Әлемнің космологиялық моделі – оның қазіргі өмір сүруінің себептерін түсіндіруге тырысатын математикалық сипаттама. Ол сонымен бірге уақыт бойынша эволюцияны көрсетеді.
Әлемнің қазіргі космологиялық үлгілері жалпы салыстырмалылық теориясына негізделген. Бұл қазір ауқымды түсініктеме үшін ең жақсы нұсқаны қамтамасыз етеді.
Әлемнің ғылыми негізделген алғашқы космологиялық моделі
Гравитацияның гипотезасы болып табылатын жалпы салыстырмалылық теориясынан Эйнштейн материяға толы ғарышты басқаратын теңдеулерді жазады. Бірақ Альберт бұл статикалық болуы керек деп ойлады. Сонымен Эйнштейн нәтиже алу үшін өзінің теңдеулеріне ғаламның тұрақты космологиялық моделі деп аталатын терминді енгізді.
Кейіннен Эдвин Хаббл жүйесін ескере отырып, ол бұл идеяға қайта оралады және ғарыштың тиімді кеңейе алатынын мойындайды. Дәл солайҒалам А. Эйнштейннің космологиялық үлгісіне ұқсайды.
Жаңа гипотезалар
Одан кейін көп ұзамай Голландиялық де Ситтер, Ғаламның космологиялық моделін ресейлік әзірлеуші Фридман мен бельгиялық Лемаитр білгірлердің пікіріне статикалық емес элементтерді ұсынады. Олар Эйнштейннің салыстырмалық теңдеулерін шешу үшін қажет.
Егер де Ситтер ғарышы бос тұрақтыға сәйкес келсе, онда Фридманның космологиялық моделі бойынша Әлем оның ішіндегі материяның тығыздығына тәуелді.
Негізгі гипотеза
Жердің ғарыштың ортасында немесе қандай да бір артықшылықты жерде тұруына ешқандай себеп жоқ.
Бұл ғаламның классикалық космологиялық моделінің алғашқы теориясы. Бұл гипотеза бойынша ғалам мына түрде қарастырылады:
- Біртекті, яғни космологиялық масштабта барлық жерде бірдей қасиеттерге ие. Әрине, кішірек жазықтықта, мысалы, Күн жүйесіне немесе Галактикадан тыс жерге қарасаңыз, әртүрлі жағдайлар болады.
- Изотропты, яғни адам қай жаққа қараса да, әр бағытта бірдей қасиетке ие. Әсіресе кеңістік бір бағытта тегістелмегендіктен.
Екінші қажетті гипотеза – физика заңдарының әмбебаптығы. Бұл ережелер барлық жерде және барлық уақытта бірдей.
Ғаламның мазмұнын мінсіз сұйықтық ретінде қарастыру тағы бір гипотеза. Оның құрамдас бөліктерінің сипаттамалық өлшемдері оларды бөлетін қашықтықтармен салыстырғанда шамалы.
Параметрлер
Көпшілік сұрайды: «Космологиялық модельді сипаттаңызҒалам». Ол үшін Фридман-Лемейр жүйесінің алдыңғы гипотезасына сәйкес эволюцияны толық сипаттайтын үш параметр қолданылады:
- Кеңею жылдамдығын білдіретін Хаббл тұрақтысы.
- Зерттелетін Әлемнің ρ және белгілі бір тығыздық арасындағы қатынасты өлшейтін массалық тығыздық параметрі Хаббл тұрақтысына қатысты сыни ρc деп аталады. Бұл параметрдің ағымдағы мәні Ω0 деп белгіленген.
- Λ деп белгіленген космологиялық тұрақты – тартылыс күшіне қарама-қарсы күш.
Заттың тығыздығы оның эволюциясын болжаудың негізгі параметрі болып табылады: егер ол өте өтпейтін болса (Ω0> 1), гравитация кеңеюді жеңе алады және ғарыш өзінің бастапқы күйіне оралады.
Әйтпесе өсім мәңгілікке жалғасады. Мұны тексеру үшін теория бойынша Әлемнің космологиялық моделін сипаттаңыз.
