20 ғасырдың басында Альберт Эйнштейн есімді жас ғалым жарық пен массаның қасиеттерін және олардың бір-бірімен байланысын қарастырды. Оның рефлексиясының нәтижесі салыстырмалылық теориясы болды. Оның жұмысы қазіргі физика мен астрономияны бүгінгі күнге дейін сезілетін түрде өзгертті. Әрбір студент масса мен энергияның байланысын түсіну үшін өзінің әйгілі E=MC2 теңдеуін зерттейді. Бұл ғарыштың бар екендігінің негізгі фактілерінің бірі.
Космологиялық тұрақты дегеніміз не?
Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теңдеулері қаншалықты терең болса да, олар мәселені ұсынды. Ол ғаламда масса мен жарықтың қалай болатынын, олардың өзара әрекеттесуінің статикалық (яғни кеңеймейтін) ғаламға әкелетінін түсіндіруге тырысты. Өкінішке орай, оның теңдеулері оның қысқартылатынын немесе кеңейетінін және осылай мәңгі жасай беретінін болжады, бірақ ақырында ол қысқаратын нүктеге жетеді.
Бұл оған дұрыс болмады, сондықтан Эйнштейн гравитацияны ұстаудың жолын түсіндіруге мәжбүр болды,статикалық ғаламды түсіндіру. Өйткені, өз заманындағы физиктер мен астрономдардың көпшілігі бұл жағдайды жай ғана болжаған. Сонымен Эйнштейн теңдеулерге тәртіп беретін және кеңеймейтін де, қысқармайтын ғаламды тудыратын «ғарыштық тұрақты» деп аталатын Фадж факторын ойлап тапты. Ол кеңістіктің вакуумындағы энергия тығыздығын білдіретін «ламбда» (грек әрпі) белгісін ойлап тапты. Ол кеңейтуді басқарады, ал оның жетіспеушілігі бұл процесті тоқтатады. Енді космологиялық теорияны түсіндіру үшін фактор қажет болды.
Қалай есептеу керек?
Альберт Эйнштейн 1915 жылы 25 қарашада жалпы салыстырмалылық теориясының (GR) бірінші нұсқасын көпшілікке ұсынды. Эйнштейннің бастапқы теңдеулері келесідей болды:
Қазіргі әлемде космологиялық тұрақты:
Бұл теңдеу салыстырмалылық теориясын сипаттайды. Сондай-ақ тұрақты мән ламбда мүшесі деп те аталады.
Галактикалар және кеңейіп жатқан Әлем
Космологиялық тұрақты жағдайды ол ойлағандай түзетпеді. Іс жүзінде бұл жұмыс істеді, бірақ біраз уақытқа ғана. Космологиялық тұрақты мәселесі шешілген жоқ.
Бұл басқа жас ғалым Эдвин Хаббл алыс галактикалардағы айнымалы жұлдыздарды терең бақылағанға дейін жалғасты. Олардың жыпылықтауы осы ғарыштық құрылымдарға дейінгі қашықтықты және т.б. анықтады.
Хаббл жұмысы көрсеттіҒалам көптеген басқа галактикаларды қамтығанын ғана емес, ол кеңейіп жатқаны белгілі болды, енді біз бұл процестің жылдамдығы уақыт өте келе өзгеретінін білеміз. Бұл Эйнштейннің космологиялық тұрақтысын нөлге дейін төмендетті және ұлы ғалым өз болжамдарын қайта қарауға мәжбүр болды. Зерттеушілер одан толықтай бас тартқан жоқ. Алайда кейінірек Эйнштейн жалпы салыстырмалылыққа өзінің тұрақтысын қосуды өміріндегі ең үлкен қателік деп атады. Бірақ солай ма?
Жаңа космологиялық тұрақты
1998 жылы Хаббл ғарыштық телескопымен жұмыс істейтін, алыстағы суперноваларды зерттейтін ғалымдар тобы мүлдем күтпеген нәрсені байқады: ғаламның кеңеюі жеделдеуде. Оның үстіне процестің қарқыны олар күткендей емес және бұрын да болған.
