Koinotning tsiklik modeli: materiyaning degeneratsiyasi cheksiz sodir bo'ladi

2024 Muallif: Seth Attwood | [email protected]. Oxirgi o'zgartirilgan: 2023-12-16 16:19

2000-yillarning boshida Prinston universitetining ikki fizigi kosmologik modelni taklif qildi, unga ko'ra Katta portlash noyob hodisa emas, lekin fazoviy vaqt koinot tug'ilishidan ancha oldin mavjud bo'lgan.

Tsiklik modelda koinot cheksiz o'zini-o'zi ta'minlaydigan tsikldan o'tadi. 1930-yillarda Albert Eynshteyn koinot katta portlashlar va katta siqilishlarning cheksiz tsiklini boshdan kechirishi mumkinligi haqidagi g'oyani ilgari surdi. Bizning koinotimizning kengayishi oldingi koinotning qulashi natijasi bo'lishi mumkin. Ushbu model doirasida koinot o'zidan oldingi o'limdan qayta tug'ilgan deb aytishimiz mumkin. Agar shunday bo'lsa, demak, Katta portlash noyob narsa emas edi, bu cheksiz ko'p portlashlar orasida faqat bitta kichik portlashdir. Tsiklik nazariya, albatta, Katta portlash nazariyasini almashtirmaydi, aksincha, u boshqa savollarga javob berishga harakat qiladi: masalan, Katta portlashdan oldin nima sodir bo'ldi va nima uchun Katta portlash tez kengayish davriga olib keldi?

Koinotning yangi tsiklik modellaridan biri 2001 yilda Pol Shtaynxardt va Nil Turok tomonidan taklif qilingan. Shtaynxardt ushbu modelni o'zining "Olamlarning tsiklik modeli" deb nomlangan maqolasida tasvirlab berdi. Tarmoqlar nazariyasida membrana yoki "bran" bir qancha o'lchamlarda mavjud bo'lgan ob'ektdir. Steinhardt va Turokning fikriga ko'ra, biz ko'rib turgan uchta fazoviy o'lchov bu branlarga mos keladi. Ikki 3D brana parallel ravishda mavjud bo'lishi mumkin, ular qo'shimcha, yashirin o'lchov bilan ajratilgan. Bu branes - ularni metall plitalar deb hisoblash mumkin - bu qo'shimcha o'lcham bo'ylab harakatlanishi va bir-biri bilan to'qnashib, Katta portlashni va shuning uchun koinotlarni (biznikiga o'xshash) yaratishi mumkin. Ular to'qnashganda, hodisalar standart Katta portlash modeliga ko'ra rivojlanadi: issiq materiya va radiatsiya hosil bo'ladi, tez inflyatsiya sodir bo'ladi, keyin hamma narsa soviydi - va galaktikalar, yulduzlar va sayyoralar kabi tuzilmalar hosil bo'ladi. Biroq, Shtaynxardt va Turokning ta'kidlashicha, bu branlar o'rtasida har doim qandaydir o'zaro ta'sir mavjud bo'lib, ular o'zaro brane deb atashadi: u ularni bir-biriga tortadi va ularni yana to'qnashadi va keyingi Katta portlashni keltirib chiqaradi.

Shtaynxardt va Turok modeli shunga qaramay, Katta portlash modelining ba'zi taxminlariga qarshi chiqadi. Masalan, ularning fikricha, Katta portlash fazo va vaqtning boshlanishi emas, balki evolyutsiyaning oldingi bosqichidan o‘tish davri bo‘lgan. Agar biz Katta portlash modeli haqida gapiradigan bo'lsak, unda bu voqea fazo va vaqtning darhol boshlanishini belgilab qo'yganligini aytadi. Bundan tashqari, to'qnashuvning ushbu tsiklida Olamning keng ko'lamli tuzilishi siqilish bosqichi bilan aniqlanishi kerak: ya'ni bu ular to'qnashuvi va keyingi Katta portlash sodir bo'lishidan oldin sodir bo'ladi. Katta portlash nazariyasiga ko'ra, koinotning keng ko'lamli tuzilishi portlashdan ko'p o'tmay sodir bo'lgan tez kengayish (inflyatsiya) davri bilan belgilanadi. Bundan tashqari, Katta portlash modeli koinot qancha vaqt mavjud bo'lishini bashorat qilmaydi va Shtaynxardt modelida har bir tsiklning davomiyligi taxminan trillion yilni tashkil qiladi.

