Koinot tuzilishining navbatdagi versiyasini Ulm universiteti (Universität Ulm) fizikasi Frenk Shtayner ilgari surdi, u hamkasblari bilan birgalikda Wilkinson mikroto'lqinli anizotropiya zondi (WMAP) kosmik zond tomonidan to'plangan ma'lumotlarni qayta tahlil qildi. fon nurlanishini batafsil suratga olish.
Biroq, koinotning chekkalari haqida gapirishga shoshilmang. Gap shundaki, bu ko'pburchak o'z-o'zidan yopilgan, ya'ni uning yuzlaridan biriga etib borganingizdan so'ng, siz ushbu ko'p o'lchovli "Mobius halqasi" ning qarama-qarshi tomoni orqali ichkariga kirasiz.
Ushbu taqdimotdan qiziqarli xulosalar kelib chiqadi. Masalan, "o'ta tez" raketada to'g'ri chiziqda uchib, siz oxir-oqibat boshlang'ich nuqtaga qaytishingiz mumkin yoki "juda katta" teleskopni olsangiz, koinotning turli qismlarida bir xil narsalarni ko'rishingiz mumkin. yorug'lik tezligi faqat cheklanganligi tufayli - hayotning turli bosqichlarida.
Olimlar bunday kuzatishlarni amalga oshirishga harakat qilishdi, ammo "oyna aks ettirish" ga o'xshash narsa topilmadi. Yoki model noto'g'ri bo'lgani uchun yoki zamonaviy kuzatuv astronomiyasining etarli "diapazoni" yo'qligi uchun. Shunga qaramay, koinotning shakli va hajmini muhokama qilish davom etmoqda.
Endi Shtayner va uning o'rtoqlari olovga yangi o'tin tashladilar.
Plankning og'irligi ikki tonnaga yaqin. U Lagrange nuqtasi L2 atrofida sayohat qilishi kerak. Sun'iy yo'ldosh o'z o'qi atrofida aylanar ekan, u asta-sekin misli ko'rilmagan aniqlik va sezgirlik bilan to'liq mikroto'lqinli fon xaritasini oladi (ESA/AOES Medialab va ESA/C. Carreau rasmlari).
Nemis fizigi koinotning bir nechta modellarini tuzdi va ularda mikroto'lqinli fon zichligi to'lqinlari qanday paydo bo'lishini sinab ko'rdi. Uning ta'kidlashicha, donut olami kuzatilgan kosmik mikroto'lqinli fon bilan eng katta moslikni beradi va hatto uning diametrini hisoblab chiqdi. Donutning kengligi 56 milliard yorug'lik yili bo'lib chiqdi.
To'g'ri, bu torus unchalik oddiy emas. Olimlar uni 3-torus deb atashadi. Uning haqiqiy shaklini tasavvur qilish qiyin, ammo tadqiqotchilar buni hech bo'lmaganda qanday qilish kerakligini tushuntiradilar.
Birinchidan, oddiy "donut" qanday hosil bo'lishini tasavvur qiling. Siz bir varaq qog'ozni olib, ikki qarama-qarshi qirrani bir-biriga yopishtirib, naychaga aylantirasiz. Keyin siz trubkani torusga aylantirasiz, uning ikkita qarama-qarshi "chiqishini" bir-biriga yopishtirasiz.
3-torus bilan hamma narsa bir xil, bundan mustasno, varaq emas, balki kub boshlang'ich tarkibiy qism sifatida olinadi va samolyotlarning chetlarini emas, balki har bir qarama-qarshi yuzni yopishtirish kerak. Bundan tashqari, uni shunday yopishtiringki, kubni yuzlaridan biri orqali qoldirib, siz yana uning qarama-qarshi yuzi orqali ichkariga kirganingizni topasiz.
Shtaynerning ishini sharhlagan bir qancha ekspertlarning ta'kidlashicha, u koinotning "yuqori o'lchamli donut" ekanligini qat'iy isbotlamaydi, faqat bu shakl eng ehtimollardan biri ekanligini aytadi. Bundan tashqari, ba'zi olimlarning ta'kidlashicha, dodekaedr (bu ko'pincha futbol to'pi bilan taqqoslanadi, garchi bu noto'g'ri bo'lsa ham) hali ham "yaxshi nomzod".
Frankning bunga javobi oddiy: shakllar orasidagi yakuniy tanlov WMAP tomonidan bajarilgan fon nurlanishini aniqroq o'lchashdan keyin amalga oshirilishi mumkin. Va bunday tadqiqot tez orada 2008 yil 31 oktyabrda uchirilishi kerak bo'lgan Evropa Plank sun'iy yo'ldoshi tomonidan amalga oshiriladi.
“Falsafiy nuqtai nazardan, menga koinot chekli va bir kun kelib biz uni toʻliq oʻrganishimiz va u haqida hamma narsani bilib olishimiz mumkinligi haqidagi fikrni yoqtiraman. Ammo fizika savollarini falsafa hal qila olmagani uchun Plank ularga javob beradi deb umid qilaman”, - deydi Shtayner.
2003 yilning boshida fon fonining birinchi kuzatuvlari WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) kosmik zondida amalga oshirildi. Birinchi marta ko'plab kosmologik parametrlar g'ayrioddiy yuqori aniqlik bilan o'lchandi. Ammo bir necha oy ichida birinchi, eng muhim natijalar va bashoratlar amalga oshirildi, ishtiyoq susaydi, olimlarning qiziqishi olingan natijalardan izohsiz qolgan muammolarga o'tdi.
Kuzatishlar
Ushbu muammolardan biri relikt fonning ikkita eng past ko'p qutblari (sferik harmonikalar) ning juda past amplitudalari: to'rtburchak va oktupol. Bu muammo ilgari ma'lum edi, lekin faqat juda aniq WMAP ma'lumotlarida u "to'liq uzunlikdagi" bo'lib qoldi. Aslida, eng past sferik harmonik dipoldir. U 180 o ga teng burchak shkalasi bo'yicha qoldiqning xatti-harakatlarini tavsiflaydi: samoviy sferaning bir yarim sharida mikroto'lqinli fonning harorati va yorqinligi yuqoriroq, ikkinchisida esa pastroq bo'ladi. Afsuski, bu garmonikni kuzatuvchining harakati bilan bog'liq bo'lgan Doppler effektining fonga ta'siridan ajratib bo'lmaydi. Ikkinchi harmonik (to'rt kutupli) reliktning harorat o'zgarishining 90 o burchakli shkala bo'yicha taqsimlanishini va uchinchi harmonik (oktupol) mos ravishda 60 o ni tavsiflaydi (1-rasmga qarang). Ma'lum bo'lishicha, to'rtburchakning kuzatilgan amplitudasi nazariya tomonidan bashorat qilingan darajaning atigi 1/7 qismini, oktupolning amplitudasi esa 72% ni tashkil qiladi (2-rasmga qarang). Bu og'ish juda katta va kuzatilgan mikroto'lqinli kosmik fonda tasodifiy tebranishlar bilan izohlash qiyin. Ba'zi tadqiqotchilar bu og'ishni tushuntirish uchun "yangi fizika" ni joriy qilishni taklif qila boshladilar (masalan, astro-ph/0306597 ga qarang), boshqalari ular bilan rozi bo'lmadilar. Biroq, hozirgacha hech kim ikkita pastki harmonikaning amplitudalarining pasayishiga olib keladigan jismoniy mexanizmni taklif qilmagan.
 |
|
Guruch. 2. WMAP ma'lumotlari va boshqa ba'zi tajribalar bo'yicha CMB tebranishlarining burchak taqsimotlarining quvvat spektri. Tebranishlar amplitudasi vertikal ravishda, garmonikalar soni gorizontal ravishda (dan boshlab) chiziladi. l =2) yoki burchakli masshtablar. Qora nuqtalar kuzatuv ma'lumotlari, qizil chiziq - bu kuzatuvlarga eng mos keladigan tekis olam uchun nazariy modelning bashoratlari, kulrang chiziq - nazariy prognozlarning ruxsat etilgan xatosi. Ikki eng past harmonikaning juda past qiymatlari yashil rangda ko'rsatilgan. Faqat bitta oktupolning past amplitudasi ( l =3) yetarlicha ahamiyatli emas, lekin bilan birga juda past ikkinchi garmonik qiymatiga ko'ra, ular muhim kuzatish faktiga aylanadi. |
Topologiya
Qarama-qarshi vaziyatni tasavvur qilish juda oson, agar koinotning ko'rinadigan qismining o'lchami dastlabki ko'rsatkichdan kamroq bo'lsa. Bunday holda, biz kuzatadigan rasm oddiy topologiyaga ega bo'lgan cheksiz Olamda ko'rganimizdan farq qilmaydi (bu farq keyingi paytlarda, kosmologik miqyosda paydo bo'lishi mumkin).
Aslida, hamma narsa qiyinroq. Boshqa galaktikalarni kuzatganimizda, biz nafaqat masofaga, balki o'tmishga ham qaraymiz. Bu yorug'lik tezligining cheksizligi bilan bog'liq. Agar bizning koinotimizning o'lchami bir necha megaparsek bo'lganida edi, bizning Galaktikamiz nusxalarining yorug'ligi bizga bir necha million yil ichida etib boradi va bu vaqt ichida galaktika unchalik o'zgarmaydi va biz bu "ko'zgu"larda "o'zimizni tanib olishimiz", va hatto ularda quyosh tizimini topishga harakat qilgan. Agar dastlabki dunyoning o'lchami yuz minglab yorug'lik yiliga ko'paytirilsa, bunday identifikatsiya qilish qiyinlashadi va biz eramizdan 2-3 milliard yil oldin Somon yo'lini taniy olmadik. Biroq, so'nggi 10-20 yil ichida o'lchamlari 1000 megaparsek yoki undan kam bo'lgan davriy tuzilmani qidirishning barcha izlanishlari ijobiy natija bermadi. Bu shuni anglatadiki, agar bizning koinotimiz cheklangan hajmga ega bo'lsa, unda uning o'lchamlari juda katta, agar biz o'zimizni ko'rsak, u holda uzoq o'tmishda zamonaviy ob'ektlar bilan har qanday identifikatsiya qilish deyarli imkonsiz bo'lib qoladi.
Kosmologiya
Koinotning dodekaedral modeli qanday bashoratlarni beradi va ular kuzatuvlar bilan qanday taqqoslanadi?
Ushbu modelda bo'shliq ijobiy egrilikka ega bo'lishi kerak (yopiq bo'lishi kerak) va o'rtacha zichlikning kritik qiymatga nisbatining qat'iy belgilangan qiymatiga ega bo'lishi kerak $\Omega\simeq1.013$ (bu qiymat matematik konstanta bo'lib, u quyidagicha bo'lishi mumkin). har qanday sonli kasrlar bilan hisoblangan). Va bu qiymat ruxsat etilgan diapazonga to'g'ri keladi! WMAP ma'lumotlari $\Omega=1,02\pm0,02$ beradi.
Bunday koinot qanday tashkil etilgan?
$\Omega=1,013$ bo'lgan kosmologik model uchun gorizont radiusi koinot egrilik radiusining 38% ni tashkil qiladi ( R ) va dodekaedrning chegaralari 31% dan oraliqda yotadi. R (yuz markazlari) 39% gacha R (cho'qqi) markazidan. Bunday ko'pburchakning hajmi ufq sferasi hajmining 83% ni tashkil qiladi. Dodekaedr o'lchamlarining egrilik radiusiga nisbati doimiy bo'lib qoladi, chunki koinot kengayishi bilan bu miqdorlar bir-biriga mutanosib ravishda o'zgaradi. Koinot ufqi o'zini boshqacha tutadi. Uning xatti-harakati kengayish qonuniga bog'liq, bu batafsilroq tavsiflangan (va unda berilgan havolalar).
