"Koinot" va "Metagalaktika" tushunchalari juda yaqin tushunchalardir: ular bir xil ob'ektni xarakterlaydi, lekin har xil jihatlar. “Koinot” tushunchasi butun mavjud moddiy dunyoni anglatadi; "Metagalaktika" tushunchasi bir xil dunyo, lekin uning tuzilishi nuqtai nazaridan - galaktikalarning tartibli tizimi sifatida.

Klassik fanda olamning statsionar holati nazariyasi mavjud edi, unga ko'ra olam har doimgidek deyarli bir xil bo'lgan. Astronomiya statik edi: sayyoralar va kometalarning harakatlari o'rganildi, yulduzlar tasvirlangan, ularning tasniflari yaratilgan, bu, albatta, juda muhim edi. Ammo koinotning evolyutsiyasi masalasi ko'tarilmadi.

Bunda test ishi Asosiy kosmologik modellar Koinot.

1.1 Olamning zamonaviy kosmologik modellari: A. Eynshteyn modeli, A.A. Fridman

Olamning zamonaviy kosmologik modellari A. Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasiga asoslanadi, unga ko‘ra fazo va vaqt o‘lchovi Olamdagi tortishish massalarining taqsimlanishi bilan belgilanadi. Uning xossalari umuman materiyaning o'rtacha zichligi va boshqa o'ziga xos jismoniy omillar bilan belgilanadi.

Eynshteynning tortishish tenglamasi bitta emas, balki ko'plab echimlarga ega, bu koinotning ko'plab kosmologik modellarining mavjudligini tushuntiradi. Birinchi modelni 1917 yilda A. Eynshteynning oʻzi ishlab chiqqan. U Nyuton kosmologiyasining fazo va vaqtning mutlaqligi va cheksizligi haqidagi postulatlarini rad etgan. A.Eynshteynning olamning kosmologik modeliga muvofiq, jahon fazosi bir jinsli va izotropik, materiya unda oʻrtacha bir tekis taqsimlangan, massalarning tortishish kuchi universal kosmologik itarish bilan qoplanadi.

Koinotning mavjudligi vaqti cheksizdir, ya'ni uning na boshi, na oxiri yo'q va makon cheksiz, lekin albatta.

A. Eynshteynning kosmologik modelidagi koinot statsionar, vaqt jihatidan cheksiz va fazoda cheksizdir.

1922 yilda rus matematigi va geofiziki A. A. Fridman klassik kosmologiyaning koinotning statsionarligi haqidagi postulatini rad etdi va Eynshteyn tenglamasining yechimini oldi va olamni "kengayuvchi" fazo bilan tavsifladi.

Koinotning o'rtacha zichligining kritikga nisbati belgilanadi

Fridman ismli yaratuvchisiga qarab uchta kosmologik model mavjud. Bu modellarda vakuum energiyasi (kosmologik doimiy) hisobga olinmaydi.

Men Fridman modeli. Koinotning kengayishi abadiy bo'ladi va galaktikalar tezligi hech qachon nolga moyil bo'lmaydi. Bunday modeldagi bo'shliq cheksizdir, manfiy egrilikka ega va Lobachevskiy geometriyasi bilan tasvirlangan. Bunday bo'shliqning har bir nuqtasi orqali siz berilgan chiziqqa parallel bo'lgan cheksiz to'g'ri chiziqlar to'plamini chizishingiz mumkin, uchburchak burchaklarining yig'indisi 180 ° dan kichik, aylananing radiusga nisbati 2π dan katta.

II Fridman modeli. Koinotning kengayishi abadiy bo'ladi, lekin cheksizlikda uning tezligi nolga intiladi. Bunday modeldagi fazo cheksiz, tekis, Evklid geometriyasi bilan tasvirlangan.

III Fridman modeli. Koinotning kengayishi qisqarish, qulash bilan almashtiriladi va koinotning yagona nuqtaga qisqarishi bilan tugaydi (Big Crunch). Bunday modeldagi bo'shliq cheklangan, ijobiy egrilikka ega, shakli uch o'lchovli gipersferadir va Rimanning sferik geometriyasi bilan tasvirlangan. Bunday bo'shliqda parallel to'g'ri chiziqlar yo'q, uchburchak burchaklarining yig'indisi 180 ° dan ortiq, aylananing radiusga nisbati 2p dan kam. Bunday koinotning umumiy massasi nolga teng.

Zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra .

1.2 Koinotning muqobil kosmologik modellari

bundan mustasno standart model Katta portlash, printsipial jihatdan, muqobil kosmologik modellar mavjud:

1. Materiya va antimateriyaga nisbatan simmetrik model koinotda bu ikki turdagi materiyaning teng mavjudligini nazarda tutadi. Garchi bizning Galaktikamizda deyarli hech qanday antimateriya mavjud emasligi aniq bo'lsa-da, qo'shni yulduz tizimlari butunlay undan iborat bo'lishi mumkin; bu holda ularning nurlanishi oddiy galaktikalarniki bilan bir xil bo'ladi. Biroq, oldingi kengayish davrlarida, materiya va antimateriya yaqinroq aloqada bo'lganida, ularning yo'q qilinishi kuchli gamma nurlarini keltirib chiqarishi kerak edi. Kuzatishlar uni aniqlamaydi, bu esa simmetrik modelni ehtimoldan yiroq qiladi.

2. Cold Big Bang modeli kengayish mutlaq noldan boshlangan deb taxmin qiladi. To'g'ri, bu holda yadroviy termoyadroviy ham sodir bo'lishi va moddani qizdirishi kerak, lekin mikroto'lqinli fon nurlanishi endi Katta portlash bilan bevosita bog'liq bo'lishi mumkin emas, balki uni boshqa yo'l bilan izohlash kerak. Bu nazariya jozibador, chunki undagi materiya parchalanishga moyil bo'lib, bu koinotning keng ko'lamli bir xilligini tushuntirish uchun zarurdir.

3. Statsionar kosmologik model materiyaning uzluksiz yaratilishini nazarda tutadi. Ideal kosmologik tamoyil deb nomlanuvchi bu nazariyaning asosiy asosi koinot har doim shunday bo‘lgan va hozir ham shunday bo‘lib qolaveradi. Kuzatishlar buni rad etadi.

4. Eynshteynning tortishish nazariyasining o'zgartirilgan versiyalari ko'rib chiqiladi. Misol uchun, Prinstonlik K. Bruns va R. Dik nazariyasi, odatda, ichki kuzatuvlar bilan mos keladi. Quyosh sistemasi... Brans -Dick modeli, shuningdek, ba'zi radikal konstantalar vaqt o'tishi bilan o'zgarib boradigan Hoyl modeli, bizning davrimizda Katta portlash modeli bilan deyarli bir xil kosmologik parametrlarga ega.

5. 1927-yilda Belgiya abbati va olimi J.Lemaitre fazoning “kengayishini” astronomik kuzatishlar maʼlumotlari bilan bogʻladi. Lemaitre koinotning o'ziga xosligi (ya'ni o'ta kuchli holat) va olamning Katta portlash sifatida tug'ilishi kontseptsiyasini kiritdi. O'zgartirilgan Eynshteyn nazariyasi asosida J. Lemaitre 1925 yilda birlashtirgan kosmologik modelni yaratdi. Katta portlash galaktikalar vujudga kelishi mumkin bo'lgan uzoq vaqt tinch faza bilan. Eynshteyn statik olamning sevimli kosmologik modelini asoslash uchun ushbu imkoniyatdan manfaatdor bo'ldi, ammo koinotning kengayishi kashf etilgandan so'ng, u omma oldida undan voz kechdi.

CDM ("Lambda-CDiM" ni o'qing)-Lambda-Sovuq qorong'u materiyaning qisqacha ma'nosi, zamonaviy standart kosmologik model, unda kosmik tekis olam, oddiy bariyonik moddalarga qo'shimcha ravishda, qorong'u energiya bilan to'ldirilgan (kosmologik sobit bilan tasvirlangan. Eynshteyn tenglamalari) va sovuq qorong'u materiya (inglizcha Cold Dark Matter). Ushbu modelga ko'ra, koinotning yoshi milliard yillar.

Olamdagi materiyaning o'rtacha zichligi noma'lum bo'lganligi sababli, bugungi kunda biz koinotning qaysi bo'shliqlarida yashayotganimizni bilmaymiz.

1929 yilda amerikalik astronom E.P.Xabbl galaktikalar masofasi va tezligi oʻrtasida gʻalati bogʻliqlik mavjudligini aniqladi: barcha galaktikalar bizdan uzoqlashadi va masofaga mutanosib ravishda ortib borayotgan tezlik bilan galaktikalar tizimi kengayadi.

Koinotning kengayishi ilmiy tasdiqlangan haqiqat hisoblanadi. J. Lemaitre tomonidan olib borilgan nazariy hisob-kitoblarga ko'ra, Olamning radiusi asl holatida 10-12 sm bo'lib, o'lchami bo'yicha elektron radiusiga yaqin, zichligi esa 1096 g / sm3 ni tashkil etdi. Yagona holatda koinot ahamiyatsiz kattalikdagi mikroobyekt edi. Dastlabki yagona holatdan boshlab, koinot Katta portlash natijasida kengayib bordi.

Retrospektiv hisob-kitoblar koinotning yoshini 13-20 milliard yil ichida aniqlaydi. G.A.G‘omov materiyaning harorati yuqori bo‘lib, Olam kengayishi bilan pasaydi, degan fikrni ilgari surdi. Uning hisob-kitoblari shuni ko'rsatdiki, olam o'z evolyutsiyasida ma'lum bosqichlardan o'tadi, bu davrda kimyoviy elementlar va tuzilmalar paydo bo'ladi. Zamonaviy kosmologiyada, aniqlik uchun, koinot evolyutsiyasining dastlabki bosqichi "davrlar" ga bo'linadi.

Olam miqyosining cheksizligini baholashda har doim klassik falsafiy savol tug'iladi: Olam chekli yoki cheksizmi? Cheksizlik tushunchasi asosan matematiklar va faylasuflar tomonidan qo'llaniladi. Eksperimental usullar va o'lchash texnikasini yaxshi biladigan tajribali fiziklar har doim o'lchangan miqdorlarning yakuniy qiymatlarini oladi. Ilm-fanning ulkan ahamiyati va ayniqsa zamonaviy fizika Buning sababi shundaki, hozirgi kunga qadar nafaqat makro va mikrokosmos, balki megadunyo ob'ektlarining ko'plab miqdoriy tavsiflari allaqachon olingan.

Bizning koinotimizning fazoviy o'lchovlari va asosiy moddiy shakllanishlarning o'lchamlari, shu jumladan mikro-ob'ektlar, o'lchamlar metrlarda berilgan quyidagi jadvalda ko'rsatilishi mumkin (oddiylik uchun faqat raqamlar tartibi berilgan, ya'ni taxminiy bir kattalik tartibidagi raqamlar):

Kosmologik gorizont radiusi

yoki biz ko'rayotgan koinot 10 26

Galaktikamizning diametri 10 21 ga teng

Yerdan Quyoshgacha bo'lgan masofa 10 11

Quyoshning diametri 10 9

Odam kattaligi 10

Ko'rinadigan yorug'lik to'lqin uzunligi 10 -6 - 10 -8

Virus hajmi 10 -6 -10 -8

Vodorod atomining diametri 10 -10

Atom yadrosining diametri 10 -15

Minimal masofa,

Bizning o'lchovlarimiz uchun bugungi kunda mavjud 10 -18

Ushbu ma'lumotlardan ko'rinib turibdiki, bugungi tajriba uchun mavjud bo'lgan eng katta va eng kichik o'lchamlarning nisbati 44 kattalik tartibini tashkil qiladi. Ilm-fanning rivojlanishi bilan bu munosabat doimiy ravishda ortib bordi va bizni o'rab turgan dunyo haqida yangi bilimlar to'plangan sari o'sishda davom etadi. Zero, “bizning dunyomiz faqat biz o‘rganishni o‘rganadigan maktabdir”, dedi frantsuz gumanist faylasufi Mishel Montaign (1533-1592).

Strukturaviylik koinotga har xil darajalarda xosdir, bu oddiy elementar zarralardan tortib galaktikalarning ulkan superklasterigacha. Olamning zamonaviy tuzilishi kosmik evolyutsiyaning natijasi bo'lib, uning davomida galaktikalar protogalaktikalardan, yulduzlar protoyulduzlardan va sayyoralar protoplanetar bulutdan hosil bo'lgan.

1.3 Issiq portlash modeli

Fridman-Lemaitre kosmologik modeliga ko'ra, olam Katta portlash vaqtida - taxminan 20 milliard yil oldin paydo bo'lgan va uning kengayishi hozirgi kungacha davom etib, asta-sekin sekinlashadi. Portlashning birinchi lahzasida Olam materiyasi cheksiz zichlik va haroratga ega edi; bu holat yakkalik deyiladi. Umumiy nisbiy nazariyaga ko'ra, tortishish haqiqiy kuch emas, balki fazo-vaqtning egri chizig'idir: materiyaning zichligi qanchalik katta bo'lsa, egrilik shunchalik kuchli bo'ladi. Dastlabki yagonalik momentida egrilik ham cheksiz edi. Siz fazo-vaqtning cheksiz egriligini boshqacha qilib aytganda, boshlang'ich momentda materiya va fazo bir vaqtning o'zida koinotning hamma joyida portlaganligini aytishingiz mumkin. Kengayayotgan koinotning fazosining hajmi ortishi bilan undagi materiyaning zichligi pasayadi.

S. Xoking va R. Penrose, agar umumiy nisbiylik nazariyasi olamning boshida fizik jarayonlarni tasvirlash uchun qo'llanilsa, o'tmishda, albatta, yagona holat mavjudligini isbotladilar. O'tmishdagi halokatli o'ziga xoslikni oldini olish uchun, masalan, statsionar olam nazariyasidagi kabi, materiyaning o'z-o'zidan uzluksiz yaratilish imkoniyatini qabul qilish orqali fizikani sezilarli darajada o'zgartirish kerak. Ammo astronomik kuzatishlar bunga hech qanday asos bermaydi. Biz qanchalik oldingi voqealarni ko'rib chiqsak, ularning fazoviy ko'lami shunchalik kichik edi; kengayish boshlanishiga yaqinlashganda, kuzatuvchining gorizonti qisqaradi (1-rasm).

Guruch. 1. Katta portlash modellari tasviri

Dastlabki lahzalarda masshtab shunchalik kichikki, biz umumiy nisbiylik nazariyasini qo‘llash huquqiga ega emasmiz: hodisalarni shunday kichik miqyosda tasvirlash uchun kvant mexanikasi talab qilinadi. Ammo tortishishning kvant nazariyasi hali mavjud emas, shuning uchun hech kim Plank vaqti (kvant nazariyasining otasi sharafiga) deb nomlangan 10-43 sekundgacha voqealar qanday rivojlanganini bilmaydi. O'sha paytda materiyaning zichligi aql bovar qilmaydigan 1090 kg / sm 3 qiymatga yetdi, buni nafaqat atrofimizdagi jismlarning zichligi (10 g / sm 3 dan kam), balki hatto uning zichligi bilan ham taqqoslab bo'lmaydi. atom yadrosi (taxminan 1012 kg / sm 3) - laboratoriyada mavjud bo'lgan eng yuqori zichlik. Shuning uchun, zamonaviy fizika uchun olamning kengayishining boshlanishi - Plank vaqti.

Katta portlash modellarining uchta asosiy turi mavjud: standart ochiq model, standart yopiq model va Lemaitre modeli. Vaqt gorizontal ravishda chiziladi, vertikal esa bir-biridan etarlicha uzoqda bo'lgan har qanday ikkita galaktika orasidagi masofadir (ularning o'zaro ta'sirini istisno qilish uchun). Doira bizning davrimizni belgilaydi. Agar koinot doimo Habl konstantasi H bilan ifodalanadigan hozirgi tezlikda kengaygan bo'lsa, u taxminan 20 milliard yil oldin boshlanib, diagonali nuqta chiziq ko'rsatganidek davom etar edi. Agar kengayish sekinlashsa, fazoviy cheksiz dunyoning ochiq modelida yoki cheklangan dunyoning yopiq modelida bo'lgani kabi, koinotning yoshi 1 / H dan kam. Yopiq model eng kichik yoshga ega, uning kengayishi tezda sekinlashadi va siqilishga yo'l beradi. Lemaitre modeli 1 / H dan ancha katta bo'lgan olamni tasvirlaydi, chunki uning tarixida deyarli hech qanday kengayish bo'lmagan davr bor. Lemaitre modeli va ochiq model har doim kengayib boruvchi koinotni tasvirlaydi.

Aynan shunday aql bovar qilmaydigan yuqori harorat va zichlik sharoitida koinotning tug'ilishi sodir bo'ldi. Bundan tashqari, bu tom ma'noda tug'ilish bo'lishi mumkin: ba'zi kosmologlar (aytaylik, SSSRda Ya B Zeldovich va AQSHda L. Parker) zarralar va gamma fotonlar o'sha davrda tortishish maydoni tomonidan tug'ilgan deb hisoblashgan. Fizika nuqtai nazaridan, bu jarayon, agar o'ziga xoslik anizotrop bo'lsa, sodir bo'lishi mumkin edi, ya'ni. tortishish maydoni bir hil bo'lmagan. Bunday holda, to'lqinli tortishish kuchlari haqiqiy zarralarni vakuumdan "tortib olishi" mumkin va shu tariqa Olam substansiyasini yaratishi mumkin. Katta portlashdan so'ng darhol sodir bo'lgan jarayonlarni o'rganar ekanmiz, bizning jismoniy nazariyalarimiz hali ham juda nomukammal ekanligini tushunamiz. Ilk koinotning issiqlik evolyutsiyasi yadro fizikasi hali ham kam biladigan massiv elementar zarralar - adronlarning ishlab chiqarilishiga bog'liq. Bu zarralarning ko'pchiligi beqaror va qisqa umr ko'radi.

Shveytsariya fizigi R. Xagedornning fikricha, 10 12 K tartibli haroratda ko'p miqdorda hosil bo'lishi mumkin bo'lgan juda ko'p massali hadronlar bo'lishi mumkin, o'sha paytda ulkan nurlanish zichligi quyidagilardan iborat adron juftlarini ishlab chiqarishga olib keldi. zarracha va antizarracha. Bu jarayon o'tmishdagi harorat ko'tarilishini cheklashi kerak edi. Boshqa nuqtai nazarga ko'ra, massiv elementar zarralar turlarining soni cheklangan, shuning uchun hadron davridagi harorat va zichlik cheksiz qiymatlarga yetishi kerak edi. Aslida, buni tekshirish mumkin edi: agar tarkibiy adronlar - kvarklar barqaror zarralar bo'lsa, u holda ma'lum miqdordagi kvarklar va antikvarklar o'sha issiq davrda saqlanib qolishi kerak edi. Ammo kvarklarni qidirish behuda edi; ular beqaror, ehtimol.

Olam kengayishining birinchi millisekundidan so'ng kuchli (yadro) o'zaro ta'sir unda hal qiluvchi rol o'ynashni to'xtatdi: harorat shunchalik pasayib ketdiki, atom yadrolari yo'q bo'lib ketdi. Keyingi jismoniy jarayonlar ta'sir ostida yorug'lik zarralari - leptonlar (ya'ni elektronlar, pozitronlar, mezonlar va neytrinolar) ishlab chiqarish uchun mas'ul bo'lgan zaif o'zaro ta'sir bilan aniqlandi. issiqlik radiatsiyasi... Kengayish jarayonida radiatsiya harorati taxminan 10 10 K ga tushganda, lepton juftlari hosil bo'lishni to'xtatdi, deyarli barcha pozitronlar va elektronlar nobud bo'ldi; faqat neytrinolar va antineytrinolar, fotonlar va oldingi davrdan saqlanib qolgan bir necha proton va neytronlar mavjud edi. Shu tariqa lepton davri tugadi. Kengayishning keyingi bosqichi - fotonlar davri - termal nurlanishning mutlaq ustunligi bilan tavsiflanadi. Qolgan har bir proton yoki elektron uchun milliard foton bor. Avvaliga bular gamma kvantlar edi, lekin koinot kengaygani sari ular energiyani yo'qotdi va rentgen, ultrabinafsha, optik, infraqizil va nihoyat, radio kvantlarga aylandi, biz ularni qora tanli fon (relikt) radio emissiyasi sifatida qabul qilamiz. .

1.4 Katta portlash kosmologiyasining hal qilinmagan muammolari

Katta portlashning kosmologik modeli oldida turgan 4 ta muammo mavjud.