Адамның ғарыштың эволюциясын ішіндегі материяның мөлшеріне сәйкес жүзеге асыра алатыны интуитивті түрде анық.
Көп сан жабық ғаламға әкеледі. Ол бастапқы күйінде аяқталады. Материяның аз мөлшері шексіз кеңеюі бар ашық ғаламға әкеледі. Ω0=1 мәні жалпақ кеңістіктің ерекше жағдайына әкеледі.
Критикалық тығыздық ρc мәні шамамен 6 x 10–27 кг/м3, яғни бір текше метрге екі сутегі атомы.
Бұл өте төмен көрсеткіш неліктен заманауи екенін түсіндіредіҒалам құрылымының космологиялық моделі бос кеңістікті болжайды және бұл соншалықты жаман емес.
Жабық немесе ашық әлем?
Ғаламның ішіндегі заттың тығыздығы оның геометриясын анықтайды.
Өткізгіштігі жоғары болуы үшін оң қисықтықпен жабық кеңістікті алуға болады. Бірақ тығыздығы сыни мәннен төмен болса, ашық ғалам пайда болады.
Тұйық түрдің міндетті түрде аяқталған өлшемі бар екенін ескеру керек, ал жазық немесе ашық ғалам шекті немесе шексіз болуы мүмкін.
Екінші жағдайда үшбұрыштың бұрыштарының қосындысы 180°-тан аз.
Жабық жерде (мысалы, жер бетінде) бұл көрсеткіш әрқашан 180°-тан жоғары.
Әзірге барлық өлшемдер кеңістіктің қисаюын анықтай алмады.
Ғаламның космологиялық модельдері қысқаша
Бумеранг шары арқылы қазба радиациясының өлшемдері жазық кеңістік гипотезасын тағы да растайды.
Тегіс кеңістік гипотезасы эксперименттік деректермен жақсы сәйкес келеді.
WMAP және Планк спутнигі жасаған өлшемдер бұл гипотезаны растайды.
Сондықтан ғалам тегіс болар еді. Бірақ бұл факт адамзатты екі сұрақтың алдына қояды. Егер ол тегіс болса, бұл заттың тығыздығы Ω0=1 сыни мәнге тең екенін білдіреді. Бірақ ғаламдағы ең үлкен, көрінетін материя бұл өтпейтін заттың тек 5% құрайды.
Галактикалардың пайда болуы сияқты, қайтадан қараңғы материяға бет бұру керек.
Ғалам ғасыры
Ғалымдар жасай аладыоның Хаббл тұрақтысының кері пропорционал екенін көрсетіңіз.
Осылайша, бұл тұрақтының нақты анықтамасы космология үшін маңызды мәселе болып табылады. Жақында жүргізілген өлшеулер ғарыштың жасы қазір 7 мен 20 миллиард жыл арасында екенін көрсетеді.
Бірақ ғалам міндетті түрде өзінің ең көне жұлдыздарынан үлкен болуы керек. Және олардың жасы 13 пен 16 миллиард жыл аралығында деп есептеледі.
Шамамен 14 миллиард жыл бұрын Ғалам сингулярлық деп аталатын шексіз кішкентай тығыз нүктеден барлық бағытта кеңейе бастады. Бұл оқиға Үлкен жарылыс деп аталады.
Келесі жүздеген мың жылдар бойы жалғасқан жылдам инфляцияның басталуының алғашқы бірнеше секундтарында іргелі бөлшектер пайда болды. Бұл кейінірек материяны құрайды, бірақ адамзат білетіндей, ол әлі болған жоқ. Бұл кезеңде Ғалам өте ыстық плазмаға және күшті сәулеге толы мөлдір емес болды.
Бірақ ол кеңейген сайын оның температурасы мен тығыздығы біртіндеп төмендеді. Плазма мен радиация ақыр соңында ғаламдағы ең қарапайым, жеңіл және ең көп элементтер - сутегі мен гелийді алмастырды. Бұл еркін жүзетін атомдарды алғашқы жұлдыздар мен галактикалар пайда болған алғашқы газға біріктіру үшін тартылыс күшіне бірнеше жүз миллион қосымша жыл қажет болды.