Osmondagi dog'lar
Bizning koinotimizning murakkab topologiyasi kuzatishlarda o'zini namoyon qiladi, agar ufqning o'lchamlari asl ko'pburchakning o'lchamlaridan oshsa va uning nusxalarining bo'limlari hech bo'lmaganda qisman biz uchun mavjud bo'lgan Olam hududiga tushsa. Agar asl raqam ufqdan katta bo'lsa, lekin kuzatilgan rasm cheksiz olam ko'rinishidan farq qilmaydi. Sxematik ravishda, bu bayonot rasmda ko'rsatilgan. 12.
Yuqoridagi ufq o'lchami uchun (0,38 R ) Koinot nusxalarining mavjudligi osmon sferasida qarama-qarshi yo'nalishda joylashgan diametri 70 o bo'lgan olti juft doira shaklida namoyon bo'ladi. Ular oxirgi tarqaladigan sfera dodekadrning yuzlari bilan kesishganda hosil bo'ladi. WMAP ma'lumotlariga ko'ra oxirgi tarqaladigan sfera (rekombinatsiya chegarasi) o'rtacha qizil siljish z=1089$\pm$1 da joylashgan, ya'ni. gorizontdan biroz pastroqda. Bunday juftlikning har bir doirasidagi relikt nurlanish harorati uning o'rtacha qiymatidan bir xil darajada farq qiladi, chunki aylanalardan ro'yxatga olingan nurlanish bir xil modda bilan to'ldirilgan Olam hududlari tomonidan chiqariladi (13-rasmga qarang).
Nazariy jihatlar
Bizning koinotimiz yopiq bo'lishi mumkinligi, bugungi kunda atrofimizdagi koinotning aksariyat xususiyatlarini muvaffaqiyatli tushuntirib beradigan ba'zi savollarni tug'diradi. Bu muammoda (yopiq koinotdagi inflyatsiya) hali to'liq oydinlik yo'q, ammo kosmologlar buni hal qilishga tayyor ko'rinadi.
Xulosa
Ushbu maqolada tasvirlangan modelni qanday tasdiqlash yoki rad etish kerak? U eksperimental tekshirishga imkon beruvchi ikkita oqibatni bashorat qiladi va yaqin kelajakda:
- Olam $\Omega=1.013$ bilan yopilishi kerak;
- Osmonda diametri 70 o bo'lgan oltita juft doiralar (ularning markazlari muntazam dodekaedr yuzlarining o'rta nuqtalariga to'g'ri keladi) kuzatilishi kerak, kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiya buzilishlarining tarqalishi, ularda bir-biri bilan juft korrelyatsiya qilish kerak. .
Va, albatta, ushbu maqolaning boshida keltirilgan faktlar uchun mutlaqo boshqacha tushuntirishlar topilishi ehtimoli mavjud. (Buni kutish mumkin, chunki ko'rsatkichlar foydasiga aynan shunday Koinotning topologik jihatdan murakkab modellari juda kam. Hozircha ular CMB quvvat spektrining dastlabki ikkita harmonikasining faqat past amplitudalari. Ushbu modelni muhokama qilishni boshlash uchun bu etarli, ammo ilmiy jamoatchilikni uning "jiddiyligiga" ishontirish uchun qo'shimcha dalillar kerak.)
M. E. Proxorov SAI, Moskva
Sharhlar (12):
Yaxshi maqola.
O'ylash kerak bo'lgan narsa bor.
Bu erda bo'lim boshida
Topologiya
cheklangan hajmli cheksiz Evklid fazosining qurilishi aytilgan. Bunday konstruktsiyalar bilan och bilan shug'ullanish kerak. toza.
Aynan shu taxminlar ostida murakkab fikrni boshi berk ko'chaga olib boradigan ta'sirlar. Ushbu sxemada bunday mat pardali shaklda qo'llaniladi. abstraksiya Null_space sifatida (sizga eslatib o'taman, Null_space kengaytmasiz va vaqtsiz bo'sh joy).
Taxminan 30 yil yoki hatto 50 yil oldin barcha ilmiy va yaqin ilmiy jurnallar u yoki bu shaklda ushbu mat.moddaning xususiyatlarini o'ynadi. Ilmiy-fantastik yozuvchilar esa buni amalda "Zero_jump", "Nol_o'tish" nomlari ostida ishlatishgan ...
Qanday qilib to'satdan bu modda borligi ma'lum bo'ldi bitta, lekin juda yoqimsiz xususiyat:
Mahallaning qayerdadir "ko'tarilib" ko'proq_kamroq haqiqiy mustahkamlik bilan aloqa
Null_space har doim bu mustahkamlikni o'zlashtira boshlaydi va uni o'ziga singdirib, o'zini yo'q qiladi.
Bugungi kunda hatto fantast yozuvchilar ham undan voz kechib, uning o'rniga gijjalar yoki gijjalar bilan almashtirdilar.
Koinot qandaydir to'p yoki dodekaedr shaklini olishi mumkin emas, lekin ... shox yoki bug'doy. Aniqrog'i, bizning butun koinotimiz bir tomondan tor uchi va boshqa tomonida "qo'ng'iroq" bo'lgan bir xil uzun naychaga cho'zilgan bo'lib chiqadi. Bizning koinotimizning bunday "qurilishi", boshqa narsalar qatori, uning cheklanganligini anglatadi va uning ba'zi joylarida o'z boshingizni ko'rishingiz mumkin bo'lgan joylar mavjud. Ehtimol, "oqilona" odamlar uchun bularning barchasi bema'nilik yoki syurrealistning orzusi kabi ko'rinadi, ammo Germaniyaning Ulm universiteti (Universität Ulm) matematiki Frank Shtayner (Frank Shtayner) va uning hamkasblarining hisob-kitoblari nufuzli eksperimental tadqiqotlarga asoslangan. ma'lumotlar 2003 yilda xuddi shu mashhur WMAP zondi (NASAning Wilkinson mikroto'lqinli anizotropiya probi) tomonidan olingan.
Yangi g'alati model astrofiziklarni juda hayratda qoldiradigan ikkita sirli holatni tushuntirish uchun mo'ljallangan: birinchidan, kosmik mikroto'lqinli nurlanishda "issiq" va "sovuq" nuqtalarning tarqalishining g'ayrioddiy tabiati, ikkinchidan, signalning "tiqilib qolishi". katta tarozilar (taxminan 60 darajadan kattaroq burchak ostida har qanday yoki aniq belgilangan "issiq" yoki "sovuq" joylarning yo'qligi). Shtaynerning koinotning hozirgi hajmi taxminan 1032 kub yorug'lik yiliga teng. Olam bor-yo'g'i 380 ming yil bo'lganida, u shunchalik kichik ediki, unda etarlicha katta tebranishlar paydo bo'lishi mumkin emas edi.
Picard topologiyasi deb ataladigan yangi modelda koinot juda g'alati tarzda egilgan. Uning bir uchi cheksiz cho'zilgan, lekin ikkinchi tomondan u shunchalik torayganki, natijada u cheklangan hajmga ega. Boshqa tomondan, "qo'ng'iroq" keskin kengayadi, lekin cheksiz emas va agar biz kosmik kemada "shishgan" uchiga uchib ketgan bo'lsak, bir nuqtada biz "quvur" ning boshqa tomonidan qaytib kelamiz ( yuqori rasmga qarang). Emil Pikar (1856-1941) - fransuz matematigi, differensial tenglamalar, yagona nuqtalar, asimptotik yechimlar, funksiyalar nazariyasi va hokazolarni oʻrgangan, darvoqe, u Sankt-Peterburg Fanlar akademiyasining xorijiy muxbir aʼzosi (1895), va SSSR Fanlar akademiyasining xorijiy faxriy a'zosi (1925).
Shox shaklidagi model 1990-yillardayoq WMAP-dan oldingi COBE (Cosmic Background Explorer) sun'iy yo'ldoshi ma'lumotlarini tahlil qilish natijasida paydo bo'lgan anomaliyalarni to'g'ri tasvirlash uchun taklif qilingan, ammo Shtayner guruhi bu g'oyani birinchi bo'lib ko'rsatgan. izchil va WMAP ma'lumotlari ham. 2003 yilda WMAP natijalariga mos keladigan yana bir model ilgari surilgan edi va unga ko'ra, koinot ham chekli bo'lib chiqdi, ammo dunyoning shakli boshqacha edi (dodekadr, noto'g'ri "futbol to'pi" deb nomlangan). "matbuotda). Koinotning mumkin bo'lgan shakli uchun boshqa variantlar - "donut" (toroidal shakl) yoki oblate shar (bir necha oy oldin AQShning Pensilvaniya shtati olimlari tomonidan taklif qilingan).
Jismoniy makonning klassik kontseptsiyasi unga ulanish kabi asosiy topologik xususiyatni beradi. Jismoniy makon - uch o'lchovli bog'langan manifoldning mohiyati - vaqt bilan yagona to'rt o'lchovli fazo-vaqtga birlashtiriladi. Agar biz endi bog'langan, lekin oddiy bog'langan bo'lmagan fazo-vaqt modelini ko'rib chiqsak, u holda ajratilgan uch o'lchamli fazoga o'xshash kesimlarni aniqlash juda mumkin. Bundan tashqari, uzilgan $M_0$ kesmani sferik transformatsiya yordamida bogʻlangan $M_0$ dan olish mumkin va demak, bogʻlangan va uzilgan kesimni qandaydir geometrik dinamik jarayonning boshlangʻich va yakuniy holatlari sifatida koʻrish mumkin (Lorents kobordizmi). ). Bu jarayon davomida 3-geometriya ma'lum bir kritik holat $M_(1/2)$ orqali o'tadi, bu fazoga o'xshash kesimning ulanishining buzilishiga mos keladi.
Kosmosga o'xshash bo'limlarning uzilishi qanday sharoitlarda sodir bo'lishini yoki o'ziga xos differensial-topologik modelni chetga surib, ba'zi bir fizik jarayon davomida uch o'lchovli fazoning paydo bo'lishi mumkinligini aniqlash qiziq bo'lar edi. $M_0$ uzilib qoladi. Erkinliklarni so'z bilan aytganda, shuni aytishimiz mumkinki, ulanishning buzilishi $D_0$ mintaqasini $M_0.$ dan uzib tashlashni anglatadi.
Aslida, bu koinot topologiyasi haqidagi mashhur maqola. Lumine shov-shuvli maqola muallifi sifatida tanilgan, unda CMB ma'lumotlari ahamiyatsiz topologiyadagi model doirasida talqin qilingan. Ushbu sharhda bunday modellarning qanday ko'rinishi, ularni mavjud ma'lumotlarga nisbatan qanday tekshirish mumkinligi va boshqalar tasvirlangan.
Koinotning hozirgi holati hali juda kam tushunilgan. Biroq, ehtimol, savolga javob allaqachon mavjud: koinotning hozirgi shakli qanday? Uzoq muddatli kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, Olam uning shakli uchun mumkin bo'lgan da'vogarlar sonini keskin kamaytiradigan bir qator jismoniy xususiyatlarga ega.
Va olam topologiyasining asosiy xususiyatlaridan biri uning egriligidir. Bugungi kunda qabul qilingan kontseptsiyaga ko'ra, Katta portlashdan taxminan 300 000 yil o'tgach, koinotning harorati elektronlar va protonlarni birinchi atomlarga birlashtirish uchun etarli darajaga tushdi.
Bu sodir bo'lgach, dastlab zaryadlangan zarralar tomonidan tarqalib ketgan radiatsiya to'satdan kengayib borayotgan koinotdan to'siqsiz o'ta oladi. Hozirgi vaqtda kosmik mikroto'lqinli fon yoki kosmik mikroto'lqinli fon sifatida tanilgan bu radiatsiya hayratlanarli darajada bir xil bo'lib, o'rtacha qiymatdan intensivlikdagi juda kichik og'ishlarni (tebranishlarni) ko'rsatadi. Bunday bir xillik faqat Olamda mavjud bo'lishi mumkin, uning egriligi hamma joyda doimiydir.
