Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Космологиялық жақсы реттелу мәселесі
Cosmological fine tuning problem
Жазықтық мәселесі (сонымен қатар ескілік мәселесі деп те аталады) – ғаламның Үлкен жарылыс моделіндегі космологиялық жақсы реттелу мәселесі. Мұндай мәселелер ғаламның бастапқы шарттарының кейбіреуі өте "ерекше" мәндерге сай келетіні және осы мәндерден шағын ауытқулар қазіргі уақытта ғаламның сипаттамасына зор әсер ететіні байқалуынан туындайды. Жазықтық мәселесінде, жақсы реттелгендей көрінетін параметр – ғаламдағы материя мен энергияның тығыздығы. Бұл мән кеңістік-уақыттың қисықтығына әсер етеді, ал жазық ғалам үшін өте нақты сындық мән қажет. Қазіргі уақытта ғаламның тығыздығы осы сындық мәнге өте жақын екені байқалады. Жалпы тығыздықтың сындық мәннен кез келген ауытқуы космостық уақыт бойынша тез өседі, сондықтан ерте ғаламның тығыздығы сындық тығыздыққа одан да жақын болуы керек, одан 1062 немесе одан кем бөлікпен ауытқуы тиіс. Бұл космологтарды бастапқы тығыздықтың осы "ерекше" мәнге қалай дәл сай келгені туралы сұрақ қоюға мәжбүр етеді. Бұл мәселені алғаш рет 1969 жылы Роберт Дикке атап көрсеткен. Космологтар арасында ең көп қабылданған шешім – ғаламдық инфляция, яғни ғаламның Үлкен жарылыстан кейінгі алғашқы секундтардың үзілісінде өте жылдам кеңею кезеңінен өткендігі туралы идея. Монополь мәселесі мен көкжиек мәселесімен қатар, жазықтық мәселесі инфляциялық теорияның үш негізгі себебінің бірі болып табылады.
The flatness problem (also known as the oldness problem) is a cosmological fine tuning problem within the Big Bang model of the universe. Such problems arise from the observation that some of the initial conditions of the universe appear to be fine tuned to very 'special' values, and that small deviations from these values would have extreme effects on the appearance of the universe at the current time. In the case of the flatness problem, the parameter which appears fine tuned is the density of matter and energy in the universe. This value affects the curvature of space time, with a very specific critical value being required for a flat universe. The current density of the universe is observed to be very close to this critical value. Since any departure of the total density from the critical value would increase rapidly over cosmic time, the early universe must have had a density even closer to the critical density, departing from it by one part in 1062 or less. This leads cosmologists to question how the initial density came to be so closely fine tuned to this 'special' value. The problem was first mentioned by Robert Dicke in 1969. The most commonly accepted solution among cosmologists is cosmic inflation, the idea that the universe went through a brief period of extremely rapid expansion in the first fraction of a second after the Big Bang; along with the monopole problem and the horizon problem, the flatness problem is one of the three primary motivations for inflationary theory.
Пайдалануы
Бұл шағын мән – жазықтық проблемасының түйіні. Егер ғаламның бастапқы тығыздығы кез келген мәнді қабылдай алса, оның дәл осы сындық мәнге (критикалық мәнге) «нақты келгенін» табу өте таңғаларлық болар еді. Шындығында, ерте ғаламдағы Ω-ның 1-ден кез келген аз ғана ауытқуы миллиардтаған жылдар бойында кеңею кезінде күшейіп, қазіргі тығыздық сындық мәннен мүлдем алыс болуына әкелген болар еді. Тығыздық артық болған жағдайда, ғалам тым тығыз болып, кеңеюін тоқтатып, бірнеше жылдың ішінде не одан да аз уақытта «Үлкен құлауға» (барлық материя мен энергия өте тығыз күйге түсетін, Үлкен жарылыстың кері процесі) құлап кеткен болар еді; ал тығыздық жетіспесе, ол тым жылдам кеңейіп, тым сиреп, жақын арада босқа айналып, гравитация материяның құлауына және галактикалардың қалыптасуына жеткілікті күшті болмай, «үлкен мұздануға» алып келер еді. Екі жағдайда да ғаламда галактикалар, жұлдыздар, планеталар және тіршілік формалары сияқты күрделі құрылымдар болмас еді. Бұл Үлкен жарылыс моделіндегі мәселені алғаш рет Роберт Дикке 1969 жылы көрсеткен, және бұл тығыздықтың дәл осындай мәнді қабылдауының себебін іздеуге түрткі болды.