Уақыттың басталуы туралы бұл түсініктеме Ламбда жүйесі - суық қараңғы материя деп те белгілі Үлкен жарылыс космологиясының стандартты үлгісінен алынған.
Әлемнің космологиялық үлгілері тікелей бақылауларға негізделген. Олар жасауға қабілеттікейінгі зерттеулермен расталатын және жалпы салыстырмалылыққа сүйенетін болжамдар, өйткені бұл теория байқалған ауқымды мінез-құлықпен ең жақсы сәйкестікті береді. Космологиялық модельдер де екі негізгі жорамалға негізделген.
Жер ғаламның орталығында орналаспайды және ерекше орын алмайды, сондықтан ғарыш кең ауқымда барлық бағытта және барлық жерден бірдей көрінеді. Жерде қолданылатын физика заңдары уақытқа қарамастан бүкіл ғарышта қолданылады.
Демек, адамзаттың бүгін байқағанын өткенді, қазіргіні түсіндіру немесе бұл құбылыс қаншалықты алыс болса да табиғаттағы болашақ оқиғаларды болжауға көмектесу үшін пайдалануға болады.
Сенгісіз, адамдар аспанға неғұрлым ұзақ қарайды, соғұрлым олар өткенге қарайды. Бұл Галактикалардың әлдеқайда жас кезіндегі жалпы шолуын жасауға мүмкіндік береді, осылайша біз олардың жақынырақ, демек, әлдеқайда ескіргеніне қатысты қалай дамығанын жақсырақ түсінуге болады. Әрине, адамзат өзінің дамуының әртүрлі кезеңдерінде бір Галактикаларды көре алмайды. Бірақ Галактикаларды байқайтын нәрселерге негізделген санаттарға топтастыру арқылы жақсы гипотезалар туындауы мүмкін.
Алғашқы жұлдыздар ғалам пайда болғаннан кейін көп ұзамай газ бұлттарынан пайда болған деп есептеледі. Үлкен жарылыс стандартты моделі бұл жүйелерге көк реңк беретін жас ыстық денелермен толтырылған ең ерте галактикаларды табуға болады деп болжайды. Модель мұны да болжайдыалғашқы жұлдыздардың саны көп, бірақ қазіргі жұлдыздарға қарағанда кішірек болды. Кішкентай галактикалар ақырында үлкен арал ғаламдарын құрайтындықтан, жүйелер иерархиялық түрде қазіргі өлшеміне дейін өсті.
Бір қызығы, бұл болжамдардың көбі расталды. Мысалы, сонау 1995 жылы Хаббл ғарыштық телескопы уақыттың басына алғаш рет үңілгенде, жас ғаламның Құс жолынан отыз-елу есе кіші әлсіз көк галактикалармен толтырылғанын анықтады.
Стандартты Үлкен жарылыс үлгісі де бұл бірігулер әлі жалғасып жатқанын болжайды. Сондықтан адамзат көрші галактикаларда да бұл белсенділіктің дәлелдерін табуы керек. Өкінішке орай, соңғы уақытқа дейін Құс жолы маңындағы жұлдыздар арасында энергетикалық бірігу туралы деректер аз болды. Бұл үлкен жарылыс стандартты үлгісіне қатысты мәселе болды, себебі ол ғаламды түсіну толық емес немесе қате болуы мүмкін деген болжам жасады.
Тек 20 ғасырдың екінші жартысында ғана ғарыштың қалай пайда болғанының ақылға қонымды үлгілерін жасау үшін жеткілікті физикалық дәлелдер жиналды. Қазіргі стандартты үлкен жарылыс жүйесі үш негізгі эксперименттік деректер негізінде әзірленді.
Әлемнің кеңеюі
Табиғаттың көптеген үлгілері сияқты, ол бірінен соң бірі жетілдірілді және одан әрі зерттеулерді күшейтетін елеулі қиындықтар туғызды.
Космологияның қызықты аспектілерінің бірімодельдеу - бұл ғалам үшін жеткілікті дәлдікпен сақталуы керек параметрлердің бірқатар тепе-теңдігін ашады.