Egrilikning doimiyligi koinot fazosi uchta mumkin bo'lgan geometriyadan biriga ega ekanligini anglatadi: musbat egrilik bilan tekis Evklid sharsimon yoki salbiy bilan giperbolik.
Nemis matematigi Karl Fridrix Gauss 19-asrning birinchi yarmida savolga javob berishni maqsad qilgan edi: Yerning sferik makonidan o'tadigan yorug'lik nurlarining traektoriyalari egri chiziqlimi? Ma'lum bo'lishicha, kichik (astronomik me'yorlar bo'yicha) miqyosda koinot Evklid kabi ko'rinadi. Antarktida ustida ko'tarilgan yuqori balandlikdagi sharlar bilan olib borilgan so'nggi tadqiqotlar ham bu xulosani tasdiqlaydi.
CMBning burchak quvvat spektrini o'lchashda cho'qqi qayd etildi, tadqiqotchilarning fikricha, buni faqat Evklid olamida sovuq qora materiya - nisbatan katta, sekin harakatlanuvchi ob'ektlar mavjudligi bilan izohlash mumkin. Ya'ni, olimlar koinotimizning fazosi Evklid geometriyasi tomonidan juda kichik egrilikdagi uch o'lchovli fazo sifatida qoniqarli tarzda tasvirlanishi kerakligiga ishonch bilan aytishadi.
"Olam haqidagi yangi g'oya, yangi kosmologiya umumiy nisbiylik nazariyasidan kelib chiqadi. Eynshteyn turli jismlarning tortishish maydonlarini bu jismlarni o'rab turgan hududlarda fazo-vaqt egriligi deb hisoblagan... keling, to'rt o'lchovli fazo-vaqtni olaylik, ya'ni. barcha tabiat jismlarining dunyo chiziqlari yig'indisi. Ushbu dunyo chiziqlari tortishish markazlari yaqinida kuchliroq egri. Ammo ularda umumiy egrilik yo'qmi?...
Eynshteyn faqat makon egri, vaqt esa egri emas, deb taklif qildi. Shuning uchun, koinot bo'ylab sayohatda eng qisqa yo'l bo'ylab berilgan geografik nuqtadan boshlab, biz yopiq fazoviy traektoriyani tasvirlaymiz va xuddi shu nuqtaga boshqa vaqtda, aytaylik, miloddan avvalgi trillion yilda qaytamiz. e. Bu shuni anglatadiki, dunyo fazosi cheklangan (bizning Yerning ikki o'lchovli fazo yuzasi chekli bo'lgan ma'noda), vaqt esa cheksizdir. Biz analogiya orqali ikki o'lchovli bo'shliqni topishimiz mumkin - sirt, bir o'lchamda egri va chekli, lekin boshqa o'lchamda tekis va cheksiz, silindrning yuzasi shunday.
Cheksiz uzunlikdagi silindr atrofida chiziqni (eng qisqa yo'l bo'ylab) chizsak, biz xuddi shu nuqtaga qaytamiz. Agar silindr bo'ylab chiziq chizsak, u to'g'ri va cheksiz bo'ladi. Ana shu oʻxshatish asosida Eynshteynning egri dunyo fazosi va egri boʻlmagan vaqt haqidagi gipotezasi silindrsimon dunyo gipotezasi deb ataldi.
1922 yilda A.A. Fridman dunyo fazosining egriligi vaqt o'tishi bilan o'zgarishini taklif qildi. Koinot kengayayotganga o‘xshaydi”.
Kosmosning uch o'lchovliligi haqidagi bayonot nimani anglatadi? Fizika va matematikada fazoning o'lchami haqidagi zamonaviy g'oyalar qanday paydo bo'lgan? Kosmosning uch o'lchovliligi fizikaning asosiy qonunlarida qanday rol o'ynaydi? Kitob shu savollarga bag'ishlangan. Mikro va megadunyo fizikasida o'lchov tushunchasining o'rni, o'lchov tushunchasiga turli yondashuvlarning o'zaro bog'liqligi, fizika va geometriya o'rtasidagi munosabat ko'rib chiqiladi. Kosmosning o'lchami haqidagi zamonaviy g'oyalarning yaratilish tarixi bilan bir qatorda, u ajoyib olimlar - fizik va matematiklar: A. Eynshteyn, P. Erenfest, A. Puankare, P. S. Uryson va boshqalarning ishlari haqida hikoya qiladi.
Zamonaviy differentsial geometriyaning muhim muammosi - berilgan geometrik xossalarga ega bo'lgan beton bo'shliqlar misollarini qurish va o'rganishdir. Ushbu muammolardan biri ma'lum bir golonomiya guruhiga ega bo'lgan Riman manifoldlarini izlash va ularning topologik xususiyatlarini o'rganishdir. Kollektorning golonomiya guruhini bilib, uning egriligi, Riman kollektorlarining asosiy xarakteristikasi haqida ko'p gapirish mumkin; boshqa tomondan, golonomiyani o'rganish texnik jihatdan oddiyroq vazifadir.
Nozik tuzilish konstantasi 1916 yilda nemis nazariy fizigi Arnold Zommerfeld tomonidan kiritilgan bo'lsa-da, u haqiqatan ham doimiymi degan savolga haligacha aniq javob yo'q. "O'lchovlarimiz natijalariga ko'ra, yo'q, unday emas!" - deydi avstraliyalik fizik Jon Uebb, Sidneydagi Yangi Janubiy Uels universiteti professori. O'n yil oldin u boshchiligidagi bir guruh olimlar Gavayidagi Amerika Kek teleskopi yordamida uzoq kvazarlarning yorug'ligi galaktikalararo gaz va chang bulutlari orqali o'tayotganda sodir bo'ladigan o'zgarishlarni tahlil qildilar va yutilish spektrlari bashorat qilinganidan biroz farq qilishini aniqladilar. . Bu hodisa faqat bitta izohga ega bo'lishi mumkin: bir necha milliard yil oldin nozik tuzilish konstantasining qiymati bugungi kunga qaraganda bir oz kamroq edi.
Topologiya va kvant mexanikasi chegarasida olib borilgan tadqiqotlar materiyaning mutlaqo yangi shakli mavjudligidan dalolat beradi.
1970 yilda yosh sovet fizigi g'ayrioddiy taklif bilan chiqdi. Hozirda Vashington universitetida (AQSh) bo‘lgan Vitaliy Efimov juftlik hosil qila olmaydigan kvant jismlari uchlik hosil qilishini ko‘rsatdi.
2006 yilda avstraliyalik olimlar guruhi seziy atomlaridan tashkil topgan sovuq gazda bu "Efimov holati" deb ataladigan birinchi misolni topdilar.
Bir qarashda, bu noto'g'ri tuyulishi mumkin. Axir, ob'ektlarning uch barobarini birlashtirgan bog'lanishlar juftlik bilan bir xil. Lekin aslida bunday emas, ular orasida nozik, ammo muhim farq bor.
Formulalarni ko'rsatish uchun siz "$$" muhiti va \TeX belgilaridan foydalanishingiz mumkin.
Qadim zamonlarda odamlar er tekis va uchta kit ustida turadi deb o'ylashgan, keyin bizning ekumenimiz dumaloq ekanligi ma'lum bo'ldi va agar siz doimo g'arbga qarab suzib ketsangiz, bir muncha vaqt o'tgach, siz o'zingizning boshlang'ich nuqtangizga qaytasiz. sharq. Koinotga qarashlar xuddi shunday o'zgardi. Bir paytlar Nyuton fazo tekis va cheksiz ekanligiga ishongan. Eynshteyn bizning dunyomizga nafaqat cheksiz va egri, balki yopiq bo'lishiga ham imkon berdi. Fon radiatsiyasini o'rganish jarayonida olingan so'nggi ma'lumotlar koinotning o'z-o'zidan yopiq bo'lishi mumkinligini ko'rsatadi. Ma'lum bo'lishicha, agar siz doimo erdan uchib ketsangiz, unda bir nuqtada siz unga yaqinlasha boshlaysiz va oxir-oqibat Magellanning kemalaridan biri kabi butun koinotni aylanib o'tib, dunyo bo'ylab sayohat qilishingiz mumkin. butun dunyo bo'ylab aylanib, Ispaniyaning Sanlucar de Barrameda portiga suzib ketdi.
Bizning koinotimiz Katta portlash natijasida tug'ilgan degan gipoteza hozirda umumiy qabul qilingan deb hisoblanadi. Dastlab materiya juda issiq, zich va tez kengaygan. Keyin koinotning harorati bir necha ming darajaga tushdi. O'sha paytdagi modda elektronlar, protonlar va alfa zarralari (geliy yadrolari) dan iborat edi, ya'ni u yorug'lik va har qanday elektromagnit to'lqinlar uchun shaffof bo'lmagan yuqori ionlangan gaz plazmasi edi. O'sha paytda boshlangan yadro va elektronlarning rekombinatsiyasi (bog'lanishi), ya'ni vodorod va geliyning neytral atomlarining hosil bo'lishi Olamning optik xususiyatlarini tubdan o'zgartirdi. Ko'pgina elektromagnit to'lqinlar uchun shaffof bo'lib qoldi.
Shunday qilib, yorug'lik va radio to'lqinlarini o'rganish orqali faqat rekombinatsiyadan keyin nima sodir bo'lganini ko'rish mumkin va bundan oldin sodir bo'lgan hamma narsa biz uchun ionlangan materiyaning o'ziga xos "olovli devori" bilan yopiladi. Agar biz issiq materiya ancha oldin shaffof bo'lgan relikt neytrinolarni va har qanday zichlikdagi materiya uchun to'siq bo'lmagan birlamchi tortishish to'lqinlarini qanday qayd qilishni o'rgansakgina, koinot tarixiga chuqurroq qarash mumkin. kelajak masalasi va undan yiroq, eng yaqin.
Neytral atomlar paydo bo'lgandan beri bizning koinotimiz taxminan 1000 marta kengaydi va rekombinatsiya davrining nurlanishi bugungi kunda Yerda taxminan uch daraja Kelvin haroratli relikt mikroto'lqinli fon sifatida kuzatilmoqda. Birinchi marta 1965 yilda katta radio antennani sinovdan o'tkazishda aniqlangan bu fon deyarli barcha yo'nalishlarda bir xil. Zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, atomlarga qaraganda yuz million marta ko'proq relikt fotonlar mavjud, shuning uchun bizning dunyomiz shunchaki koinot hayotining dastlabki daqiqalarida chiqarilgan kuchli qizarib ketgan yorug'lik oqimlari bilan yuviladi.
Klassik fazo topologiyasi
100 megaparsekdan kattaroq masshtablarda koinotning biz ko'rib turgan qismi juda bir hil. Materiya galaktikalarining barcha zich to'dalari, ularning klasterlari va superklasterlari faqat qisqaroq masofalarda kuzatiladi. Bundan tashqari, Olam ham izotropdir, ya'ni uning xususiyatlari har qanday yo'nalishda bir xil. Ushbu eksperimental faktlar sferik simmetriya va materiya taqsimotining fazoviy bir xilligini nazarda tutadigan barcha klassik kosmologik modellar asosida yotadi.
1922 yilda Aleksandr Fridman tomonidan topilgan Eynshteyn umumiy nisbiylik (GR) tenglamalarining klassik kosmologik yechimlari eng oddiy topologiyaga ega. Ularning fazoviy kesimlari tekisliklarga (cheksiz yechimlar uchun) yoki sharlarga (chegaralangan yechimlar uchun) o'xshaydi. Ammo bunday olamlar, ma'lum bo'lishicha, muqobilga ega: chekkalari va chegaralari bo'lmagan olam, o'z-o'zidan yopilgan cheklangan hajmli olam.