This tiny value is the crux of the flatness problem. If the initial density of the universe could take any value, it would seem extremely surprising to find it so 'finely tuned' to the critical value Indeed, a very small departure of Ω from 1 in the early universe would have been magnified during billions of years of expansion to create a current density very far from critical. In the case of an overdensity this would lead to a universe so dense it would cease expanding and collapse into a Big Crunch (an opposite to the Big Bang in which all matter and energy falls back into an extremely dense state) in a few years or less; in the case of an underdensity it would expand so quickly and become so sparse it would soon seem essentially empty, and gravity would not be strong enough by comparison to cause matter to collapse and form galaxies resulting in a big freeze. In either case the universe would contain no complex structures such as galaxies, stars, planets and any form of life. This problem with the Big Bang model was first pointed out by Robert Dicke in 1969, and it motivated a search for some reason the density should take such a specific value.
Проблеманың шешімі
Кейбір космологтар Диккемен келісіп, тегістілік мәселесінің тығыздық пен сынилыққа жақындығының түпкі себебін табу қажет екенін айтты. Бірақ, оған қарсы тұрып, ғаламның қандай да бір тығыздығы болуы заңды екенін, сондықтан оның сынилыққа жақын болуының маңызы жоқ екенін, ал нақты бір мәнге себеп іздеу "ғылымның құзырына кірмейді" деген пікірдегілер де болды.
Some cosmologists agreed with Dicke that the flatness problem was a serious one, in need of a fundamental reason for the closeness of the density to criticality. But there was also a school of thought which denied that there was a problem to solve, arguing instead that since the universe must have some density it may as well have one close to as far from it, and that speculating on a reason for any particular value was "beyond the domain of science".
Инфляциядан кейінгі кезең
Инфляциялық теория көп табысқа қол жеткізді деп есептелсе де және оны қолдайтын дәлелдер күшті болса да, ол барлық ғалымдар тарапынан қабылданбады: космологтар теорияда әлі де кемшіліктер бар екенін мойындайды және болашақ байқаулар оны жоққа шығаруы мүмкін екендігіне дайын. Атап айтқанда, инфляцияны тудыратын күш қандай болуы керек екеніне қатысты нақты мәліметтердің жоқтығына байланысты теорияның көптеген нұсқалары ұсынылды. Олардың көпшілігі параметрлерді немесе бастапқы шарттарды қамтиды, олардың өзі де нақты реттеуді, гравитацияны, осцилляциялық ғаламдағы бөлшектердің пайда болуын және проблеманың жоқ екенін дәлелдеу үшін Байес статистикалық тәсілін қажет етеді. Соңғы аргумент, мысалы, Evrard және Coles ұсынған, Ω шамасы 1-ге жақын болуының «мүмкін еместігі» идеясы, параметрдің ықтимал таралуы туралы негізсіз болжамдарға негізделгенін айтады. Осы жұмыстар жалғасып жатқанмен, инфляция әлі де жазықтық мәселесіне ең басым түсіндірме болып табылады. Атап айтқанда, Ω осы контекстеде қолайлы параметр емес деген пікірден басқа, жазықтық мәселесіне қарсы басқа да аргументтер келтірілді: егер ғалам болашақта құлап жатса, онда жазықтық мәселесі «болады», бірақ ғана қысқа мерзімге, сондықтан әдеттегі бақылаушы Ω шамасы 1-ден айтарлықтай өзгеше екенін өлшеуді күтпейді; оң космологиялық тұрақтымен мәңгілікке дейін кеңейетін ғалам үшін (шамамен) жазық ғаламға қол жеткізу үшін ғана емес, сонымен қатар одан аулақ болу үшін де нақты реттеу қажет.
