Olamning kosmologik modeli - bu uning hozirgi mavjudligi sabablarini tushuntirishga harakat qiladigan matematik tavsif. Shuningdek, u vaqt boʻyicha evolyutsiyani ham tasvirlaydi.
Olamning zamonaviy kosmologik modellari umumiy nisbiylik nazariyasiga asoslanadi. Ayni paytda keng koʻlamli tushuntirishlar uchun eng yaxshi taqdimot shu.
Koinotning ilmiy asoslangan birinchi kosmologik modeli
Eynshteyn tortishish gipotezasi boʻlgan umumiy nisbiylik nazariyasidan materiya bilan toʻla kosmosni boshqaradigan tenglamalarni yozadi. Ammo Albert bu statik bo'lishi kerak deb o'yladi. Shunday qilib, Eynshteyn natijani olish uchun tenglamalariga koinotning doimiy kosmologik modeli deb ataluvchi atama kiritdi.
Keyinchalik, Edvin Xabbl tizimini hisobga olgan holda, u bu fikrga qaytadi va kosmos samarali kengayishini tan oladi. Aynan shundayKoinot A. Eynshteynning kosmologik modeliga o'xshaydi.
Yangi farazlar
Undan ko'p o'tmay, koinotning kosmologik modelini yaratuvchi rossiyalik gollandiyalik de Sitter Fridman va Belgiyalik Lemaitre statik bo'lmagan elementlarni biluvchilarning hukmiga taqdim etadilar. Ular Eynshteynning nisbiylik tenglamalarini yechish uchun kerak.
Agar de Sitter kosmosi boʻsh doimiyga toʻgʻri kelsa, Fridman kosmologik modeliga koʻra, Koinot uning ichidagi materiya zichligiga bogʻliq.
Asosiy faraz
Yerning koinot markazida yoki biron bir imtiyozli joyda turishi uchun hech qanday sabab yoʻq.
Bu koinotning klassik kosmologik modelining birinchi nazariyasi. Ushbu gipotezaga ko'ra, koinot quyidagicha hisoblanadi:
- Bir jinsli, ya'ni u kosmologik miqyosda hamma joyda bir xil xususiyatlarga ega. Albatta, kichikroq samolyotda, masalan, Quyosh tizimiga yoki Galaktikadan tashqaridagi biror joyga qarasangiz, turli vaziyatlar bo'ladi.
- Izotropik, ya'ni odam qayerga qaramasligidan qat'i nazar, har doim bir xil xususiyatlarga ega. Ayniqsa, bo'sh joy bir yo'nalishda tekislanmagani uchun.
Ikkinchi zarur gipoteza fizika qonunlarining universalligidir. Bu qoidalar hamma joyda va doim bir xil.
Koinot tarkibini mukammal suyuqlik deb hisoblash boshqa farazdir. Uning tarkibiy qismlarining xarakterli o'lchamlari ularni ajratib turadigan masofalarga nisbatan ahamiyatsiz.
Parametrlar
Ko'pchilik so'raydi: "Kosmologik modelni tasvirlab beringKoinot." Buning uchun Fridman-Lemaitre tizimining oldingi gipotezasiga muvofiq, evolyutsiyani to'liq tavsiflovchi uchta parametr qo'llaniladi:
- Kengayish tezligini ifodalovchi Hubble doimiysi.
- Tekshirilgan koinotning r va ma'lum bir zichlik o'rtasidagi nisbatni o'lchaydigan massa zichligi parametri Xabbl doimiysi bilan bog'liq bo'lgan kritik rc deb ataladi. Ushbu parametrning joriy qiymati Ō0 bilan belgilangan.
- D bilan belgilangan kosmologik doimiy tortishish kuchiga qarama-qarshi kuchdir.
Materiyaning zichligi uning evolyutsiyasini bashorat qilishning asosiy parametridir: agar u juda o'tib bo'lmaydigan bo'lsa (Ō0> 1), tortishish kuchayish va kengayishni engishga qodir bo'ladi. kosmos asl holatiga qaytadi.
Aks holda oʻsish abadiy davom etadi. Buni tekshirish uchun Olamning kosmologik modelini nazariyaga muvofiq tasvirlab bering.
Intuitiv ravishda odam kosmos evolyutsiyasini ichidagi materiya miqdoriga qarab anglay olishi aniq.