1. Singularlik muammosi: ko'pchilik o'tmishda yagonalikni beradigan umumiy nisbiylik nazariyasining qo'llanilishini shubha ostiga qo'yadi. Singularliklardan xoli muqobil kosmologik nazariyalar taklif etiladi.

2. Olam izotropiyasi muammosi yakkalik bilan chambarchas bog'liq. Yagona holat bilan boshlangan kengayish juda izotropik bo'lib chiqqani g'alati tuyuladi. Biroq, dastlab anizotrop kengayish asta-sekin dissipativ kuchlar ta'sirida izotropik bo'lib qolganligi istisno qilinmaydi.

3. Eng katta masshtabda bir jinsli, kichikroq masshtabda Olam juda xilma-xil (galaktikalar, galaktikalar klasterlari). Faqatgina tortishish kuchi qanday qilib bunday tuzilmani yaratganini tushunish qiyin. Shuning uchun kosmologlar bir jinsli bo'lmagan Katta portlash modellarining imkoniyatlarini o'rganishmoqda.

4. Nihoyat, koinotning kelajagi nima bo'ladi, degan savol tug'ilishi mumkin. Javob berish uchun siz koinotdagi materiyaning o'rtacha zichligini bilishingiz kerak. Agar u ma'lum bir kritik qiymatdan oshsa, fazo-vaqtning geometriyasi yopiladi va kelajakda koinot albatta qisqaradi. Yopiq olamning chegarasi yo'q, lekin uning hajmi cheklangan. Agar zichlik kritik darajadan past bo'lsa, koinot ochiq va abadiy kengayadi. Ochiq olam cheksizdir va boshida faqat bitta o'ziga xoslik bor. Hozircha kuzatuvlar ochiq koinot modeliga mos keladi. Keng miqyosdagi strukturaning kelib chiqishi. Kosmologlar bu muammoga qarama -qarshi ikkita nuqtai nazarga ega. Eng radikali shundaki, boshida tartibsizlik bo'lgan. Ilk koinotning kengayishi juda anizotrop va bir jinsli bo'lmagan, ammo keyinchalik dissipativ jarayonlar anizotropiyani yumshatib, kengayishni Fridman-Lemaitre modeliga yaqinlashtirdi. Bir hil bo'lmaganlarning taqdiri juda qiziq: agar ularning amplitudasi katta bo'lsa, ular muqarrar ravishda hozirgi ufq tomonidan aniqlangan massa bilan qora tuynuklarga qulashlari kerak edi. Ularning shakllanishi Plank davridan boshlanishi mumkin, shuning uchun koinotda massasi 10-5 g gacha bo'lgan ko'plab mayda qora tuynuklarga ega bo'lishi mumkin edi.Ammo S.Xoking ko'rsatdiki, "mini-teshiklar" chiqarish orqali massasini yo'qotishi kerak. va davrdan oldin faqat massasi 10 16 g dan ortiq bo'lgan qora tuynuklar omon qolishi mumkin edi, bu kichik tog'ning massasiga to'g'ri keladi.

Birlamchi betartiblik har qanday miqyos va amplitudadagi buzilishlarni o'z ichiga olishi mumkin; tovush to'lqinlari ko'rinishidagi eng kattasi materiya nurlanishni chiqarish, yutish va tarqatish uchun etarlicha issiq bo'lgan radiatsiya davrigacha bo'lgan dastlabki koinot davridan omon qolishi mumkin edi. Ammo bu davr tugashi bilan sovutilgan plazma qayta birlashdi va radiatsiya bilan o'zaro aloqani to'xtatdi. Gazdagi tovush bosimi va tezligi pasayib, tovush to'lqinlari zarba to'lqinlariga aylanib, gazni siqib, galaktika va klasterlarga aylanib ketishiga olib keldi. Dastlabki to'lqinlarning turiga qarab, hisob-kitoblar juda boshqacha rasmni bashorat qiladi, bu har doim ham kuzatilganiga mos kelmaydi. Tanlash uchun mumkin bo'lgan variantlar Kosmologik modellar uchun antropik tamoyil deb nomlanuvchi bitta falsafiy g'oya muhim ahamiyatga ega: olam boshidanoq galaktikalar, yulduzlar, sayyoralar va aqlli hayotning paydo bo'lishiga imkon beradigan xususiyatlarga ega bo'lishi kerak edi. Aks holda, kosmologiya bilan shug'ullanadigan hech kim bo'lmaydi. Muqobil nuqtai nazar shundaki, koinotning asl tuzilishi haqida kuzatishlar bergan narsadan boshqa hech narsa bilib bo'lmaydi. Ushbu konservativ yondashuvga ko'ra, yosh koinotni xaotik deb hisoblash mumkin emas, chunki u hozir juda izotrop va bir hil. Biz galaktikalar ko'rinishida kuzatadigan bir xillikdan og'ishlar kichik boshlang'ich zichlik nosimmetrikliklaridan tortishish ta'sirida o'sishi mumkin. Biroq, galaktikalarning keng miqyosda taqsimlanishiga oid tadqiqotlar (asosan, J. Piblz Prinstonda) bu fikrni tasdiqlamaydi. Yana bir qiziqarli imkoniyat shundaki, adronik erada tug'ilgan qora tuynuklar klasterlari galaktikalarning shakllanishi uchun dastlabki tebranishlar bo'lishi mumkin edi. Koinot ochiqmi yoki yopiqmi? Eng yaqin galaktikalar bizdan tezlik bilan uzoqlashmoqda, masofaga mutanosib; lekin uzoqroq bo'lganlar bu qaramlikka bo'ysunmaydilar: ularning harakati vaqt o'tishi bilan Olamning kengayishi sekinlashayotganidan dalolat beradi. Olamning tortishish kuchi ta'siri ostidagi yopiq modelida kengayish ma'lum bir daqiqada to'xtaydi va qisqarish bilan almashtiriladi (2-rasm), ammo kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, galaktikalarning sekinlashishi hali ham shunchalik tez emaski, to'liq to'xtash hech qachon sodir bo'lmaydi.

Gorizontal chiziqlar evolyutsiyaning o'ziga xos momentlarini belgilaydi va ular tomonidan kesilgan uchburchaklar o'sha paytda kuzatuvchi uchun ochiq bo'lgan koinot hududini ko'rsatadi. Kengayish boshlanishidan qancha vaqt o'tgan bo'lsa, kuzatish uchun maydon shunchalik katta bo'ladi. Hozirgi vaqtda yorug'lik bizga milliardlab yorug'lik yili uzoqlikdagi yulduzlar, kvazarlar va galaktika klasterlaridan keladi, ammo dastlabki davrlarda kuzatuvchi koinotning ancha kichikroq hududini ko'rishi mumkin edi. Turli davrlarda materiyaning turli shakllari hukmronlik qilgan: atom yadrolari (nuklonlar) moddasi hukmronlik qilgan bo'lsa-da, undan oldin, olam issiq bo'lganida, radiatsiya (fotonlar) hukmronlik qilgan va undan oldinroq - engil elementar zarralar (leptonlar) va og'ir (adronlar) hukmronlik qilgan. ).

2-rasm - Katta portlashning standart modeli: vaqt vertikal ravishda, masofalar esa gorizontal ravishda chiziladi.

Olam yopilishi uchun undagi moddalarning o'rtacha zichligi ma'lum bir kritik qiymatdan oshib ketishi kerak. Ko'rinadigan va ko'rinmas materiyaning zichligi taxminlari bu qiymatga juda yaqin. Galaktikalarning kosmosda tarqalishi juda xilma-xildir. Somon yo‘li, Andromeda tumanligi va bir qancha kichikroq galaktikalarni o‘z ichiga olgan mahalliy galaktikalar guruhimiz Virgo Superklasteri deb nomlanuvchi ulkan galaktika tizimining chetida joylashgan bo‘lib, uning markazi Virgo galaktikalar klasteriga to‘g‘ri keladi. Agar dunyoning o'rtacha zichligi yuqori va olam yopiq bo'lsa, u holda izotropik kengayishdan kuchli og'ish kuzatilishi kerak, bu bizning va qo'shni galaktikalarning Superklaster markaziga tortilishi natijasida yuzaga keladi. Ochiq olamda bu og'ish ahamiyatsiz. Kuzatishlar ochiq modelga juda mos keladi. Kozmologlar uchun katta qiziqish - bu vodorodning og'ir izotopi - deyteriyning tarkibi. yadro reaksiyalari Katta portlashdan keyingi dastlabki daqiqalarda. Deyteriy tarkibi o'sha davrda va shuning uchun biznikida materiyaning zichligiga juda sezgir bo'lib chiqdi. Biroq, "deyteriy sinovini" o'tkazish oson emas, chunki kosmologik sintez paytidan beri yulduzlarning ichki qismida bo'lmagan, deyteriy osongina yonib ketadigan birlamchi materiyani tekshirish kerak. Juda uzoq galaktikalarni o'rganish shuni ko'rsatdiki, deyteriy tarkibi materiyaning past zichligiga va shuning uchun Olamning ochiq modeliga mos keladi.

Xulosa

Kosmologik modellar kengayib borayotgan koinotning taqdiri faqat uni to'ldiruvchi moddaning o'rtacha zichligiga va Xabbl doimiysi qiymatiga bog'liq degan xulosaga olib keladi. Agar o'rtacha zichlik kritik zichlikka teng yoki undan past bo'lsa, koinotning kengayishi abadiy davom etadi. Agar zichlik kritikdan yuqori bo'lsa, ertami-kechmi kengayish to'xtaydi va siqilish bilan almashtiriladi.

Bunday holda, Koinot boshida bo'lishi kerak bo'lgan hajmgacha kichrayib, Buyuk siqilish deb nomlangan hodisaga yo'l ochadi.

Keling, koinotning asosiy modellarini sanab o'tamiz: De Sitter modeli: 1917 yilda taklif qilingan kengayib borayotgan koinot modeli, unda hech qanday modda yoki nurlanish mavjud emas. Bu haqiqatga to'g'ri kelmaydigan gipoteza tarixiy ahamiyatga ega edi, chunki u birinchi bo'lib statik emas, balki kengayish g'oyasini ilgari surgan; Lemaitre modeli: Katta portlashdan boshlanadigan koinot modeli, so'ngra statik fazadan so'ng cheksiz kengayish. Model J. Lemaitre (1894-1966) sharafiga nomlangan.

1948 yilda Edvard Miln tomonidan taklif qilingan umumiy nisbiyliksiz kengayib borayotgan koinot modeli. Bu kengayuvchi, izotrop va bir hil koinotdir. hech qanday moddani o'z ichiga olmaydi. U salbiy egrilikka ega va yopiq emas.

Fridman modeli: Ichkariga qulashi mumkin bo'lgan koinot modeli. 1922 yilda sovet matematigi A.A.Fridman (Aleksandr Fridman, 1888-1925) umumiy nisbiylik nazariyasi tenglamalarini tahlil qilib,

Fridmanning koinoti yopilishi mumkin, agar undagi moddaning zichligi kengayishni to'xtatadigan darajada katta bo'lsa. Bu fakt yo'qolgan deb nomlangan massani qidirishga olib keldi. Keyinchalik, Fridmanning xulosalari astronomik kuzatishlarda tasdiqlandi, ular galaktikalar spektrlarida ushbu yulduz tizimlarining o'zaro masofasiga to'g'ri keladigan spektral chiziqlarning qizil siljishi deb ataladigan narsani aniqladilar.

Eynshteyn-de Sitter modeli: Zamonaviy kosmologik modellarning eng oddiyi, unda koinot nol bosim, nol egrilik (ya'ni tekis geometriya) va cheksiz darajada, uning kengayishi makon va vaqt bilan chegaralanmagan. 1932 yilda taklif qilingan ushbu model Fridman koinotining umumiy koinotining alohida holati (nol egrilikda) hisoblanadi.

2. Jonli va jonsiz tabiatdagi o'z-o'zini tashkil etish jarayonlarining mohiyati nimada?

Jonli va jonsiz tabiatning barcha ob'ektlari ularning tashkiliy darajasini tavsiflovchi o'ziga xos xususiyat va xususiyatlarga ega bo'lgan muayyan tizimlar shaklida ifodalanishi mumkin. Tashkil etish darajasini hisobga olgan holda, jonli va jonsiz tabiatning moddiy ob'ektlari tuzilmalarini tashkil etish ierarxiyasini ko'rib chiqish mumkin. Bunday tuzilmalar ierarxiyasi materiyani tashkil etishning boshlang'ich darajasini ifodalovchi elementar zarrachalardan boshlanib, tirik tashkilotlar va jamoalar - tashkilotning eng yuqori darajalari bilan tugaydi.

Hozirgi vaqtda fundamental nazariy fizika sohasida kontseptsiyalar ishlab chiqilmoqda, ularga ko'ra ob'ektiv mavjud dunyo bizning his-tuyg'ularimiz yoki jismoniy qurilmalarimiz tomonidan qabul qilinadigan moddiy dunyo bilan chegaralanmaydi. Ushbu tushunchalar mualliflari quyidagi xulosaga kelishdi: moddiy dunyo bilan bir qatorda, voqelik bilan solishtirganda tubdan boshqacha tabiatga ega bo'lgan yuqori darajadagi haqiqat mavjud. moddiy dunyo.

Materiya va uning strukturaviy darajalarini o'rganish oxir-oqibat materialistik yoki idealistik bo'lib chiqishidan qat'i nazar, dunyoqarashni shakllantirishning zaruriy shartidir.

Ko'rinib turibdiki, materiya tushunchasini ta'riflash, ikkinchisini qurish uchun bitmas-tuganmas deb tushunish roli. ilmiy rasm dunyo, mikro, makro va mega olamlarning ob'ektlari va hodisalarining haqiqati va tanib olish muammosini hal qilish.

Tizimni tashkil etish deganda tizimning izchil harakatini ta'minlovchi strukturasining o'zgarishi yoki tashqi sharoitlar bilan belgilanadigan tizimning ishlashi tushuniladi.

Agar tashkilotning o'zgarishi deganda biz tizimni tashkil etuvchi quyi tizimlarning ulanish (yoki ulanish) usulini o'zgartirishni nazarda tutadigan bo'lsak, o'z-o'zini tashkil etish hodisasini tizim va uning funktsiyalarida sodir bo'ladigan muqarrar o'zgarish sifatida aniqlash mumkin. har qanday qo'shimcha ta'sirlardan tashqari, tizimning mavjudlik sharoitlari bilan o'zaro ta'siri tufayli va qandaydir nisbatan barqaror holatga yaqinlashadi.

O'z-o'zini tashkil etish deganda biz ichki aloqalar va aloqalar mavjudligi sababli xatti-harakatlarning izchilligini ta'minlaydigan tuzilmaning o'zgarishini tushunamiz. tashqi muhit.

O'z-o'zini tashkil qilish - materiyaning o'z-o'zini harakati jarayonining tabiiy-ilmiy ifodasidir. O'z-o'zini tashkil qilish qobiliyatiga jonli va jonsiz tabiat tizimlari, shuningdek sun'iy tizimlar ega. Strukturaning o'ziga xos konfiguratsiyasi faqat qat'iy belgilangan sharoitlarda va murakkab tizimning "harakati" ning ma'lum bir vaqtida mavjud bo'ladi. Tizimlarning rivojlanish dinamikasi ularning tuzilmalarining izchil o'zgarishiga olib keladi.

Tashqi muhit bilan munosabatlaridagi tarixiy o‘zgarishlarga muvofiq tizim strukturasining tabiiy o‘zgarishi evolyutsiya deyiladi.
O'zaro ta'sir o'tkazish jarayonida murakkab tizimning tuzilishini o'zgartirish muhit- bu yangilikka chiqish imkoniyatlarining oshishi sifatida ochiqlik xususiyatining namoyonidir. Boshqa tomondan, murakkab tizim tuzilishining o'zgarishi yanada murakkab tashkilot bilan bog'liq hayot sharoitlarining kengayishini va hayotiy faollikning oshishini ta'minlaydi, ya'ni. tashqi muhitning yangi jihatlari bilan aloqalarni o'rnatish imkonini beruvchi umumiy ma'noga ega qurilmalarni egallash.

O'z-o'zini tashkil etish ichki aloqalar va tashqi muhit bilan aloqalar tufayli ichki muvofiqlashtirilgan faoliyatning paydo bo'lishi bilan tavsiflanadi. Bundan tashqari, tizimning funktsiyasi va tuzilishi tushunchalari bir-biri bilan chambarchas bog'liq; tizim tashkil etilgan, ya'ni. funktsiyani bajarish uchun strukturani o'zgartiradi.

Moddaning tuzilishi va tizimli tashkil etilishi uning eng muhim atributlaridan biri bo'lib, u materiyaning mavjudligi tartibini va u namoyon bo'ladigan o'ziga xos shakllarini ifodalaydi.

Materiyaning tuzilishi deganda odatda uning makrokosmosdagi tuzilishi tushuniladi, ya'ni. molekulalar, atomlar, elementar zarralar va boshqalar shaklida mavjudligi. Buning sababi shundaki, odam makroskopik mavjudotdir va unga makroskopik tarozilar tanish, shuning uchun tuzilish tushunchasi odatda turli mikro-ob'ektlar bilan bog'liq.

Ammo agar biz materiyani bir butun sifatida ko'rib chiqsak, u holda materiyaning tuzilishi tushunchasi makroskopik jismlarni, megadunyoning barcha kosmik tizimlarini va har qanday o'zboshimchalik bilan katta fazo-vaqt shkalalarini qamrab oladi. Shu nuqtai nazardan qaraganda, "struktura" tushunchasi bir -biri bilan chambarchas bog'liq bo'lgan cheksiz xilma -xil yaxlit tizimlar ko'rinishida mavjudligida, shuningdek, har bir tizim tuzilishining tartibliligida namoyon bo'ladi. Bunday struktura miqdoriy va sifat jihatidan cheksizdir.

Moddaning strukturaviy cheksizligining namoyon bo'lishi:

- mikrodunyo ob'ektlari va jarayonlarining tuganmasligi;

- makon va vaqtning cheksizligi;

- jarayonlarning o'zgarishi va rivojlanishining cheksizligi.

Ob'ektiv voqelikning xilma -xil shakllaridan, faqat moddiy dunyoning cheklangan sohasi empirik ravishda ochiq bo'lib qolmoqda, u hozir 10-15 sm dan 10 28 sm gacha va vaqt o'tishi bilan 2 × 10 9 yilgacha cho'zilgan. .

Moddaning strukturaviyligi va tizimli tashkil etilishi uning eng muhim xususiyatlaridan biridir. Ular materiya mavjudligining tartibliligini va u o'zini namoyon qiladigan o'ziga xos shakllarini ifodalaydi.

Moddiy dunyo bitta: biz uning barcha qismlarini - jonsiz narsalardan tirik mavjudotlargacha, demoqchimiz samoviy jismlar odamga jamiyat a'zosi sifatida - qandaydir tarzda bog'liqdir.

Tizim - bu ma'lum tarzda bir -biri bilan bog'liq bo'lgan va tegishli qonunlarga bo'ysunadigan tizim.

Tizimlar ob'ektiv ravishda mavjud va nazariy, yoki kontseptual, ya'ni. faqat inson ongida mavjud.

Tizim o'zaro bog'langan va o'zaro ta'sir qiluvchi elementlarning ichki yoki tashqi tartibli to'plamidir.

To'plamning tartibliligi tizim elementlari o'rtasida tizimli tashkiliy qonunlar shaklida namoyon bo'ladigan muntazam munosabatlarning mavjudligini nazarda tutadi. Jismlarning o'zaro ta'siri va materiyaning tabiiy o'z-o'zini rivojlanishi natijasida yuzaga keladigan barcha tabiiy tizimlar ichki tartiblilikka ega. Inson tomonidan yaratilgan sun'iy tizimlar uchun tashqi xarakterlidir: texnik, ishlab chiqarish, kontseptual va boshqalar.

Moddaning strukturaviy darajalari har qanday sinf ob'ektlarining ma'lum bir to'plamidan hosil bo'ladi va ularni tashkil etuvchi elementlar o'rtasidagi o'zaro ta'sirning maxsus turi bilan tavsiflanadi.

Turli strukturaviy darajalarni farqlash mezonlari quyidagi xususiyatlardir:

- fazoviy-vaqt o'lchovlari;

- eng muhim xususiyatlar to'plami;

- harakatning o'ziga xos qonunlari;

- jarayonda yuzaga keladigan nisbiy murakkablik darajasi tarixiy rivojlanish dunyoning ma'lum bir hududida materiya;

- boshqa belgilar.