Fridman tomonidan topilgan birinchi yechimlar faqat bitta turdagi materiya bilan to'ldirilgan koinotlarni tasvirlab berdi. Materiyaning o'rtacha zichligidagi farq tufayli turli xil suratlar paydo bo'ldi: agar u kritik darajadan oshib ketgan bo'lsa, ijobiy fazoviy egrilik, chekli o'lchamlar va umr ko'rish muddati bo'lgan yopiq olam olingan. Uning kengayishi asta-sekin sekinlashdi, to'xtadi va bir nuqtaga qisqarish bilan almashtirildi. Zichligi kritik darajadan past bo'lgan koinot manfiy egrilikka ega bo'lib, cheksiz kengayib bordi, uning inflyatsiya darajasi qandaydir doimiy qiymatga intilardi. Ushbu model ochiq deb nomlanadi. Yassi koinot zichligi kritikga teng bo'lgan oraliq holat cheksizdir va uning lahzali fazoviy bo'limlari nol egrilikka ega tekis Evklid fazosidir. Yassi, ochiq kabi, cheksiz ravishda kengayadi, lekin uning kengayish tezligi nolga intiladi. Keyinchalik murakkabroq modellar ixtiro qilindi, ularda bir hil va izotrop olam vaqt o'tishi bilan o'zgarib turadigan ko'p komponentli materiya bilan to'ldirilgan.
Zamonaviy kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, Olam hozir tezlashuv bilan kengaymoqda (qarang: "Koinotning voqealar ufqidan tashqari", 2006 yil 3-son). Agar bo'sh joy ushbu moddaning energiya zichligiga yaqin bo'lgan yuqori salbiy bosimga ega bo'lgan ba'zi moddalar (ko'pincha qorong'u energiya deb ataladi) bilan to'ldirilgan bo'lsa, bunday xatti-harakatlar mumkin. Qorong'u energiyaning bu xususiyati oddiy materiyaning jozibador kuchlarini keng miqyosda yengib chiqadigan o'ziga xos tortishish kuchining paydo bo'lishiga olib keladi. Birinchi bunday modelni (lambda atamasi bilan) Albert Eynshteynning o'zi taklif qilgan.
Agar bu moddaning bosimi doimiy qolmasa, vaqt o'tishi bilan ortib borsa, koinotning kengayishining maxsus rejimi paydo bo'ladi. Bunday holda, o'lchamdagi o'sish shunchalik tez o'sib boradiki, koinot cheklangan vaqt ichida cheksiz bo'lib qoladi. Galaktikalardan elementar zarrachalargacha bo'lgan barcha moddiy ob'ektlarning yo'q qilinishi bilan birga bo'lgan fazoviy o'lchamlarning bunday keskin o'sishi Katta Rip deb ataladi.
Bu modellarning barchasi koinotning maxsus topologik xususiyatlarini o'z zimmasiga olmaydi va uni bizning odatiy makonimizga o'xshash tarzda ifodalaydi. Ushbu rasm astronomlar infraqizil, ko'rinadigan, ultrabinafsha va rentgen nurlanishini qayd qiluvchi teleskoplar yordamida oladigan ma'lumotlarga yaxshi mos keladi. Va faqat radiokuzatuvlar ma'lumotlari, ya'ni relikt fonni batafsil o'rganish olimlarni bizning dunyomiz shunchalik to'g'ri tuzilganligiga shubha uyg'otdi.
Olimlar bizni koinotimiz hayotining birinchi ming yillik voqealaridan ajratib turadigan "olovli devor" orqasiga qaray olmaydilar. Ammo koinotga uchirilgan laboratoriyalar yordamida biz har yili issiq plazmaning issiq gazga aylanishidan keyin nima sodir bo'lganligi haqida ko'proq va ko'proq bilib olamiz.
Orbital radio qabul qiluvchi
Kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining kuchini o'lchaydigan WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) kosmik observatoriyasi tomonidan olingan birinchi natijalar 2003 yil yanvar oyida nashr etilgan va shu qadar ko'p kutilgan ma'lumotlarni o'z ichiga olganki, uni tushunish bugungi kunda ham tugallanmagan. Odatda, fizika yangi kosmologik ma'lumotlarni tushuntirish uchun ishlatiladi: materiya holatining tenglamalari, kengayish qonunlari va dastlabki buzilishlar spektrlari. Ammo bu safar nurlanishning aniqlangan burchakli notekisligi tabiati mutlaqo boshqacha, geometrik tushuntirishni talab qildi. Aniqroq topologik.
WMAP ning asosiy maqsadi kosmik mikroto'lqinli fon (yoki mikroto'lqinli fon deb ham ataladi) haroratining batafsil xaritasini yaratish edi. WMAP - bu o'ta sezgir radio qabul qilgich bo'lib, u bir vaqtning o'zida osmondagi deyarli diametrik qarama-qarshi ikkita nuqtadan kelayotgan signallarni qayd qiladi. Observatoriya 2001 yil iyun oyida Yerdan bir yarim million kilometr uzoqlikdagi Lagrangian L2 deb ataladigan nuqtada joylashgan o'ta tinch va "sokin" orbitaga chiqarilgan. Ushbu 840 kg og'irlikdagi sun'iy yo'ldosh aslida Quyosh atrofida orbitada bo'ladi, lekin Yer va Quyoshning tortishish maydonlarining birgalikdagi ta'siri tufayli uning aylanish davri roppa-rosa bir yilni tashkil etadi va u Yerdan hech qaerga uchib ketmaydi. Sun'iy yo'ldosh shu qadar uzoq orbitaga uchirildi, shunda yerdagi texnogen faoliyatning aralashuvi relikt radio emissiyasini qabul qilishga xalaqit bermasin.
Kosmik radio rasadxona tomonidan olingan ma'lumotlarga asoslanib, misli ko'rilmagan aniqlik bilan juda ko'p sonli kosmologik parametrlarni aniqlash mumkin edi. Birinchidan, koinotning umumiy zichligining kritikga nisbati 1,02 ± 0,02 (ya'ni, bizning koinotimiz tekis yoki juda kichik egrilik bilan yopiq). Ikkinchidan, bizning dunyomizning keng miqyosda 72±2 km/s/Mp ga kengayishini tavsiflovchi Xabbl doimiysi. Uchinchidan, koinotning yoshi 13,4±0,3 milliard yil va rekombinatsiya vaqtiga mos keladigan qizil siljish 1088±2 (bu o'rtacha qiymat, rekombinatsiya chegarasining qalinligi ko'rsatilgan xatolikdan ancha katta). Nazariychilar uchun eng shov-shuvli natija relikt nurlanish buzilishlarining burchak spektri, aniqrog'i, ikkinchi va uchinchi harmonikalarning juda kichik qiymati edi.
Bunday spektr harorat xaritasini turli sferik harmonikalar (ko'p qutblar) yig'indisi sifatida ifodalash orqali tuziladi. Bunday holda, o'zgaruvchan komponentlar sferaga butun son marta to'g'ri keladigan buzilishlarning umumiy rasmidan ajralib turadi: to'rtburchak 2 marta, oktupol 3 marta va boshqalar. Sferik harmonikaning soni qanchalik ko'p bo'lsa, u tasvirlaydigan fonning yuqori chastotali tebranishlari qanchalik ko'p bo'lsa va tegishli "dog'lar" ning burchak o'lchami shunchalik kichik bo'ladi. Nazariy jihatdan, sferik harmonikalar soni cheksizdir, lekin haqiqiy kuzatish xaritasi uchun u kuzatuvlar olib borilgan burchak o'lchamlari bilan cheklangan.
Barcha sferik harmonikalarni to'g'ri o'lchash uchun butun samoviy sferaning xaritasi kerak bo'ladi va WMAP o'zining tasdiqlangan versiyasini bir yil ichida oladi. Birinchi bunday juda batafsil bo'lmagan xaritalar 1992 yilda Relic va COBE (Cosmic Background Explorer) tajribalarida olingan.
Qanday qilib simit kofe stakaniga o'xshaydi?
Matematik topologiyaning shunday bo'limi mavjud bo'lib, u bo'shliqlarsiz va yopishtirishsiz har qanday deformatsiyalari ostida saqlanib qolgan jismlarning xususiyatlarini o'rganadi. Tasavvur qiling-a, bizni qiziqtiradigan geometrik jism egiluvchan va oson deformatsiyalanadi. Bunday holda, masalan, kub yoki piramida osongina shar yoki shishaga, torus ("donut") dastasi bo'lgan kofe stakaniga aylantirilishi mumkin, ammo sharni sharga aylantirish mumkin bo'lmaydi. Agar siz bu oson deformatsiyalanadigan tanani yirtmasangiz va yopishtirmasangiz, tutqichli chashka. Sharni bir-biriga bog'lanmagan ikkita bo'lakka bo'lish uchun bitta yopiq kesma qilish kifoya, torus bilan ham xuddi shunday qilish uchun siz faqat ikkita kesma qilishingiz mumkin. Topologlar oddiygina tekis torus, shoxli shar yoki Klein shishasi kabi har qanday ekzotik konstruktsiyalarni yaxshi ko'radilar, ularni faqat ikki baravar ko'p o'lchamli bo'shliqda to'g'ri tasvirlash mumkin. Shunday qilib, bizning o'z-o'zidan yopilgan uch o'lchovli Olamni faqat olti o'lchovli makonda yashash orqali osongina tasavvur qilish mumkin. Kosmik topologlar hozircha vaqtga tajovuz qilmaydilar va uni hech narsaga yopishmasdan oddiygina chiziqli oqim qilish imkoniyatini qoldiradilar. Shunday qilib, bugungi kunda etti o'lchovli kosmosda ishlash qobiliyati bizning o'n ikki burchakli koinotimiz qanchalik murakkab ekanligini tushunish uchun etarli.
Yakuniy CMB harorat xaritasi besh xil chastota diapazonida radio emissiya intensivligini ko'rsatadigan xaritalarning mashaqqatli tahliliga asoslangan.
Kutilmagan qaror
Ko'pgina sferik harmonikalar uchun olingan eksperimental ma'lumotlar model hisob-kitoblariga to'g'ri keldi. Faqat ikkita harmonika, quadrupole va oktupol, nazariyotchilar kutgan darajadan aniq past bo'lib chiqdi. Bundan tashqari, bunday katta og'ishlarning tasodifan sodir bo'lish ehtimoli juda kichik. Quadrupole va oktupol bostirish COBE ma'lumotlarida allaqachon qayd etilgan. Biroq, o'sha yillarda olingan xaritalar yomon piksellar sonini va katta shovqinga ega edi, shuning uchun bu masalani muhokama qilish yaxshiroq vaqtgacha qoldirildi. Nima sababdan kosmik mikroto'lqinli fonning intensivligidagi ikkita eng katta miqyosdagi tebranishlarning amplitudalari juda kichik bo'lib chiqdi, dastlab bu mutlaqo tushunarsiz edi. Hozircha ularni bostirishning fizik mexanizmini ishlab chiqishning iloji yo'q, chunki u butun kuzatiladigan olam miqyosida harakat qilishi, uni bir hil holga keltirishi va shu bilan birga kichikroq miqyoslarda ishlashni to'xtatishi kerak. kuchliroq tebranish. Shuning uchun bo'lsa kerak, ular muqobil yo'llarni izlay boshladilar va paydo bo'lgan savolga topologik javob topdilar. Fizik muammoning matematik yechimi hayratlanarli darajada oqlangan va kutilmagan bo'lib chiqdi: Koinot o'z-o'zidan yopiq dodekaedr deb taxmin qilish kifoya edi. Keyin past chastotali harmonikalarning bostirilishi fon nurlanishining fazoviy yuqori chastotali modulyatsiyasi bilan izohlanishi mumkin. Bu ta'sir rekombinatsiya qiluvchi plazmaning bir xil hududini yopiq dodekaedral makonning turli qismlari orqali takroriy kuzatish natijasida yuzaga keladi. Ma'lum bo'lishicha, past harmonikalar, go'yo koinotning turli qirralari orqali radio signalining o'tishi tufayli o'zini yo'qotadi. Dunyoning bunday topologik modelida dodekaedrning yuzlaridan birining yonida sodir bo'layotgan hodisalar yaqin va qarama-qarshi yuzda bo'lib chiqadi, chunki bu mintaqalar bir xil va aslida koinotning bir va bir xil qismidir. Shu sababli, Yerga diametral qarama-qarshi tomondan kelayotgan relikt yorug'lik birlamchi plazmaning bir xil hududidan chiqadi. Bu holat, hatto ko'rinadigan hodisa ufqidan bir oz kattaroq bo'lgan olamda ham CMB spektrining pastki harmonikalarini bostirishga olib keladi.
