Физикалық космология

Физикалық космология — космологияның бір тармағы болып, ол космологиялық модельдерді зерттейді. Космологиялық модель, немесе жай космология, ғаламның Өлшемі алып құрылымы мен динамикасын сипаттайды және оның пайда болуы, құрылымы, эволюциясы және соңғы түпкі тағдыры туралы іргелі (fundamental) сұрақтарды зерттеуге мүмкіндік береді. Космология ғылым ретінде аспан денелері жердегімен бірдей физика заңдарына бағынады делінетін Коперниктік принципі мен алғаш физика заңдарын математикалық түсінікті еткен Ньютон механикасынан бастау алады. Физикалық космология қазіргі мағынада 1915 жылы Альберт Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы арқылы дамып, 1920 жылдардан бастап маңызды жаңалықтар ашылды: біріншіден, Эдвин Хаббл ғаламда Құс жолынан тыс көптеген алып галактикалар бар екенін анықтады; сосын Весто Слайфер (Vesto Slipher) және басқалар жасаған жұмыстары ғаламның кеңейіп жатқанын көрсетті. Осынау маңызды жетістіктер ғалам пайда болуы туралы ғылыми жорамал жасауға мүмкіндік берді және жетекші космологиялық модель ретінде Джордж Лемаитрдің (Georges Lemaître) Жойқын жарылыс теориясын (the Big Bang theory) жүйелеуге мүмкіндік берді. Кей зерттеушілер әлі де бірнеше альтернативті космологиялық моделді жақтайды, бірақ космологтардың көбі Жойқын жарылыс теориясы бақылау нәтижелерін ең жақсы түсіндіретіндігімен келіседі. 90-шы жылдардан бастап бақылау космологиясының дамуы, әсіресе ғарыш микротолқынды фонын, алыстағы ғаламатжұлдыздарды және галактиканың қызылға ығысуын зерттеуді қамтитын ірі жетістіктер космологияның стандартты моделін жетілдіруге серпін берді. Бұл стандартты модель ғаламның көп мөлшердегі қараңғы материя мен қараңғы энергияны қамтитынын айтады, тек олардың табиғаты әлі толық танылып болмады, бірақ модель көптеген әртүрлі бақылаулармен тамаша үйлесетін егжей-тегжейлі болжамдар жасады. Космология теориялық физика мен қолданбалы физикадағы әртүрлі зерттеу бағыттарының жетістіктеріне көбірек сүйенеді. Космологияға қатысты салаларға бөлшек физикасының эксперименттері мен теориясы, теориялық және бақылаушы астрофизика, жалпы салыстырмалылық теориясы, кванттық механика және плазма физикасы қатарлылар жатады. Пән тарихы Қазіргі заман космологиясы теория мен бақылауды қатар алып жүру арқылы дамыды. 1916 жылы Альберт Эйнштейн уақыт пен кеңістіктің геометриялық қасиеті ретінде гравитацияға бірыңғай (unified) сипаттама берген өзінің жалпы салыстырмалылық теориясын жариялады. Сол кезде Эйнштейн тынық ғаламға (static universe) сенген болатын, бірақ оның теорияның түпнұсқа тұжырымдамасы бұған жол бермейтінін байқады. Бұлай болатын себебі, бүкіл ғаламға таралған массалар гравитациядан тартылып, уақыт өте келе бір-біріне қарай жылжиды. Алайда, ол өз теңдеулері ғарыштық масштабтағы гравитацияға қарсы тұра алатын тұрақты термин енгізуге мүмкіндік беретінін түсінді. 1917 жылы Эйнштейн салыстырмалы космология (relativistic cosmology) туралы алғашқы жұмысын жариялады, мұнда ол тынық ғаламды өзінің өріс теңдеулері арқылы модельдеу үшін осы космология тұрақтысын қосты. Эйнштейн моделі тынық ғаламды сипаттайды; кеңістік шекті және шекарасыз (сфера беті секілді, оның аумағы шектеулі, бірақ шеттері жоқ). Бірақ бұл Эйнштейн моделі деп аталатын бұл модель кішігірім толқуларға тұрақсыз болатын, - ол ақыры кеңейе бастайды немесе тарая бастайды. Оның теңдеулері Фридман — Леметр — Робертсон — Уокер ғаламын сипаттайды, ол кеңеюі немесе тараюы мүмкін, және оның геометриясы ашық, тегіс немесе жабық болуы мүмкін. ның тарихы – гравитация толқыны Жойқын жарылыстан кейінгі жарықтан тез ғаламның кеңеюінен ұлғаяды деп болжанады]] 1910 жылдары Весто Слайфер (және кейінірек Карл Вильгельм Вирц) спираль тұмандықтарындағы қызылға ығысуды олардың жер шарынан алыстап бара жатқанын көрсететін Доплер эффекті деп түсіндірді. Алайда астрономиялық объектілердің қашықтығын анықтау қиын болды. * Бір әдіс, объектінің физикалық өлшемін оның бұрыштық өлшемімен салыстыру, бірақ бұл үшін физикалық өлшемі анықталған болуы керек. * Келесі бір әдіс, заттың жарқырауын өлшеп, оның өзіндік жарықтығын анықтау, сөйтіп қашықтықты кері квадрат заңы арқылы есептеуге болады. Осы әдістерді қолдану қиын болғандықтан, олар тұмандықтардың біздің Құс жолы галактикамыздан тысқары галактикалар екенін түсінбеді және космологиялық мәнді де жорамалдай алмады. 