Materiyaning hozirgi vaqtda ma'lum bo'lgan struktura darajalarini yuqoridagi mezonlar asosida quyidagi sohalarda ajratish mumkin.

1. Mikrokosmos. Bularga quyidagilar kiradi:

- elementar zarrachalar va atom yadrolari - 10 - 15 sm tartibli maydon;

- atomlar va molekulalar 10 –8 –10 –7 sm.

Mikrokosmos molekulalar, atomlar, elementar zarralar - juda kichik, bevosita kuzatilmaydigan mikroob'ektlar dunyosi bo'lib, ularning fazoviy xilma-xilligi 10 -8 dan 10 -16 sm gacha, umri esa - cheksizlikdan 10 gacha - hisoblanadi. 24 s.

2. Makrokosmos: makroskopik jismlar 10 -6 -10 7 sm.

Makrokosmos - bu odamga mos keladigan barqaror shakllar va o'lchamlar dunyosi, shuningdek, molekulalar, organizmlar, organizmlar jamoalarining kristall komplekslari; makroob'ektlar dunyosi, uning o'lchami inson tajribasi ko'lami bilan solishtirish mumkin: fazoviy miqdorlar millimetr, santimetr va kilometrlarda, vaqt esa soniyalar, daqiqalar, soatlar, yillar bilan ifodalanadi.

Megadunyoga sayyoralar, yulduz majmualari, galaktikalar, metagalaktikalar kiradi - ulkan kosmik masshtablar va tezliklar dunyosi, ularning masofasi yorug'lik yili bilan, kosmik ob'ektlarning umri esa millionlab va milliardlab yillar bilan o'lchanadi.

Va bu darajalarning o'ziga xos qonunlari bo'lsa-da, mikro, makro va megadunyolar bir-biri bilan chambarchas bog'liq.

3. Megaworld: kosmik tizimlar va 1028 sm gacha cheksiz o'lchovlar.

Materiyaning turli darajalari bilan tavsiflanadi turli xil turlari ulanishlar.

10-13 sm shkalada - kuchli o'zaro ta'sirlar, yadroning yaxlitligi yadro kuchlari tomonidan ta'minlanadi.


Atomlar, molekulalar, makro jismlarning yaxlitligi elektromagnit kuchlar tomonidan ta'minlanadi.


1. Kosmik miqyosda - tortishish kuchlari.
   

   Ob'ektlar hajmining oshishi bilan o'zaro ta'sir energiyasi kamayadi. Agar tortishish kuchining oʻzaro taʼsiri energiyasini birlik sifatida oladigan boʻlsak, u holda atomdagi elektromagnit oʻzaro taʼsir 1039 marta, nuklonlar – yadroni tashkil etuvchi zarralar orasidagi oʻzaro taʼsir esa 1041 marta katta boʻladi. Moddiy tizimlarning o'lchamlari qanchalik kichik bo'lsa, ularning elementlari o'zaro mustahkam bog'langan.
   

   Moddaning strukturaviy darajalarga bo'linishi nisbiydir. Mavjud fazo-vaqt shkalalarida materiyaning tuzilishi o'zining tizimli tashkil etilishida, elementar zarrachalardan metagalaktikagacha bo'lgan ko'plab ierarxik o'zaro ta'sir qiluvchi tizimlar shaklida mavjudligida namoyon bo'ladi.
   

   Strukturaviylik - moddiy hayotning ichki bo'linishi haqida gapirganda, shuni ta'kidlash mumkinki, fanning dunyoqarash doirasi qanchalik keng bo'lmasin, u tobora ko'proq yangi strukturaviy shakllanishlarning ochilishi bilan chambarchas bog'liq. Misol uchun, agar ilgari Olamning ko'rinishi Galaktika tomonidan yopilgan bo'lsa, keyin galaktikalar tizimiga kengaytirilgan bo'lsa, endi Metagalaktika o'ziga xos qonuniyatlarga ega, ichki va tashqi o'zaro ta'sirga ega bo'lgan maxsus tizim sifatida o'rganiladi.
   

   Zamonaviy ilm-fanda usul keng qo'llaniladi strukturaviy tahlil, bu o'rganilayotgan ob'ektlarning izchilligini hisobga oladi. Zero, strukturaviylik moddiy borliqning ichki bo‘linishi, materiyaning mavjud bo‘lish yo‘lidir. Materiyaning strukturaviy darajalari har qanday turdagi ob'ektlarning ma'lum bir to'plamidan hosil bo'ladi va ularni tashkil etuvchi elementlarning o'zaro ta'sirining maxsus usuli bilan tavsiflanadi, ob'ektiv voqelikning uchta asosiy sohasiga nisbatan bu darajalar quyidagicha ko'rinadi (jadval).
   

   Jadval - moddaning strukturaviy darajalari
   

   Noorganik tabiat	Jonli tabiat	Jamiyat
   Submikroelemental	Biologik makromolekulyar	Shaxsiy
   Mikroelement	Uyali aloqa	Bir oila
   Yadroviy	Mikroorganik	Kollektivlar
   Atom	Organlar va to'qimalar	Yirik ijtimoiy guruhlar (sinflar, millatlar)
   Molekulyar	Butun organizm	Davlat (fuqarolik jamiyati)
   Makro darajasi	Aholi soni	Davlatlar tizimlari
   Mega-darajali (sayyoralar, yulduz-sayyora tizimlari, galaktikalar)	Biotsenoz	Butun insoniyat
   Mega-darajali (metagalaktikalar)	Biosfera	Noosfera

   Ob'ektiv voqelikning har bir sohasi o'zaro bog'liq bo'lgan bir qator tarkibiy darajalarni o'z ichiga oladi. Ushbu darajalar ichida muvofiqlashtirish munosabatlari ustunlik qiladi va darajalar o'rtasida - bo'ysunuvchi munosabatlar.
   

   Moddiy ob'ektlarni tizimli o'rganish nafaqat elementlar to'plamining munosabatlari, aloqalari va tuzilishini tavsiflash usullarini belgilashni, balki ularning tizimni tashkil etuvchilarini aniqlashni ham o'z ichiga oladi, ya'ni. tizimning alohida ishlashi va rivojlanishini ta'minlaydi. Moddiy shakllanishlarga tizimli yondashish, ko'rib chiqilayotgan tizimni ko'proq tushunish imkoniyatini nazarda tutadi yuqori daraja... Tizim odatda ierarxik tuzilish bilan tavsiflanadi, ya'ni. quyi darajadagi tizimni yuqori darajadagi tizimga ketma-ket kiritish.
   

   Shunday qilib, materiyaning jonsiz tabiat darajasidagi tuzilishi (noorganik) elementar zarralar, atomlar, molekulalar (mikrodunyo ob'ektlari, makroob'ektlar va megadunyo ob'ektlari: sayyoralar, galaktikalar, metagalaktikalar tizimlari va boshqalar) kiradi. Metagalaktika ko'pincha butun olam bilan belgilanadi, lekin olam so'zning keng ma'nosida tushuniladi, u butun moddiy dunyo va harakatlanuvchi materiya bilan bir xil bo'lib, ko'plab metagalaktikalar va boshqa kosmik tizimlarni o'z ichiga olishi mumkin.
   

   Yovvoyi tabiat ham tuzilgan. Bu biologik va ijtimoiy darajalarni ta'kidlaydi. Biologik daraja quyi darajalarni o'z ichiga oladi:
   

   - makromolekulalar ( nuklein kislotalar, DNK, RNK, oqsillar);
   

   – uyali daraja;
   

   - mikroorganik ( bir hujayrali organizmlar);
   

   - umuman tananing organlari va to'qimalari;
   

   - aholi;
   

   - biotsenotik;
   

   - biosfera.
   

   Oxirgi uchta kichik darajadagi bu darajadagi asosiy tushunchalar biotop, biotsenoz, biosfera tushunchalari bo'lib, tushuntirishni talab qiladi.
   

   Biotop - bir xil turdagi individlarning (masalan, bo'rilar to'dasi) o'z turlarini (populyatsiyalarini) chatishtirishi va ko'paytirishi mumkin bo'lgan yig'indisi (jamoasi).
   

   Biotsenoz - bu organizmlar populyatsiyasining yig'indisi bo'lib, ularning bir qismi chiqindilari quruqlikda yoki suv hududida yashovchi boshqa organizmlarning yashashi uchun shartdir.
   

   Biosfera - bu global hayot tizimi, geografik muhitning (atmosferaning pastki qismi, litosferaning va gidrosferaning yuqori qismi) bir qismi, tirik organizmlarning yashash joyi bo'lib, ularning yashashi uchun zarur shart-sharoitlarni (harorat) ta'minlaydi. , tuproq va boshqalar), biotsenozlarning o'zaro ta'siri natijasida hosil bo'ladi.
   

   Biologik darajadagi hayotning umumiy asosi - organik metabolizm (atrof-muhit bilan modda, energiya va ma'lumotlar almashinuvi) - har qanday ta'kidlangan pastki darajalarda o'zini namoyon qiladi:
   

   - organizmlar darajasida metabolizm hujayra ichidagi transformatsiyalar orqali assimilyatsiya va dissimilyatsiyani anglatadi;
   

   - ekotizimlar (biotsenoz) darajasida u iste'molchi organizmlar va turli turlarga mansub buzg'unchi organizmlar vositachiligida ishlab chiqaruvchi organizmlar tomonidan dastlab assimilyatsiya qilingan moddaning o'zgarishlar zanjiridan iborat;
   

   - biosfera darajasida kosmik miqyosdagi omillarning bevosita ishtirokida materiya va energiyaning global aylanishi mavjud.
   

   Biosfera rivojlanishining ma'lum bir bosqichida tirik mavjudotlarning maxsus populyatsiyalari paydo bo'ladi, ular o'zlarining mehnat qobiliyati tufayli o'ziga xos darajadagi - ijtimoiy darajani shakllantirdilar. Strukturaviy jihatdan ijtimoiy voqelik quyi darajalarga bo'linadi: shaxslar, oilalar, turli jamoalar (ishlab chiqarish), ijtimoiy guruhlar va boshqalar.
   

   Ijtimoiy faoliyatning tarkibiy darajasi bir-biri bilan noaniq chiziqli munosabatda (masalan, xalqlar darajasi va davlatlar darajasi). Jamiyat ichidagi turli darajalarning o'zaro bog'liqligi ijtimoiy faoliyatda tasodif va tartibsizlikning hukmronligi g'oyasini keltirib chiqaradi. Ammo sinchiklab tahlil qilinsa, unda fundamental tuzilmalar – jamiyat hayotining moddiy-ishlab chiqarish, ijtimoiy, siyosiy, ma’naviy sohalar bo‘lgan asosiy sohalari borligi, ularning o‘ziga xos qonuniyat va tuzilmalari borligi ko‘rinadi. Ularning barchasi, ma'lum ma'noda, ijtimoiy-iqtisodiy formatsiyaning bir qismi sifatida bo'ysunadi, chuqur tuzilgan va butun ijtimoiy taraqqiyotning genetik birligini belgilaydi.
   

   Shunday qilib, moddiy voqelikning uchta sohasining har biri voqelikning ma'lum bir sohasining bir qismi sifatida qat'iy tartibda joylashgan bir qator o'ziga xos tizimli darajalardan hosil bo'ladi.
   

   Bir sohadan ikkinchisiga o'tish tizimlarning yaxlitligini ta'minlovchi shakllangan omillar majmuasining murakkablashishi va ortishi bilan bog'liq. Strukturaviy darajalarning har birida bo'ysunish munosabatlari mavjud ( molekulyar daraja atomni o'z ichiga oladi, aksincha emas). Yangi darajalarning qonuniyatlari ular asosida vujudga kelgan darajalar qonuniyatlariga kamaymaydi va materiyani tashkil etishning ma'lum darajasi uchun etakchi hisoblanadi. Strukturaviy tashkilot, ya'ni. izchillik - materiyaning mavjud bo'lish usuli.
   

   Koinotning ko'p valentli modelining gipotezasi

   Sayt muallifining kirish so'zi: Andrey Dmitrievich Saxarovning "Xotiralar" kitobining 29-bobidan parchalar "Bilim - bu kuch" sayti o'quvchilariga taqdim etiladi. Akademik Saxarov kosmologiya sohasidagi ishlar haqida gapiradi, u inson huquqlarini himoya qilish bilan faol shug'ullana boshlaganidan keyin - xususan, Gorkiyda surgunda qilgan. Ushbu material saytimizning ushbu bobida muhokama qilingan "Koinot" mavzusida shubhasiz qiziqish uyg'otadi. Koinotning multivalent modeli gipotezasi va kosmologiya va fizikaning boshqa muammolari bilan tanishamiz. ... Va, albatta, yaqinda sodir bo'lgan fojiali o'tmishimizni eslaylik.

   Akademik Andrey Dmitrievich SAXAROV (1921-1989).

   1970-yillarda Moskvada va Gorkiyda fizika va kosmologiyani o'rganishga urinishlarimni davom ettirdim. Bu yillar davomida men mutlaqo yangi g'oyalarni ilgari sura olmadim va men 60-yillardagi asarlarimda taqdim etilgan (va ushbu kitobning birinchi qismida tasvirlangan) yo'nalishlarni rivojlantirishni davom ettirdim. Bu, ehtimol, ko'pchilik olimlar uchun ma'lum bir yosh chegarasiga etganidan keyin. Biroq, umidimni yo'qotmayman, ehtimol, men uchun yana bir narsa "yonib" qoladi. Shu bilan birga, shuni aytishim kerakki, siz o'zingiz ishtirok etmaydigan, lekin nima ekanligini bilgan ilmiy jarayonni kuzatish, chuqur ichki quvonch bag'ishlaydi. Shu ma'noda men "ochko'z" emasman.

   1974 yilda men buni qildim va 1975 yilda men gravitatsion maydonning nol Lagrangiani g'oyasini, shuningdek, oldingi ishlarda foydalangan hisoblash usullarini ishlab chiqqan maqolamni nashr etdim. Shu bilan birga, men ko'p yillar oldin Vladimir Aleksandrovich Fok, keyin esa Julian Shvinger tomonidan taklif qilingan usulga kelganim ma'lum bo'ldi. Biroq, mening xulosam va qurilishning o'zi, usullari butunlay boshqacha edi. Afsuski, men o'z ishimni Fokka jo'natolmadim - u o'sha paytda vafot etdi.

   Keyinchalik maqolamda ba'zi xatolarni topdim. Unda "induktsiyalangan tortishish" ("nol Lagrangian" atamasi o'rniga qo'llaniladigan zamonaviy atama) men ko'rib chiqqan har qanday variantda tortishish doimiysining to'g'ri belgisini beradimi, degan savol oxirigacha noaniq bo'lib qoldi.<...>

   Uchta asar - bittasi men quvilishimdan oldin, ikkinchisim esa - kosmologik muammolarga bag'ishlangan. Birinchi ishda men barion assimetriyasining paydo bo'lish mexanizmlarini muhokama qilaman. Koinotning barion assimetriyasiga olib keladigan reaktsiyalar kinetikasi haqidagi umumiy fikrlar qiziqish uyg'otadi. Ammo, xususan, bu ishda men "birlashgan" saqlanish qonuni (kvark va leptonlar sonining yig'indisi saqlanib qolgan) mavjudligi haqidagi eski taxminim doirasida mulohaza yuritaman. Xotiralarimning birinchi qismida bu fikrga qanday kelganimni va nega endi buni noto'g'ri deb bilganimni yozganman. Umuman olganda, ishning bu qismi menga muvaffaqiyatsiz bo'lib tuyuladi. Menga ishning yozadigan qismi ko'proq yoqadi koinotning ko'p varaqli modeli ... Biz bu taxmin haqida gapiramiz Koinotning kosmologik kengayishi qisqarish bilan almashtiriladi, so'ngra qisqarish - kengayish davrlari cheksiz ko'p marta takrorlanadigan tarzda yangi kengayish sodir bo'ladi.... Bunday kosmologik modellar uzoq vaqtdan beri diqqatni tortdi. Turli mualliflar ularni chaqirishgan "Pulsatsiyalanuvchi" yoki "Tebranuvchi" koinot modellari. Menga atama ko'proq yoqadi "Ko'p varaqli model" ... Bu hayot davrlarining qayta-qayta takrorlanishining ulug'vor rasmining hissiy va falsafiy ma'nosiga ko'proq ta'sirchan ko'rinadi.

   Tabiatni muhofaza qilish nazarda tutilgan bo'lsa -da, ko'p valentli model, tabiatning asosiy qonunlaridan biri - termodinamikaning ikkinchi qonunidan kelib chiqib, engib bo'lmas qiyinchilik bilan uchrashdi.

   Chekinish. Termodinamikada jismlar holatining ma'lum bir xususiyati kiritiladi. Bir kuni dadam "Dunyo malikasi va uning soyasi" deb nomlangan eski ilmiy-ommabop kitobni esladi. (Afsuski, bu kitobning muallifi kimligini unutibman.) Qirolicha, albatta, energiya, soya esa entropiyadir. Saqlanish qonuni mavjud bo'lgan energiyadan farqli o'laroq, entropiya uchun termodinamikaning ikkinchi qonuni o'sish (aniqrog'i, kamaymaslik) qonunini o'rnatadi. Jismlarning umumiy entropiyasi o'zgarmaydigan jarayonlar teskari deb ataladi (ko'rib chiqiladi). Qaytariladigan jarayonga misol - mexanik harakat ishqalanishsiz. Qaytariladigan jarayonlar - bu jismlarning umumiy entropiyasining ortishi (ishqalanish, issiqlik almashinuvi va boshqalar) bilan birga bo'lgan qaytarib bo'lmaydigan jarayonlarning abstraktsiyasi, cheklovchi holati. Matematik jihatdan, entropiya qiymat sifatida aniqlanadi, uning ortishi issiqlik oqimining mutlaq haroratga bo'linishiga teng (qo'shimcha ravishda, u olinadi - aniqrog'i, shundan kelib chiqadi). umumiy tamoyillar, - absolyut nol haroratdagi entropiya va vakuum entropiyasi nolga teng).

   Aniqlik uchun raqamli misol. Harorati 200 daraja bo'lgan tana, 100 daraja haroratga ega bo'lgan ikkinchi tanaga issiqlik almashinuvi paytida 400 kaloriya beradi. Birinchi tananing entropiyasi 400/200 ga kamaydi, ya'ni. 2 birlikka, ikkinchi jismning entropiyasi esa 4 birlikka oshdi; Umumiy entropiya ikkinchi tamoyil talabiga muvofiq 2 birlikka oshdi. E'tibor bering, bu natija issiqlikning issiqroq jismdan sovuqroq jismga o'tkazilishining natijasidir.

   Nomutanosiblik jarayonlarida umumiy entropiyaning oshishi oxir-oqibat moddaning isishiga olib keladi. Keling, kosmologiyaga, ko'p varaqli modellarga murojaat qilaylik. Agar bu holda biz o'zgarmas bo'ladigan barionlar sonini qabul qilsak, u holda bir barion uchun entropiya cheksiz ortadi. Har bir tsikl bilan modda cheksiz isitiladi, ya'ni. Koinotdagi sharoitlar takrorlanmaydi!

   Agar biz barion zaryadining saqlanishi haqidagi farazdan voz kechsak va 1966 yildagi g'oyamga va uni boshqa ko'plab mualliflarning keyingi rivojlanishiga muvofiq, barion zaryadi "entropiya" (ya'ni neytral) dan kelib chiqadi deb taxmin qilsak, qiyinchilik yo'qoladi. issiq materiya) koinotning kosmologik kengayishining dastlabki bosqichlarida. Bunday holda, ishlab chiqarilgan barionlar soni har bir kengayish - qisqarish siklida entropiyaga mutanosib bo'ladi, ya'ni. materiyaning evolyutsiyasi uchun sharoit, strukturaviy shakllarning shakllanishi har bir tsiklda taxminan bir xil bo'lishi mumkin.

   Men birinchi marta "ko'p varaqli model" atamasini 1969 yilgi ishimda kiritganman. Oxirgi maqolalarimda men bir xil atamani biroz boshqacha ma'noda ishlataman; Tushunmovchiliklarga yo'l qo'ymaslik uchun men buni shu erda eslatib o'taman.