Anizotropiya xaritasi
Maqolaning matnida keltirilgan to'rt kutupli eng past sferik harmonik emas. Unga qo'shimcha ravishda monopol (nol harmonik) va dipol (birinchi harmonik) mavjud. Monopolning kattaligi kosmik mikroto'lqinli fonning o'rtacha harorati bilan belgilanadi, u bugungi kunda 2,728 K ni tashkil qiladi. Uni umumiy fondan ayirib tashlangandan so'ng, dipol komponenti eng katta bo'lib chiqadi, bu birida harorat qancha ekanligini ko'rsatadi. bizni o'rab turgan kosmosning yarim sharlari boshqasiga qaraganda balandroq. Ushbu komponentning mavjudligi, asosan, Yer va Somon yo'lining CMBga nisbatan harakati bilan bog'liq. Doppler effekti tufayli harorat harakat yo'nalishi bo'yicha ko'tariladi va teskari yo'nalishda pasayadi. Bu holat har qanday ob'ektning kosmik fon nurlanishiga nisbatan tezligini aniqlashga imkon beradi va shu bilan uzoq kutilgan mutlaq koordinatalar tizimini joriy qiladi, bu butun koinotga nisbatan mahalliy tinch holatda bo'ladi.
Yerning harakati bilan bog'liq bo'lgan dipol anizotropiyasining kattaligi 3,353 * 10-3 K. Bu taxminan 400 km / s tezlikda fon radiatsiyasiga nisbatan Quyoshning harakatiga mos keladi. Shu bilan birga, biz Leo va Chalice yulduz turkumlari chegarasi yo'nalishi bo'yicha "uchib ketamiz" va Aquarius yulduz turkumidan "uchib ketamiz". Bizning galaktikamiz o'ziga tegishli bo'lgan mahalliy galaktikalar guruhi bilan birgalikda reliktga nisbatan taxminan 600 km/s tezlikda harakatlanadi.
Fon xaritasidagi boshqa barcha buzilishlar (to'rt kutupli va undan yuqori) rekombinatsiya chegarasida materiyaning zichligi, harorati va tezligining bir xilligi, shuningdek, bizning Galaktikamizdan radio emissiyasi tufayli yuzaga keladi. Dipol komponentini olib tashlaganingizdan so'ng, boshqa barcha og'ishlarning umumiy amplitudasi faqat 18 * 10-6 K bo'lib chiqadi. Somon yo'lining o'z nurlanishini (asosan galaktik ekvator tekisligida to'plangan) istisno qilish uchun, mikroto'lqinli pechning kuzatuvlari. fon 22,8 gigagertsdan 93,5 gigagertsgacha bo'lgan besh chastota diapazonida amalga oshiriladi.
Thor bilan kombinatsiyalar
Topologiyasi shar yoki tekislikdan murakkabroq bo'lgan eng oddiy jism torusdir. Qo'lida donut tutgan har bir kishi buni tasavvur qilishi mumkin. Yassi torusning yana bir to'g'ri matematik modeli ba'zi kompyuter o'yinlari ekranlarida ko'rsatilgan: bu kvadrat yoki to'rtburchak bo'lib, uning qarama-qarshi tomonlari aniqlanadi va agar harakatlanuvchi ob'ekt pastga tushsa, u yuqoridan ko'rinadi; ekranning chap chegarasidan o'tib, u o'ngning orqasidan va aksincha ko'rinadi. Bunday torus cheklangan hajmga ega va hech qanday chegaraga ega bo'lmagan notrivial topologiyaga ega bo'lgan dunyoning eng oddiy misolidir.
Uch o'lchovli makonda shunga o'xshash protsedura kub bilan amalga oshirilishi mumkin. Agar siz uning qarama-qarshi yuzlarini aniqlasangiz, unda uch o'lchamli torus hosil bo'ladi. Agar siz bunday kubning ichiga atrofdagi fazoga qarasangiz, uning yagona va yagona (takrorlanmaydigan) qismining nusxalaridan iborat cheksiz dunyoni ko'rishingiz mumkin, uning hajmi juda cheklangan. Bunday dunyoda chegaralar yo'q, lekin asl kubning chetlariga parallel ravishda uchta tanlangan yo'nalish mavjud bo'lib, ular bo'ylab asl ob'ektlarning davriy qatorlari kuzatiladi. Bu rasm oyna devorlari bo'lgan kub ichida ko'rish mumkin bo'lgan narsaga juda o'xshaydi. To'g'ri, uning har qanday tomoniga qarab, bunday dunyoning aholisi yerdagi kulgi xonasidagi kabi yuzini emas, balki boshini ko'radi. To'g'riroq model 6 ta televizor kamerasi va 6 ta tekis LCD monitor bilan jihozlangan xona bo'lib, ular qarshisida joylashgan kinokamera tomonidan olingan tasvirni aks ettiradi. Ushbu modelda ko'rinadigan dunyo boshqa televizor o'lchamiga chiqish tufayli o'z-o'zidan yopiladi.
Yuqorida tavsiflangan past chastotali harmonikalarni bostirish tasviri, agar yorug'lik boshlang'ich hajmni kesib o'tish vaqti etarlicha kichik bo'lsa, ya'ni boshlang'ich jismning o'lchamlari kosmologik masshtablarga nisbatan kichik bo'lsa, to'g'ri bo'ladi. Agar koinotning kuzatish uchun ochiq bo'lgan qismining o'lchamlari (koinot gorizonti deb ataladigan narsa) boshlang'ich topologik hajmning o'lchamlaridan kichikroq bo'lib chiqsa, vaziyat biz odatdagidan farq qilmaydi. cheksiz Eynshteyn olami va CMB spektrida hech qanday anomaliya kuzatilmaydi.
Bunday kub dunyosida mumkin bo'lgan maksimal fazoviy o'lchov asl jismning o'lchamlari bilan belgilanadi, har qanday ikki jism orasidagi masofa asl kubning asosiy diagonalining yarmidan oshmasligi kerak. Rekombinatsiya chegarasidan bizga kelayotgan yorug'lik yo'l davomida asl kubni bir necha marta kesib o'tishi mumkin, go'yo uning oyna devorlarida aks etadi, buning natijasida nurlanishning burchak tuzilishi buziladi va past chastotali tebranishlar yuqori chastotali bo'ladi. Natijada, boshlang'ich hajm qanchalik kichik bo'lsa, eng kichik keng ko'lamli burchak tebranishlarini bostirish shunchalik kuchli bo'ladi, ya'ni relikt fonni o'rganish orqali bizning koinotimiz hajmini taxmin qilish mumkin.
3D mozaika
Yassi topologik jihatdan murakkab uch o'lchovli olamni faqat kublar, parallelepipedlar va olti burchakli prizmalar asosida qurish mumkin. Egri bo'shliq bo'lsa, kengroq toifadagi raqamlar bunday xususiyatlarga ega. Bunday holda, WMAP tajribasida olingan burchak spektrlari koinotning dodekaedral modeli bilan eng yaxshi mos keladi. 12 ta beshburchak yuzga ega bo'lgan bu oddiy ko'pburchak besh burchakli yamoqlardan tikilgan futbol to'piga o'xshaydi. Ma'lum bo'lishicha, kichik musbat egrilikka ega bo'lgan fazoda muntazam dodekaedrlar teshiklarsiz va o'zaro kesishmalarsiz butun bo'shliqni to'ldirishi mumkin. Dodekaedrning kattaligi va egrilik o'rtasidagi ma'lum bir nisbat bilan buning uchun 120 ta sferik dodekaedr kerak bo'ladi. Bundan tashqari, yuzlab "to'plar" dan iborat ushbu murakkab tuzilmani 180 gradusga aylantirilgan qarama-qarshi yuzlar aniqlangan faqat bitta dodekaedrdan iborat topologik ekvivalentga qisqartirish mumkin.
Bunday dodekaedrdan hosil bo'lgan koinot bir qator qiziqarli xususiyatlarga ega: u afzal ko'rgan yo'nalishlarga ega emas va u boshqa ko'plab modellarga qaraganda CMB ning eng past burchakli harmonikalarining kattaligini yaxshiroq tasvirlaydi. Bunday rasm faqat yopiq dunyoda materiyaning haqiqiy zichligining kritik 1,013 ga nisbati bilan paydo bo'ladi, bu bugungi kuzatishlar (1,02±0,02) tomonidan ruxsat etilgan qiymatlar oralig'iga to'g'ri keladi.
Yerning oddiy aholisi uchun bu topologik nozikliklar birinchi qarashda unchalik katta ahamiyatga ega emas. Ammo fiziklar va faylasuflar uchun bu butunlay boshqa masala. Butun dunyoqarash uchun ham, dunyomizning tuzilishini tushuntiruvchi yagona nazariya uchun ham bu gipoteza katta qiziqish uyg'otadi. Shu sababli, relikt spektrida anomaliyalarni topib, olimlar taklif qilingan topologik nazariyani tasdiqlaydigan yoki rad etadigan boshqa faktlarni izlay boshladilar.
Ovozli plazma
CMB tebranish spektrida qizil chiziq nazariy modelning bashoratlarini bildiradi. Uning atrofidagi kulrang koridor - ruxsat etilgan og'ishlar, qora nuqta esa kuzatishlar natijalaridir. Ma'lumotlarning aksariyati WMAP tajribasida olingan va faqat eng yuqori harmoniklar uchun CBI (balon) va ACBAR (antarktika zamini) tadqiqotlari natijalari qo'shiladi. Relikt nurlanish tebranishlarining burchak spektrining normallashtirilgan syujetida bir nechta maksimallar ko'rinadi. Bular "akustik cho'qqilar" yoki "Saxarov tebranishlari" deb ataladi. Ularning mavjudligi nazariy jihatdan Andrey Saxarov tomonidan bashorat qilingan. Bu cho'qqilar Doppler effekti bilan bog'liq va rekombinatsiya vaqtida plazma harakatidan kelib chiqadi. Tebranishlarning maksimal amplitudasi rekombinatsiya momentida sabab bilan bog'liq bo'lgan mintaqaning (tovush gorizonti) o'lchamiga to'g'ri keladi. Kichikroq miqyoslarda plazma tebranishlari foton yopishqoqligi bilan susaygan, kattaroq miqyoslarda esa buzilishlar bir-biridan mustaqil va fazada emas edi. Shu sababli, zamonaviy davrda kuzatilgan maksimal tebranishlar bugungi kunda tovush gorizonti ko'rinadigan burchaklarga, ya'ni rekombinatsiya davrida yagona hayot kechirgan birlamchi plazma mintaqasiga to'g'ri keladi. Maksimalning aniq pozitsiyasi koinotning umumiy zichligining kritikga nisbatiga bog'liq. Kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, birinchi, eng baland cho'qqi taxminan 200-harmonikada joylashgan bo'lib, nazariyaga ko'ra, yuqori aniqlik bilan tekis Evklid olamiga to'g'ri keladi.