Сұрақтар
Әлемнің стандартты космологиялық моделі - үлкен жарылыс. Оны растайтын дәлелдер өте көп болғанымен, ол проблемаларсыз емес. Трефил «Жаратылу сәті» кітабында мына сұрақтарды жақсы көрсетеді:
- Антиматерия мәселесі.
- Галактиканың қалыптасу күрделілігі.
- Көкжиек мәселесі.
- Тегістік туралы сұрақ.
Антизат мәселесі
Бөлшектер дәуірі басталғаннан кейін. Ғаламдағы бөлшектердің көп санын өзгерте алатын белгілі процесс жоқ. Кеңістік миллисекундтар ескірген уақытта материя мен антиматерия арасындағы тепе-теңдік мәңгілікке бекітілді.
Әлемдегі материяның стандартты моделінің негізгі бөлігі - жұптық өндіріс идеясы. Бұл электрон-позитрондық қосылыстардың пайда болуын көрсетеді. Жоғары өмірлік рентген немесе гамма сәулелері мен типтік атомдар арасындағы әрекеттесудің әдеттегі түрі фотон энергиясының көп бөлігін электронға және оның антибөлшектеріне, позитронға айналдырады. Бөлшектердің массалары Эйнштейннің E=mc2 қатынасына сәйкес келеді. Өндірілген тұңғиықта электрондар мен позитрондардың бірдей саны бар. Демек, егер барлық жаппай өндіріс процестері жұптастырылса, Әлемде материя мен антиматерияның дәл бірдей мөлшері болар еді.
Табиғаттың материяға қатынасында біршама асимметрия бар екені анық. Зерттеудің перспективті бағыттарының біріәлсіз әрекеттесу арқылы бөлшектердің ыдырауында CP симметриясының бұзылуы болып табылады. Негізгі тәжірибелік дәлел – бейтарап каондардың ыдырауы. Олар SR симметриясының шамалы бұзылуын көрсетеді. Каондардың электрондарға ыдырауымен адамзат материя мен антиматерияны айқын ажырата алады және бұл ғаламдағы материяның басымдылығының кілттерінің бірі болуы мүмкін.
Үлкен адрон коллайдеріндегі жаңа ашылу - D-мезон мен оның антибөлшектерінің ыдырау жылдамдығының айырмашылығы 0,8% құрайды, бұл антиматерия мәселесін шешуге тағы бір үлес болуы мүмкін.
Галактиканың қалыптасуы мәселесі
Кеңейіп жатқан ғаламдағы кездейсоқ тәртіпсіздіктер жұлдыздардың пайда болуы үшін жеткіліксіз. Жылдам кеңею жағдайында гравитациялық тартылыс тым баяу, галактикалар кеңеюдің өзі тудырған турбуленттіліктің кез келген ақылға қонымды үлгісін қалыптастыру үшін. Ғаламның ауқымды құрылымы қалай пайда болуы мүмкін деген сұрақ космологиядағы шешілмеген негізгі мәселе болды. Сондықтан ғалымдар галактикалардың бар екенін түсіндіру үшін 1 миллисекундқа дейінгі кезеңге қарауға мәжбүр.
Горизонт мәселесі
Аспандағы қарама-қарсы бағыттағы микротолқынды фондық сәулелену 0,01% шегінде бірдей температурамен сипатталады. Бірақ олар сәулеленген кеңістіктің ауданы 500 мың жылға жеңіл транзиттік уақыт болды. Осылайша олар көрінетін жылу тепе-теңдігін орнату үшін бір-бірімен байланыса алмады - олар сыртта болды.көкжиек.
Бұл жағдайды «изотропия мәселесі» деп те атайды, өйткені кеңістікте барлық бағыттар бойынша қозғалатын фон сәулелену дерлік изотропты. Сұрақ қоюдың бір жолы - Жерге қарама-қарсы бағытта ғарыш бөліктерінің температурасы бірдей дерлік. Бірақ егер олар байланыса алмаса, олар бір-бірімен қалай жылулық тепе-теңдікте болады? WMAP ұсынғандай, Хаббл тұрақтысынан мегапарсекке 71 км/с алынған 14 миллиард жылдағы қайтару уақытының шегін қарастырсақ, ғаламның бұл алыс бөліктері бір-бірінен 28 миллиард жарық жылы болатынын байқады. Неліктен олардың температурасы бірдей?