   Oxirgi uchta maqolaning birinchisida (1979), makon o'rtacha tekis deb hisoblangan model ko'rib chiqilgan. Shuningdek, Eynshteynning kosmologik konstantasi nolga teng emas va manfiy (mutlaq qiymatda juda kichik bo'lsa ham) deb taxmin qilinadi. Bu holda, Eynshteynning tortishish nazariyasi tenglamalari ko'rsatganidek, kosmologik kengayish muqarrar ravishda qisqarish bilan almashtiriladi. Bundan tashqari, har bir tsikl o'rtacha ko'rsatkichlari bo'yicha avvalgisini to'liq takrorlaydi. Modelning fazoviy tekis bo'lishi juda muhimdir. Yassi geometriya (Yevklid geometriyasi) bilan bir qatorda quyidagi ikkita ish Lobachevskiy geometriyasi va gipersfera geometriyasini (ikki o'lchovli sferaning uch o'lchovli analogi) ko'rib chiqishga bag'ishlangan. Biroq, bu holatlarda boshqa muammo paydo bo'ladi. Entropiyaning oshishi har bir tsiklning tegishli momentlarida koinot radiusining oshishiga olib keladi. O'tmishni ekstrapolyatsiya qiladigan bo'lsak, har bir berilgan tsikldan oldin faqat cheklangan miqdordagi tsikllar bo'lishi mumkinligini aniqlaymiz.

   "Standart" (univalent) kosmologiyada muammo bor: maksimal zichlik momentidan oldin nima sodir bo'ldi? Ko'p qatlamli kosmologiyalarda (fazoviy tekis modeldan tashqari) bu muammodan qochib bo'lmaydi - savol birinchi tsiklning kengayishi boshlanishiga qoldiriladi. Birinchi tsiklning kengayishining boshlanishi yoki standart modelda yagona tsikl dunyoning yaratilish momentidir va shuning uchun bundan oldin nima sodir bo'lganligi haqidagi savolni qabul qilish mumkin. bu ilmiy tadqiqot doirasidan tashqarida. Biroq, ehtimol, xuddi shunday - yoki, mening fikrimcha, ko'proq - cheksiz ruxsat beruvchi yondashuv Ilmiy tadqiqot moddiy dunyo va makon - vaqt. Shu bilan birga, aftidan, Yaratilish akti uchun joy yo'q, lekin mavjudlikning ilohiy ma'nosining asosiy diniy tushunchasi fanga ta'sir qilmaydi, undan tashqarida yotadi.

   Men muhokama qilinayotgan muammo bilan bog'liq ikkita muqobil farazdan xabardorman. Ulardan biri, nazarimda, birinchi marta 1966 yilda men tomonidan ifodalangan va keyingi asarlarda bir qancha takomillashtirilgan. Bu "vaqt o'qining burilishi" gipotezasi. Bu reversibillik muammosi bilan chambarchas bog'liq.

   Men allaqachon yozganimdek, tabiatda umuman qaytariladigan jarayonlar yo'q. Ishqalanish, issiqlik uzatish, yorug'lik emissiyasi, kimyoviy reaksiyalar, hayotiy jarayonlar qaytarilmasligi bilan ajralib turadi, o'tmish va kelajak o'rtasidagi ajoyib farq. Agar siz qandaydir o'q otsangiz qaytarilmas jarayon va keyin filmni teskari yo'nalishda boshlang, keyin biz ekranda haqiqatda sodir bo'lmaydigan narsani ko'ramiz (masalan, inertsiya bilan aylanadigan volan aylanish tezligini oshiradi va podshipniklar sovutiladi). Miqdoriy jihatdan qaytmaslik entropiyaning monotonik ortishida ifodalanadi. Shu bilan birga, barcha jismlarning bir qismi bo'lgan atomlar, elektronlar, atom yadrolari va boshqalar. mexanika qonunlariga muvofiq harakat qiling (kvant, lekin bu erda ahamiyatsiz), ular vaqt ichida to'liq teskarilikka ega (kvant maydon nazariyasida - bir vaqtning o'zida CP aks ettirish bilan, birinchi qismga qarang). Vaqtning ikki yo‘nalishining (“vaqt o‘qi”ning mavjudligi, ular aytganidek) harakat tenglamalarining simmetriyasi bilan assimetriyasi uzoq vaqtdan beri statistik mexanika ijodkorlarining e’tiborini tortgan. Bu masalani muhokama qilish o'tgan asrning so'nggi o'n yilliklarida boshlangan va ba'zida juda bo'ronli edi. Hammani ozmi-koʻpmi qanoatlantirgan yechim assimetriya harakatning boshlangʻich shartlari va barcha atomlar va maydonlarning “cheksiz uzoq oʻtmishdagi” holatiga bogʻliq degan gipotezadan iborat edi. Ushbu dastlabki shartlar ma'lum ma'noda "tasodifiy" bo'lishi kerak.

   Men taklif qilganimdek (1966 yilda va aniqroq 1980 yilda) vaqt bo'yicha alohida nuqtaga ega bo'lgan kosmologik nazariyalarda bu tasodifiy boshlang'ich shartlar cheksiz uzoq o'tmishga (t -> - ∞) emas, balki bu ajralib turadigan nuqtaga (t = 0).

   Keyin, avtomatik ravishda, bu vaqtda entropiya minimal qiymatga ega bo'ladi va undan oldinga yoki orqaga uzoqlashganda entropiya kuchayadi. Buni men "vaqt o'qining burilishi" deb ataganman. Vaqt o'qi teskari bo'lganda, barcha jarayonlar, shu jumladan ma'lumotlar (shu jumladan, hayot jarayonlari) teskari bo'lganligi sababli, paradokslar paydo bo'lmaydi. Vaqt o‘qining teskari o‘zgarishi haqidagi yuqoridagi fikrlar, bilishimcha, ilmiy dunyoda e’tirof etilmagan. Lekin ular menga qiziq tuyuladi.

   Vaqt o'qining burilishi harakat tenglamalariga xos bo'lgan dunyoning kosmologik rasmida vaqtning ikki yo'nalishi simmetriyasini tiklaydi!

   1966-1967 yillarda. Men CPT aks etishi vaqt o'qining burilish nuqtasida sodir bo'ladi deb taxmin qildim. Bu taxmin mening barion assimetriyasi bo'yicha ishimning boshlanish nuqtalaridan biri edi. Bu erda men yana bir gipotezani taqdim etaman (Kirjnits, Linde, Gut, Tyorner va boshqalarning qo'li bor edi; bu erda men faqat vaqt o'qi aylanayotgani haqidagi gapga egaman).

   Zamonaviy nazariyalarda vakuum turli holatlarda mavjud bo'lishi mumkin, deb taxmin qilinadi: barqaror, nol energiya zichligi yuqori aniqligi bilan; va beqaror, katta ijobiy energiya zichligi (samarali kosmologik doimiy). Oxirgi holat ba'zan "soxta vakuum" deb ataladi.

   Bunday nazariyalar uchun umumiy nisbiylik tenglamalarining yechimlaridan biri quyidagicha. Koinot yopiq, ya'ni. har bir lahzada cheklangan hajmli "gipersfera" ni ifodalaydi (gipersfera - sharning ikki o'lchovli yuzasining uch o'lchovli analogi; uch o'lchamli bo'shliq). Gipersfera radiusi vaqtning ma'lum bir momentida minimal chekli qiymatga ega bo'ladi (biz uni t = 0 deb belgilaymiz) va bu nuqtadan vaqt bo'yicha ham oldinga, ham orqaga masofa ortib boradi. Soxta vakuum uchun (shuningdek, har qanday vakuum uchun ham) entropiya nolga teng va nuqtadan masofa t = 0 bo'lsa, soxta vakuumning chirishi tufayli vaqt o'tishi bilan oldinga yoki orqaga qarab barqaror holatga o'tadi. haqiqiy vakuum. Shunday qilib, t = 0 nuqtasida vaqtning o'qi aylanadi (lekin ko'zgu nuqtasida cheksiz siqishni talab qiladigan kosmologik CPT simmetriyasi yo'q). Xuddi CPT simmetriyasida bo'lgani kabi, bu erda ham barcha saqlangan zaryadlar nolga teng (arzimas sabablarga ko'ra - t = 0, vakuum holatida). Shuning uchun, bu holda, CP o'zgarmasligining buzilishi tufayli kuzatilgan barion assimetriyasining dinamik ko'rinishini ham qabul qilish kerak.

   Olamning tarixdan oldingi davri haqidagi muqobil gipoteza shundan iboratki, aslida bitta olam emas, ikkita emas (so'zning ma'nosida - vaqt o'qining aylanishi gipotezasida bo'lgani kabi), balki tubdan farq qiluvchi o'yinlar to'plami mavjud. bir-biridan va qandaydir "birlamchi" bo'shliqdan (yoki uning tarkibiy zarralari; bu, ehtimol, uni ifodalashning yana bir usuli) kelib chiqadi. Boshqa universitetlar va boshlang'ich makon, agar bu haqda gapirish mantiqiy bo'lsa, xususan, "bizning" olamimiz bilan taqqoslaganda, turli xil "makroskopik" fazoviy va vaqt o'lchovlari - koordinatalari bo'lishi mumkin (bizning olamda uchta fazoviy va bir vaqtning o'zida o'lchovlari; boshqa olamlarda boshqacha bo'lishi mumkin!) Sizdan tirnoq ichiga olingan "makroskopik" sifatiga alohida e'tibor bermaslikni so'rayman. Bu "kompaktizatsiya" gipotezasi bilan bog'liq bo'lib, unga ko'ra ko'pchilik o'lchovlar ixchamlashtiriladi; juda kichik miqyosda o'z -o'zidan yopildi.

   
   "Mega-koinot" ning tuzilishi

   Turli olamlar o'rtasida sabab-oqibat aloqasi yo'q deb taxmin qilinadi. Bu ularning alohida olam sifatida talqin qilinishini oqlaydi. Men bu ulug'vor tuzilmani "Mega Koinot" deb atayman. Bir qancha mualliflar bunday farazlarning variantlarini muhokama qilishgan. Xususan, yopiq (taxminan gipersferik) olamlarning ko'p tug'ilishi haqidagi gipotezani Ya.B. Zeldovich.

   Mega Koinotning g'oyalari juda qiziq. Ehtimol, haqiqat aynan shu yo'nalishda yotadi. Men uchun, bu konstruktsiyalarning ba'zilarida, biroq texnik xususiyatga ega bo'lgan bir noaniqlik mavjud. Kosmosning turli sohalarida sharoitlar butunlay boshqacha ekanligini taxmin qilish juda maqbuldir. Ammo tabiat qonunlari hamma joyda va har doim bir xil bo'lishi kerak. Tabiat kroket o‘yinining qoidalarini o‘zboshimchalik bilan o‘zgartirgan Kerrollning “Alisa mo‘jizalar mamlakatida” filmidagi Qirolicha kabi bo‘la olmaydi. Bo'lish o'yin emas. Mening shubhalarim fazo-vaqt uzluksizligining uzilishini tan oladigan farazlar bilan bog'liq. Bunday jarayonlarga ruxsat beriladimi? Ular "bo'lish shartlari" emas, balki yorilish nuqtalarida tabiat qonunlarini buzish emasmi? Takror aytaman, bular qonuniy tashvishlar ekanligiga ishonchim komil emas; balki yana, fermionlar sonini saqlab qolish masalasida bo'lgani kabi, men juda tor nuqtai nazardan yondashaman. Bundan tashqari, koinotlarning tug'ilishi davomiylikni buzmasdan sodir bo'ladigan gipotezalarni juda tasavvur qilish mumkin.

   Ko'p va ehtimol cheksiz miqdordagi turli xil olamlarning tug'ilishi o'z-o'zidan sodir bo'ladi va bizni o'rab turgan olam ko'p olamlar orasida hayot va ongning paydo bo'lishi sharti bilan ajralib turadi, degan taxmin "antropik printsip" deb nomlangan. (AP). Zeldovichning yozishicha, kengayib borayotgan koinot sharoitida APni birinchi o'rganish Idlisga tegishli (1958). Ko'p qatlamli koinot kontseptsiyasida antropik printsip ham rol o'ynashi mumkin, ammo ketma-ket tsikllar yoki ularning hududlari o'rtasidagi tanlov uchun. Bu imkoniyat mening "Koinotning ko'p valentli modellari" asarimda muhokama qilinadi. Ko'p qatlamli modellarning qiyinchiliklaridan biri shundaki, "qora tuynuklar" ning shakllanishi va ularning birlashishi siqilish bosqichida simmetriyani shunchalik buzadiki, keyingi tsikl shartlari yuqori darajada tashkil etilgan tuzilmalarni shakllantirish uchun mos keladimi yoki yo'qmi, umuman noaniq. . Boshqa tomondan, etarlicha uzoq tsikllarda barionlarning parchalanishi va qora tuynuklarning bug'lanishi jarayonlari sodir bo'ladi, bu esa barcha zichlikdagi bir xilliklarning tekislanishiga olib keladi. O'ylaymanki, bu ikki mexanizmning birgalikdagi ta'siri - qora tuynuklarning paydo bo'lishi va bir hil bo'lmaganlarni tekislash - silliqroq va buzilgan tsikllarning ketma-ket o'zgarishiga olib keladi. Bizning tsiklimizdan oldin qora tuynuklar hosil bo'lmagan "silliq" tsikl bo'lishi kerak edi. Aniqlik uchun biz vaqt o'qining burilish nuqtasida "yolg'on" vakuumli yopiq olamni ko'rib chiqishimiz mumkin. Ushbu modeldagi kosmologik konstantani nolga teng deb hisoblash mumkin, siqish orqali kengayishning o'zgarishi oddiy materiyaning o'zaro tortishishi tufayli sodir bo'ladi. Tsikllarning davomiyligi har bir tsiklda entropiyaning o'sishi hisobiga ortadi va har qanday berilgan sondan oshib ketadi (cheksizlikka intiladi), shuning uchun protonlarning parchalanishi va "qora tuynuklar" bug'lanishi uchun shartlar bajariladi.

   Ko'p o'zgaruvchan modellar katta sonlar paradoksiga javob beradi (boshqa mumkin bo'lgan tushuntirish Guth va boshqalarning gipotezasida, "inflyatsiyaning uzoq bosqichini taklif qiladi, 18-bobga qarang).

   
   Uzoq sharsimon yulduzlar klasteri chetidagi sayyora. Rassom © Don Dixon

   Nima uchun umumiy soni Cheklangan hajmli koinotdagi proton va fotonlarning soni juda katta bo'lsa ham, albatta? "Ochiq" versiyaga ishora qilib, bu savolning yana bir shakli - nima uchun Lobachevskiyning cheksiz olamidagi bu zarrachalar soni shunchalik ko'pki, ularning hajmi A3 tartibida (A - egrilik radiusi) ?

   Ko'p varaqli model tomonidan berilgan javob juda oddiy. Taxminlarga ko'ra, t = 0 momentidan boshlab ko'plab tsikllar o'tdi, har bir tsikl davomida entropiya (ya'ni, fotonlar soni) ortib bordi va shunga mos ravishda har bir tsiklda ortib borayotgan barion ortiqcha hosil bo'ldi. Barionlar sonining har bir tsikldagi fotonlar soniga nisbati doimiydir, chunki u ma'lum bir tsiklda olam kengayishining dastlabki bosqichlari dinamikasi bilan belgilanadi. t = 0 momentidan boshlab davrlarning umumiy soni xuddi shunday bo'ladiki, fotonlar va barionlarning kuzatilgan soni olinadi. Ularning sonining ko'payishi yilda sodir bo'lgani uchun geometrik progressiya, keyin kerakli miqdordagi tsikllar uchun biz bu katta qiymatni ham olmaymiz.

   1982 yildagi ishimning yon natijasi bu qora tuynuklarning tortishish kuchining bir-biriga yopishib qolish ehtimoli formulasi (Zeldovich va Novikov kitobidagi hisob-kitoblardan foydalangan holda).

   Yana bir imkoniyat, aniqrog'i, tasavvurga qiziqadigan tush ko'p bargli modellar bilan bog'liq. Balki yuqori darajada tashkil etilgan ong, bir tsikl davomida milliardlab milliard yillar davomida rivojlanib, o'zida mavjud bo'lgan eng qimmatli ma'lumotlarning bir qismini keyingi davrlarda o'z merosxo'rlariga shifrlangan shaklda uzatish yo'lini topadi va bu tsikldan vaqt o'tishi bilan ajratiladi. o'ta zich holat davri?.. Analogiya - tirik mavjudotlarning avloddan avlodga o'tishi genetik ma'lumot, Urug'langan hujayra yadrosining xromosomalarida "siqilgan" va kodlangan. Bu imkoniyat, albatta, juda ajoyib va ​​men bu haqda yozishga jur'at eta olmadim ilmiy maqolalar, lekin bu kitob sahifalarida o'ziga erkinlik berdi. Ammo bu tushdan qat'i nazar, koinotning multivalent modeli haqidagi gipoteza menga dunyoqarash va falsafiy rejada muhim bo'lib tuyuladi.

   Hurmatli tashrif buyuruvchilar!

   Sizning ishingiz o'chirilgan JavaScript... Iltimos, brauzerda skriptlarni yoqing, shunda siz saytning to'liq funksiyalarini ko'rasiz!

   Biz kuzatayotgan koinotning aniq chegaralari borligini bilasizmi? Biz Olamni cheksiz va tushunarsiz narsa bilan bog'lashga odatlanganmiz. lekin zamonaviy fan Koinotning "cheksizligi" haqidagi savolga bunday "aniq" savolga mutlaqo boshqacha javob beradi.

   Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning o'lchami taxminan 45,7 milliard yorug'lik yili (yoki 14,6 gigaparsek). Ammo bu raqamlar nimani anglatadi?

   Aqlga keladigan birinchi savol oddiy odamga- Qanday qilib koinot umuman cheksiz bo'lolmaydi? Atrofimizda mavjud bo'lgan barcha narsalarning idishida chegara bo'lmasligi kerakligi shubhasiz ko'rinadi. Agar bu chegaralar mavjud bo'lsa, ular nima?

   Deylik, qandaydir kosmonavt koinot chegaralariga uchib ketdi. Uning oldida nimani ko'radi? Qattiq devormi? Yong'in to'sig'i? Va buning orqasida nima bor - bo'shlik? Boshqa koinot? Ammo bo'shliq yoki boshqa olam bizning koinot chegarasida ekanligimizni anglatishi mumkinmi? Axir, bu "hech narsa" yo'q degani emas. Bo'shliq va boshqa Olam ham "bir narsadir". Ammo koinot - bu mutlaqo hamma narsani o'z ichiga olgan "bir narsa".

   Biz mutlaqo ziddiyatga kelamiz. Ma'lum bo'lishicha, Olam chegarasi bizdan bo'lmasligi kerak bo'lgan narsani yashirishi kerak. Yoki Koinotning chegarasi "hamma narsani" "bir narsa" dan to'sib qo'yishi kerak, ammo bu "narsa" ham "hamma narsa" ning bir qismi bo'lishi kerak. Umuman olganda, to'liq bema'nilik. Xo'sh, qanday qilib olimlar bizning koinotimizning chegaralangan hajmi, massasi va hatto yoshini da'vo qilishlari mumkin? Bu qadriyatlar, tasavvur qilib bo'lmaydigan darajada katta bo'lsa -da, baribir cheklangan. Ilm aniq narsa bilan bahslashadimi? Buni hal qilish uchun, avvalo, odamlar qanday qilib koinotni zamonaviy tushunishga kelganini kuzataylik.

   Chegaralarni kengaytirish

   

   Qadim zamonlardan beri inson atrofdagi dunyo nima ekanligi bilan qiziqdi. Uch kit va qadimgi odamlarning koinotni tushuntirishga urinishlariga misollar keltirmaslik kerak. Qoidaga ko'ra, oxir-oqibat, hamma narsa mavjud bo'lgan narsalarning asosi erdagi osmon ekanligiga keldi. Hatto antik davrda va o'rta asrlarda astronomlar sayyoralarning "statsionar" samoviy sfera bo'ylab harakatini tartibga soluvchi qonunlar haqida keng bilimga ega bo'lganlarida ham, Yer Olamning markazi bo'lib qoldi.

   Tabiiyki, hatto Qadimgi Yunonistonda ham Yer Quyosh atrofida aylanadi deb ishonganlar bor edi. Ko'p olamlar va olamning cheksizligi haqida gapirganlar bor edi. Ammo bu nazariyalarni konstruktiv asoslash faqat ilmiy inqilobning boshida paydo bo'ldi.

   XVI asrda polshalik astronom Nikolay Kopernik olamni bilish borasida birinchi yirik yutuqni amalga oshirdi. U Yer Quyosh atrofida aylanadigan sayyoralardan faqat biri ekanligini qat'iy isbotladi. Bunday tizim samoviy sferadagi sayyoralarning bunday murakkab va murakkab harakatini tushuntirishni ancha soddalashtirdi. Harakatsiz Yer holatida astronomlar sayyoralarning bu xatti-harakatini tushuntirish uchun har xil mohir nazariyalarni ixtiro qilishlari kerak edi. Boshqa tomondan, agar Yer harakatchan deb hisoblansa, unda bunday murakkab harakatlar uchun tushuntirish tabiiy ravishda keladi. Shunday qilib astronomiyada “geliosentrizm” deb nomlangan yangi paradigma shakllandi.