Әлемнің массаға толы екенін ескерсек, оның кеңеюі соншалықты аз болса да, бәсеңдеуі қисынды сияқты. Осылайша, бұл жаңалық теңдеулер мен Эйнштейннің космологиялық тұрақтысы болжаған нәрсеге қайшы болып көрінді. Астрономдар кеңеюдің айқын үдеуін қалай түсіндіруге болатынын түсінбеді. Неліктен бұл қалай болып жатыр?
Сұрақтарға жауаптар
Үдеттеуді және ол туралы космологиялық түсініктерді түсіндіру үшін ғалымдар бастапқы теория идеясына қайта оралды.
Олардың соңғы болжамдары қара энергия деп аталатын нәрсенің бар екенін жоққа шығармайды. Бұл көзге көрінбейтін, сезілмейтін, бірақ оның әсерін өлшеуге болатын нәрсе. Қараңғымен бірдейматерия: оның әсерін жарыққа және көрінетін затқа қалай әсер ететінімен анықтауға болады.
Астрономдар бұл қара энергияның не екенін әлі білмеуі мүмкін. Дегенмен, олар бұл ғаламның кеңеюіне әсер ететінін біледі. Бұл процестерді түсіну үшін бақылау мен талдауға көбірек уақыт қажет. Мүмкін, космологиялық теория соншалықты жаман идея емес пе? Өйткені, мұны қараңғы энергия бар деп болжау арқылы түсіндіруге болады. Шамасы, бұл рас және ғалымдар қосымша түсініктемелерді іздеуі керек.
Басында не болды?
Эйнштейннің бастапқы космологиялық моделі сфералық геометриясы бар статикалық біртекті модель болды. Материяның гравитациялық әсері бұл құрылымда үдеу тудырды, оны Эйнштейн түсіндіре алмады, өйткені ол кезде ғаламның кеңеюі белгісіз еді. Сондықтан ғалым өзінің жалпы салыстырмалық теңдеулеріне космологиялық тұрақтыны енгізді. Бұл тұрақты заттың тартылыс күшіне қарсы тұру үшін қолданылады, сондықтан ол гравитацияға қарсы әсер ретінде сипатталды.
Омега Ламбда
Космологиялық тұрақтының орнына зерттеушілер оған байланысты энергия тығыздығы мен ғаламның критикалық тығыздығы арасындағы қатынасқа жиі сілтеме жасайды. Бұл мән әдетте келесідей белгіленеді: ΩΛ. Жазық ғаламда ΩΛ оның энергия тығыздығының бір бөлігіне сәйкес келеді, ол да космологиялық тұрақтымен түсіндіріледі.
Бұл анықтаманың қазіргі дәуірдің критикалық тығыздығына қатысты екенін ескеріңіз. Ол уақыт өте өзгереді, бірақ тығыздығыэнергия космологиялық тұрақтыға байланысты ғаламның бүкіл тарихында өзгеріссіз қалады.
Қазіргі ғалымдар бұл теорияны қалай дамытатынын әрі қарай қарастырайық.
Космологиялық дәлел
Үдемдейтін ғаламды зерттеу қазір өте белсенді, әртүрлі уақыт шкалаларын, ұзындық шкалаларын және физикалық процестерді қамтитын көптеген әртүрлі эксперименттер. Ғалам тегіс және келесі сипаттамаларға ие космологиялық CDM моделі жасалды:
- энергия тығыздығы, ол бариондық заттардың шамамен 4% құрайды;
- 23% қараңғы зат;
- космологиялық тұрақтының 73%.
Космологиялық тұрақтыны қазіргі мәніне жеткізген сыни бақылау нәтижесі стандартты шамдар ретінде пайдаланылатын алыстағы Ia типті (0<z<1) суперновалар баяу ғаламда күтілгеннен әлсізірек болатынын ашу болды. Содан бері көптеген топтар бұл нәтижені көбірек суперновалар мен қызыл ығысулардың кең ауқымымен растады.