1927 жылы Бельгиялық Рим-католик діні қызметкері Жорж Леметр Фридман-Леметр-Робертсон-Уокер теңдеулерін дербес шығарды және спираль тұмандықтарының құлдырауы (recession) негізінде ғаламның "алғашқы атомның" "жарылысынан" басталғанын жорамалдады, - бұл кейінірек Жойқын жарылыс деп аталды. 1929 жылы Эдвин Хаббл Леметр теориясын өз байқауларымен дәлелдеу жасады. Хаббл Цефеид айнымалылары жұлдыздарының жарқырауын өлшеу арқылы олардың арақашықтығын анықтап, сол арқылы спиралды тұмандықтар Құс жолынан тысқары галактикалар екенін дәлелдеді. Ол галактиканың қызылға ығысуы мен оның арақашықтығы арасындағы байланысты ашты. Ол мұны галактикалардың жерден арақашықтығына пропорционалды жылдамдықпен әр бағытқа қарай алыстап жатқанының дәлелі ретінде түсіндірді. Бұл факт қазір Хаббл заңы деп аталады. Дегенмен цефеид айнымалыларының типтері ол кезде білгісіз болғандықтан, Хаббл алыстау жылдамдығы мен қашықтыққа қатысты сандық факторлардан он еседей ауытқу жасаған. Космологиялық қағида бойынша, Хаббл заңы ғаламның кеңеюін болжайды. Кеңеюге екі негізгі түсініктеме ұсынылды: * Оның бірі - Джордж Гамов жақтаған және дамытқан Леметрдің Жойқын жарылыс теориясы. * Келесі түсініктеме - Фред Хойлдың тұрақты күй моделі, онда галактикалар бір-бірінен алыстаған сайын жаңа зат пайда болады. Бұл моделде ғалам кез келген уақыт нүктесінде негізінен бірдей. Талай жылдар бойы бұл теорияларды қолдау біркелкі болмады. Алайда, бақылау дәлелдемелері ғаламның ыстық тығыз күйден дамығаны туралы идеяны растай бастады. Ғарыш микротолқынды фонының ашылуы 1965 жылы Үлкен Жарылыс моделіне үлкен қолдау көрсетті, Жойқын жарылыс моделін дамытатын балама көзқарас бойынша бұл ғаламның басталуы да, сингулярлық та жоқ, ғаламның жасы шексіз болады. Ғаламның энергиясы Сутегі және гелий секілді ең жеңіл химиялық элементтер жойқын жарылыс кезінде нуклеосинтез процесі арқылы қалыптасады. Жұлдыз нуклеосинтезі реакциясы тізбектерінде кіші атом ядролары ірі атом ядролары ішіне бірігіп, соңында ядролық байланба энергиясы ең жоғары темір және никель секілі тұрақты темір тобы элементтерін құрайды. Бұл процесстер кейінірек энергия шығаруын туғызып, Жойқын жарылыстан кейінгі жағдайлар пайда болады. Ядролық бөлшектердің мұндай реакциясы ғаламатжұлдыз секілді катаклизмдік айнымалы жұлдыздардың кенет энергия шығаруына әкеледі. Заттардың қара құрдымдарға гравитациялық жемірілуі (Gravitational collapse) негізінен галактикалардың ядролық өңірлерінде байқалатын энергетикалық процестерді түгел қоздырып, квазарлар мен белсенді галактикаларды қалыптастырады. Космологтардың дәстүрлі энергия түрлерін қолданып, ғаламның барлық құбылыстарын, мысалы, ғалам кеңеюінің жеделдеуіне қатысты құбылыстарды түсіндіре алуы мүмкін емес. Оның орынына космологтар қараңғы энергия деп аталатын барлық кеңістікке таралған энергияның жаңа түрін ортаға қойды. Бір гипотеза бойынша, қараңғы энергия дегеніміз анықсыздық қағидасы (uncertainty principle) бойынша өмір сүретін Виртуалды бөлшекпен байланысты бос кеңістіктің құрамдас бөлігі. Ғалам тарихы Қозғалыс теңдеуі Космологиядағы бөлшек физикасы Жойқын жарылыстың уақыт желісі Қатысты тақырыптар Ең алғашқы әлем Жойқын жарылыс теориясы Жойқын жарылыс теориясының стандартты моделі Ғарыш микротолқынды фоны Алып шамадағы құрылымның қалыптасуы мен эволюциясы Қараңғы материя Қараңғы энергия Гравитация толқыны Басқа зерттеу аймақтары Тағы да қара Дереккөздер