   Ko'p quyosh

   

   Biroq bundan keyin ham astronomlar koinotni “qo‘zg‘almas yulduzlar doirasi” bilan chegaralashda davom etishdi. 19-asrgacha ular yulduzlargacha bo'lgan masofani hisoblay olmadilar. Bir necha asrlar davomida astronomlar Yerning orbital harakatiga nisbatan yulduzlar holatidagi og'ishlarni aniqlashga behuda harakat qilishdi ( yillik paralakslar). O'sha davr asboblari bunday aniq o'lchovlarga imkon bermadi.

   Nihoyat, 1837 yilda rus-german astronomi Vasiliy Struve parallaksni o'lchadi. Bu kosmos ko'lamini tushunishda yangi qadam bo'ldi. Endi olimlar yulduzlar Quyosh bilan uzoq o'xshashlik ekanligini ishonch bilan aytishlari mumkin edi. Va bundan buyon bizning yoritgichimiz hamma narsaning markazi emas, balki cheksiz yulduzlar to'plamining teng "yashovchisi".

   Astronomlar koinot miqyosini tushunishga yanada yaqinlashdilar, chunki yulduzlargacha bo'lgan masofa haqiqatan ham dahshatli bo'lib chiqdi. Bu bilan solishtirganda hatto sayyoralar orbitalarining kattaligi ham ahamiyatsiz bo'lib tuyuldi. Keyinchalik, yulduzlar qanday to'planganligini tushunish kerak edi.

   Ko'p Somon yo'li

   

   Mashhur faylasuf Immanuil Kant 1755 yilda koinotning keng ko'lamli tuzilishi haqidagi zamonaviy tushunchaning asoslarini kutgan. U Somon yo'li yulduzlarning ulkan aylanma to'plamidir, deb faraz qildi. O'z navbatida, kuzatilgan tumanliklarning ko'pchiligi ham uzoqroq "sut yo'llari" - galaktikalardir. Shunga qaramay, 20-asrgacha astronomlar barcha tumanliklarning yulduz hosil bo'lish manbalari va Somon yo'lining bir qismi ekanligiga amal qilishgan.

   Vaziyat astronomlar yordamida galaktikalar orasidagi masofani o'lchashni o'rganganida o'zgardi. Bu turdagi yulduzlarning mutlaq yorqinligi ularning o'zgaruvchanlik davriga bog'liq. Ularning mutlaq yorqinligini ko'rinadigan yorug'lik bilan taqqoslab, ulargacha bo'lgan masofani yuqori aniqlik bilan aniqlash mumkin. Bu usul 20 -asr boshlarida Eynar Herzsrung va Xarlou Shelpi tomonidan ishlab chiqilgan. Unga rahmat, sovet astronomi Ernst Epik 1922 yilda Andromedagacha bo'lgan masofani aniqladi, bu Somon yo'lining kattaligidan kattaroq tartib bo'lib chiqdi.

   Edvin Xabb Epikning harakatini davom ettirdi. Boshqa galaktikalardagi Tsefeidlarning yorqinligini o'lchab, u ularga bo'lgan masofani o'lchadi va uni spektrlaridagi qizil siljish bilan taqqosladi. Shunday qilib, 1929 yilda u o'zining mashhur qonunini ishlab chiqdi. Uning ishi Somon Yo'li - koinotning chekkasi degan mustahkam tushunchani rad etdi. Endi u bir vaqtlar uning ajralmas qismi hisoblangan ko'plab galaktikalardan biri edi. Kantning gipotezasi uning rivojlanishidan deyarli ikki asr o'tgach tasdiqlandi.

   Keyinchalik, galaktikaning kuzatuvchidan uzoqligi va uni kuzatuvchidan olib tashlash tezligi o'rtasidagi bog'liqlik, Xabbl tomonidan kashf etilgan, koinotning keng ko'lamli tuzilishining to'liq rasmini yaratishga imkon berdi. Ma'lum bo'lishicha, galaktikalar uning arzimas qismigina ekan. Ular klasterlarga, klasterlar superklasterlarga bog'langan. O'z navbatida, superklasterlar koinotdagi ma'lum bo'lgan eng yirik tuzilmalarga - filamentlar va devorlarga birlashadi. Ulkan super bo'shliqlarga () qo'shni bo'lgan bu tuzilmalar, ma'lum bo'lgan keng ko'lamli tuzilmani tashkil qiladi bu daqiqa, Koinot.

   Ko'rinadigan cheksizlik

   Yuqoridagilardan kelib chiqadiki, bir necha asrlar ichida fan asta-sekin geosentrizmdan koinot haqidagi zamonaviy tushunchaga o'tdi. Biroq, bu bugungi kunda nima uchun biz koinotni cheklayotganimizga javob bermaydi. Axir, hozirgacha gap faqat koinotning ko'lami haqida edi, uning tabiati haqida emas.

   

   Koinotning cheksizligini isbotlashga qaror qilgan birinchi kishi Isaak Nyuton edi. Umumjahon tortishish qonunini kashf qilib, agar kosmos cheklangan bo'lsa, uning barcha jismlari ertami-kechmi bir butunga birlashadi, deb ishondi. Undan oldin, agar kimdir koinotning cheksizligi haqidagi fikrni ifoda etgan bo'lsa, u faqat falsafiy nuqtai nazardan edi. Hech qanday ilmiy asoslarsiz. Bunga Giordano Bruno misol bo'la oladi. Aytgancha, u ham Kant kabi fandan ko'p asrlar oldinda edi. U birinchi bo'lib yulduzlar uzoq quyosh ekanligini va sayyoralar ham ular atrofida aylanishini e'lon qildi.

   Ko'rinib turibdiki, cheksizlik haqiqati juda asosli va ravshan, lekin XX asr fanining burilish nuqtalari bu "haqiqatni" larzaga keltirdi.

   Statsionar olam

   Koinotning zamonaviy modelini yaratish yo'lidagi birinchi muhim qadamni Albert Eynshteyn qo'ydi. Mashhur fizik 1917 yilda o'zining statsionar olam modelini taqdim etdi. Bu model o'sha yil avval ishlab chiqqan umumiy nisbiylik nazariyasiga asoslangan edi. Uning modeliga ko'ra, olam vaqt jihatidan cheksiz va makonda cheksizdir. Biroq, yuqorida aytib o'tilganidek, Nyutonning fikriga ko'ra, cheklangan o'lchamli koinot qulashi kerak. Buning uchun Eynshteyn uzoqdagi jismlarning tortishish kuchini qoplagan kosmologik konstantani kiritdi.

   Qanchalik paradoksal tuyulmasin, Eynshteyn koinotning cheksizligini cheklamadi. Uning fikricha, Olam gipersferaning yopiq qobig'idir. Analogiya oddiy uch o'lchamli sharning yuzasi, masalan, globus yoki Yer. Sayohatchi Yerni qancha aylanib chiqmasin, u hech qachon uning chetiga etib bormaydi. Biroq, bu Yerning cheksiz ekanligini anglatmaydi. Sayohatchi shunchaki sayohatini boshlagan joyga qaytadi.

   Gipersfera yuzasida

   Xuddi shunday, kosmik sayohatchi Eynshteyn olamini yulduz kemasida yengib o'tib, Yerga qaytishi mumkin. Faqat bu safar sargardon sferaning ikki o'lchovli yuzasi bo'ylab emas, balki gipersferaning uch o'lchovli yuzasi bo'ylab harakatlanadi. Bu shuni anglatadiki, Olam chekli hajmga ega, shuning uchun yulduzlar soni va massasi cheklangan. Biroq, koinotning chegaralari yoki biron bir markazi yo'q.

   

   Eynshteyn o'zining mashhur nazariyasida fazo, vaqt va tortishish kuchlarini bog'lab shunday xulosaga keldi. Undan oldin bu tushunchalar alohida hisoblangan, shuning uchun koinot fazosi sof Evklid edi. Eynshteyn tortishishning o'zi fazo-vaqtning egri chizig'i ekanligini isbotladi. Bu klassik Nyuton mexanikasi va Evklid geometriyasiga asoslangan koinotning tabiati haqidagi dastlabki g'oyalarni tubdan o'zgartirdi.

   Koinotning kengayishi

   Hatto "yangi olam" kashfiyotchisining o'zi ham aldanishdan begona emas edi. Eynshteyn koinotni koinotda cheklab qo'ygan bo'lsa-da, uni statik deb hisoblashda davom etdi. Uning modeliga ko'ra, koinot abadiy bo'lgan va bo'lib qoladi va uning hajmi doimo bir xil bo'lib qoladi. 1922 yilda sovet fizigi Aleksandr Fridman bu modelni sezilarli darajada kengaytirdi. Uning hisob-kitoblariga ko'ra, koinot umuman statik emas. Vaqt o'tishi bilan u kengayishi yoki qisqarishi mumkin. Shunisi e'tiborga loyiqki, Fridman xuddi shu nisbiylik nazariyasiga asoslangan bunday modelga kelgan. U kosmologik konstantani chetlab o'tib, bu nazariyani to'g'riroq qo'llay oldi.

   Albert Eynshteyn bu “tuzatish”ni darhol qabul qilmadi. Yuqorida aytib o'tilgan Hubble kashfiyoti ushbu yangi modelni qutqarish uchun keldi. Galaktikalarning tarqalishi koinotning kengayishi haqiqatini shubhasiz isbotladi. Shunday qilib, Eynshteyn o'z xatosini tan olishga majbur bo'ldi. Endi koinotning ma'lum bir yoshi bor edi, bu uning kengayish tezligini tavsiflovchi Xabbl doimiysiga bog'liq.

   Kosmologiyaning keyingi rivojlanishi

   Olimlar bu savolni hal qilishga urinib ko'rganlarida, koinotning boshqa ko'plab muhim tarkibiy qismlari kashf qilindi va uning turli modellari ishlab chiqildi. Shunday qilib, 1948 yilda Georgi Gamov "issiq olam haqidagi" gipotezani taqdim etdi, bu keyinchalik katta portlash nazariyasiga aylanadi. 1965 yildagi kashfiyot uning taxminlarini tasdiqladi. Endi astronomlar koinot shaffof bo'lgan paytdan boshlab tushgan yorug'likni kuzatishi mumkin edi.

   1932 yilda Fritz Tsviki tomonidan bashorat qilingan qorong'u materiya 1975 yilda tasdiqlangan. Qorong'u materiya aslida galaktikalar, galaktik klasterlar va butun koinotning mavjudligini tushuntiradi. Shunday qilib, olimlar koinot massasining katta qismi butunlay ko'rinmas ekanligini bilib oldilar.

   

   Nihoyat, 1998 yilda masofani o'rganish davomida koinot tezlashuv bilan kengayib borayotgani aniqlandi. Fandagi bu navbatdagi burilish nuqtasi koinotning tabiatini zamonaviy tushunishga sabab bo'ldi. Eynshteyn tomonidan kiritilgan va Fridman tomonidan rad etilgan kosmologik koeffitsient yana Olam modelida o'z o'rnini topdi. Kosmologik koeffitsient (kosmologik doimiy) mavjudligi uning tezlashgan kengayishini tushuntiradi. Kosmologik doimiy mavjudligini tushuntirish uchun tushuncha kiritildi - koinot massasining katta qismini o'z ichiga olgan faraziy maydon.

   Kuzatish mumkin bo'lgan koinotning o'lchami haqidagi hozirgi tushuncha

   Koinotning hozirgi modeli, shuningdek, CDM modeli deb ataladi. "D" harfi olamning tez kengayishini tushuntiruvchi kosmologik doimiy mavjudligini bildiradi. "CDM" koinot sovuq qorong'u materiya bilan to'ldirilganligini anglatadi. So'nggi tadqiqotlar shuni ko'rsatadiki, Xabbl doimiysi taxminan 71 (km / s) / Mpc ni tashkil qiladi, bu koinotning yoshi 13,75 milliard yilga to'g'ri keladi. Koinotning yoshini bilib, uning kuzatilishi mumkin bo'lgan maydonini taxmin qilish mumkin.

   

   Nisbiylik nazariyasiga ko'ra, har qanday ob'ekt haqidagi ma'lumot kuzatuvchiga yorug'lik tezligidan (299792458 m / s) yuqori tezlikda etib bormaydi. Ma'lum bo'lishicha, kuzatuvchi nafaqat ob'ektni, balki uning o'tmishini ham ko'radi. Ob'ekt undan qanchalik uzoq bo'lsa, o'tmish shunchalik uzoqroq ko'rinadi. Masalan, Oyga qarab, biz bir soniya oldin qanday bo'lganini ko'ramiz, Quyosh - sakkiz daqiqadan ko'proq vaqt oldin, eng yaqin yulduzlar - yillar, galaktikalar - millionlab yillar oldin va hokazo. Eynshteynning statsionar modelida koinotning yosh chegarasi yo'q, ya'ni uning kuzatilishi mumkin bo'lgan hududi ham cheksizdir. Borgan sari ilg'or astronomik asboblar bilan qurollangan kuzatuvchi uzoq va qadimiy ob'ektlarni tobora ko'proq kuzatadi.

   Bizda koinotning zamonaviy modeli bilan boshqacha rasm bor. Uning so'zlariga ko'ra, koinotning yoshi va shuning uchun kuzatish chegarasi bor. Ya'ni, koinot paydo bo'lgan paytdan boshlab hech bir foton 13,75 milliard yorug'lik yilidan ortiq masofani bosib o'tishga ulgurmagan bo'lardi. Ma'lum bo'lishicha, kuzatiladigan olam kuzatuvchidan 13,75 milliard yorug'lik yili radiusli sferik mintaqa bilan chegaralangan. Biroq, bu mutlaqo to'g'ri emas. Koinot fazosining kengayishi haqida unutmang. Foton kuzatuvchiga yetguncha uni chiqargan ob'ekt bizdan 45,7 milliard sv bo'ladi. yillar. Bu o'lcham zarralar gorizonti bo'lib, u kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning chegarasidir.

   Ufq ustida

   Shunday qilib, kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning kattaligi ikki turga bo'linadi. Ko'rinadigan o'lcham, shuningdek, Xabbl radiusi deb ham ataladi (13,75 milliard yorug'lik yili). Va zarracha gorizonti (45,7 milliard yorug'lik yili) deb ataladigan haqiqiy o'lcham. Bu ikkala ufq ham koinotning haqiqiy hajmini tavsiflamasligi muhimdir. Birinchidan, ular kuzatuvchining kosmosdagi pozitsiyasiga bog'liq. Ikkinchidan, ular vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. ΛCDM modelida zarrachalar gorizonti Hubble gorizontidan kattaroq tezlikda kengayadi. Kelajakda bu tendentsiya o'zgaradimi degan savolga zamonaviy ilm-fan javob bermaydi. Ammo agar biz koinot tezlashuv bilan kengayishda davom etadi deb taxmin qilsak, biz hozir ko'rayotgan barcha ob'ektlar ertami-kechmi bizning "ko'rish maydonimiz" dan yo'qoladi.

   Hozirgi vaqtda astronomlar kuzatadigan eng uzoq nur - bu mikroto'lqinli fon nurlanishi. Uni o'rganib chiqqach, olimlar koinotni Katta portlashdan 380 ming yil keyin bo'lgandek ko'rishadi. O'sha paytda Koinot shunchalik sovib ketdiki, u bugungi kunda radioteleskoplar yordamida olingan erkin fotonlarni chiqarishga muvaffaq bo'ldi. O'sha paytlarda koinotda yulduzlar yoki galaktikalar yo'q edi, faqat vodorod, geliy va oz miqdordagi boshqa elementlarning doimiy buluti. Bu bulutda kuzatilgan bir jinslilikdan keyin galaktik klasterlar hosil bo'ladi. Ma'lum bo'lishicha, aynan relikt nurlanishning bir xilligidan hosil bo'lgan ob'ektlar zarracha gorizontiga eng yaqin joylashgan.

   Haqiqiy chegaralar

   Koinotning haqiqiy, kuzatilmaydigan chegaralari bormi, hali ham psevdo-ilmiy farazlar mavzusi. Qanday bo'lmasin, hamma koinotning cheksizligida birlashadi, lekin ular bu cheksizlikni butunlay boshqacha talqin qilishadi. Ba'zilar koinotni ko'p o'lchovli deb hisoblashadi, bu erda bizning "mahalliy" uch o'lchovli olamimiz uning qatlamlaridan faqat bittasidir. Boshqalar esa, koinot fraktal, deyishadi, bu bizning mahalliy koinotimiz boshqasining zarrasi bo'lib chiqishi mumkinligini anglatadi. Yopiq, ochiq, parallel olamlar, qurt teshiklari bilan Multiversening turli modellari haqida unutmang. Va juda ko'p turli xil versiyalar mavjud, ularning soni faqat inson tasavvuriga bog'liq.

   Ammo, agar biz sovuq realizmni yoqsak yoki bu gipotezalardan butunlay voz kechsak, unda bizning olam barcha yulduzlar va galaktikalarning cheksiz bir hil omboridir, deb taxmin qilishimiz mumkin. Bundan tashqari, har qanday juda uzoq nuqtada, xoh u bizdan milliardlab gigaparsek bo'lsin, barcha shartlar aynan bir xil bo'ladi. Bu nuqtada zarrachalarning aynan bir xil gorizonti va ularning chetida bir xil relikt nurlanishga ega bo'lgan Hubble sferasi bo'ladi. Atrofda bir xil yulduzlar va galaktikalar bo'ladi. Qizig'i shundaki, bu koinotning kengayishiga zid emas. Axir, bu nafaqat Koinot, balki uning fazosi ham kengaymoqda. Katta portlash paytida Koinot bir nuqtadan paydo bo'lganligi shuni ko'rsatadiki, o'sha paytda cheksiz kichik (amalda nol) o'lchamlar hozir tasavvur qilib bo'lmaydigan darajada katta bo'lgan. Kelajakda biz kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning ko'lamini aniq tushunish uchun ushbu maxsus gipotezadan foydalanamiz.

   Vizual tasvir

   Turli manbalar odamlarga koinot miqyosini tushunishga imkon beradigan barcha turdagi vizual modellarni taqdim etadi. Biroq, biz uchun koinot qanchalik katta ekanligini tushunish etarli emas. Hubble gorizonti va zarracha gorizonti kabi tushunchalar aslida qanday namoyon bo'lishini tushunish muhimdir. Buning uchun modelimizni bosqichma-bosqich tasavvur qilaylik.

   Shuni unutaylikki, zamonaviy ilm-fan Koinotning "begona" mintaqasi haqida bilmaydi. Ko'p olam, fraktal olam va uning boshqa "navlari" haqidagi versiyalardan voz kechib, uni cheksiz deb tasavvur qiling. Yuqorida ta'kidlab o'tilganidek, bu uning makonini kengaytirishga zid emas. Albatta, biz uning Xabbl sferasi va zarrachalar sferasi mos ravishda 13,75 va 45,7 milliard yorug'lik yiliga tengligini hisobga olamiz.

   Koinotning miqyosi

   START tugmasini bosing va yangi, noma'lum dunyoni kashf eting!
   Boshlash uchun keling, universal o'lchov qanchalik katta ekanligini tushunishga harakat qilaylik. Agar siz sayyoramiz bo'ylab sayohat qilgan bo'lsangiz, unda Yer biz uchun qanchalik katta ekanligini tasavvur qilishingiz mumkin. Keling, sayyoramizni futbol maydonining yarmi kattalikdagi tarvuz-Quyosh atrofida aylanadigan karabuğday donasi sifatida tasavvur qilaylik. Bunday holda, Neptun orbitasi kichik shaharning kattaligiga, Oyga, Quyoshning Marsga ta'siri chegarasiga to'g'ri keladi. Ma'lum bo'lishicha, bizning Quyosh sistemamiz Yerdan kattaroq bo'lgani kabi, Mars ham grechkadan kattaroqdir! Lekin bu faqat boshlanishi.

   Endi tasavvur qilaylik, bu grechka bizning tizimimiz bo'ladi, uning hajmi taxminan bir parsekga teng. Shunda Somon yo'li ikkita futbol stadioni hajmida bo'ladi. Biroq, bu ham biz uchun etarli bo'lmaydi. Biz Somon yo'lini santimetrga qisqartirishimiz kerak. U kofe-qora intergalaktik makonning o'rtasida joylashgan girdobga o'ralgan kofe ko'pikiga biroz o'xshaydi. Undan yigirma santimetr uzoqlikda xuddi o'sha spiral "bo'lak" - Andromeda tumanligi bor. Ularning atrofida bizning Mahalliy klasterimizdan kichik galaktikalar to'dasi bo'ladi. Bizning koinotimizning ko'rinadigan kattaligi 9,2 kilometrni tashkil qiladi. Biz Universal o'lchovlar haqida tushunchaga keldik.

