп да белгилүү болгон Биг Бенг космологиясынын стандарттык моделинен алынган.
Ааламдын космологиялык моделдери түз байкоолорго негизделген. Алар аткарууга жөндөмдүүкийинки изилдөөлөр менен ырасталышы мүмкүн жана жалпы салыштырмалуулукка таяна турган божомолдор, анткени бул теория байкалган масштабдуу жүрүм-турумдарга эң жакшы туура келет. Космологиялык моделдер да эки негизги божомолго негизделген.
Жер ааламдын борборунда жайгашкан эмес жана өзгөчө орунду ээлебейт, ошондуктан космос бардык багыттар боюнча жана бардык жерлерден чоң масштабда бирдей көрүнөт. Ал эми Жерде колдонулуучу физиканын мыйзамдары убакытка карабастан бүткүл космосто колдонулат.
Демек, адамзат бүгүн байкаган нерсе өткөндү, учурду түшүндүрүү үчүн же бул кубулуш канчалык алыс болбосун, жаратылыштагы келечектеги окуяларды алдын ала айтуу үчүн колдонулушу мүмкүн.
Ишенбейм, адамдар канчалык асманды караса, өткөнгө ошончолук көз чаптырышат. Бул Галактикалардын бир топ жаш кезинде жалпы сереп салууга мүмкүндүк берет, ошондуктан биз алардын жакыныраак, демек, бир топ улуураактарга карата кандай эволюцияланганын жакшыраак түшүнө алабыз. Албетте, адамзат өзүнүн өнүгүүсүнүн ар кандай баскычтарында бир эле Галактикаларды көрө албайт. Бирок Галактикаларды байкаган нерселеринин негизинде категорияларга топтоп, жакшы гипотезалар пайда болушу мүмкүн.
Биринчи жылдыздар аалам башталгандан көп өтпөй газ булуттарынан пайда болгон деп эсептелет. Стандарттык Биг Бенг модели бул системаларга көк түс берген жаш ысык денелер менен толтурулган эң алгачкы галактикаларды табууга болот деп болжолдойт. Модель муну да болжолдойтбиринчи жылдыздар көп болгон, бирок азыркылардан кичине. Жана системалар иерархиялык түрдө азыркы өлчөмүнө чейин чоңоюп, кичинекей галактикалар акыры чоң арал ааламдарын түзүшкөн.
Кызыгы, бул божомолдордун көбү тастыкталды. Мисалы, 1995-жылы Хаббл телескобу биринчи жолу убакыттын башталышын терең изилдегенде, ал жаш аалам Саманчынын жолунан 30-50 эсе кичирээк көк түстөгү галактикаларга толуп турганын аныктаган.
Стандарттык Биг Бенг модели да бул биригүү дагы эле уланып жатканын болжолдойт. Ошондуктан, адамзат кошуна галактикаларда да бул активдүүлүктүн далилин табышы керек. Тилекке каршы, акыркы убакка чейин Саманчынын жолунун жанындагы жылдыздардын энергетикалык биригүүсүнүн далилдери аз болгон. Бул чоң жарылуунун стандарттык моделиндеги көйгөй болгон, анткени ал ааламды түшүнүү толук эмес же туура эмес болушу мүмкүн деп эсептейт.
20-кылымдын экинчи жарымында гана космостун пайда болушунун акылга сыярлык моделдерин жасоо үчүн жетиштүү физикалык далилдер топтолгон. Учурдагы стандарттуу чоң жарылуу системасы үч негизги эксперименттик маалыматтын негизинде иштелип чыккан.
Ааламдын кеңейиши
Табигаттын көпчүлүк моделдериндей эле, ал ырааттуу өркүндөтүүгө дуушар болуп, андан аркы изилдөөлөргө түрткү болгон олуттуу кыйынчылыктарды жаратты.
Космологиянын кызыктуу аспектилеринин биримоделдөө - бул аалам үчүн жетиштүү так сакталышы керек болгон бир катар параметрлердин тең салмактуулугун ачып берет.
Суроо
Ааламдын стандарттык космологиялык модели чоң жарылуу. Ал эми аны колдогон далилдер абдан көп болсо да, ал көйгөйлөр жок эмес. Трефил "Жаратуу учуру" китебинде бул суроолорду жакшы көрсөтөт:
- Антизат маселеси.