Kosmologik parametrlar haqida ko'p ma'lumotlar ikkinchi va keyingi akustik cho'qqilarda mavjud. Ularning mavjudligi rekombinatsiya davrida plazmadagi akustik tebranishlarning "bosqichma-bosqich" haqiqatini aks ettiradi. Agar bunday bog'lanish bo'lmasa, unda faqat birinchi cho'qqi kuzatilardi va barcha kichikroq miqyosdagi tebranishlar bir xil darajada mumkin edi. Ammo turli miqyosdagi tebranishlarning bunday sababiy munosabati yuzaga kelishi uchun bu (bir-biridan juda uzoq) mintaqalar bir-biri bilan oʻzaro taʼsir oʻtkaza olgan boʻlishi kerak. Aynan shu holat inflyatsion koinot modelida tabiiy ravishda yuzaga keladi va CMB tebranishlarining burchak spektridagi ikkinchi va keyingi cho'qqilarni ishonchli aniqlash ushbu stsenariyning eng muhim tasdig'laridan biridir.
Relikt nurlanish issiqlik spektrining maksimal chegarasiga yaqin hududda kuzatilgan. 3K harorat uchun u 1 mm radio to'lqin uzunligida. WMAP o'z kuzatishlarini biroz uzunroq to'lqin uzunliklarida o'tkazdi: 3 mm dan 1,5 sm gacha Bu diapazon maksimalga juda yaqin va bizning Galaktikamiz yulduzlaridan shovqin kamroq.
Ko'p qirrali dunyo
Dodekaedr modelda hodisa gorizonti va unga juda yaqin joylashgan rekombinatsiya chegarasi dodekadrning 12 ta yuzining har birini kesishadi. Rekombinatsiya chegarasi va asl ko‘pburchakning kesishishi samoviy sferaning qarama-qarshi nuqtalarida joylashgan mikroto‘lqinli fon xaritasida 6 juft aylana hosil qiladi. Bu doiralarning burchak diametri 70 daraja. Bu doiralar asl dodekaedrning qarama-qarshi yuzlarida yotadi, ya'ni ular geometrik va fizik jihatdan mos keladi. Natijada, har bir juft doira bo'ylab kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiya tebranishlarining taqsimlanishi mos kelishi kerak (180 daraja aylanishni hisobga olgan holda). Mavjud ma'lumotlarga ko'ra, bunday doiralar hali aniqlanmagan.
Ammo bu hodisa, ma'lum bo'lishicha, murakkabroq. Doiralar faqat fon foniga nisbatan harakatsiz bo'lgan kuzatuvchi uchun bir xil va simmetrik bo'ladi. Boshqa tomondan, Yer unga nisbatan etarlicha yuqori tezlikda harakat qiladi, buning natijasida fon nurlanishida sezilarli dipol komponent paydo bo'ladi. Bunda aylanalar ellipsga aylanadi, ularning kattaligi, osmondagi joylashuvi va aylana boʻylab oʻrtacha harorat oʻzgaradi. Bunday buzilishlar mavjud bo'lganda bir xil doiralarni aniqlash ancha qiyinlashadi va bugungi kunda mavjud bo'lgan ma'lumotlarning aniqligi etarli bo'lmaydi, ular bor yoki yo'qligini aniqlash uchun yangi kuzatuvlar kerak.
Ko'p bog'liq inflyatsiya
Ehtimol, barcha topologik jihatdan murakkab kosmologik modellarning eng jiddiy muammosi va ularning katta qismi allaqachon paydo bo'lgan, asosan nazariy xususiyatga ega. Bugungi kunda koinot evolyutsiyasining inflyatsion stsenariysi standart hisoblanadi. Kuzatiladigan olamning yuqori bir xilligi va izotropiyasini tushuntirish taklif qilindi. Uning so'zlariga ko'ra, dastlab dunyoga kelgan olam bir hil bo'lmagan. Keyin, inflyatsiya jarayonida, koinot eksponensialga yaqin qonun bo'yicha kengayganida, uning boshlang'ich o'lchamlari ko'plab kattaliklarga oshdi. Bugun biz Katta olamning faqat kichik bir qismini ko'ramiz, unda heterojenlik hali ham saqlanib qoladi. To'g'ri, ular shunchalik katta fazoviy miqyosga egaki, ular bizga kirish mumkin bo'lgan hududda ko'rinmas. Inflyatsiya stsenariysi hozirgacha eng yaxshi rivojlangan kosmologik nazariyadir.
Ko'p bog'langan koinot uchun voqealarning bunday ketma-ketligi mos kelmaydi. Unda uning barcha noyob qismi va eng yaqin nusxalari kuzatish uchun mavjud. Bunday holda, kuzatilgan ufqdan ancha kattaroq shkalalar bilan tavsiflangan tuzilmalar yoki jarayonlar mavjud bo'lmaydi.
Koinotimizning ko'p qirrali bog'liqligi tasdiqlansa, kosmologiyani rivojlantirish kerak bo'lgan yo'nalishlar allaqachon aniq: bular inflyatsion bo'lmagan modellar va zaif inflyatsiya deb ataladigan modellar bo'lib, unda koinot hajmi faqat o'sib boradi. inflyatsiya davrida bir necha marta (yoki o'nlab marta). Hozircha bunday modellar mavjud emas va olimlar dunyoning tanish rasmini saqlab qolishga harakat qilib, kosmik radio teleskop yordamida olingan natijalardagi kamchiliklarni faol ravishda qidirmoqdalar.
Artefaktlarni qayta ishlash
WMAP ma'lumotlarini mustaqil tadqiq qilgan guruhlardan biri kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining to'rt va oktupol komponentlari bir-biriga yaqin yo'nalishga ega ekanligiga va galaktik ekvatorga deyarli to'g'ri keladigan tekislikda yotishiga e'tibor qaratdi. Ushbu guruhning xulosasi shundan iboratki, mikroto'lqinli fonni kuzatish ma'lumotlaridan Galaktika fonini olib tashlashda xatolik yuz berdi va garmonikaning haqiqiy kattaligi butunlay boshqacha.
WMAP kuzatuvlari kosmologik va mahalliy fonni to'g'ri ajratish uchun maxsus 5 xil chastotada amalga oshirildi. Va asosiy WMAP jamoasi kuzatuvlarni qayta ishlash to'g'ri amalga oshirilgan deb hisoblaydi va taklif qilingan tushuntirishni rad etadi.
2003 yil boshida chop etilgan mavjud kosmologik ma'lumotlar WMAP kuzatuvlarining faqat birinchi yili natijalarini qayta ishlashdan so'ng olingan. Taklif etilgan farazlarni sinab ko'rish uchun, odatdagidek, aniqlikni oshirish kerak. 2006 yil boshiga kelib, WMAP to'rt yil davomida doimiy kuzatuvlar olib bormoqda, bu aniqlikni ikki baravar oshirish uchun etarli bo'lishi kerak, ammo bu ma'lumotlar hali nashr etilmagan. Biz biroz kutishimiz kerak va, ehtimol, koinotning dodekaedral topologiyasi haqidagi taxminlarimiz butunlay yakuniy xususiyatga ega bo'ladi.
Mixail Proxorov, fizika-matematika fanlari doktori
Klassik kosmologik modellarga qo'shimcha ravishda, umumiy nisbiylik sizga juda, juda, juda ekzotik xayoliy dunyolarni yaratishga imkon beradi.
Umumiy nisbiylik nazariyasi yordamida qurilgan, kosmosning bir xilligi va izotropiyasi bilan to'ldirilgan bir nechta klassik kosmologik modellar mavjud (Qarang: “PM” № 6, 2012, Koinotning kengayishi qanday kashf etilgan). Eynshteynning yopiq olami doimiy musbat kosmos egriligiga ega bo'lib, u antigravitatsion maydon vazifasini bajaradigan GR tenglamalariga kosmologik parametr deb ataladigan parametr kiritilishi tufayli statik bo'lib qoladi. Egri bo'lmagan fazoga ega tezlanayotgan de Sitter olamida oddiy materiya yo'q, lekin u ham tortishishlarga qarshi maydon bilan to'ldirilgan. Aleksandr Fridmanning yopiq va ochiq olamlari ham bor; vaqt o'tishi bilan kengayish tezligini asta-sekin nolga tushiradigan Eynshteyn - de Sitterning chegara olami va nihoyat, Katta portlash kosmologiyasining asoschisi bo'lgan o'ta ixcham boshlang'ich holatdan o'sib borayotgan Lemaitre koinoti. Ularning barchasi, ayniqsa Lemaitre modeli bizning koinotimizning zamonaviy standart modelining salaflariga aylandi.
Biroq, GR tenglamalaridan foydalanish odatiy holga aylangan juda ijodiy tomonidan yaratilgan boshqa koinotlar ham mavjud. Ular astronomik va astrofizik kuzatuvlar natijalariga kamroq mos keladi (yoki umuman mos kelmaydi), lekin ular ko'pincha juda chiroyli, ba'zan esa nafis paradoksaldir. To'g'ri, matematiklar va astronomlar ularni shunday miqdorda ixtiro qilishganki, biz o'zimizni xayoliy olamlarning eng qiziqarli misollaridan bir nechtasi bilan cheklashimiz kerak.
Ipdan krepgacha
Eynshteyn va de Sitterning asosiy ishlari paydo bo'lgandan keyin (1917 yilda) ko'plab olimlar kosmologik modellarni yaratish uchun umumiy nisbiylik tenglamalaridan foydalanishni boshladilar. Buni birinchilardan bo'lib Nyu-Yorklik matematik Edvard Kasner 1921 yilda o'z yechimini nashr etgan.
Uning koinoti juda g'ayrioddiy. U nafaqat tortishish moddasiga, balki tortishishlarga qarshi maydonga ham ega emas (boshqacha aytganda, Eynshteyn kosmologik parametri yo'q). Bu ideal bo'sh dunyoda hech narsa bo'lishi mumkin emasdek tuyuladi. Biroq, Kasner uning faraziy olami turli yo'nalishlarda tengsiz rivojlanganligini tan oldi. U ikkita koordinata o'qi bo'ylab kengayadi, lekin uchinchi o'q bo'ylab torayadi. Shuning uchun bu bo'shliq anizotropik va geometrik jihatdan ellipsoidga o'xshaydi. Bunday ellipsoid ikki yo'nalishda cho'zilib, uchinchisi bo'ylab qisqarganligi sababli, u asta-sekin tekis pancakega aylanadi. Shu bilan birga, Kasner koinoti aslo yupqalashmaydi, uning hajmi yoshga mutanosib ravishda ortadi. Dastlabki daqiqada bu yosh nolga teng - va shuning uchun hajm ham nolga teng. Biroq, Kasner koinotlari Lemaitre dunyosi kabi nuqtaning yagonaligidan emas, balki cheksiz yupqa ipga o'xshash narsadan tug'iladi - uning boshlang'ich radiusi bir o'q bo'ylab cheksizlikka va qolgan ikkitasi bo'ylab nolga teng.
Bu bo'sh dunyo evolyutsiyasining siri nimada? Uning fazosi turli yo'nalishlarda turlicha "siljiganligi" sababli, uning dinamikasini aniqlaydigan tortishish kuchlari paydo bo'ladi. Ko'rinishidan, ularni barcha uch o'q bo'ylab kengayish tezligini tenglashtirish va shu bilan anizotropiyani yo'q qilish orqali yo'q qilish mumkin, ammo matematika bunday erkinliklarga yo'l qo'ymaydi. To'g'ri, uchta tezlikdan ikkitasini nolga tenglashtirish mumkin (boshqacha qilib aytganda, koinotning o'lchamlarini ikkita koordinata o'qi bo'ylab mahkamlang). Bunday holda, Kasner dunyosi faqat bitta yo'nalishda va vaqtga mutanosib ravishda o'sadi (buni tushunish oson, chunki uning hajmi shu tarzda oshishi kerak), ammo biz erisha oladigan narsa shu.