   Umumjahon qabariq ichida

   Biroq, o'lchovning o'zini tushunishimiz etarli emas. Koinot dinamikasini tushunish juda muhimdir. Keling, o'zimizni gigant deb tasavvur qilaylik, ular uchun Somon yo'li diametri santimetrga teng. Aytganimizdek, biz o'zimizni radiusi 4,57 va diametri 9,24 kilometr bo'lgan to'p ichida topamiz. Tasavvur qiling-a, biz bir soniya ichida butun megaparseklarni yengib o'tib, bu sferada aylana olamiz. Agar bizning koinotimiz cheksiz bo'lsa, biz nimani ko'ramiz?

   Albatta, oldimizda cheksiz ko'p har xil galaktikalar bo'ladi. Elliptik, spiral, tartibsiz. Ba'zi hududlar ular bilan to'lib-toshgan bo'ladi, boshqalari bo'sh bo'ladi. Asosiy xususiyat shundaki, biz harakatsiz bo'lsak, ular vizual ravishda harakatsiz bo'ladi. Ammo biz qadam tashlashimiz bilanoq, galaktikalarning o'zlari harakatlana boshlaydi. Misol uchun, agar biz santimetr Somon yo'lidagi mikroskopik Quyosh tizimini ajrata olsak, uning rivojlanishini kuzatishimiz mumkin bo'ladi. Galaktikamizdan 600 metr uzoqlikda harakatlanar ekanmiz, biz shakllanish vaqtida protoyulduz Quyosh va protoplanetar diskni ko'ramiz. Unga yaqinlashib, biz Yer qanday paydo bo'lishini, hayot paydo bo'lishini va inson paydo bo'lishini ko'ramiz. Xuddi shu tarzda, biz uzoqlashish yoki ularga yaqinlashganda galaktikalar qanday o'zgarishini va harakatlanishini ko'ramiz.

   Shuning uchun biz qanchalik uzoq galaktikalarga qarasak, ular biz uchun shunchalik qadimiy bo'ladi. Shunday qilib, eng uzoq galaktikalar bizdan 1300 metr uzoqlikda joylashgan bo'ladi va 1380 metr burilishida biz qoldiq nurlanishni ko'ramiz. To'g'ri, bu masofa biz uchun xayoliy bo'ladi. Biroq, biz relikt nurlanishiga yaqinlashganda, biz qiziqarli rasmni ko'ramiz. Tabiiyki, biz vodorodning asl bulutidan galaktikalar qanday paydo bo'lishini va rivojlanishini kuzatamiz. Ushbu shakllangan galaktikalardan biriga yetganimizda, biz umuman 1,375 kilometrni emas, balki 4,57 kilometrni bosib o'tganimizni tushunamiz.

   Kichkinalashtirish

   Natijada, biz yanada kattalashamiz. Endi biz butun bo'shliqlar va devorlarni mushtga joylashtirishimiz mumkin. Shunday qilib, biz o'zimizni juda kichik qabariqda topamiz, undan chiqishning iloji yo'q. Qabariq chetidagi ob'ektlarga bo'lgan masofa ular yaqinlashganda nafaqat ortadi, balki chekkaning o'zi ham cheksiz ravishda siljiydi. Bu kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot hajmining butun nuqtasidir.

   Koinot qanchalik katta bo'lmasin, kuzatuvchi uchun u doimo cheklangan pufakcha bo'lib qoladi. Kuzatuvchi har doim bu pufakning markazida bo'ladi, aslida u uning markazidir. Pufakchaning chetidagi har qanday ob'ektga borishga harakat qilgan holda, kuzatuvchi uning markazini siljitadi. Ob'ektga yaqinlashganda, bu ob'ekt pufakning chetidan uzoqroq va uzoqroq harakat qiladi va bir vaqtning o'zida o'zgaradi. Masalan, shaklsiz vodorod bulutidan u to'la-to'kis galaktikaga yoki keyingi galaktikalar klasteriga aylanadi. Bunga qo'shimcha ravishda, bu ob'ektga boradigan yo'l siz yaqinlashganda kuchayadi, chunki atrofdagi makonning o'zi o'zgaradi. Ushbu ob'ektga etib borganimizdan so'ng, biz uni faqat pufakning chetidan uning markaziga o'tkazamiz. Koinotning chekkasida relikt nurlanish ham miltillaydi.

   Agar biz koinot tez sur'atlar bilan kengayishda davom etadi deb faraz qilsak, u holda pufakning markazida bo'lib, milliardlab, trillionlab yillar va undan ham yuqoriroq yillar davomida aylanish vaqti bo'lsa, biz yanada qiziqarli rasmni ko'ramiz. Garchi bizning pufakchamiz kattalashib boraversa -da, uning mutatsiyaga uchragan tarkibiy qismlari bizdan tezroq ketadi va bu pufakchaning chetini tark etadi, toki koinotning har bir zarrachasi boshqa zarralar bilan o'zaro aloqa qila olmasdan, yolg'iz pufakchasida tarqalib ketguncha.

   Demak, zamonaviy ilm-fan koinotning haqiqiy o'lchamlari nima ekanligi va uning chegaralari bor-yo'qligi haqida ma'lumotga ega emas. Ammo biz aniq bilamizki, kuzatilayotgan olam mos ravishda Hubble radiusi (13,75 milliard yorug'lik yili) va zarrachalar radiusi (45,7 milliard yorug'lik yili) deb ataladigan ko'rinadigan va haqiqiy chegaraga ega. Bu chegaralar kuzatuvchining kosmosdagi holatiga to'liq bog'liq va vaqt o'tishi bilan kengayib boradi. Agar Hubble radiusi qat'iy ravishda yorug'lik tezligida kengaysa, u holda zarralar gorizontining kengayishi tezlashadi. Uning zarracha gorizontining tezlashishi yanada davom etadimi va siqilishga o'zgarmaydimi, degan savol ochiqligicha qolmoqda.
   

   KOSMOLOGIYA- astronomiya va astrofizikaning koinotning kelib chiqishi, keng ko'lamli tuzilishi va evolyutsiyasini o'rganadigan bo'limi. Kosmologiyaga oid ma'lumotlar asosan astronomik kuzatishlar natijasida olinadi. Hozirgi vaqtda ularni izohlash uchun Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi (1915) qo'llaniladi. Bu nazariyaning yaratilishi va tegishli kuzatuvlarning amalga oshirilishi 1920 -yillarning boshlarida kosmologiyani bir qator aniq fanlarga joylashtirishga imkon berdi, bundan oldin esa bu falsafa sohasi edi. Hozirgi vaqtda ikkita kosmologik maktab paydo bo'ldi: empiriklar o'zlarining modellarini o'rganilmagan hududlarga ekstrapolyatsiya qilmasdan kuzatish ma'lumotlarini sharhlash bilan cheklanadilar; nazariyotchilar soddaligi va nafisligi uchun tanlangan ba'zi farazlar yordamida kuzatiladigan olamni tushuntirishga harakat qiladilar. Katta portlashning kosmologik modeli hozirda keng ma'lum bo'lib, unga ko'ra Olamning kengayishi bir muncha vaqt oldin juda zich va issiq holatdan boshlangan; statsionarU abadiy mavjud bo'lgan va boshlanishi yoki oxiri bo'lmagan koinot modeli. KOSMOLOGIK MA'LUMOTLAR

   Kosmologik ma'lumotlar tajribalar natijalarini anglatadiva koinotga oid keng doiradagi va vaqt oralig'idagi kuzatishlar. Har qanday tasavvur qilinadigan kosmologik model ushbu ma'lumotlarni qondirishi kerak. Kosmologiya tushuntirishi kerak bo'lgan 6 ta asosiy kuzatuv faktlari mavjud:

   1. Katta miqyosda koinot bir hil va izotropdir; galaktikalar va ularning klasterlari kosmosda bir tekis (bir xil) taqsimlanadi va ularning harakati xaotik va aniq belgilangan yo'nalishga (izotropik) ega emas. Kopernikning "Yerni dunyoning markazidan siljitish" tamoyili astronomlar tomonidan Quyosh tizimi va bizning Galaktikamizga umumlashtirildi, bu ham juda oddiy bo'lib chiqdi. Shu sababli, galaktikalar va ularning klasterlarini taqsimlashdagi kichik tartibsizliklarni hisobga olmaganda, astronomlar koinotni hamma joyda bizga yaqin bo'lgani kabi bir hil deb hisoblashadi.

   2. Koinot kengayib bormoqda. Galaktikalar bir-biridan uzoqlashmoqda.

   Buni 1929 yilda amerikalik astronom E. Xabbl kashf etgan. Xabbl qonuniga ko'ra: galaktika qanchalik uzoq bo'lsa, u bizdan shunchalik tez uzoqlashadi.Ammo bu bizning koinotning markazida ekanligimizni anglatmaydi: boshqa har qanday galaktikada kuzatuvchilar xuddi shunday narsani ko'rishadi. Yangi teleskoplar yordamida astronomlar koinotni Xabbldan ancha uzoqroqqa o'rganishdi, ammo uning qonuni o'z kuchida qoldi.

   3. Yer atrofidagi bo'shliq fon mikroto'lqinli pech bilan to'ldirilgan

   radio emissiyasi. 1965 yilda kashf etilgan u galaktikalar bilan bir qatorda kosmologiyaning asosiy ob'ektiga aylandi. Uning muhim xususiyati uning yuqori izotropiyasidir (yo'nalishdan mustaqillik), bu uning olamning uzoq mintaqalari bilan aloqasini ko'rsatadi va ularning bir xilligini tasdiqlaydi. Agar u bizning Galaktikamizdan radiatsiya bo'lganida, u uning tuzilishini aks ettiradi. Ammo sharlar va sun'iy yo'ldoshlarda o'tkazilgan tajribalar bu nurlanishning mavjudligini isbotladi eng yuqori daraja bir hil bo'lib, harorati taxminan 3 K bo'lgan mutlaq qora jismning nurlanish spektriga ega. Shubhasiz, bu yosh va issiq olamning relikt nurlanishi bo'lib, uning kengayishi natijasida juda sovib ketgan.

   4. Yerning yoshi, meteoritlar va eng qadimgi yulduzlar kam

   koinot yoshidan kichik, uning kengayish tezligidan hisoblanadi.Xabbl qonuniga muvofiq, koinot hamma joyda bir xil tezlikda kengayadi, bu deyiladi Hubble doimiysi H... Bu koinotning yoshini 1 / deb hisoblash uchun ishlatilishi mumkin. H... Zamonaviy o'lchovlar H koinot yoshiga olib keladi taxminan. 20 milliard yil. Meteoritlarda radioaktiv parchalanish mahsulotlarini o'rganish taxminan yoshni beradi. 10 milliard yil, eng qadimgi yulduzlar esa taxminan. 15 milliard yil. 1950 yilgacha galaktikalargacha bo'lgan masofalar yetarlicha baholanmagan, bu esa haddan tashqari baholanishiga olib kelgan H va koinotning kichik yoshi, Yer yoshidan kamroq. Bu qarama-qarshilikni bartaraf etish uchun 1948 yilda G. Bondi, T. Gold va F. Xoyl statsionar kosmologik modelni taklif qildilar, unda koinotning yoshi cheksizdir va u kengayib borishi bilan yangi materiya tug'iladi.

   5. Kuzatiladigan butun koinotda, yaqin yulduzlardan tortib, eng uzoq galaktikalargacha, har 10 vodorod atomiga 1 geliy atomi to'g'ri keladi. Mahalliy sharoit hamma joyda bir xil bo'lishi aql bovar qilmaydigan ko'rinadi. Katta portlash modelining kuchi shundaki, u hamma joyda geliy va vodorod o'rtasidagi nisbatni bashorat qiladi.

   6. Koinot mintaqalarida, bizdan makon va vaqtda uzoqroqda, bizga qaraganda yaqinroq galaktikalar va kvazarlar faolroq. Bu koinot evolyutsiyasidan dalolat beradi va harakatsiz olam nazariyasiga ziddir.

   KOSMOLOGIK MODELLAR

   Olamning har qanday kosmologik modeli tortishishning o'ziga xos nazariyasiga asoslanadi. Bunday nazariyalar juda ko'p, ammo ulardan faqat bir nechtasi kuzatilgan hodisalarni qondiradi. Nyutonning tortishish nazariyasi ularni hatto quyosh tizimida ham qoniqtirmaydi. Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi, uning asosida 1922 yilda rus meteorologi A. Fridman va 1927 yilda belgiyalik abbat va matematik J. Lemaitre koinotning kengayishini matematik tarzda tasvirlab berganlar, kuzatuvlar bilan eng mos keladi. Dunyoning fazoviy bir xilligi va izotropiyasini tasdiqlovchi kosmologik printsipdan ular Katta portlash modelini olishdi. Ularning xulosasi Xabbl galaktikalar masofasi va chekinish tezligi o'rtasidagi bog'liqlikni aniqlaganida tasdiqlandi. Bu modelning G.Gʻomov tomonidan qilingan ikkinchi muhim bashorati hozirda Katta portlash qoldigʻi sifatida kuzatilayotgan relikt nurlanishiga tegishli edi. Boshqa kosmologik modellar bu izotropik fon nurlanishini tabiiy ravishda tushuntira olmaydi.Issiq Katta portlash. Fridman -Lemaytr kosmologik modeliga ko'ra, olam Katta portlash paytida paydo bo'lgan - taxminan. 20 milliard yil oldin va uning kengayishi hozirgi kungacha davom etib, asta-sekin sekinlashadi. Portlashning birinchi lahzasida Olam materiyasi cheksiz zichlik va haroratga ega edi; bu holat yakkalik deyiladi.

   Umumiy nisbiy nazariyaga ko'ra, tortishish haqiqiy kuch emas, balki fazo-vaqtning egri chizig'idir: materiyaning zichligi qanchalik katta bo'lsa, egrilik shunchalik kuchli bo'ladi. Dastlabki yagonalik momentida egrilik ham cheksiz edi. Siz fazo-vaqtning cheksiz egriligini boshqacha qilib aytganda, boshlang'ich momentda materiya va fazo bir vaqtning o'zida koinotning hamma joyida portlaganligini aytishingiz mumkin. Kengayayotgan koinotning fazosining hajmi ortishi bilan undagi materiyaning zichligi pasayadi. S. Xoking va R. Penrose, agar umumiy nisbiylik nazariyasi olamning boshida fizik jarayonlarni tasvirlash uchun qo'llanilsa, o'tmishda, albatta, yagona holat mavjudligini isbotladilar.

   O'tmishdagi halokatli o'ziga xoslikni oldini olish uchun, masalan, statsionar olam nazariyasidagi kabi, materiyaning o'z-o'zidan uzluksiz yaratilish imkoniyatini qabul qilish orqali fizikani sezilarli darajada o'zgartirish kerak. Ammo astronomik kuzatishlar bunga hech qanday asos bermaydi.

   Biz qanchalik oldingi voqealarni ko'rib chiqsak, ularning fazoviy ko'lami shunchalik kichik edi; kengayish boshlanishiga yaqinlashganda, kuzatuvchining gorizonti qisqaradi (1-rasm). Dastlabki lahzalarda masshtab shunchalik kichikki, biz umumiy nisbiylikni qo‘llash huquqiga ega emasmiz: hodisalarni shunday kichik masshtablarda tasvirlash uchun kvant mexanikasi talab qilinadi. (sm... KVANT MEXANIKASI)... Ammo tortishishning kvant nazariyasi hali mavjud emas, shuning uchun voqealar 10 -daqiqagacha qanday rivojlanganini hech kim bilmaydi

   -43 chaqirgan bilan Plank vaqti(kvant nazariyasining otasi sharafiga). O'sha paytda moddaning zichligi aql bovar qilmaydigan 10 ga yetdi 90 kg / sm 3 , buni nafaqat atrofimizdagi jismlarning zichligi (10 g / sm dan kam) bilan taqqoslab bo'lmaydi. 3 ), lekin atom yadrosining zichligi bilan ham (taxminan 10 12 kg / sm 3 ) - laboratoriyada mavjud bo'lgan eng yuqori zichlik. Shuning uchun, zamonaviy fizika uchun olamning kengayishining boshlanishi - Plank vaqti.

   Aynan shunday aql bovar qilmaydigan yuqori harorat va zichlik sharoitida koinotning tug'ilishi sodir bo'ldi. Bundan tashqari, bu tom ma'noda tug'ilish bo'lishi mumkin: ba'zi kosmologlar (aytaylik, SSSRda Ya B Zeldovich va AQSHda L. Parker) zarralar va gamma fotonlar o'sha davrda tortishish maydoni tomonidan tug'ilgan deb hisoblashgan. Fizika nuqtai nazaridan, bu jarayon, agar o'ziga xoslik anizotrop bo'lsa, sodir bo'lishi mumkin edi, ya'ni. tortishish maydoni bir hil bo'lmagan. Bunday holda, to'lqinli tortishish kuchlari haqiqiy zarralarni vakuumdan "tortib olishi" mumkin va shu tariqa Olam substansiyasini yaratishi mumkin.

   Katta portlashdan so'ng darhol sodir bo'lgan jarayonlarni o'rganar ekanmiz, bizning jismoniy nazariyalarimiz hali ham juda nomukammal ekanligini tushunamiz. Ilk koinotning issiqlik evolyutsiyasi yadro fizikasi hali ham kam biladigan massiv elementar zarralar - adronlarning ishlab chiqarilishiga bog'liq. Bu zarralarning ko'pchiligi beqaror va qisqa umr ko'radi. Shveytsariya fizigi R. Xagedornning fikricha, 10 graduslik haroratlarda ko'p miqdorda hosil bo'lishi mumkin bo'lgan ortib borayotgan massalarning juda ko'p adronlari bo'lishi mumkin.

   12 K, gigant nurlanish zichligi zarracha va antipartikuldan iborat adron juftlarini ishlab chiqarishga olib kelganda. Bu jarayon o'tmishdagi harorat ko'tarilishini cheklashi kerak edi.

   Boshqa nuqtai nazarga ko'ra, massiv elementar zarralar turlarining soni cheklangan, shuning uchun hadron davridagi harorat va zichlik cheksiz qiymatlarga yetishi kerak edi. Aslida, buni tekshirish mumkin edi: agar tarkibiy adronlar - kvarklar barqaror zarralar bo'lsa, u holda ma'lum miqdordagi kvarklar va antikvarklar o'sha issiq davrda saqlanib qolishi kerak edi. Ammo kvarklarni qidirish behuda edi; ular beqaror, ehtimol. Sm . Shuningdek, qarang: ELEMENTARY PARTICLES.

   Olam kengayishining birinchi millisekundidan so'ng kuchli (yadro) o'zaro ta'sir unda hal qiluvchi rol o'ynashni to'xtatdi: harorat shunchalik pasayib ketdiki, atom yadrolari yo'q bo'lib ketdi. Keyingi jismoniy jarayonlar termal nurlanish ta'sirida yorug'lik zarralari - leptonlar (ya'ni elektronlar, pozitronlar, mezonlar va neytrinolar) ishlab chiqarish uchun mas'ul bo'lgan zaif o'zaro ta'sir bilan aniqlandi. Kengayish paytida radiatsiya harorati taxminan 10 ga tushganda

   10 K, lepton juftlari ishlab chiqarishni to'xtatdi, deyarli barcha pozitronlar va elektronlar yo'q qilindi; faqat neytrinolar va antineytrinolar, fotonlar va oldingi davrdan saqlanib qolgan bir necha proton va neytronlar mavjud edi. Shu tariqa lepton davri tugadi.

   Kengayishning keyingi bosqichi - fotonlar davri - termal nurlanishning mutlaq ustunligi bilan tavsiflanadi. Qolgan har bir proton yoki elektron uchun milliard foton bor. Avvaliga bular gamma kvantlar edi, lekin koinot kengaygani sari ular energiyani yo'qotdi va rentgen, ultrabinafsha, optik, infraqizil va nihoyat, radio kvantlarga aylandi, biz ularni qora tanli fon (relikt) radio emissiyasi sifatida qabul qilamiz. .

   Katta portlash kosmologiyasining hal qilinmagan muammolari. Katta portlashning kosmologik modeli oldida turgan 4 ta muammo mavjud.