Koʻp son yopiq olamga olib keladi. U dastlabki holatida tugaydi. Kichik miqdordagi materiya cheksiz kengayish bilan ochiq koinotga olib keladi. ũ0=1 qiymati tekis boʻshliqning alohida holatiga olib keladi.
Kritik zichlik ma'nosi rc taxminan 6 x 10–27 kg/m3, ya'ni har bir kubometrga ikkita vodorod atomi.
Bu juda past raqam nima uchun zamonaviy ekanligini tushuntiradikoinot tuzilishining kosmologik modeli bo'sh joyni nazarda tutadi va bu unchalik yomon emas.
Yopiq yoki ochiq olam?
Koinot ichidagi materiyaning zichligi uning geometriyasini belgilaydi.
Yuqori oʻtkazuvchanlik uchun siz musbat egrilik bilan yopiq joy olishingiz mumkin. Ammo zichlik kritik darajadan past bo'lsa, ochiq koinot paydo bo'ladi.
Shuni ta'kidlash kerakki, yopiq turning tugallangan o'lchami bo'lishi kerak, tekis yoki ochiq olam esa chekli yoki cheksiz bo'lishi mumkin.
Ikkinchi holatda uchburchak burchaklarining yigʻindisi 180° dan kichik.
Yopiq joyda (masalan, Yer yuzasida) bu koʻrsatkich har doim 180° dan katta.
Hozircha barcha oʻlchovlar boʻshliqning egriligini aniqlay olmadi.
Olamning kosmologik modellari qisqacha
Bumerang toʻpi yordamida fotoalbom nurlanishini oʻlchash yana tekis fazo gipotezasini tasdiqlaydi.
Yassi fazo gipotezasi eksperimental ma'lumotlarga eng mos keladi.
WMAP va Plank sun'iy yo'ldoshi tomonidan o'tkazilgan o'lchovlar bu farazni tasdiqlaydi.
Demak, koinot tekis boʻlar edi. Ammo bu haqiqat insoniyatni ikkita savolga qo'yadi. Agar u tekis bo'lsa, demak, moddaning zichligi kritik qiymatga teng ũ0=1. Biroq, koinotdagi eng katta, ko'rinadigan materiya bu o'tib bo'lmaslikning atigi 5% ni tashkil qiladi.
Galaktikalarning paydo boʻlishi kabi, yana qorongʻu materiyaga qaytish kerak.
Koinot yoshi
Olimlar mumkinu Xabbl doimiysining o‘zaro nisbatiga proportsional ekanligini ko‘rsating.
Shunday qilib, bu doimiyning aniq ta'rifi kosmologiya uchun muhim muammodir. Oxirgi oʻlchovlar kosmosning yoshi hozir 7-20 milliard yil ekanligini koʻrsatmoqda.
Ammo koinot oʻzining eng qadimgi yulduzlaridan kattaroq boʻlishi kerak. Ularning yoshi 13 va 16 milliard yil orasida bo'lishi taxmin qilinmoqda.
Taxminan 14 milliard yil oldin, koinot yagonalik deb nomlanuvchi cheksiz kichik zich nuqtadan barcha yoʻnalishlarda kengayishni boshladi. Bu hodisa Katta portlash nomi bilan tanilgan.
Keyingi yuz minglab yillar davomida davom etgan tez inflyatsiya boshlanishining dastlabki bir necha soniyalarida asosiy zarrachalar paydo boʻldi. Bu keyinchalik materiyani tashkil qiladi, lekin insoniyatga ma'lumki, u hali mavjud emas edi. Bu davrda Olam noaniq, juda issiq plazma va kuchli nurlanish bilan toʻlgan edi.
Ammo kengaygan sari uning harorati va zichligi asta-sekin kamaydi. Plazma va radiatsiya oxir-oqibat koinotdagi eng oddiy, engil va eng ko'p elementlar bo'lgan vodorod va geliy o'rnini egalladi. Bu erkin suzuvchi atomlarni birinchi yulduzlar va galaktikalar paydo bo'lgan birlamchi gazga birlashtirish uchun tortishish kuchi bir necha yuz million qo'shimcha yil talab qildi.
Vaqtning boshlanishi haqidagi bu tushuntirish Katta portlash kosmologiyasining standart modelidan olingan boʻlib, Lambda tizimi - sovuq qorongʻu materiya deb ham ataladi.