- Галактиканын пайда болушунун татаалдыгы.
- Горизонт маселеси.
- Тексиздик боюнча суроо.
Антизат маселеси
Бөлүкчөлөр доору башталгандан кийин. Ааламдагы бөлүкчөлөрдүн санын өзгөртө турган белгилүү процесс жок. Убакыт мейкиндик миллисекунддор эскирип калганда, материя менен антиматериянын ортосундагы тең салмактуулук түбөлүккө белгиленген.
Ааламдагы заттын стандарттык моделинин негизги бөлүгү жуп өндүрүш идеясы. Бул электрон-позитрондук эки эселердин жаралышын көрсөтөт. Жогорку жашоочу рентген нурлары же гамма нурлары менен типтүү атомдордун өз ара аракеттенүүсүнүн кадимки түрү фотондун энергиясынын көбүн электронго жана анын антибөлүкчөсүнө, позитронго айлантат. Бөлүкчөлөрдүн массалары Эйнштейндин E=mc2 катышына ылайык келет. Өндүрүлгөн туңгуюкта бирдей сандагы электрондор менен позитрондор бар. Демек, эгерде бардык массалык өндүрүш процесстери жупташкан болсо, Ааламда так бирдей сандагы зат жана антиматерия болмок.
Табигаттын материяга болгон мамилесинде кандайдыр бир асимметрия бар экени анык. Изилдөөнүн келечектүү багыттарынын бириалсыз өз ара аракеттенүү менен бөлүкчөлөрдүн ажыроосунда CP симметриясынын бузулушу. Негизги эксперименталдык далил нейтралдуу каондордун ажыроосу болуп саналат. Алар SR симметриясынын бир аз бузулушун көрсөтөт. Каондордун электрондорго айланышы менен адамзат материя менен антиматериянын ортосунда так айырмачылыкка ээ жана бул ааламдагы материянын үстөмдүгүнүн ачкычтарынын бири болушу мүмкүн.
Чоң адрон коллайдериндеги жаңы ачылыш - D-мезондун жана анын антибөлүкчөлөрүнүн ажыроо ылдамдыгынын айырмасы 0,8% түзөт, бул антиматерия маселесин чечүүгө дагы бир салым болушу мүмкүн.
Галактиканын пайда болуу көйгөйү
Кеңейип жаткан ааламдагы кокустуктар жылдыздардын пайда болушу үчүн жетишсиз. Тез экспансия болгон учурда, тартылуу күчү кеңейүүнүн өзү тарабынан түзүлгөн кандайдыр бир акылга сыярлык турбуленттүүлүк менен галактикалар пайда болушу үчүн өтө жай. Ааламдын масштабдуу түзүлүшү кантип пайда болушу мүмкүн деген суроо космологияда чечилбеген негизги маселе болуп калды. Ошондуктан илимпоздор галактикалардын бар экенин түшүндүрүү үчүн 1 миллисекундга чейинки мезгилди кароого аргасыз болушат.
Горизонт маселеси
Асмандагы карама-каршы багыттан келген микротолкундуу фондунун нурлануусу 0,01% чегинде бирдей температура менен мүнөздөлөт. Бирок алар нурлануучу мейкиндиктин аянты 500 миң жылга жеңил транзиттик убакытты түзгөн. Ошентип, алар ачык жылуулук тең салмактуулукту орнотуу үчүн бири-бири менен байланыша алышкан жок - алар сыртта болушкан.горизонт.
Бул жагдай «изотропия маселеси» деп да аталат, анткени мейкиндикте бардык багыттар боюнча кыймылдаган радиациялык фон дээрлик изотроптук. Суроо коюунун бир жолу - космостун Жерден карама-каршы багыттардагы бөлүктөрүнүн температурасы дээрлик бирдей деп айтуу. Бирок алар байланыша албаса, кантип бири-бири менен жылуулук тең салмактуулукта боло алышат? WMAP сунуштагандай, Хаббл константасынын мегапарсекине 71 км/сек болгонунан келип чыккан 14 миллиард жылдык кайтып келүү убактысын эске алсак, ааламдын бул алыскы бөлүктөрүнүн бири-биринен 28 миллиард жарык жылы бар экенин байкаган. Анда эмне үчүн алардын температурасы бирдей?