   1. Singularlik muammosi: ko'pchilik o'tmishda yagonalikni beradigan umumiy nisbiylik nazariyasining qo'llanilishini shubha ostiga qo'yadi. Singularliklardan xoli muqobil kosmologik nazariyalar taklif etiladi.

   2. Olam izotropiyasi muammosi yakkalik bilan chambarchas bog'liq. Yagona holat bilan boshlangan kengayish juda izotropik bo'lib chiqqani g'alati tuyuladi. Biroq, dastlab anizotrop kengayish asta-sekin dissipativ kuchlar ta'sirida izotropik bo'lib qolganligi istisno qilinmaydi.

   3. Eng katta masshtabda bir jinsli, kichikroq masshtabda Olam juda xilma-xil (galaktikalar, galaktikalar klasterlari). Faqatgina tortishish kuchi qanday qilib bunday tuzilmani yaratganini tushunish qiyin. Shuning uchun kosmologlar bir jinsli bo'lmagan Katta portlash modellarining imkoniyatlarini o'rganishmoqda.

   4. Nihoyat, koinotning kelajagi nima bo'ladi, degan savol tug'ilishi mumkin. Javob berish uchun siz koinotdagi materiyaning o'rtacha zichligini bilishingiz kerak. Agar u ma'lum bir kritik qiymatdan oshsa, fazo-vaqtning geometriyasi yopiladi va kelajakda koinot albatta qisqaradi. Yopiq olamning chegarasi yo'q, lekin uning hajmi cheklangan. Agar zichlik kritik darajadan past bo'lsa, koinot ochiq va abadiy kengayadi. Ochiq olam cheksizdir va boshida faqat bitta o'ziga xoslik bor. Hozircha kuzatuvlar ochiq koinot modeliga mos keladi.

   Keng miqyosdagi strukturaning kelib chiqishi. Kosmologlar bu muammoga qarama -qarshi ikkita nuqtai nazarga ega.

   Eng radikali shundaki, boshida tartibsizlik bo'lgan. Ilk koinotning kengayishi nihoyatda anizotrop va bir hil bo'lmagan, ammo keyinchalik dissipativ jarayonlar anizotropiyani yumshatib, kengayishni Fridman-Lemaitre modeliga yaqinlashtirdi. Bir hil bo'lmaganlarning taqdiri juda qiziq: agar ularning amplitudasi katta bo'lsa, ular muqarrar ravishda hozirgi ufq tomonidan aniqlangan massa bilan qora tuynuklarga qulashlari kerak edi. Ularning shakllanishi Plank davridan boshlangan bo'lishi mumkin edi, shuning uchun koinotda massasi 10 gacha bo'lgan ko'plab kichik qora tuynuklar bo'lishi mumkin edi.

   - 5 Biroq, S.Xoking ko'rsatdiki, "mini-teshiklar" emissiya qilish orqali o'z massasini yo'qotishi kerak va bizning davrimizgacha faqat massasi 10 dan ortiq qora tuynuklar bo'lishi kerak. 16 g, bu kichik tog'ning massasiga to'g'ri keladi. Sm . Shuningdek qarang: Qora tuynuk.

   Birlamchi betartiblik har qanday miqyos va amplitudadagi buzilishlarni o'z ichiga olishi mumkin; tovush to'lqinlari ko'rinishidagi eng kattasi materiya nurlanishni chiqarish, yutish va tarqatish uchun etarlicha issiq bo'lgan radiatsiya davrigacha bo'lgan dastlabki koinot davridan omon qolishi mumkin edi. Ammo bu davr tugashi bilan sovutilgan plazma qayta birlashdi va radiatsiya bilan o'zaro aloqani to'xtatdi. Gazdagi tovush bosimi va tezligi pasayib, tovush to'lqinlari zarba to'lqinlariga aylanib, gazni siqib, galaktika va klasterlarga aylanib ketishiga olib keldi. Dastlabki to'lqinlarning turiga qarab, hisob-kitoblar juda boshqacha rasmni bashorat qiladi, bu har doim ham kuzatilganiga mos kelmaydi. Kosmologik modellarning mumkin bo'lgan variantlarini tanlash uchun antropik printsip deb nomlanuvchi bitta falsafiy g'oya muhim: olam boshidanoq galaktikalar, yulduzlar, sayyoralar va aqlli hayotning paydo bo'lishiga imkon beradigan xususiyatlarga ega bo'lishi kerak edi. Aks holda, kosmologiya bilan shug'ullanadigan hech kim bo'lmaydi.

   Muqobil nuqtai nazar shundaki, koinotning asl tuzilishi haqida kuzatishlar bergan narsadan boshqa hech narsa bilib bo'lmaydi. Ushbu konservativ yondashuvga ko'ra, yosh koinotni xaotik deb hisoblash mumkin emas, chunki u hozir juda izotrop va bir hil. Biz galaktikalar ko'rinishida kuzatadigan bir xillikdan og'ishlar kichik boshlang'ich zichlik nosimmetrikliklaridan tortishish ta'sirida o'sishi mumkin. Biroq, galaktikalarning keng miqyosda taqsimlanishiga oid tadqiqotlar (asosan, J. Piblz Prinstonda) bu fikrni tasdiqlamaydi. Yana bir qiziqarli imkoniyat shundaki, adronik erada tug'ilgan qora tuynuklar klasterlari galaktikalarning shakllanishi uchun dastlabki tebranishlar bo'lishi mumkin edi.

   Koinot ochiqmi yoki yopiqmi? Eng yaqin galaktikalar bizdan masofaga mutanosib tezlikda uzoqlashmoqda; lekin uzoqroq bo'lganlar bu qaramlikka bo'ysunmaydilar: ularning harakati vaqt o'tishi bilan Olamning kengayishi sekinlashayotganidan dalolat beradi. Olamning tortishish kuchi ta'siri ostidagi yopiq modelida kengayish ma'lum bir daqiqada to'xtaydi va qisqarish bilan almashtiriladi (2-rasm), ammo kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, galaktikalarning sekinlashishi hali ham shunchalik tez emaski, to'liq to'xtash hech qachon sodir bo'lmaydi.

   Olam yopilishi uchun undagi moddalarning o'rtacha zichligi ma'lum bir kritik qiymatdan oshib ketishi kerak. Ko'rinadigan va ko'rinmas materiyaning zichligi taxminlari bu qiymatga juda yaqin.

   Galaktikalarning kosmosda tarqalishi juda xilma-xildir. Somon yo‘li, Andromeda tumanligi va bir qancha kichikroq galaktikalarni o‘z ichiga olgan mahalliy galaktikalar guruhimiz Virgo Superklasteri deb nomlanuvchi ulkan galaktika tizimining chetida joylashgan bo‘lib, uning markazi Virgo galaktikalar klasteriga to‘g‘ri keladi. Agar dunyoning o'rtacha zichligi yuqori va olam yopiq bo'lsa, u holda izotropik kengayishdan kuchli og'ish kuzatilishi kerak, bu bizning va qo'shni galaktikalarning Superklaster markaziga tortilishi natijasida yuzaga keladi. Ochiq olamda bu og'ish ahamiyatsiz. Kuzatishlar ochiq modelga juda mos keladi.

   Katta portlashdan keyingi dastlabki daqiqalarda yadroviy reaktsiyalar jarayonida hosil bo'lgan kosmik materiyadagi vodorodning og'ir izotopi - deyteriyning tarkibi kosmologlarda katta qiziqish uyg'otadi. Deyteriy tarkibi o'sha davrda va shuning uchun biznikida materiyaning zichligiga juda sezgir bo'lib chiqdi. Biroq, "deyteriy sinovini" o'tkazish oson emas, chunki kosmologik sintez paytidan beri yulduzlarning ichki qismida bo'lmagan, deyteriy osongina yonib ketadigan birlamchi materiyani tekshirish kerak. Juda uzoq galaktikalarni o'rganish shuni ko'rsatdiki, deyteriy tarkibi materiyaning past zichligiga va shuning uchun Olamning ochiq modeliga mos keladi.

   Muqobil kosmologik modellar. Umuman olganda, o'z mavjudligining boshida koinot juda tartibsiz va heterojen bo'lishi mumkin edi; buning izlarini bugungi kunda materiyaning keng miqyosda taqsimlanishida kuzatishimiz mumkin. Biroq, tartibsizlik davri uzoq davom eta olmadi. Kosmik fon nurlanishining yuqori bir xilligi koinot 1 million yil ichida juda bir hil bo'lganligini ko'rsatadi. Va kosmologik yadroviy termoyadroviy hisob -kitoblar shuni ko'rsatadiki, agar kengayish boshlanganidan 1 soniya o'tgach, standart modeldan katta burilishlar bo'lsa, unda koinotning tarkibi haqiqatdan farq qiladi. Biroq, birinchi soniyada nima sodir bo'lganligi hali ham bahsli. Standart Big Bang modeliga qo'shimcha ravishda, printsipial jihatdan, muqobil kosmologik modellar mavjud:

   1. Materiya va antimateriyaga nisbatan simmetrik model koinotda bu ikki turdagi materiyaning teng mavjudligini nazarda tutadi. Garchi bizning Galaktikamizda deyarli hech qanday antimateriya mavjud emasligi aniq bo'lsa-da, qo'shni yulduz tizimlari butunlay undan iborat bo'lishi mumkin; bu holda ularning nurlanishi oddiy galaktikalarniki bilan bir xil bo'ladi. Biroq, oldingi kengayish davrlarida, materiya va antimateriya yaqinroq aloqada bo'lganida, ularning yo'q qilinishi kuchli gamma nurlarini keltirib chiqarishi kerak edi. Kuzatishlar uni aniqlamaydi, bu esa simmetrik modelni ehtimoldan yiroq qiladi.

   2. Cold Big Bang modeli kengayish mutlaq noldan boshlangan deb taxmin qiladi. To'g'ri, bu holda yadroviy termoyadroviy ham sodir bo'lishi va moddani qizdirishi kerak, lekin mikroto'lqinli fon nurlanishi endi Katta portlash bilan bevosita bog'liq bo'lishi mumkin emas, balki uni boshqa yo'l bilan izohlash kerak. Bu nazariya jozibador, chunki undagi materiya parchalanishga moyil bo'lib, bu koinotning keng ko'lamli bir xilligini tushuntirish uchun zarurdir.

   3. Statsionar kosmologik model materiyaning uzluksiz yaratilishini nazarda tutadi. Ideal kosmologik tamoyil deb nomlanuvchi bu nazariyaning asosiy asosi koinot har doim shunday bo‘lgan va hozir ham shunday bo‘lib qolaveradi. Kuzatishlar buni rad etadi.

   4. Eynshteynning tortishish nazariyasining o'zgartirilgan versiyalari ko'rib chiqiladi. Masalan, Prinstonlik K. Bruns va R. Dikning nazariyasi quyosh sistemasidagi kuzatuvlar bilan umuman mos keladi. Brans -Dick modeli, shuningdek, ba'zi radikal konstantalar vaqt o'tishi bilan o'zgarib boradigan Hoyl modeli, bizning davrimizda Katta portlash modeli bilan deyarli bir xil kosmologik parametrlarga ega.

   5. O'zgartirilgan Eynshteyn nazariyasi asosida J. Lemaitre 1925 yilda Katta portlashni tinch holatning uzoq fazasi bilan birlashtirgan kosmologik modelni yaratdi, bu davrda galaktikalar paydo bo'lishi mumkin. Eynshteyn statik olamning sevimli kosmologik modelini asoslash uchun ushbu imkoniyatdan manfaatdor bo'ldi, ammo koinotning kengayishi kashf etilgandan so'ng, u omma oldida undan voz kechdi.

   1917 yilda A. Eynshteyn koinotning modelini qurdi. Bu modelda koinotning tortishish beqarorligini yengish uchun lambda parametri deb ataladigan kosmologik itaruvchi kuch ishlatilgan. Kelajakda Eynshteyn bu o'zi yaratgan nisbiylik nazariyasi ruhiga zid ravishda uning qo'pol xatosi ekanligini aytadi: bu nazariyadagi tortishish kuchi fazo-vaqt egriligi bilan belgilanadi. Eynshteyn olami gipertsilindr shaklida bo'lib, uning uzunligi ushbu silindrda energiya namoyon bo'lish shakllarining (materiya, maydon, radiatsiya, vakuum) umumiy soni va tarkibi bilan belgilanadi. Bu modeldagi vaqt cheksiz o'tmishdan cheksiz kelajakka yo'naltirilgan. Shunday qilib, bu erda Olamning energiyasi, massasi (materiya, maydon, nurlanish, vakuum) qiymati uning fazoviy tuzilishiga mutanosib ravishda bog'liq: shakli cheklangan, lekin cheksiz radius va cheksiz vaqt.

   Ushbu modelni tahlil qilishni boshlagan tadqiqotchilar e'tiborni tortdi

   bir tomoni kengayib borayotgan olamga, ikkinchisi yopiq olamga to'g'ri keladigan, chetida turgan tangaga o'xshash o'ta beqarorlikka: agar Eynshteyn modeliga ko'ra, koinotning ba'zi fizik parametrlari hisobga olinsa, u aylanadi. abadiy kengayish uchun chiqib, boshqalar hisobga olinsa, u yopiladi. Masalan, golland astronomi V. de Sitter, vaqtni Eynshteyn modelidagi fazoda bo'lgani kabi egri deb faraz qilib, koinotning modelini oldi, unda vaqt juda uzoq ob'ektlarda to'xtaydi.

   A. Bepuldkishi,fvasuk va Petrograd universiteti matematikasi, nashr etilganv1922 G. maqola« Oegrilikbo'sh joy ".V U umumiy nisbiylik nazariyasini o'rganish natijalarini taqdim etdi, bu koinotning uchta modeli mavjudligining matematik imkoniyatini istisno qilmadi: Evklid fazosida koinot modeli ( TO = 0); ga teng koeffitsientli model K> 0) va Lobachevskiy - Bolyai fazosidagi model ( TO< 0).

   A. Fridman o'z hisob -kitoblarida qiymati va

   Koinotning radiusi energiya, materiya va boshqalar miqdoriga proportsionaldir

   uning butun olamda namoyon bo'lish shakllari. Fridmanning matematik xulosalari kosmologik itaruvchi kuchni joriy qilish zaruriyatini inkor etdi, chunki uning kengayish jarayoni zichligi va bosimining oshishi bilan bog'liq bo'lgan siqilish jarayoniga to'g'ri keladigan koinot modelining mavjudligi ehtimoli bor edi. Olamni tashkil etuvchi energiya moddasi (materiya, maydon, radiatsiya, vakuum). A. Fridmanning xulosalari ko'plab olimlar va A. Eynshteynning o'ziga shubha tug'dirdi. Garchi 1908 yilda matematik G. Minkovski maxsus nisbiylik nazariyasining geometrik talqinini berib, egrilik koeffitsienti nolga teng bo'lgan Olam modelini oldi ( TO = 0), ya'ni Evklid fazosidagi Olam modeli.

   Noevklid geometriyasining asoschisi N. Lobachevskiy Yerdan uzoqda joylashgan yulduzlar orasidagi uchburchak burchaklarini oʻlchab, uchburchak burchaklarining yigʻindisi 180 ° ga teng ekanligini, yaʼni fazodagi fazo Evklid ekanligini aniqladi. Koinotning kuzatilgan Evklid fazosi zamonaviy kosmologiyaning sirlaridan biridir. Hozirgi vaqtda materiyaning zichligi ishoniladi

   koinotda kritik zichlikning 0,1-0,2 qismini tashkil qiladi. Kritik zichlik taxminan 2 · 10 -29 g / sm 3 ga teng. Muhim zichlikka erishgandan so'ng, koinot qisqarishni boshlaydi.

   bilan A. Fridman modeli "TO > 0 " - bu kengayib borayotgan koinot

   uning holati, u yana qaytib kelishi kerak. Ushbu modelda koinotning yoshi tushunchasi paydo bo'ldi: ma'lum bir daqiqada kuzatilgan holatga nisbatan oldingi holatning mavjudligi.

   Butun olamning massasi 5 10 2 1 Quyosh massasi deb faraz qilsak, A.

   Fridman kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot siqilgan holatda ekanligini hisoblab chiqdi

   modelga ko'ra " K > 0 "taxminan 10-12 milliard yil oldin. Shundan so'ng u kengaya boshladi, lekin bu kengayish cheksiz bo'lmaydi va ma'lum vaqtdan keyin Olam yana qisqaradi. A. Fridman Olamning dastlabki, siqilgan holati fizikasini muhokama qilishdan bosh tortdi, chunki u vaqtga kelib mikrodunyo qonunlari aniq emas edi. A.Fridmanning matematik xulosalari nafaqat A.Eynshteyn, balki boshqa olimlar tomonidan ham qayta-qayta tekshirildi va qaytadan tekshirildi. Ma'lum vaqt o'tgach, A. Eynshteyn A. Fridman maktubiga javoban bu qarorlarning to'g'riligini tan oldi va A. Fridmanni "Olamning nisbiy modellarini qurish yo'lini tutgan birinchi olim" deb atadi. Afsuski, A. Fridman erta vafot etdi. Uning timsolida fan iqtidorli olimdan ayrildi.

   Yuqorida ta'kidlanganidek, 1912 yilda amerikalik astronom U.Slifer (1875-1969) tomonidan olingan galaktikalarning "retsessiyasi" fakti haqidagi ma'lumotlardan na A.Fridman, na A.Eynshteyn bilmagan.1925 yilga kelib u tezlikni o'lchagan. bir necha o'nlab galaktikalardan iborat. Shuning uchun A.Fridmanning kosmologik g‘oyalari birinchi navbatda nazariy jihatdan muhokama qilindi. HOallaqachon v 1929

   G.Amerikalikastronom A. Xabbl (1889-1953) bilan Yordam teleskop asbobli spektratahlildanqanot taqo'ng'iroq qilmoqemeningNSta'sir

   "Qizilsiljish ". U kuzatgan galaktikalardan keladigan yorug'lik

   ko'rinadigan yorug'likning rang spektrining qizil qismiga o'tdi. Buni aytdi

   kuzatilgan galaktikalar uzoqlashayotgani kuzatuvchidan "tarqaladi".

   "Qizil siljish" effekti Doppler effektining alohida holatidir. Uni 1824-yilda avstriyalik olim K. Doppler (1803-1853) kashf etgan.Toʻlqinlarni qayd qiluvchi qurilmadan toʻlqin manbai olib tashlanganida, harakatsiz toʻlqin qabul qiluvchiga yaqinlashganda toʻlqin uzunligi ortadi va qisqaradi. Yorug'lik to'lqinlari holatida yorug'likning uzun to'lqin uzunligi yorug'lik spektrining qizil segmentiga (qizildan binafsha ranggacha), binafsha rang segmentiga qisqa to'g'ri keladi. "Qizil siljish" effekti E. Xabbl tomonidan galaktikalargacha bo'lgan masofalar va ularni olib tashlash tezligini o'lchash uchun ishlatilgan: agar galaktikadan "qizil siljish" bo'lsa. A, masalan, og'riqNSe v ikki marta, Qanaqasiga dan galaktikalar V, keyin galaktikaga masofa A galaktikadan oldingi ikki barobar ko'p V.

   E. Xabbl kuzatgan barcha galaktikalar osmon sferasining barcha yo'nalishlarida, ular orasidagi masofaga mutanosib tezlikda uzoqlashayotganini aniqladi: Vr = Nr, qayerda r - kuzatilgan galaktikagacha bo'lgan masofa, parseklarda o'lchanadi (1 ps taxminan 3,1 10 1 6 m ga teng), Vr - kuzatilgan galaktika tezligi, Η - Hubble doimiysi yoki galaktika tezligi va unga bo'lgan masofa o'rtasidagi proportsionallik koeffitsienti

   kuzatuvchidan. Osmon sferasi yulduzli osmondagi ob'ektlarni yalang'och ko'z bilan tasvirlash uchun ishlatiladigan tushunchadir. Qadimgi odamlar osmon sferasini haqiqat deb hisoblaganlar, uning ichki tomonida yulduzlar joylashgan. Keyinchalik Xabbl doimiysi sifatida tanilgan bu miqdorning qiymatini hisoblab, E. Xabbl taxminan 500 km / (s Mpc) degan xulosaga keldi. Boshqacha qilib aytganda, bir million parseklik fazo segmenti bir soniyada 500 km ga oshadi.