Although inflationary theory is regarded as having had much success, and the evidence for it is compelling, it is not universally accepted: cosmologists recognize that there are still gaps in the theory and are open to the possibility that future observations will disprove it. In particular, in the absence of any firm evidence for what the field driving inflation should be, many different versions of the theory have been proposed. Many of these contain parameters or initial conditions which themselves require fine tuning and gravity, particle production in an oscillating universe, and use of a Bayesian statistical approach to argue that the problem is non existent. The latter argument, suggested for example by Evrard and Coles, maintains that the idea that Ω being close to 1 is 'unlikely' is based on assumptions about the likely distribution of the parameter which are not necessarily justified. Despite this ongoing work, inflation remains by far the dominant explanation for the flatness problem. In particular, in addition to the idea that Ω is not a suitable parameter in this context, other arguments against the flatness problem have been presented: if the universe collapses in the future, then the flatness problem "exists", but only for a relatively short time, so a typical observer would not expect to measure Ω appreciably different from 1; in the case of a universe which expands forever with a positive cosmological constant, fine tuning is needed not to achieve a (nearly) flat universe, but also to avoid it.
Эйнштейн-Картон теориясы
Жазықтық мәселесі Эйнштейн-Картан-Сциама-Киббл гравитациялық теориясымен табиғи түрде шешіледі, инфляциялық теорияда қажет болатын экзотикалық материя түріне мұқтаж болмайды. Бұл теория жалпы салыстырмалылықты аффиндік байланыстың симметрия шектеуін жойып, оның антисимметриялық бөлігі – бұрылыс тензорын динамикалық айнымалы ретінде қарастыру арқылы кеңейтеді. Оның бос параметрлері жоқ. Бұрылысты қосу материяның жалпы (орбиталық және ішкі) бұрыштық импульсінің гравитациялық өріс күшінде сақталу заңының дұрыс болуын қамтамасыз етеді. Дирактың бейсызық теңдеуін сақтайтын бұрылыс пен Дирак спинорлері арасындағы ең төменгі байланыс спин-спин өзара әрекеттесуін тудырады, бұл өте жоғары тығыздықтағы фермиондық материя үшін маңызды. Мұндай өзара әрекеттесу физикалық емес Ұлы Жарылыс сингулярлығын болдырмай, оны шекті ең төменгі масштаб фактормен алмастырады, ал оған дейін Әлем жиырылып келген. Ұлы серпілістен кейін бірден болған қарқынды кеңею қазіргі Әлемнің ірі масштабта жазық, біртекті және изотропты болып көрінуін түсіндіреді. Әлемнің тығыздығы төмендеген сайын, бұрылыс әсері әлсірейді және Әлем сәулелену доминанты дәуіріне бірте-бірте өтеді.
The flatness problem is naturally solved by the Einstein–Cartan–Sciama–Kibble theory of gravity, without an exotic form of matter required in inflationary theory. This theory extends general relativity by removing a constraint of the symmetry of the affine connection and regarding its antisymmetric part, the torsion tensor, as a dynamical variable. It has no free parameters. Including torsion gives the correct conservation law for the total (orbital plus intrinsic) angular momentum of matter in the presence of gravity. The minimal coupling between torsion and Dirac spinors obeying the nonlinear Dirac equation generates a spin spin interaction which is significant in fermionic matter at extremely high densities. Such an interaction averts the unphysical big bang singularity, replacing it with a bounce at a finite minimum scale factor, before which the Universe was contracting. The rapid expansion immediately after the big bounce explains why the present Universe at largest scales appears spatially flat, homogeneous and isotropic. As the density of the Universe decreases, the effects of torsion weaken and the Universe smoothly enters the radiation dominated era.