Кіріспе

Ғаламның түпкі тағдырына қатысты теориялық сценарий

Үлкен сығу – ғаламның түпкі тағдырына қатысты болжамдық сценарий, онда ғаламның кеңеюі ақырында кері қайта басталып, ғалам қайтадан құлайды, нәтижесінде ғаламдық масштаб факторы нөлге жетеді. Бұл оқиға ықтимал түрде келесі Үлкен жарылыстан басталатын ғаламның жаңаруына әкелуі мүмкін. Көптеген деректер бұл гипотезаның дұрыс еместігін көрсетеді. Астрономиялық байқаулар ғаламның кеңеюі гравитацияның әсерінен баяулаған емес, керісінше, жылдамдап бара жатқанын көрсетіп, Ұлы суыну ықтималдығы жоғары екенін ұсынады. Дегенмен, кейбір физиктер "Үлкен сығу" стиліндегі оқиғаның қара энергияның құбылуынан туындауы мүмкін деген пікірді айтады. Теория 1922 жылы орыс физигі Александр Фридман ғаламның соңы оның тығыздығына байланысты екенін көрсететін теңдеулер жиынтығын жасаған кезден басталады. Ғалам тұрақты қалудың орнына кеңейе де, қысқара да болуы мүмкін. Материя жеткілікті болса, гравитация ғаламның кеңеюін тоқтатып, тіпті кері қайтаруы мүмкін. Бұл кері қайтару нәтижесінде ғалам өзіне-өзі құлап, қара тесікке ұқсас болады. Үлкен сығудың соңы жұлдыздар мен жоғары энергиялы бөлшектерден шыққан сәулеленуге толы болады. Бұл сәулелену жиынтықталып, энергиясы жоғарылағанда, жұлдыздар соқтығысқанға дейін олардың бетін тұтандыруға жеткілікті күшті болады. Соңғы сәттерде ғалам шексіз температуралы бір үлкен от шарболағына айналады, ал абсолютті соңында уақыт пен кеңістік те жоғалады.

Шолу

Үлкен жарылыс сценарийі бүкіл ғаламдағы материяның тығыздығы гравитациялық тартылыс күшінің, Үлкен жарылыстан басталган кеңеюді жеңіп шығатынын болжайды. FLRW космологиясы орташа энергия тығыздығы, Хаббл параметрі және космологиялық тұрақтыға сүйене отырып, кеңеюдің ақырында тоқтауы мүмкін емегін анықтауға мүмкіндік береді. Егер кеңею тоқтаса, онда қысқару сөзсіз басталады, уақыт өте келе жылдамдап, ғаламды гравитациялық құлдырау арқылы аяқтайды, осылайша ғалам қара тесікке айналады. 1990 жылдардың соңы мен 2000 жылдардың басында алынған эксперименталдық дәлелдер (атап айтқанда, алыс суперновалардың стандартты шамдар ретінде байқалуы; және ғарыштық микротолқындық фонның толыққанды картаға түсірілуі) ғаламның кеңеюі гравитация күшімен баяуламай, керісінше, жылдамдатылатыны деген қорытындыға әкелді. Физика саласындағы 2011 жылғы Нобель сыйлығы осы жаңалыққа үлес қосқан зерттеушілерге табысталды. Бұл Үлкен жарылысқа дейінгі прототеория саналады. Дегенмен, қазір жұлдыздардың қозғалатыны және тұрақты емес екені мәлім.

Эйнштейннің космологиялық тұрақтысы

Альберт Эйнштейн ғаламның мүлдем өзгермейтін моделін жақтады. Ол 1917 жылы голланд астрономы Виллем де Ситтермен бірлесіп, жалпы салыстырмалылық теориясының тұрақты модельмен жұмыс істейтінін көрсетуге көмектесті; Виллем оның теңдеулері өте қарапайым ғаламды сипаттай алатынын көрсетті. Бастапқыда ешқандай мәселелерге тап болмаған ғалымдар бұл модельді ғаламды сипаттау үшін бейімдеді. Дегенмен, олар Бентли парадоксының басқа бір түрімен кездесті. Жалпы салыстырмалылық теориясы ғаламды тынышсыз, оның алдындағы мәліметтерге қайшы сипаттады. Эйнштейн тұрақты ғаламның болуы үшін – сол кезде байқалғандай – ғаламды жиырылатын тартылыс күшіне қарсы тұру үшін антигравитация қажет екенін түсінді, яғни салыстырмалылық теориясының теңдеулерін бұзатын қосымша күш қажет болды. Соңында, антигравитация күшінің атауы – космологиялық тұрақты – салыстырмалылық теориясына қосылды.

Хаббл заңының ашылуы

Эдвин Хаббл Вильсон тауы обсерваториясында жұмыс істеп, галактикалардың қашықтығын өлшеді және Весто Сильфер мен Милтон Хумасонның осы галактикаларға қатысты қызыл жылжу өлшемдерімен салыстырды. Ол объектінің қызыл жылуы мен оның қашықтығы арасындағы шамамен пропорционалдықты анықтады. Хаббл 46 галактика бойынша тренд сызығын жасады, зерттеулер жүргізіп Хаббл тұрақтысын есептеді, оны 500 км/с/Мпк деп тапты, бұл қазіргі күні қабылданған мәннен жеті есеге жуық, бірақ ғаламның кеңейіп жатқанына және тұрақты емес екеніне дәлел болды.