   Formula Vr= Nr galaktikalarning olib tashlanishini ham, teskari vaziyatni ham, ma'lum bir boshlang'ich pozitsiyaga harakatlanishini, galaktikalarning o'z vaqtida "tarqalishi" boshlanishini ko'rib chiqishga imkon beradi. Xabbl doimiyining teskarisi vaqt o'lchoviga ega: t(vaqt) = r / Vr = 1/ H. Qiymat qachon H, yuqorida aytib o'tilgan E. Xabbl 3 milliard yilga teng bo'lgan galaktikalarning "turg'unligi" boshlangan vaqtni oldi, bu esa o'zi hisoblagan qiymatning to'g'riligining nisbiyligiga shubha uyg'otdi. "Qizil siljish" ta'siridan foydalanib, E. Xabbl o'sha paytda ma'lum bo'lgan eng uzoq galaktikalarga etib keldi: galaktika qanchalik uzoq bo'lsa, biz shunchalik yorqinligini sezmaymiz. Bu E. Xabblga formulani aytishga imkon berdi Vr = Hr A. Fridman modelida aytib o'tilgan Koinot kengayishining kuzatilgan faktini ifodalaydi. E. Xabblning astronomik tadqiqotlari bir qator olimlar tomonidan A. Fridmanning statsionar bo'lmagan, kengayib borayotgan olam modelining to'g'riligini eksperimental tasdig'i sifatida ko'rib chiqa boshladi.

   30-yillarda allaqachon ba'zi olimlar ma'lumotlarga shubha bildirishgan

   E. Xabbl. Masalan, P.Dirak yorug'lik kvantlarining kvant tabiatiga ko'ra tabiiy qizarishi, kosmosning elektromagnit maydonlari bilan o'zaro ta'siri haqidagi farazni ilgari surdi. Boshqalar esa Xabbl konstantasining nazariy nomuvofiqligini ta'kidladilar: nega Xabbl doimiysining kattaligi koinot evolyutsiyasining har bir daqiqasida bir xil bo'lishi kerak? Xabbl konstantasining bu barqaror doimiyligi Megalaktikada ishlaydigan bizga ma'lum bo'lgan koinot qonunlari butun olam uchun majburiy ekanligini ko'rsatadi. Ehtimol, Hubble doimiysi tanqidchilari aytganidek, Hubble doimiysi mos kelmaydigan boshqa qonunlar ham bor.

   Masalan, ularning aytishicha, yorug'lik yulduzlararo (ISS) va intergalaktik (IGZ) muhitlarning ta'siri tufayli "qizil" bo'lishi mumkin, bu esa uning kuzatuvchiga qarab harakatining to'lqin uzunligini uzaytirishi mumkin. E. Xabblning tadqiqotlari bilan bog'liq muhokamalarga sabab bo'lgan yana bir masala galaktikalarning yorug'lik tezligidan yuqori tezlikda harakat qilish ehtimoli haqidagi faraz edi. Agar bu mumkin bo'lsa, bu galaktikalar bizning kuzatishimizdan yo'q bo'lib ketishi mumkin, chunki umumiy nisbiylik nazariyasidan hech qanday signal yorug'likdan tezroq uzatilmaydi. Shunga qaramay, ko'pchilik olimlarning fikricha, E. Xabblning kuzatuvlari Olamning kengayishi faktini aniqlagan.

   Galaktikalarning kengayishi haqiqati galaktikalarning o'zlari ichida kengayishni anglatmaydi, chunki ularning strukturaviy aniqligi ichki tortishish kuchlarining ta'siri bilan ta'minlanadi.

   E. Xabblning kuzatishlari A. Fridman modellarining keyingi muhokamasiga hissa qo'shdi. BelgiyalikrohibvaastronomJ.Lemva boshqalar(vyo'qRqichqirmoqo'tmishning yarmi)asrchizdidiqqatayo'qyoqilganslepuflashholat:galaktikalarning tarqalishidegan ma'noni anglatadikengaytmabo'sh joy,shuning uchun,vo'tgan

   Bo'lgandipasayishhajmivaNSlmunosabatlarvejamiyat. Lemaitre materiyaning dastlabki zichligini 10 9 3 g / sm 3 zichlikka ega bo'lgan protoatom deb atadi, undan dunyo Xudo tomonidan yaratilgan. Bu modeldan kelib chiqadiki, materiyaning zichligi tushunchasidan fazo va vaqt tushunchalarining amal qilish chegaralarini aniqlash mumkin. 10 9 3 g / sm 3 zichlikda vaqt va makon tushunchalari odatiy jismoniy ma'nosini yo'qotadi. Ushbu model jismoniy holatga e'tiborni haddan tashqari va juda issiq jismoniy parametrlarga qaratdi. Bundan tashqari, modellar taklif qilingan pulsatsiyalanuvchiKoinot: Koinot kengayadi va qisqaradi, lekin hech qachon haddan tashqari chegaralarga bormaydi. Pulsatsiyalanuvchi olam modellari olamdagi energiya-moddaning zichligini o'lchashga katta ahamiyat beradi. Kritik zichlik chegarasiga yetganda, koinot kengayadi yoki qisqaradi. Natija atama edi "Singulmenrnoe "(lat. singularus - alohida, yagona) zichlik va harorat cheksiz qiymatga ega bo'lgan holat. Ushbu tadqiqot yo'nalishi koinotning "yashirin massasi" muammosiga duch kelmoqda. Gap shundaki, Olamning kuzatilgan massasi uning nazariy modellar asosida hisoblangan massasi bilan mos kelmaydi.

   Model"Kattaportlash ". Yurtdoshimiz G. Gamov (1904-1968)

   Petrograd universitetida ishlagan va kosmologik g'oyalar bilan tanish edi

   A. Fridman. 1934 yilda u AQShga xizmat safariga jo'natilgan va u erda umrining oxirigacha qolgan. A.Fridmanning kosmologik g‘oyalari ta’sirida G.Gamov ikki muammo bilan qiziqdi:

   1) koinotda kimyoviy elementlarning nisbiy tarqalishi va 2) ularning kelib chiqishi. Yigirmanchi asrning birinchi yarmining oxiriga kelib. Bu masalalar bo'yicha qizg'in munozara bo'ldi: qayerda og'ir bo'lishi mumkin kimyoviy elementlar agar vodorod (1 1 H) va geliy (4 H) koinotdagi eng ko'p kimyoviy elementlar bo'lsa. G. Gamov kimyoviy elementlar o'z tarixini olam kengayishining boshidanoq kuzatishni taklif qildi.

   ModelG.Gamovnachaqirdimodel"Kattaportlash ",nOuUnda bor

   vaboshqasarlavha:"A-B-D-nazariyasi"... Ushbu sarlavha 1948 yilda nashr etilgan va "issiq olam" modelidan iborat bo'lgan maqola mualliflarining (Alfer, Bethe, Gamow) bosh harflarini ko'rsatadi, ammo ushbu maqolaning asosiy g'oyasi G. Gamovga tegishli edi. .

   Ushbu modelning mohiyati haqida qisqacha:

   1. Olamning “asl boshlanishi”, Fridman modeliga ko‘ra, o‘ta zich va o‘ta qizg‘in holat bilan ifodalangan.

   2. Bu holat Olamning butun moddiy, energiya komponentining oldingi siqilishi natijasida paydo bo'lgan.

   3. Bu holat nihoyatda kichik hajmga to'g'ri keldi.

   4. Energiya-materiya bu holatda zichlik va haroratning ma'lum chegarasiga yetib, portladi, Katta portlash sodir bo'ldi, uni Gamov chaqirdi.

   "Kosmologik Katta portlash".

   5. Bu g'ayrioddiy portlash haqida.

   6. Katta portlash Katta portlashdan oldingi dastlabki jismoniy holatning barcha qismlariga ma'lum bir harakat tezligini berdi.

   7. Dastlabki holat o'ta issiq bo'lganligi sababli, kengayish bu haroratning qoldiqlarini kengayib borayotgan Olamning barcha yo'nalishlarida saqlab turishi kerak.

   8. Ushbu qoldiq haroratning kattaligi Olamning barcha nuqtalarida taxminan bir xil bo'lishi kerak.

   Bu hodisa relikt (qadimiy), m dan fon nurlanishi deb atalgan.

   1953 yil G. Gamov relikt nurlanishning to'lqin haroratini hisoblab chiqdi. Unda

   10 K. chiqdi. Reliktli nurlanish mikroto'lqinli elektromagnit nurlanishdir.

   1964 yilda amerikalik mutaxassislar A. Penzias va R. Uilson tasodifan relikt nurlanishni kashf qilishdi. Yangi radioteleskopning antennalarini o'rnatib, ular 7,8 sm diapazondagi interferensiyadan xalos bo'lolmadi.Bu shovqin, shovqin kosmosdan keldi, kattaligi va barcha yo'nalishlari bo'yicha bir xil. Ushbu fon nurlanishining o'lchovlari 10 K dan past haroratni berdi.

   Shunday qilib, G. Gamovning relikt, fon nurlanishi haqidagi farazi tasdiqlandi. G.Gamov fon nurlanishining temperaturasiga oid asarlarida nurlanish zichligining vaqt boʻyicha oʻzgarishiga bogʻliqligini ifodalovchi A.Fridman formulasidan foydalangan. parabolik ( K> 0) koinot modeli. Fridman cheksiz kengayib borayotgan olam materiyasidan radiatsiya ustun bo'lgan holatni ko'rib chiqdi.

   Gamov modeliga ko‘ra, Olam taraqqiyotida ikki davr bo‘lgan: a) nurlanishning (fizik maydon) materiyadan ustunligi;

   b) materiyaning nurlanishdan ustunligi. Dastlabki davrda radiatsiya materiyadan ustun bo'lgan, keyin ularning nisbati teng bo'lgan vaqt va materiya nurlanishdan ustun kela boshlagan davr bo'ldi. Gamov bu davrlar orasidagi chegarani aniqladi - 78 million yil.

   Yigirmanchi asrning oxirida. deb ataladigan fon radiatsiyasidagi mikroskopik o'zgarishlarni o'lchash to'lqinlarbNS, bir qator tadqiqotchilarga bu to'lqin zichlikning o'zgarishini anglatishini ta'kidlashga imkon berdi moddalarvaenerGuiv ustidagi tortishish kuchlarining ta'siri natijasida rivojlanishning dastlabki bosqichlari Koinot.

   Model "YingfltuxumOnnoyKoinot ".

   "Inflyatsiya" atamasi (lat. Inflyatsiya) shishiradi deb talqin qilinadi. Ikki tadqiqotchi A.Gut va P. Seinxardt bu modelni taklif qilishgan. Bu modelda olam evolyutsiyasi kvant vakuumining ulkan shishishi bilan kechadi: 10 -30 soniyalarda koinotning kattaligi 10 50 barobar oshadi. Inflyatsiya - bu adyabatik jarayon. Bu sovutish va zaif, elektromagnit va kuchli o'zaro ta'sirlar o'rtasidagi farqning paydo bo'lishi bilan bog'liq. Olam inflyatsiyasining o'xshashligini taxminan o'ta sovutilgan suyuqlikning to'satdan kristallanishi sifatida ko'rsatish mumkin. Dastlab inflyatsiya bosqichi Katta portlashdan keyin koinotning "qayta tug'ilishi" sifatida qaraldi. Hozirgi vaqtda inflyatsion modellar kontseptsiyadan foydalanadi vanflatonnaOthdalalar... Bu gipotetik maydon ("inflyatsiya" so'zidan), unda tasodifiy tebranishlar tufayli bu maydonning 10 -33 sm dan ortiq o'lchamdagi bir hil konfiguratsiyasi shakllangan.Undan kengayish va isinish sodir bo'ldi. biz yashayotgan koinotning.

   "Inflyatsion olam" modeliga asoslanib, olamdagi voqealarning tavsifi, Katta portlash modeliga asoslangan tavsifga to'liq mos keladi, 10-30 -soniyalarda kengayadi. Inflyatsiya bosqichi kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot koinotning faqat bir qismi ekanligini anglatadi. T. Ya. Dubnischevaning "Zamonaviy tabiatshunoslik kontseptsiyasi" darsligida "Inflyatsion olam" modeli bo'yicha quyidagi voqealar rivoji taklif etiladi:

   1) t - 10 - 4 5 b. Bu vaqtga kelib, koinotning kengayishi boshlanganidan keyin uning radiusi taxminan 10 -50 sm ni tashkil etdi.Bu hodisa zamonaviy fizika nuqtai nazaridan g'ayrioddiy. Undan oldin inflyatsiya maydonining kvant ta'siridan kelib chiqadigan hodisalar mavjud deb taxmin qilinadi. Bu vaqt "Plank davri" davridan kam - 10 - 4 3 s. Ammo bu 10 -50 s vaqt bilan hisob-kitoblarni amalga oshiradigan ushbu model tarafdorlarini bezovta qilmaydi;

   2) t - taxminan 10 -43 dan 10 -35 s gacha - "Buyuk birlashish" davri yoki jismoniy o'zaro ta'sirning barcha kuchlarini birlashtirish;

   3) t - taxminan 10 - 3 5 dan 10 -5 gacha - inflyatsiya bosqichining tez qismi,

   koinotning diametri 10 5 0 marta kattalashganda. Gap elektron-kvark muhitning paydo bo'lishi va shakllanishi haqida ketmoqda;

   4) t- taxminan 10 -5 dan 10 5 sekundgacha, kvarklar avval adronlar bilan chegaralanadi, so'ngra kelajakdagi atomlarning yadrolari hosil bo'ladi, undan keyin materiya hosil bo'ladi.

   Ushbu modeldan kelib chiqadiki, Olam kengayish boshlanganidan bir soniya o'tgach, materiyaning paydo bo'lishi, uning elektromagnit o'zaro ta'sir fotonlaridan ajralishi va proto-superklasterlar va protogalaktikalarning shakllanishi jarayoni sodir bo'ladi. Isitish bir-biri bilan o'zaro ta'sir qiladigan zarralar va antizarrachalarning paydo bo'lishi natijasida yuzaga keladi. Bu jarayon annigilyatsiya deb ataladi (lat. nihil - hech narsa yoki hech narsaga aylanish). Model mualliflarining fikricha, yo'q qilish bizning koinotimizni tashkil etuvchi oddiy zarrachalarning shakllanishiga nisbatan assimetrikdir. Shunday qilib, inflyatsion olam modelining asosiy g'oyasi - bu tushunchani kosmologiyadan chiqarib tashlash

   "Katta portlash" koinot evolyutsiyasidagi maxsus, g'ayrioddiy, istisno holat sifatida. Biroq, ushbu modelda bir xil darajada g'ayrioddiy holat paydo bo'ladi. Bu davlat NSnfigratsiya vanflaton maydoni. Bu modellarda koinotning yoshi 10-15 milliard yil deb baholanadi.

   "Inflyatsiya modeli" va "Katta portlash" modeli koinotning kuzatilgan bir hil bo'lmaganligini (materiyaning kondensatsiyasining zichligi) tushuntiradi. Xususan, koinot shishirilganda, kosmik bir jinsli to'qimalar materiya agregatlarining embrionlari sifatida paydo bo'lgan, keyinchalik ular galaktikalar va ularning klasterlarigacha kengaygan. Buni 1992 yilda qayd etilgan ma'lumotlar tasdiqlaydi. relikt nurlanish haroratining uning o'rtacha qiymati 2,7 K dan taxminan 0,00003 K ga og'ishi. Ikkala model ham relikt nurlanishiga nisbatan o'rtacha bir hil va izotropik bo'lgan issiq kengayib borayotgan Koinot haqida gapiradi. Ikkinchi holda, biz kuzatuvchidan hamma yo'nalishdagi kuzatiladigan olamning barcha qismlarida relikt nurlanishining deyarli bir xil qiymatini nazarda tutamiz.

   Katta portlash va inflyatsiyaga alternativalar mavjud

   Koinot ":" Statsionar olam "," Sovuq olam "modellari va

   "O'z-o'zidan izchil kosmologiya".

   Model"StatsionarOlam haqida ". Ushbu model 1948 yilda ishlab chiqilgan. U Olamning "kosmologik doimiyligi" tamoyiliga asoslangan edi: Koinotda nafaqat bitta ajratilgan joy bo'lmasligi kerak, balki vaqt o'tishi bilan bir daqiqa ham ajratilmasligi kerak. Ushbu model mualliflari G. Bondi, T. Gold va F. Xoyl bo'lib, ikkinchisi kosmologiya muammolari bo'yicha mashhur kitoblarning taniqli muallifidir. U o'z asarlaridan birida shunday yozgan:

   "Har bir bulut, galaktika, har bir yulduz, har bir atomning boshlanishi bor edi, lekin butun koinot emas, koinot uning qismlaridan ko'proqdir, garchi bu xulosa kutilmagan bo'lib tuyulishi mumkin." Bu model olamda "moddiy zichlikni" olamning siqilishiga to'sqinlik qiladigan doimiy darajada "saqlaydigan ichki manba-energiya zaxirasi mavjudligini nazarda tutadi. Masalan, F.Xoyl, agar har 10 million yilda bir chelak fazoda bitta atom paydo bo'lsa, u holda butun Olamdagi energiya, materiya va nurlanish zichligi doimiy bo'lishini ta'kidladi. Bu model kimyoviy elementlar, materiya va hokazolarning atomlari qanday paydo bo'lganini tushuntirmaydi.

   e) Relikt, fon nurlanishining kashf etilishi ushbu modelning nazariy asoslarini juda buzdi.

   Model« SovuqKoinotth». Model oltmishinchi yillarda taklif qilingan

   sovet astrofiziki J. Zel'dovich tomonidan o'tgan asrning yillari. Taqqoslash

   modelga muvofiq nurlanish zichligi va haroratining nazariy qiymatlari

   Radioastronomiya ma'lumotlari bilan "Katta portlash" Ya. Zel'dovichga gipotezani shakllantirishga imkon berdi, unga ko'ra koinotning dastlabki jismoniy holati neytrinolar aralashmasi bo'lgan sovuq proton-elektron gazi edi: har bir proton uchun bittadan bor. elektron va bitta neytrino. Koinot evolyutsiyasidagi dastlabki issiq holat haqidagi gipotezani tasdiqlovchi relikt nurlanishning topilishi Zeldovichni o'zining "Sovuq olam" modelidan voz kechishga olib keldi. Biroq, har xil turdagi zarrachalar soni va koinotdagi kimyoviy elementlarning ko'pligi o'rtasidagi bog'liqlikni hisoblash g'oyasi samarali bo'ldi. Xususan, koinotdagi energiya-materiyaning zichligi relikt nurlanish zichligiga to'g'ri kelishi aniqlandi.

   Model"Koinotvatom ". Bu model aslida bitta emas, balki koinot ko'pligini da'vo qiladi. “Koinot atomdagi” modeli A.Fridman bo‘yicha yopiq olam tushunchasiga asoslanadi. Yopiq dunyo - bu olamning tarkibiy qismlari orasidagi tortishish kuchlari ularning umumiy massasining energiyasiga teng bo'lgan maydoni. Bunday holda, bunday olamning tashqi o'lchamlari mikroskopik bo'lishi mumkin. Tashqi kuzatuvchi nuqtai nazaridan, bu mikroskopik ob'ekt bo'ladi, lekin bu olam ichidagi kuzatuvchi nuqtai nazaridan hamma narsa boshqacha ko'rinadi: ularning galaktikalari, yulduzlari va boshqalar. Bu ob'ektlar deyiladi freadmons. Akademik A.A.Markov Fridmonlarning cheksiz ko‘p bo‘lishi va ular to‘liq ochiq bo‘lishi, ya’ni o‘z dunyosiga kirish va boshqa olamlar bilan chiqish (aloqa) bo‘lishi mumkin, deb faraz qilgan. Ma'lum bo'lishicha, universitetlar to'plami yoki SSSR Fanlar akademiyasining muxbir a'zosi I.Shklovskiy o'z asarlaridan birida aytganidek, - Metaverse.

   Koinotlarning ko'pligi g'oyasini olamning inflyatsion modeli mualliflaridan biri A. Gut ifodalagan. Shishib borayotgan koinotda ona olamdan "anevrizmalar" (tibbiyotdan olingan atama, qon tomirlari devorlarining chiqishi degan ma'noni anglatadi) paydo bo'lishi mumkin. Bu muallifning fikricha, koinotning yaratilishi mutlaqo mumkin. Buning uchun siz 10 kg moddani siqib qo'yishingiz kerak

   elementar zarrachaning bir kvadrillion qismidan kichik hajmgacha.

   O'ZINI TESTLASH UCHUN SAVOLLAR

   1. Katta portlash modeli.

   2. E. Xabblning astronomik tadqiqotlari va ularning rivojlanishdagi o'rni

   zamonaviy kosmologiya.

   3. Relikt, fon nurlanishi.

   4. "Inflyatsion olam" modeli.