Гризонт маселесин түшүнүү үчүн сиз болгону ааламдан эки эсе чоңураак болушуңуз керек, бирок Шрамм белгилегендей, эгер көйгөйгө мурунку көз караш менен карасаңыз, анда ал ого бетер олуттуу болуп калат. Фотондор чындыгында чыгарылган учурда, алар ааламдын жашынан 100 эсе чоң болмок, же 100 эсе себепсиз иштемек.
Бул проблема 1980-жылдардын башында Алан Гут тарабынан коюлган инфляциялык гипотезага алып келген багыттардын бири. Инфляция боюнча горизонттун суроосуна жооп: Биг Бенг процессинин эң башында ааламдын көлөмүн 1020 көбөйткөн укмуштуудай тез инфляциянын мезгили болгон. 1030 . Бул байкалуучу мейкиндик учурда бул кеңейтүүнүн ичинде экенин билдирет. Көрүнүп турган радиация изотроптук,анткени бул мейкиндиктин баары кичинекей көлөмдөн "үлдөтүлгөн" жана дээрлик бирдей баштапкы шарттарга ээ. Бул ааламдын бөлүктөрү эмне үчүн мынчалык алыс жайгашкандыктан, алар бири-бири менен эч качан бирдей көрүнбөй турганын түшүндүрүүнүн бир жолу.
Тегиздик маселеси
Ааламдын заманбап космологиялык моделинин калыптанышы өтө кеңири. Байкоолор көрсөткөндөй, мейкиндиктеги заттын көлөмү, албетте, ондон бирден көп жана кеңейүүнү токтотуу үчүн зарыл болгон критикалык өлчөмдөн азыраак. Бул жерде жакшы окшоштук бар – жерден ыргытылган топ жайлайт. Кичинекей астероиддикиндей ылдамдыкта ал эч качан токтобойт.
Системадан бул теориялык ыргытуунун башталышында, ал чексиз аралыкта нөлгө чейин жайлап, түбөлүк кетиш үчүн туура ылдамдыкта ыргытылгандай көрүнүшү мүмкүн. Бирок убакыттын өтүшү менен ал ого бетер айкын болуп калды. Эгерде кимдир-бирөө ылдамдык терезесин кичине болсо да өткөрүп жиберсе, 20 миллиард жылдык саякаттан кийин да, топ туура ылдамдыкта ыргытылгандай сезилет.
Тексиздиктен ар кандай четтөөлөр убакыттын өтүшү менен апыртылып, ааламдын бул этабында кичинекей мыйзам бузуулар кыйла көбөйүшү керек болчу. Эгерде азыркы космостун тыгыздыгы критикалык мааниге өтө жакын болуп көрүнсө, анда ал мурунку доорлордо дагы тегиздикке жакын болушу керек. Алан Гут Роберт Диктин лекциясын инфляциянын жолуна салган таасирлердин бири деп эсептейт. Роберт деп белгиледиАаламдын учурдагы космологиялык моделинин тегиздиги чоң жарылуудан кийин секундасына 10-14 жолу бир бөлүгүнө чейин тегиз болушун талап кылат. Кауфман андан кийин дароо тыгыздык критикалыкка, башкача айтканда, ондук 50 орунга чейин болушу керек деп болжолдойт.
1980-жылдардын башында, Алан Гут Планк убактысынан кийин 10–43 секунддан кийин өтө тездик менен кеңейүүнүн кыска мезгили болгонун айткан. Бул инфляциялык модель тегиздик көйгөйүн да, горизонт маселесин да чечүүнүн бир жолу болгон. Эгер аалам 20дан 30га чейин чоңоюп кеткен болсо, анда өтө кичинекей көлөмдүн, тыгыз байланышкан деп айтууга боло турган касиеттери бүгүнкү күндө белгилүү ааламга таралып, өтө тегиздикке да, өтө изотроптук табиятка да салым кошкон.
Ааламдын заманбап космологиялык моделдерин ушинтип кыскача сүрөттөсө болот.