Толығырақ түсіндірейік. Ағымдағы космологиялық ойлауда ерекше маңызға ие өте жоғары қызыл ығысу (z>1) суперновалар күтілгеннен жарқынырақ болатынын бақылау болып табылады, бұл біздің ағымдағы жеделдету кезеңімізге дейінгі баяулау уақытынан күтілетін белгі. 1998 жылы супернованың нәтижелері шығарылғанға дейін салыстырмалы түрде жылдам жол ашатын бірнеше дәлелдер бар еді.суперновалар көмегімен Ғаламның үдеу теориясын қабылдау. Атап айтқанда, олардың үшеуі:
- Ғалам ең ескі жұлдыздардан жас болып шықты. Олардың эволюциясы жақсы зерттелген және оларды глобулярлы кластерлерде және басқа жерлерде бақылаулар ең көне құрылымдардың жасы 13 миллиард жылдан астам екенін көрсетеді. Біз оны бүгінгі күннің кеңею жылдамдығын өлшей отырып және Үлкен жарылыс уақытына қарай отырып, ғаламның жасымен салыстыра аламыз. Егер ғалам өзінің қазіргі жылдамдығына дейін бәсеңдесе, онда оның жасы қазіргі жылдамдығына дейін жылдамдағаннан аз болар еді. Жалпақ, тек материядан тұратын ғаламның жасы шамамен 9 миллиард жыл болар еді, бұл оның ең көне жұлдыздардан бірнеше миллиард жылға жас екенін ескеретін үлкен мәселе. Екінші жағынан, космологиялық тұрақтының 74% құрайтын жалпақ ғаламның жасы шамамен 13,7 миллиард жыл болар еді. Оның қазір жылдамдап жатқанын көру жас парадоксын шешті.
- Алыстағы галактикалар тым көп. Олардың саны қазірдің өзінде Ғаламның кеңеюінің баяулауын бағалау әрекеттерінде кеңінен қолданылды. Екі қызыл жылжу арасындағы кеңістіктің көлемі кеңейту тарихына байланысты (берілген тұтас бұрыш үшін) ерекшеленеді. Ғарыш көлемінің өлшемі ретінде екі қызыл ығысу арасындағы галактикалар санын пайдалана отырып, бақылаушылар ғаламның баяулауы туралы болжамдармен салыстырғанда алыстағы нысандар тым үлкен болып көрінетінін анықтады. Галактикалардың жарқырауы немесе олардың бірлік көлемдегі саны уақыт өте келе күтпеген жолмен дамыды немесе біз есептеген көлемдер қате болды. Үдемелі зат мүмкінгалактика эволюциясының оғаш теориясын тудырмай, бақылауларды түсіндірер еді.
- Әлемнің бақыланатын тегістігі (толық емес дәлелдерге қарамастан). Ғарыштық микротолқынды фонда (CMB) температура ауытқуларының өлшемдерін пайдалана отырып, ғаламның жасы шамамен 380 000 жыл болған кезден бастап, оның бірнеше пайызға дейін кеңістіктік тегіс екендігі туралы қорытынды жасауға болады. Бұл деректерді ғаламдағы материяның тығыздығын дәл өлшеумен біріктіру арқылы оның критикалық тығыздықтың шамамен 23% ғана болатыны анық болады. Жетіспейтін энергия тығыздығын түсіндірудің бір жолы космологиялық тұрақтыны қолдану болып табылады. Белгілі болғандай, оның белгілі бір мөлшері суперновалар деректерінде байқалған жеделдеуді түсіндіру үшін қажет. Бұл ғаламды тегіс ету үшін қажет фактор ғана болды. Сондықтан космологиялық тұрақты материяның тығыздығы мен СМБ бақылаулары арасындағы көрінетін қайшылықты шешті.
Не керек?