Koinotning kosmologik modellari bevosita kuzatishlarga asoslangan. Ular bajarishga qodirkeyingi tadqiqotlar bilan tasdiqlanishi mumkin bo'lgan va umumiy nisbiylikka tayanadigan bashoratlar, chunki bu nazariya kuzatilgan keng ko'lamli xatti-harakatlarga eng mos keladi. Kosmologik modellar ham ikkita asosiy taxminga asoslanadi.
Yer koinotning markazida joylashgan emas va alohida o'rin tutmaydi, shuning uchun fazo barcha yo'nalishlarda va hamma joylardan keng miqyosda bir xil ko'rinadi. Yerda amal qiladigan fizika qonunlari vaqtdan qatʼiy nazar butun kosmosda amal qiladi.
Demak, bugungi kunda insoniyat kuzatayotgan narsa, bu hodisa qanchalik uzoqda boʻlishidan qatʼi nazar, oʻtmishni, hozirgini tushuntirish yoki tabiatdagi kelajakdagi voqealarni bashorat qilish uchun ishlatilishi mumkin.
Aql bovar qilmaydigan narsa, odamlar osmonga qanchalik uzoq qarasalar, o'tmishga shunchalik uzoqroq qarashadi. Bu galaktikalar haqida umumiy ko'rinishga imkon beradi, ular ancha yoshroq bo'lgan, shuning uchun biz ularning yaqinroq va shuning uchun ancha eski bo'lganlarga nisbatan qanday rivojlanganligini yaxshiroq tushunishimiz mumkin. Albatta, insoniyat rivojlanishning turli bosqichlarida bir xil Galaktikalarni ko'ra olmaydi. Lekin yaxshi farazlar paydo bo'lishi mumkin, ular kuzatayotgan narsalarga asoslanib, Galaktikalarni toifalarga guruhlash mumkin.
Birinchi yulduzlar koinot paydo boʻlgandan koʻp oʻtmay gaz bulutlaridan paydo boʻlgan deb ishoniladi. Katta portlashning standart modeli shuni ko'rsatadiki, bu tizimlarga ko'k rang beradigan yosh issiq jismlar bilan to'ldirilgan eng qadimgi galaktikalarni topish mumkin. Model ham buni bashorat qilmoqdabirinchi yulduzlar ko'p edi, lekin zamonaviy yulduzlarga qaraganda kichikroq. Kichkina galaktikalar oxir-oqibat katta orol olamlarini hosil qilganligi sababli tizimlar ierarxik tarzda hozirgi hajmiga o'sdi.
Qizigʻi, bu bashoratlarning aksariyati tasdiqlangan. Misol uchun, 1995-yilda, Hubble kosmik teleskopi ilk bor vaqtning boshiga chuqur nazar tashlaganida, yosh koinot Somon yo‘lidan o‘ttiz-ellik marta kichikroq bo‘lgan ko‘k rangdagi galaktikalar bilan to‘ldirilganligini aniqladi.
Standart Katta portlash modeli ham bu birlashishlar hali ham davom etayotganini taxmin qilmoqda. Shu sababli, insoniyat qo'shni galaktikalarda ham bu faoliyatning dalillarini topishi kerak. Afsuski, yaqin vaqtgacha Somon yo'li yaqinidagi yulduzlar o'rtasida baquvvat qo'shilish haqida juda kam dalillar mavjud edi. Bu standart katta portlash modeli bilan bog'liq muammo edi, chunki u koinotni tushunish to'liq yoki noto'g'ri bo'lishi mumkinligini ko'rsatdi.
Faqat 20-asrning ikkinchi yarmida koinot qanday shakllanganligining oqilona modellarini yaratish uchun yetarlicha jismoniy dalillar toʻplangan edi. Hozirgi standart katta portlash tizimi uchta asosiy eksperimental ma'lumotlar asosida ishlab chiqilgan.
Koinotning kengayishi
Koʻpgina tabiat modellarida boʻlgani kabi, u ham ketma-ket yaxshilanishlardan oʻtdi va keyingi tadqiqotlarni kuchaytiruvchi jiddiy muammolarni keltirib chiqardi.
Kosmologiyaning qiziqarli jihatlaridan birimodellashtirish shundan iboratki, u koinot uchun etarlicha aniq saqlanishi kerak bo'lgan bir qator parametrlar muvozanatini ochib beradi.