Koinotning tsiklik modelining yaxshi tomoni shundaki, u Katta portlash modelidan farqli o'laroq, kosmologik doimiy deb ataladigan narsani tushuntira oladi. Ushbu konstantaning kattaligi to'g'ridan-to'g'ri Olamning tezlashtirilgan kengayishi bilan bog'liq: u koinot nima uchun tez kengayayotganini tushuntiradi. Kuzatishlarga ko'ra, kosmologik konstantaning qiymati juda kichik. Yaqin vaqtgacha uning qiymati standart Katta portlash nazariyasi tomonidan bashorat qilinganidan 120 baravar kam ekanligiga ishonishgan. Kuzatish va nazariya o'rtasidagi bu farq uzoq vaqtdan beri zamonaviy kosmologiyaning eng katta muammolaridan biri bo'lib kelgan. Biroq, yaqinda koinotning kengayishi to'g'risida yangi ma'lumotlar olindi, unga ko'ra u ilgari o'ylanganidan tezroq kengaymoqda. Yangi kuzatishlar va allaqachon olingan ma'lumotlarni tasdiqlash (yoki rad etish) uchun kutish qoladi.

Stiven Vaynberg, 1979 yil Nobel mukofoti sovrindori, antropik printsip deb ataladigan printsipdan foydalangan holda modelni kuzatish va bashorat qilish o'rtasidagi farqni tushuntirishga harakat qiladi. Uning fikricha, kosmologik konstantaning qiymati tasodifiydir va Olamning turli qismlarida farqlanadi. Biz bu doimiyning kichik qiymatini kuzatadigan noyob hududda yashayotganimizga hayron bo'lmaslik kerak, chunki faqat shu qiymat bilan yulduzlar, sayyoralar va hayot rivojlanishi mumkin. Biroq, ba'zi fiziklar bu qiymatning kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning boshqa mintaqalarida boshqacha ekanligi to'g'risida dalillar yo'qligi sababli bu tushuntirishdan mamnun emaslar.

Shunga o'xshash model 1980-yillarda amerikalik fizik Larri Abbott tomonidan ishlab chiqilgan. Biroq, uning modelida kosmologik konstantaning past qiymatlarga qisqarishi shunchalik uzoq ediki, bunday davrda koinotdagi barcha moddalar kosmosda tarqalib, uni bo'sh qoldiradi. Shtaynhardt va Turokning olamning tsiklik modeliga ko‘ra, kosmologik doimiyning qiymatining juda kichik bo‘lishining sababi shundaki, u dastlab juda katta bo‘lgan, lekin vaqt o‘tishi bilan har bir yangi sikl bilan u kamayib boravergan. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, har bir katta portlash bilan Koinotdagi materiya va nurlanish miqdori "nolga" teng bo'ladi, lekin kosmologik doimiy emas. Ko'p tsikllar davomida uning qiymati tushib ketdi va bugungi kunda biz aynan shu qiymatni (5, 98 x 10-10 J / m3) kuzatamiz.

Intervyuda Nil Turok o'zining va Shtaynxardning tsiklik olam modeli haqida quyidagicha gapirdi:

Biz superstring nazariyasi va M-nazariyasi (bizning eng yaxshi kvant tortishish nazariyalarimiz) koinotning Katta portlashdan o'tishiga imkon beradigan mexanizmni taklif qildik. Ammo bizning taxminimiz to'liq mos keladimi yoki yo'qligini tushunish uchun qo'shimcha nazariy ish kerak.

Olimlar texnologiya rivojlanishi bilan bu nazariyani boshqalar qatori sinab ko‘rish imkoniyati paydo bo‘lishiga umid qilmoqda. Shunday qilib, standart kosmologik modelga (CDM) ko'ra, koinotni tortishish to'lqinlari bilan to'ldirgan Katta portlashdan ko'p o'tmay, inflyatsiya deb nomlanuvchi davr sodir bo'ldi. 2015 yilda tortishish to'lqini signali qayd etildi, uning shakli umumiy nisbiylik nazariyasining ikkita qora tuynukning birlashishi (GW150914) bashoratiga to'g'ri keldi. 2017-yilda fiziklar Kip Torn, Rayner Vayss va Barri Barish ushbu kashfiyot uchun Nobel mukofotiga sazovor bo‘lishdi. Keyinchalik, ikkita neytron yulduzining (GW170817) qo'shilishidan kelib chiqadigan tortishish to'lqinlari qayd etildi. Biroq, kosmik inflyatsiyaning tortishish to'lqinlari hali qayd etilmagan. Bundan tashqari, Shtaynxardt va Turok, agar ularning modeli to'g'ri bo'lsa, unda bunday tortishish to'lqinlari "aniqlash" uchun juda kichik bo'lishini ta'kidlashadi.