Космологиялық тұрақтыдан бас тарту

Хабблдің ашылуын жариялағаннан кейін Эйнштейн космологиялық тұрақтыдан толығымен бас тартты. Ең қарапайым түрінде, оның теңдеулері ғаламның кеңейіп немесе қысылып жатқан моделін жасады. Бұл байқалғандарға қайшы болғандықтан, космологиялық тұрақты енгізілді. Ғаламның кеңейіп жатқаны расталған соң, Эйнштейн ғаламның тұрақты екендігі туралы болжамын өзінің "ең ірі қатесі" деп атады. 1931 жылы Эйнштейн Хабблді аралап, "қазіргі космологияның негізін қалағаны" үшін алғыс айтты. Осы ашылудан кейін Эйнштейн мен Ньютонның қысылатын, бірақ тұрақты ғалам туралы модельдері, кеңейіп жатқан ғаламның моделіне ауыстырылды.

Циклдік ғаламдар

"Биг-боунс" деп аталатын теория Ғаламның бастапқы күйіне дейін құлауы және содан кейін тағы бір Үлкен жарылыстың басталуы мүмкін екенін ұсынады. Осылайша, Ғалам мәңгілікке дейін өмір сүре алады, бірақ кеңею (Үлкен жарылыс) және жиырылу (Үлкен түйісу) фазаларынан өтеді. Бұл Ғаламда үнемі қайталанып тұратын Үлкен жарылыстар мен Үлкен түйісулер болуы мүмкін дегенді білдіреді. Циклдік Ғаламдарды Альберт Эйнштейн 1931 жылы қысқаша қарастырған. Ол Үлкен жарылыстан бұрын Ғаламның болғанын, ол Үлкен түйісумен аяқталып, нәтижесінде Үлкен жарылыстың туындағанын болжаған. Біздің Ғалам кеңею мен жиырылу циклында болуы мүмкін, және бұл цикл шексіз жалғасуы мүмкін.

Эпиротикалық модель

Циклдік ғаламдар туралы тағы да заманауи теориялар бар. Пол Стейнхардт жасаған Экпиротикалық теория бойынша, Үлкен жарылыс жоғары өлшемді кеңістікте соқтығысқан, брандар деп аталатын екі параллель орбиталық жазықтықтың нәтижесі болуы мүмкін. Төрт өлшемді ғалам брандардың бірінде орналасқан. Бұл соқтығысу Үлкен Краншқа, содан кейін Үлкен жарылысқа сәйкес келеді. Бізді қоршап тұрған материя мен радиация – брандарға дейінгі кванттық флуктуациялар. Бірнеше миллиард жыл өткен соң, ғалам қазіргі күйіне жетті және тағы бірнеше миллиард жылдан кейін жиырыла бастайды. Қара энергия – брандар арасындағы күш, ол бұрынғы теориялардағы жазықтық және монополь сияқты проблемаларды шешуге мүмкіндік береді. Циклдар өткенге және болашаққа шексіз созылуы мүмкін, ал аттрактор ғаламның толық тарихын қамтамасыз етеді. Бұл энтропияның артуынан ғаламның жылу өліміне ұшырауының бұрынғы моделіндегі мәселені шешеді. Жаңа модель әр циклдан кейін жалпы кеңею арқасында энтропияның артуын тоқтатып, осы жағдайдан қашып құтылуға мүмкіндік береді. Дегенмен, бұл модельде әлі де кейбір кемшіліктер бар. Теорияның негізі – брандар, әлі толыққанды түсініксіз, және үлкен сызаттанудан масштабты инвариант спектрінің жойылу мүмкіндігі бар. Экпиротикалық модельдегі брандардың соқтығысуы немесе олардың көтерілуі үшін қажетті күштердің жалпы сипаты, сондай-ақ ғарыштық инфляция вакуумдық флуктуациялар үшін қажет. Бөлшек физикасынан кандидат табылмады.

Конформальды циклдік космология (CCC) моделі

Физик Роджер Пенроуз жалпы салыстырмалылық теориясына негізделген конформдық циклдік космология деп аталатын теорияны ұсынды, онда барлық материя ыдырап, жарыққа айналғанға дейін ғалам кеңейе береді. Ғаламдағы ешбір нәрсеге уақыт немесе қашықтық өлшемі байланысты болмағандықтан, ол Үлкен жарылыспен сәйкес келеді (соның салдарынан Үлкен қысылу келесі Үлкен жарылысқа айналады, осылайша келесі цикл басталады). Пенроуз бен Гурзадян конформдық циклдік космологияның іздерін ғарыштық микротолқындық фоннан табуға болатынын болжады; 2020 жылға дейін олар анықталған жоқ. Бұл теорияда да кейбір кемшіліктер бар, сыншылар шексіз үлкен ғаламды шексіз кішкентай ғаламмен үйлестіру үшін ғалам ескіргенде барлық бөлшектер массасын жоғалтуы керек екенін көрсетті. Дегенмен, Пенроуз ККК-ның дәлелін ғарыштық микротолқындық фонда біртекті температурасы бар шеңберлер түрінде ұсынды, бұл шеңберлер біздің эонның – қазіргі ғалам циклының – іздері болар деген идеяны ұсынады, олар бұрынғы эоннан соқтығысқан қара тесіктердің тудырған сфералық гравитациялық толқындарынан пайда болған.