Kazner olami faqat to'liq bo'shlik sharti bilan o'zini qolishi mumkin. Agar siz unga ozgina materiya qo'shsangiz, u izotrop Eynshteyn-de Sitter olami kabi asta-sekin rivojlanadi. Xuddi shu tarzda, uning tenglamalariga nolga teng bo'lmagan Eynshteyn parametri qo'shilsa, u (materiya bilan yoki moddasiz) asimptotik tarzda eksponensial izotropik kengayish rejimiga kiradi va de Sitter koinotiga aylanadi. Biroq, bunday "qo'shimchalar" haqiqatan ham allaqachon paydo bo'lgan koinotning evolyutsiyasini o'zgartiradi. Tug'ilish vaqtida ular deyarli rol o'ynamaydilar va koinot xuddi shu stsenariy bo'yicha rivojlanadi.
Kasner dunyosi dinamik anizotrop bo'lsa-da, uning har qanday vaqtda egriligi barcha koordinata o'qlari bo'ylab bir xil bo'ladi. Biroq, GR tenglamalari nafaqat anizotrop tezliklarda rivojlanadigan, balki anizotropik egrilikka ham ega bo'lgan koinotlarning mavjudligiga imkon beradi. Bunday modellar 1950-yillarning boshida amerikalik matematik Avraam Taub tomonidan qurilgan. Uning bo'shliqlari ba'zi yo'nalishlarda ochiq olam kabi, boshqalarida esa yopiq bo'lishi mumkin. Bundan tashqari, vaqt o'tishi bilan ular belgini ortiqcha dan minusga va minusdan plyusga o'zgartirishi mumkin. Ularning maydoni nafaqat pulsatsiyalanadi, balki tom ma'noda ichkariga aylanadi. Jismoniy jihatdan, bu jarayonlar gravitatsion to'lqinlar bilan bog'liq bo'lishi mumkin, ular makonni shunchalik kuchli deformatsiya qiladilarki, ular mahalliy ravishda uning geometriyasini sharsimon shakldan egar shakliga va aksincha o'zgartiradilar. Umuman olganda, matematik jihatdan mumkin bo'lsa-da, g'alati dunyolar.
Dunyolar o'zgarib turadi
Kaznerning ishi nashr etilganidan ko'p o'tmay, birinchisi 1922 yilda, ikkinchisi 1924 yilda Aleksandr Fridmanning maqolalari paydo bo'ldi. Ushbu maqolalar kosmologiyaning rivojlanishiga juda konstruktiv ta'sir ko'rsatgan GR tenglamalarining hayratlanarli darajada oqlangan echimlarini taqdim etdi. Fridman kontseptsiyasi o'rtacha koinotda materiya iloji boricha simmetrik tarzda taqsimlangan, ya'ni butunlay bir jinsli va izotropik degan taxminga asoslanadi. Bu shuni anglatadiki, fazo geometriyasi yagona kosmik vaqtning har bir lahzasida uning barcha nuqtalarida va barcha yo'nalishlarida bir xil bo'ladi (qat'iy aytganda, bunday vaqtni hali ham to'g'ri aniqlash kerak, ammo bu holda bu muammoni hal qilish mumkin). Bundan kelib chiqadiki, har qanday vaqtda koinotning kengayish (yoki qisqarish) tezligi yana yo'nalishga bog'liq emas. Shuning uchun Fridmanning koinotlari Kasner modeliga o'xshamaydi.
Birinchi maqolada Fridman kosmosning doimiy ijobiy egriligiga ega bo'lgan yopiq olam modelini qurdi. Bu dunyo materiyaning cheksiz zichligiga ega bo'lgan boshlang'ich nuqta holatidan kelib chiqadi, ma'lum bir maksimal radiusga (demak, maksimal hajmga) kengayadi, shundan so'ng u yana bir xil yagona nuqtaga (matematik tilda, birlik) qulab tushadi.
Biroq, Fridman bu bilan to'xtab qolmadi. Uning fikricha, topilgan kosmologik yechim hech qanday holatda boshlang'ich va oxirgi singulyarlik orasidagi interval bilan chegaralanib qolmaydi, uni vaqt bo'yicha ham oldinga, ham orqaga davom ettirish mumkin. Natijada vaqt o'qiga bog'langan cheksiz koinotlar to'plami bo'lib, ular bir-biri bilan alohidalik nuqtalarida chegaradosh. Fizika tili bilan aytganda, bu Fridmanning yopiq olami cheksiz tebranishi, har bir qisqarishdan keyin o'lishi va keyingi kengayishda yangi hayot uchun qayta tug'ilishi mumkinligini anglatadi. Bu qat'iy davriy jarayon, chunki barcha tebranishlar bir xil vaqt davomida davom etadi. Demak, olam mavjudligining har bir tsikli boshqa barcha davrlarning aniq nusxasidir.
Fridman o'zining "Dunyo fazo va vaqt sifatida" kitobida ushbu modelni qanday izohlagan: "Bundan tashqari, egrilik radiusi vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadigan holatlar mumkin: koinot bir nuqtaga (hech narsaga) qisqaradi), keyin yana bir nuqtadan olib keladi. uning radiusi ma'lum bir qiymatga, keyin yana egrilik radiusini qisqartirib, u nuqtaga aylanadi va hokazo. Beixtiyor hind mifologiyasining hayot davrlari haqidagi afsonasi esga olinadi; "yo'qdan dunyoning yaratilishi" haqida ham gapirish mumkin, lekin hozircha bularning barchasini astronomik eksperimental materiallar etarli emasligi bilan mustahkam tasdiqlab bo'lmaydigan qiziq faktlar deb hisoblash kerak.
Fridmanning maqolalari nashr etilganidan bir necha yil o'tgach, uning modellari shon-sharaf va e'tirofga sazovor bo'ldi. Eynshteyn tebranuvchi olam g'oyasi bilan jiddiy qiziqib qoldi va u yolg'iz emas edi. Richard Tolman, Kaltekdagi matematik fizika va fizik kimyo professori 1932 yilda bu lavozimni egalladi. U na Fridman kabi sof matematik edi, na de Sitter, Lemaitre va Eddington kabi astronom va astrofizik edi. Tolman birinchi marta kosmologiya bilan birlashtirgan statistik fizika va termodinamika bo'yicha taniqli mutaxassis edi.
Natijalar juda ahamiyatsiz edi. Tolman koinotning umumiy entropiyasi sikldan siklga oshib borishi kerak degan xulosaga keldi. Entropiyaning to'planishi koinot energiyasining ortib borayotgan qismi elektromagnit nurlanishda to'planishiga olib keladi, bu tsikldan tsiklga uning dinamikasiga tobora kuchli ta'sir qiladi. Shu sababli, tsikllarning uzunligi oshadi, har bir keyingisi oldingisiga qaraganda uzunroq bo'ladi. Tebranishlar davom etadi, lekin davriy bo'lishni to'xtatadi. Bundan tashqari, har bir yangi tsiklda Tolman koinotining radiusi ortadi. Shunday qilib, maksimal kengayish bosqichida u eng kichik egrilikka ega va uning geometriyasi tobora ko'proq va vaqt o'tishi bilan Evklidga yaqinlashadi.
Richard Tolman o'z modelini yaratishda 1995 yilda Jon Barrou va Mariush Dabrovski e'tiborini tortgan qiziqarli imkoniyatni o'tkazib yubordi. Ular Tolman koinotining tebranish rejimi antigravitatsion kosmologik parametrning kiritilishi bilan qaytarib bo'lmaydigan tarzda yo'q qilinishini ko'rsatdi. Bunday holda, Tolman olami sikllarning birida endi o'ziga xoslikka aylanmaydi, balki ortib borayotgan tezlashuv bilan kengayadi va de Sitter koinotiga aylanadi, Kazner olami ham xuddi shunday vaziyatda. Anti-gravitatsiya, tirishqoqlik kabi, hamma narsani engadi!
Mikser ichida koinot
1967 yilda amerikalik astrofiziklar Devid Uilkinson va Bryus Partridj uch yil oldin topilgan relikt mikroto'lqinli nurlanish har qanday yo'nalishda Yerga deyarli bir xil haroratda kelishini aniqladilar. Ularning vatandoshi Robert Dik tomonidan ixtiro qilingan o'ta sezgir radiometr yordamida ular kosmik mikroto'lqinli fon fotonlarining harorat tebranishlari foizning o'ndan bir qismidan oshmasligini ko'rsatdilar (zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, ular ancha kam). Ushbu nurlanish Katta portlashdan 400 000 yil oldin paydo bo'lganligi sababli, Uilkinson va Partridjning natijalari shuni ko'rsatdiki, bizning koinotimiz tug'ilish vaqtida deyarli mukammal izotrop bo'lmagan bo'lsa ham, u bu xususiyatni juda kechiktirmasdan egalladi.
Bu gipoteza kosmologiya uchun katta muammo edi. Birinchi kosmologik modellarda fazoning izotropiyasi boshidanoq oddiygina matematik taxmin sifatida qabul qilingan. Biroq, o'tgan asrning o'rtalaridayoq GR tenglamalari ko'plab izotrop bo'lmagan olamlarni qurishga imkon berishi ma'lum bo'ldi. Ushbu natijalar kontekstida kosmik mikroto'lqinli fonning deyarli ideal izotropiyasi tushuntirishni talab qildi.
Bunday tushuntirish faqat 1980-yillarning boshlarida paydo bo'lgan va mutlaqo kutilmagan bo'lib chiqdi. U olamning mavjudligining dastlabki daqiqalarida o'ta tez (odatda, inflyatsion) kengayishning tubdan yangi nazariy kontseptsiyasiga qurilgan (qarang, "PM" № 7, 2012 yil, Qudratli inflyatsiya). 1960-yillarning ikkinchi yarmida ilm-fan bunday inqilobiy g'oyalar uchun pishmagan edi. Lekin, siz bilganingizdek, muhrlangan qog'oz yo'q bo'lganda, ular oddiy yozadilar.
Mashhur amerikalik kosmolog Charlz Mizner Wilkinson va Partridgening maqolasi nashr etilgandan so'ng darhol an'anaviy vositalar yordamida mikroto'lqinli nurlanishning izotropiyasini tushuntirishga harakat qildi. Uning gipotezasiga ko'ra, neytrino va yorug'lik oqimlarining almashinuvi tufayli dastlabki olamning bir hil bo'lmaganligi uning qismlarining o'zaro "ishqalanishi" tufayli asta-sekin yo'q bo'lib ketdi (Mizner o'zining birinchi nashrida bu ta'sirni neytrino yopishqoqligi deb atagan). Uning so'zlariga ko'ra, bunday yopishqoqlik dastlabki tartibsizlikni tezda yumshata oladi va Olamni deyarli bir hil va izotropik qiladi.
Miznerning tadqiqot dasturi go'zal ko'rindi, ammo amaliy natija bermadi. Uning ishlamay qolishining asosiy sababi yana mikroto'lqinli nurlanish tahlili natijasida aniqlandi. Ishqalanish bilan bog'liq har qanday jarayonlar issiqlik hosil qiladi, bu termodinamika qonunlarining elementar natijasidir. Agar koinotning birlamchi notekisligi neytrino yoki boshqa yopishqoqlik tufayli tekislangan bo'lsa, kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining energiya zichligi kuzatilgan qiymatdan sezilarli darajada farq qiladi.
Amerikalik astrofizik Richard Matzner va uning yuqorida aytib o'tilgan ingliz hamkasbi Jon Barrou 1970-yillarning oxirida ko'rsatganidek, yopishqoq jarayonlar faqat eng kichik kosmologik bir xilliklarni yo'q qilishi mumkin. Olamni to'liq "tekislash" uchun boshqa mexanizmlar kerak edi va ular inflyatsiya nazariyasi doirasida topildi.