Savollar
Koinotning standart kosmologik modeli katta portlashdir. Va uni tasdiqlovchi dalillar juda ko'p bo'lsa-da, u muammosiz emas. Trefil "Yaratilish momenti" kitobida ushbu savollarni yaxshi ko'rsatib beradi:
- Antimodda muammosi.
- Galaktikaning shakllanishining murakkabligi.
- Ufq muammosi.
- Teklik masalasi.
Antimodda muammosi
Zarralar davri boshlangandan keyin. Koinotdagi zarrachalar sonini o'zgartira oladigan ma'lum jarayon yo'q. Fazoda millisekundlar eskirgan vaqtga kelib, materiya va antimateriya o'rtasidagi muvozanat abadiy o'zgarmas edi.
Koinotdagi materiyaning standart modelining asosiy qismi juft ishlab chiqarish g'oyasidir. Bu elektron-pozitron juftlarining tug'ilishini ko'rsatadi. Yuqori hayot rentgen nurlari yoki gamma nurlari va tipik atomlar o'rtasidagi o'zaro ta'sirning odatiy turi foton energiyasining katta qismini elektronga va uning antizarrasi - pozitronga aylantiradi. Zarrachalar massalari Eynshteyn munosabatiga amal qiladi E=mc2. Ishlab chiqarilgan tubsizlik teng miqdordagi elektron va pozitronga ega. Shunday qilib, agar barcha ommaviy ishlab chiqarish jarayonlari juftlashganida, Koinotda materiya va antimateriya aynan bir xil miqdorda bo'lar edi.
Tabiatning materiyaga munosabatida qandaydir assimetriya borligi aniq. Tadqiqotning istiqbolli yo'nalishlaridan birizaif o'zaro ta'sir bilan zarralarning parchalanishida CP simmetriyasining buzilishidir. Asosiy eksperimental dalil neytral kaonlarning parchalanishidir. Ular SR simmetriyasining engil buzilishini ko'rsatadi. Kaonlarning elektronlarga parchalanishi bilan insoniyat materiya va antimateriya o'rtasida aniq farqga ega va bu koinotdagi materiyaning ustunligining kalitlaridan biri bo'lishi mumkin.
Katta adron kollayderidagi yangi kashfiyot - D-mezon va uning antizarrasi parchalanish tezligidagi farq 0,8% ni tashkil etadi, bu esa antimateriya masalasini hal qilishga yana bir hissa boʻlishi mumkin.
Galaxy shakllanishi muammosi
Kengayayotgan koinotdagi tasodifiy nosimmetrikliklar yulduzlarni hosil qilish uchun yetarli emas. Tez kengayish mavjud bo'lganda, tortishish kuchi juda sekin bo'lib, galaktikalar kengayishning o'zi tomonidan yaratilgan har qanday oqilona turbulentlik naqshlari bilan shakllanmaydi. Koinotning keng ko'lamli tuzilishi qanday paydo bo'lishi mumkinligi haqidagi savol kosmologiyada hal qilinmagan asosiy muammo bo'lib kelgan. Shuning uchun olimlar galaktikalar mavjudligini tushuntirish uchun 1 millisekundgacha bo'lgan davrga qarashga majbur bo'lishadi.
Horizon muammosi
Osmonning qarama-qarshi yo'nalishlaridan mikroto'lqinli fon nurlanishi 0,01% ichida bir xil harorat bilan tavsiflanadi. Ammo ular tarqaladigan kosmosning maydoni 500 ming yilga engilroq o'tish vaqti edi. Va shuning uchun ular aniq issiqlik muvozanatini o'rnatish uchun bir-birlari bilan aloqa qila olmadilar - ular tashqarida edilar.gorizon.
Bu holat "izotropiya muammosi" deb ham ataladi, chunki kosmosning barcha yo'nalishlaridan harakatlanadigan fon nurlanishi deyarli izotropikdir. Savolni qo'yishning bir usuli - koinot qismlarining Yerdan qarama-qarshi yo'nalishdagi harorati deyarli bir xil ekanligini aytish. Ammo ular aloqa qila olmasalar, qanday qilib ular bir-biri bilan issiqlik muvozanatida bo'lishi mumkin? Agar WMAP tomonidan taklif qilingan megaparsek uchun 71 km/s Hubble konstantasidan kelib chiqadigan 14 milliard yillik qaytish vaqti hisobga olinsa, koinotning bu uzoq qismlari bir-biridan 28 milliard yorug'lik yili masofada joylashganligini payqash mumkin. Xo'sh, nega ular bir xil haroratga ega?