Туған сұрақтарға жауап беру үшін келесіні қарастырыңыз. Космологиялық тұрақтының физикалық мағынасын түсіндіруге тырысайық.
GR-1917 теңдеуін алып, gab метрикалық тензорды жақшадан шығарамыз. Сондықтан жақшаның ішінде бізде (R / 2 - Λ) өрнек болады. R мәні индекстерсіз берілген - бұл әдеттегі, скалярлық қисықтық. Егер сіз саусақтарда түсіндірсеңіз - бұл шеңбердің / сфераның радиусының кері мәні. Жазық кеңістік R=0 мәніне сәйкес келеді.
Бұл интерпретацияда Λ-ның нөлдік емес мәні біздің Әлемнің қисық екенін білдіредіөздігінен, соның ішінде ауырлық күші болмаған кезде. Дегенмен, физиктердің көпшілігі бұған сенбейді және байқалған қисықтың қандай да бір ішкі себебі болуы керек деп санайды.
Қара зат
Бұл термин ғаламдағы гипотетикалық материя үшін қолданылады. Ол стандартты Big Bang космологиялық моделімен көптеген мәселелерді түсіндіруге арналған. Астрономдар ғаламның шамамен 25% қараңғы материядан (мүмкін нейтрино, аксион немесе әлсіз әрекеттесетін массивтік бөлшектер [WIMPs] сияқты стандартты емес бөлшектерден жиналған) тұрады деп есептейді. Ал олардың үлгілеріндегі Ғаламның 70%-ы одан да түсініксіз қараңғы энергиядан тұрады, оның тек 5%-ы кәдімгі заттар үшін қалады.
Креационистік космология
1915 жылы Эйнштейн өзінің жалпы салыстырмалылық теориясын жариялау мәселесін шешті. Ол аномальдық прецессия гравитацияның кеңістік пен уақытты қалай бұрмалайтынының және ғаламшарлардың қозғалысын басқаратынының салдары екенін көрсетті, олар әсіресе кеңістіктің қисықтығы ең айқын болатын массивті денелерге жақын болған кезде.
Ньютондық тартылыс планеталар қозғалысының дәл сипаттамасы емес. Әсіресе, кеңістіктің қисықтығы евклидтік тегістіктен алыстаған кезде. Ал жалпы салыстырмалылық байқалған мінез-құлықты дәл дерлік түсіндіреді. Осылайша, аномалияны түсіндіру үшін кейбіреулер Күннің айналасындағы көзге көрінбейтін материя сақинасында деп болжаған қараңғы материяның да, Вулкан планетасының өзі де қажет емес еді.
Қорытынды
Алғашқы күндердекосмологиялық тұрақты елеусіз болар еді. Кейінгі уақытта материяның тығыздығы мәні бойынша нөлге тең болады, ал ғалам бос болады. Біз материя мен вакуумның шамасы салыстырмалы болатын қысқа космологиялық дәуірде өмір сүреміз.
Материялық компоненттің ішінде бариондардың да, бариондық емес көздердің де үлестері бар сияқты, екеуі де салыстырмалы (кем дегенде, олардың арақатынасы уақытқа байланысты емес). Бұл теория өзінің табиғи еместігінің ауыртпалығынан ауытқиды, бірақ соған қарамастан мәре сызығын бәсекелестіктен бұрын кесіп өтеді, сондықтан ол деректерге жақсы сәйкес келеді.
Бұл сценарийді растаудан (немесе жоққа шығарудан) басқа, космологтар мен физиктер үшін алдағы жылдардағы басты мәселе біздің ғаламның жағымсыз болып көрінетін аспектілері жай ғана таңғажайып сәйкестіктер ме, әлде біз жасайтын негізгі құрылымды көрсете ме, соны түсіну болып табылады. әлі түсінбедім.
Егер сәттілік болса, қазір табиғи емес болып көрінетін нәрсе іргелі физиканы тереңірек түсінудің кілті болады.