Shunga qaramay, Mizner juda ko'p qiziqarli natijalarga erishdi. Xususan, 1969 yilda u yangi kosmologik modelni nashr etdi, uning nomini ... kompaniya tomonidan ishlab chiqarilgan oshxona asbobidan, uy mikseridan oldi. Quyosh nurlari mahsulotlari! Mixmaster koinot har doim eng kuchli konvulsiyalarda uradi, Miznerning so'zlariga ko'ra, yorug'likni yopiq yo'llar bo'ylab aylanishga majbur qiladi, uning tarkibini aralashtirib, bir hil holga keltiradi. Biroq, ushbu modelning keyingi tahlillari shuni ko'rsatdiki, Misner dunyosidagi fotonlar uzoq sayohat qilishsa ham, ularning aralashtirish effekti juda kichik.
Shunga qaramasdan Mixmaster koinot juda qiziqarli. Fridmanning yopiq olami kabi, u nol hajmdan chiqadi, ma'lum bir maksimal darajagacha kengayadi va o'z tortishish kuchi ostida yana qisqaradi. Ammo bu evolyutsiya Fridmannikiga o'xshab silliq emas, balki mutlaqo xaotik va shuning uchun tafsilotlarni oldindan aytib bo'lmaydi. Yoshlikda bu koinot shiddat bilan tebranadi, ikki yo'nalishda kengayadi va uchinchi tomonga qisqaradi - Kasnerdagi kabi. Biroq, kengayish va qisqarishning yo'nalishlari doimiy emas - ular tasodifiy joylarni o'zgartiradilar. Bundan tashqari, tebranishlar chastotasi vaqtga bog'liq va boshlang'ich lahzaga yaqinlashganda cheksizlikka intiladi. Bunday olam xaotik deformatsiyalarga uchraydi, masalan, likopchada titrayotgan jele. Bu deformatsiyalar, yana, turli yo'nalishlarda harakatlanuvchi tortishish to'lqinlarining namoyon bo'lishi sifatida talqin qilinishi mumkin, bu Kasner modeliga qaraganda ancha kuchliroqdir.
Mixmaster koinot“sof” umumiy nisbiylik nazariyasi asosida yaratilgan eng murakkab xayoliy olam sifatida kosmologiya tarixiga kirdi. 1980-yillarning boshidan bu turdagi eng qiziqarli tushunchalar kvant maydon nazariyasi va elementar zarralar nazariyasi g'oyalari va matematik apparatlaridan, so'ngra ko'p kechiktirmasdan, superstring nazariyasidan foydalana boshladi.
Qadim zamonlarda odamlar Yerning tekis ekanligiga ishonishgan, ammo vaqt ularning noto'g'ri ekanligini ko'rsatdi. Endi biz koinotning shakli haqida ham aldanishimiz mumkin. Umumiy nisbiylik to'rt o'lchovli fazo bilan shug'ullanadi, bu erda vaqt to'rtinchi koordinata sifatida ifodalanadi va bu nazariyaga ko'ra, har qanday massiv jism bu bo'shliqni egri qiladi va koinotning butun massasi o'z tekisligini sharga aylantiradi. Ammo bu to'rt o'lchovli fazodagi tekislik va bu fazoning o'zi qanday shaklda bo'lishi hali noma'lum edi. Ko'pchilik uning torus shakliga ega ekanligiga ishonishga moyil edi.
Kaliforniya universiteti kosmologi Grigor Aslanyan buni torus emas, deb hisoblaydi. Koinotning shakli, deydi u, uning koordinatalarining hajmiga bog'liq. U har uch fazoviy o'lchovda ham chekli bo'lishi mumkin; ikkita chekli va bitta cheksiz o'lchamga ega bo'lishi mumkin; u ikkita cheksiz va bitta chekli o'lchamga ega bo'lishi ham mumkin - Aslanyan uchta cheksiz o'lchovni idrok etishni xohlamagan. Va bu uchta variantning har birida makon o'zining maxsus to'rt o'lchovli shakliga ega bo'ladi. Va, eng muhimi, Aslanyan bizning Koinotimizda qaysi variant qabul qilinganligini qanday tekshirishni biladi. U o‘z hisob-kitoblarini osmonda kosmik mikroto‘lqinli fon nurlanishining tarqalishini o‘rganuvchi WMAP kosmik zond tomonidan olingan ma’lumotlar bilan solishtirib, buni aniqlashga harakat qildi.
To'g'ri, bu erda muammo paydo bo'ldi - Aslanyan bunday murakkablikdagi hisob-kitoblar oddiy kompyuterning kuchidan tashqarida ekanligini tezda angladi. Keyin u GRID yordamiga murojaat qildi - Internetga o'xshash ko'plab kompyuterlarni qamrab oladigan taqsimlangan hisoblash tizimi. Hisob-kitoblarning o'zini parallel qilish oson edi va natijani olish uchun zarur bo'lgan 500 000 soat juda maqbul vaqt bo'lib chiqdi.
Natija umidlarni tasdiqladi - u uchta cheksiz o'lchov variantini rad etdi. Qiziqarli bo'lib chiqdi - kosmos cho'zilgan torus shakliga ega, taxminan aytganda, donut bo'lib, u yaqinda astrofiziklar tomonidan kashf etilgan "yovuzlik o'qi" yo'naltirilgan - osmondagi yo'nalishga cho'zilgan. Kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiyasi boshqa yo'nalishlardagi qiymatlardan farq qiladi. Aslanyan bu yil Plank nomli boshqa sun’iy yo‘ldoshdan ma’lumot olish orqali koinot shaklini aniqroq o‘rganishga umid qilmoqda.
Sharhlar (10):
"Umumiy nisbiylik nazariyasi to'rt o'lchovli fazo bilan shug'ullanadi, bu erda vaqt to'rtinchi koordinata sifatida ifodalanadi"
Gap 4-fazoviy koordinatalar haqida bormoqda.
Vaqt fazoviy koordinata emas, balki evolyutsion koordinatadir.
Nisbiylik nazariyasi xulosalaridagi asosiy noto'g'rilik shu erda.
Ular (bu xulosalar) oddiy vektor kabi vaqt yo'nalishini davolashni nazarda tutadi.
Lekin vaqt fazoviy vektor emas... Vaqt jarayonlar evolyutsiyasining o'lchovidir, skalardir.
Va shuning uchun uni qaytarib bo'lmaydi!
Keling, simit bilan boshlaylik. Simit yo'q. Ushbu tasvirning oyoqlari bizning koinotimiz juda katta, ammo hali ham cheklangan hajmga ega bo'lganligi sababli o'sadi, lekin uning chegaralari yo'q. Buni ikki o'lchovli misolda tasavvur qilish juda oddiy: ba'zi oddiy kompyuter o'yinlarida chap tomonda o'yin maydonining o'ng chegarasidan tashqariga chiqadigan ob'ekt paydo bo'ladi va u pastga tushadi - yuqoridan. Bundan ham yorqinroq misol - uch o'lchovli - agar "Quake" o'yinining istalgan darajasida bo'lsa (har qanday holatda ham, seriyaning birinchi yoki ikkinchi o'yini; ehtimol boshqa shunga o'xshash 3D shooterlar bo'lsa, menda shunchaki yo'q) ko'rish mumkin. sinab ko'ring) bir vaqtning o'zida devorlardan o'tish va uchish va istalgan yo'nalishda to'g'ri harakat qilish imkonini beruvchi hiyla-nayranglardan foydalaning: kamera tezda joyni tark etadi, sizning virtual qahramoningiz bir muncha vaqt qora bo'shliqda uchadi va keyin Uning oldida ortda qolib ketgan koridorlar va xonalar to'plami paydo bo'ladi va qahramon o'zi boshlagan joyidan xuddi shu nuqtaga qaytadi, lekin qarama-qarshi tomondan, go'yo u uchib ketayotgan bo'lsa-da, dunyoni aylanib chiqdi. to'g'ri chiziqda. Siz har qanday yo'nalishda cheksiz uzoq vaqt harakat qilishingiz mumkin - chegaralar yo'q, lekin siz darajadan tashqariga chiqolmaysiz va siz hech qanday "boshqa makon" ga uchmaysiz - tovush cheklangan va yopiq. Bu haqiqiy olam bilan bir xil, faqat kengroq.
Umumiy nisbiylik nazariyasida fizik makon Evklid bo'lmagan, materiyaning mavjudligi uni bukadi, deb taxmin qilinadi; egrilik materiyaning zichligi va harakatiga bog'liq.
Ma'lum bo'lishicha, koinotning kelajagi bog'liq bo'lgan kritik zichlik qiymati (cheksiz kengayish yoki to'xtash va qisqarish) butun olamning fazoviy tuzilishi uchun ham juda muhimdir.
Kosmos haqidagi fikrlarimiz $\rho$ va $\rho_(cr)$ oʻrtasidagi munosabatlarga bogʻliq
Yondashuvning mohiyati quyidagicha.
Biz uzoq galaktikalardan qizil siljishni ko'ramiz va ulardan yorug'lik biznikidan ko'ra kattaroq egrilik bo'shlig'idan keladi degan xulosaga kelamiz, bu bizni koinot topologiyasi haqida o'ylashga majbur qiladi, ya'ni biz qizil siljish rasmini kuzatish orqali topologiyani qidiramiz. va koinotning makonini kengaytirish g'oyasidan butunlay voz kechish, ataylab ortiqcha, Okkam printsipini buzgan holda
Shunday qilib, koinot fazosining mumkin bo'lgan varianti hiperTordir
1. Kattaroq radiusli (B) shar ichida sharni (A) tasavvur qiling va ikkala sharni bir-biriga yopishtiring.
Kichkina shardan harakatlanadigan yorug'lik katta sharning yuzasiga etib boradi va darhol kichikroqning yuzasidan chiqadi. Kichkina shar kattaning ichida, kattasi esa kichikning ichida.
2. U shunday ifodalanishi ham mumkin (bir oz cho‘zilgan holda, bitta yorug‘lik nuri uchun)
Bir xil diametrli ikkita shar bo'lsin, yorug'lik bir sferadan ikkinchisiga o'tadi va darhol birinchisini tark etadi, yorug'lik sharlarning o'rtasiga borib, qizil rangga aylandi va keyin ko'k rangga aylana boshladi, chunki yorug'lik uchun. go'yo bular turli sohalar, lekin bu bitta va bir xil soha. Sferalar tortishayotganga o'xshaydi (bu o'zgaruvchan egrilik bilan gipertorusni ifodalovchi tayanchdir)
Ko'pgina modellar (3+1) bo'shliq BV dan berilgan deb taxmin qiladi. Modellar ushbu postulat asosida qurilgan. Kelajakdagi olamlarning mikrob pufakchalari bilan to'ldirilgan shar (Aleksandr Kashinskiy), dodekadr shaklidagi yupqa devorli pufak (Jeffi Uikson), donut yoki donutga o'xshash torus (Frank Shnayder). Menimcha, o'lchamni o'zgaruvchan deb hisoblash kerak va har bir o'lchov o'z koinotiga ega.. Evolyutsiya, mening fikrimcha, quyidagi bosqichlardan o'tgan: (0 + 1), (1 + 1), (2 + 1). ), (3 + 1 ) va ehtimol ko'proq. Ular bir-birining ichiga joylashtirilgan. Masalan, koinot (2+1) (3+1) kabi bir vaqtning koordinatasida mavjud va rivojlanadi. Bunday taxminni tekshirish qiyin - chunki bir o'lchov olamidan boshqasiga o'tish dargumon yoki undan ham mutlaqo mumkin emas.
Formulalarni ko'rsatish uchun siz "$$" muhiti va \TeX belgilaridan foydalanishingiz mumkin.