Ufq muammosini tushunish uchun siz koinotdan ikki baravar katta bo'lishingiz kerak, lekin Shramm ta'kidlaganidek, agar muammoga oldingi nuqtai nazardan qarasangiz, u yanada jiddiyroq bo'ladi. Fotonlar haqiqatda chiqarilgan vaqtda, ular koinotdan 100 marta kattaroq yoki 100 marta sababchi bo'lgan bo'lar edi.
Bu muammo 1980-yillar boshida Alan Gut tomonidan ilgari surilgan inflyatsiya gipotezasiga olib kelgan yoʻnalishlardan biridir. Inflyatsiya bo'yicha ufqdagi savolga javob shundaki, Katta portlash jarayonining boshida koinot hajmini 1020 ga oshirgan nihoyatda tez inflyatsiya davri bo'lgan yoki 1030 . Bu shuni anglatadiki, kuzatilishi mumkin bo'lgan joy hozirda ushbu kengaytmaning ichida. Ko'rinadigan radiatsiya izotrop,chunki bu bo'shliqning barchasi kichik hajmdan "shishirilgan" va deyarli bir xil boshlang'ich sharoitlarga ega. Bu nima uchun koinotning qismlari shunchalik uzoqda joylashganki, ular bir-biri bilan hech qachon bir xil ko‘rinishini tushuntirishning bir usuli.
Teklik muammosi
Olamning zamonaviy kosmologik modelining shakllanishi juda keng. Kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, kosmosdagi materiya miqdori, albatta, o'ndan birdan ko'proq va kengayishni to'xtatish uchun zarur bo'lgan kritik miqdordan kamroq. Bu erda yaxshi o'xshashlik bor - erdan tashlangan to'p sekinlashadi. Kichik asteroid bilan bir xil tezlikda u hech qachon to'xtamaydi.
Tizimdan bu nazariy otishning boshida, cheksiz masofada nolga sekinlashib, abadiy borish uchun kerakli tezlikda tashlangandek tuyulishi mumkin. Ammo vaqt o'tishi bilan bu yanada aniqroq bo'ldi. Agar kimdir 20 milliard yillik sayohatdan keyin ham tezlik oynasini oz miqdorda o'tkazib yuborsa, to'p to'g'ri tezlikda tashlangandek tuyulardi.
Teklikdan har qanday og'ish vaqt o'tishi bilan bo'rttiriladi va koinotning ushbu bosqichida mayda tartibsizliklar sezilarli darajada oshishi kerak edi. Agar hozirgi kosmosning zichligi kritik darajaga yaqin ko'rinsa, u avvalgi davrlarda tekislikka yaqinroq bo'lgan bo'lishi kerak. Alan Gut Robert Dikning ma'ruzasini uni inflyatsiya yo'liga tushirgan ta'sirlardan biri deb hisoblaydi. Robert buni ta'kidladikoinotning hozirgi kosmologik modelining tekisligi katta portlashdan keyin sekundiga 10-14 marta bir qismga tekis bo'lishini talab qiladi. Kaufmanning ta'kidlashicha, undan so'ng darhol zichlik kritik darajaga, ya'ni 50 kasrgacha teng bo'lishi kerak edi.
1980-yillarning boshlarida Alan Gut Plank davridan 10–43 soniyadan soʻng qisqa vaqt ichida juda tez kengayish davri boʻlganini aytdi. Ushbu inflyatsiya modeli tekislik muammosini ham, ufq muammosini ham hal qilish usuli edi. Agar koinot 20 dan 30 gacha kattalashgan boʻlsa, u holda qattiq bogʻlangan deb hisoblash mumkin boʻlgan juda kichik hajmning xususiyatlari bugungi kunda maʼlum boʻlgan koinot boʻylab tarqalib, oʻta tekislikka ham, oʻta izotrop tabiatga ham hissa qoʻshgan.
Koinotning zamonaviy kosmologik modellarini shunday qisqacha tasvirlash mumkin.