Лүпістік кванттық космология (LQC)

Лүпі кванттық космология – кеңісіп жатқан және жиырылатын ғаламдар арасындағы "кванттық көпір" ұсынылатын ғаламның моделі. Бұл модельде кванттық геометрия кеңістік-уақыт қисығының төмен деңгейінде елеусіз, бірақ Планк режимінде өте жылдам өсіп, классикалық гравитацияны басып, жалпы салыстырмалылық теориясының сингулярлықтарын шешетін жаңа күш жасайды. Сингулярлықтар шешілгеннен кейін космологияның тұжырымдық парадигмасы өзгереді, бұл стандартты мәселелерге – мысалы, горизонт мәселесіне – жаңа көзқараспен қайта қарауға итермелейді. Осы модель бойынша, кванттық геометрияға байланысты, Ұлы жарылыс Ұлы серпіліспен алмастырылады, ешқандай алдын ала болжамдар мен нақтылап бейімдеулер қажет емес. Эффективті динамика тәсілі лүпі кванттық космологияда Планк шкаласындағы физиканы және ғаламның басталуын сипаттау үшін кеңінен қолданылады. Сандық модельдеулер эффективті динамиканың дұрыстығын растады, ол толық лүпі кванттық динамиканың жақсы жуықтамасын ұсынады. Күйде кванттық ауытқулардың кейінгі уақытта өте үлкен болған жағдайларда, яғни олар жалпы салыстырмалылық теориясы сипаттағандай макроскопиялық ғаламдарға әкелмейтіні, бірақ эффективті динамика серпіліс нүктесіне жақын және кейінгі ғаламда кванттық динамикадан ауытқатыны көрсетілді. Мұндай жағдайда эффективті динамика серпілістегі тығыздықты шамадан тыс бағалайды, бірақ ол сапалық ерекшеліктерді өте жақсы қамти алады.

Физикалық теориялардан эмпирикалық сценарийлер

Егер скалярлық өріспен қозғалатын квинтессенция түрі біртекті түрде азаятын потенциал нөлден жеткілікті төмен түсіп, қараңғы энергияның (негізгі) түсіндірмесі және қазіргі деректер (әсіресе қараңғы энергияға қатысты бақылау шектеулері) дұрыс болса, ғаламның үдемелі кеңеюі келесі 100 миллион жылдың ішінде жиырылуға айналуы мүмкін. Андрей Ижас Штайнхардттың зерттеуіне сәйкес, бұл сценарий "табиғи түрде циклдық космологиямен және кванттық гравитация туралы жаңағы болжамдармен үйлеседі". Зерттеу көрсеткендей, баяу жиырылу фазасы "ғалам жаңа кеңею фазасына өтуден бұрын шамамен 1 миллиард жылға созылады".

Әсерлер

Пол Дэвис Ұлы Кранш қазіргі уақыттан шамамен 100 миллиард жыл өткен соң болатын сценарийді қарастырды. Оның моделі бойынша, жиырылатын ғалам кеңейіп жатқан кезеңнің кері бағытында дамиды. Бірінші кезекте галактикалар шоғыры, содан кейін галактикалар бірігіп, ал космостық микротолқындық фонның (CMB) температурасы CMB фотондарының көккөк түске қарай ығысуымен бірге көтеріле бастайды. Жұлдыздар бір-біріне сонша жақын келеді де, соқтығыса бастайды. CMB, M типіндегі жұлдыздардан қызған соң (Дэвис моделі бойынша Ұлы Краншқа шамамен 500 000 жыл қалғанда), олар енді өздерінің жылуын сәулелендіре алмайды және буға айналғанға дейін қыздырылып, ыдырай бастайды; бұл процесс О типіндегі жұлдыздар Ұлы Краншқа шамамен 100 000 жыл қалғанда қайнағанға дейін, ыстыққа төзімді жұлдыздар үшін жалғасады. Соңғы минуттарда ғаламның температурасы тым жоғары болады, нәтижесінде атомдар мен атом ядролары ыдырайды және бірігіп жатқан қара тесіктерге жұтылады. Ұлы Кранш сәтінде ғаламдағы барлық материя Ұлы Жарылысқа ұқсас, шексіз ыстық және шексіз тығыз сингулярлыққа айналады. Ұлы Кранштан кейін тағы бір Ұлы Жарылыс болуы мүмкін, соның нәтижесінде жаңа ғалам пайда болады. Бұл термин кейде ғылыми әдебиеттерде қолданылады, мысалы (gNAB giB түрінде) "Physics I For Dummies" кітабында және Ұлы Кранш тақырыбындағы жазбаларда.