Көкжиек мәселесін түсіну үшін сіз ғаламның жасынан екі есе үлкен болуыңыз керек, бірақ Шрамм атап өткендей, мәселеге ертерек көзқараспен қарасаңыз, ол одан да маңыздырақ болады. Фотондар шынымен шығарылған кезде, олар ғаламның жасынан 100 есе үлкен немесе 100 есе себеп-салдарлық әрекетсіз болған болар еді.
Бұл мәселе 1980 жылдардың басында Алан Гут ұсынған инфляциялық гипотезаға әкелген бағыттардың бірі болып табылады. Инфляцияға қатысты көкжиек сұрақтың жауабы мынада: Үлкен жарылыс процесінің басында ғаламның көлемін 1020 ұлғайтқан керемет жылдам инфляция кезеңі болды немесе 1030 . Бұл бақыланатын кеңістік қазіргі уақытта осы кеңейтімнің ішінде екенін білдіреді. Көрінетін радиация изотропты,өйткені бұл кеңістіктің барлығы шағын көлемнен «толтырылған» және бірдей дерлік бастапқы шарттарға ие. Бұл ғаламның бөліктері бір-бірімен ешқашан бірдей көрінбейтін соншалықты алыс екенін түсіндірудің бір жолы.
Тегістік мәселесі
Әлемнің заманауи космологиялық моделінің қалыптасуы өте ауқымды. Бақылаулар көрсеткендей, кеңістіктегі материя мөлшері, әрине, оннан астам және кеңеюді тоқтату үшін қажет сыни мөлшерден аз. Бұл жерде жақсы ұқсастық бар - жерден лақтырылған доп баяулайды. Кішкентай астероид сияқты жылдамдықпен ол ешқашан тоқтамайды.
Жүйеден осы теориялық лақтырудың басында ол шексіз қашықтықта нөлге дейін баяулай отырып, мәңгі жүру үшін дұрыс жылдамдықпен лақтырылған сияқты көрінуі мүмкін. Бірақ уақыт өте келе ол анық бола бастады. Егер кімде-кім 20 миллиард жылдық саяхаттан кейін жылдамдықтар терезесін шамалы болса да өткізіп алса, доп дұрыс жылдамдықпен лақтырылғандай көрінетін.
Тегістіктен кез келген ауытқулар уақыт өте келе шамадан тыс көтеріледі және ғаламның осы кезеңінде ұсақ бұзылулар айтарлықтай артуы керек еді. Егер қазіргі ғарыштың тығыздығы критикалық деңгейге өте жақын болып көрінсе, онда ол бұрынғы дәуірлерде тіпті жазықтыққа жақын болған болуы керек. Алан Гут Роберт Дикке лекцияны инфляция жолына түсірген әсерлердің бірі деп есептейді. Роберт бұған назар аудардыҒаламның қазіргі космологиялық моделінің тегістігі үлкен жарылыстан кейін секундына 10-14 рет бір бөлікке дейін тегіс болуын талап етеді. Кауфман одан кейін тығыздық критикалық мәнге, яғни 50 ондық таңбаға дейін тең болуы керек деп болжайды.
1980 жылдардың басында Алан Гут Планк уақытынан кейін 10–43 секундтан кейін өте жылдам кеңеюдің қысқа кезеңі болды деп ұсынды. Бұл инфляциялық модель тегістік мәселесімен де, көкжиек мәселесімен де күресудің тәсілі болды. Егер ғалам 20-30 ретке көтерілсе, онда тығыз байланысты деп санауға болатын өте аз көлемнің қасиеттері бүгінде белгілі ғаламға таралып, тым тегістікке де, өте изотропты табиғатқа да ықпал етті.
Әлемнің заманауи космологиялық үлгілерін осылайша қысқаша сипаттауға болады.
