ფიზიკური კოსმოლოგია

ფიზიკური კოსმოლოგია (ბერძ. κοσμολογία – სამყაროს ვსწავლობ) — ასტროფიზიკის განშტოებაა და შეისწავლის კოსმოსის სტრუქტურას, ცდილობს პასუხი გასცეს ისეთ ფუნდამენტულ შეკითხვებს, როგორიცაა სამყაროს შექმნა და ევოლუცია. კოსმოლოგია ჩართულია კოსმიურ სხეულთა მოძრაობისა და პირველადი საწყისის შესწავლაში. ადამიანთა განვითარების ისტორიის დიდი ნაწილის მანძილზე ეს საკითხი მეტაფიზიკის საგანი იყო. კოსმოლოგიას, როგორც მეცნიერებას, დასაბამი მისცა კოპერნიკის პრინციპმა, რომლის მიხედვით ციური სხეულები დედამიწისთვის იდენტურ ფიზიკურ კანონებს ემორჩილებიან, და ნიუტონის მექანიკამ, რომელმაც საშუალება მისცა ადამიანებს გარკვეულიყვნენ ამ სხეულთა მოძრაობის კანონზომიერებებში. ფიზიკური კოსმოლოგია, დღევანდელი გაგებით, დაიწყო XX საკუნეში ალბერტ აინშტაინის ფარდობითობის თეორიისა და უკიდურესად შორეულ ობიექტებზე გაუმჯობესებული ასტრონომიული დაკვირვების მეთოდების განვითარებასთან ერთად. წარმოდგენები გარე სამყაროს აგებულების შესახებ კაცობრიობის კულტურის განუყოფელ ნაწილს წარმოადგენენ. ეს წარმოდგენები ყოველი ეპოქის ცოდნის დონესა და ბუნების შესწავლის გამოცდილებას ასახავდნენ. ადამიანის მიერ შეცნობილი სამყაროს სივრცულ – დროითი მასშტაბების ზრდასთან ერთად კოსმოლოგიური წარმოდგენები განიცდიდნენ ცვლილებებს. მათემატიკური დასაბუთების მქონე პირველ კოსმოლოგიურ მოდელს კლავდიუს პტოლემეოსის გეოცენტრული სისტემა წარმოადგენდა. ეს სისტემა მეცნიერებაში დაახლოებით ათას ხუთასი წლის განმავლობაში ბატონობდა. შემდგომ, XVI საუკუნეში, მას კოპერნიკის გელიოცენტრული სისტემა ჩაენაცვლა. ტელესკოპების გამოგონებამ და სრულყოფამ შეცნობილი სამყაროს მასშტაბების არნახული ზრდა გამოიწვია. დაბოლოს, XX საუკუნის დასაწყისში ადამიანმა სამყარო მეტაგალაქტიკად, ანუ გალაქტიკების ერთობლიობად მოიაზრა. კოსმოლოგიური მოდელების ამ ისტორიული ჯაჭვის განხილვა ცხადყოფს, რომ სამყაროს ყოველი სისტემა იმხანად საკმარისად კარგად შესწავლილ ციურ სხეულთა უდისესი სისტემის მოდელს წარმოადგენდა. ასე, მაგალითად, პტოლემეოსის სისტემა სწორედ ასახავდა დედამიწის და მთვარის ერთობლიობას, კოპერნიკის სისტემა მზის სისტემის მოდელი იყო, ხოლო უილიამ ჰერშელის იდეები გალაქტიკის აგებულების ზოგიერთ თვისებას ასახავდნენ. თუმცა, თავის დროზე, ყოველ სისტემას მთელი სამყაროს აგებულების აღწერის პრეტენზია ჰქონდა. კოსმოლოგიის განვითარების ეს მდგრადი ტენდენცია დაიმზირება XX საუკუნის კოსმოლოგიაშიც. ჯერ კიდევ XIX საუკუნეში გაირკვა, რომ ნიუტონის მიზიდულობის კანონი და კლასიკური ფიზიკა ადეკვატურად ვერ აღწერენ მატერიის უსასრულო განაწილებას სივრცეში. მათი გამოყენების მცდელობას პარადოქსების მთელი წყება მოჰყვა (იხ. გრავიტაციული პარადოქსი, ფოტომეტრული პარადოქსი, სამყაროს „სითბური სიკვდილი“). თანამედროვე კოსმოლოგია ჩაისახა XX საუკუნის დასაწყისში, მას შემდეგ, რაც აინშტაინმა ფარდობითობის ზოგადი თეორია შექმნა. მიზიდულობის ახალ თეორიაზე დაფუძნებული პირველი კოსმოლოგიური მოდელი (რელატივისტული მოდელი) 1917 წელს შეიქმნა. მისი ავტორი თავად აინშტაინი იყო. ეს მოდელი სტატიკურ სამყაროს აღწერდა, და ეწინააღმდეგებოდა ასტროფიზიკურ დაკვირვებებს. 1922 - 1924 წწ. ფრიდმანმა ამოხსნა ფარდობითობის ზოგადი თეორიის განტოლებები ერთგვაროვანი და იზოტროპული სამყაროსთვის (ეს ისეთი სამყაროა, რომელშიც ნივთიერება სივრცეში საშუალოდ თანაბრადაა განაწილებული, ხოლო სივრცის ყველა მიმართულება ეკვივალენტურია). ზოგად შემთხვევაში, ამონახსნები არასტაციონარულ სამყაროს შეესაბამებიან, აღწერენ სამყაროს გაფართოებას ან შეკუმშვას. 1929 წელს ედუინ ჰაბლი მრავალწლიანი ასტროფიზიკური დაკვირვებების შედეგად, სამყაროს გაფართოება აღმოაჩინა. ფრიდმანის მოდელები კოსმოლოგიის მომდევნო განვითარების ქვაკუთხედს წარმოადგენენ. ეს მოდელები სამყაროში მასათა მოძრაობის მექანიკურ სურათს და სამყაროს გლობალურ სურათს აღწერენ. ძველი კოსმოლოგია ცდილობდა სამყაროს მოჩვენებითი სტაციონარობის ახსნას; ფრიდმანის ევოლუციური მოდელები სამყაროს დღევანდელ მდგომარეობას მის ისტორიასთან აკავშირებდნენ. XX საუკუნის 40-იანი წლებიდან კოსმოლოგია სამყაროს გაფართოების სხვადასხვა ეტაპებზე მიმდინარე პროცესეით დაინტერესდა. 1948 წელს გამოვმა ცხელი სამყაროსმოდელი შექმნა. ამ თეორიის თანახმად, გაფართოების დასაწყისში ნივთიერება უზარმაზარი ტემპერატურით ხასიათდებოდა. ამავე დროს შემუშავებულ იქნა ასტრონომიული დაკვირვებების პრინციპულად ახალი მეთოდები – შეიქმნა რადიოასტრონომია, რენტგენული ასტრონომია, გამა – ასტრონომია. ახალი შესაძლებლობები ოპტიკურ ასტრონომიასაც გაუჩნდა. 1965 წელს პენზიასმა და უილსონმა რელიქტური გამოსხივება აღმოაჩინეს. ამ გაცივებულ ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებას სამყაროს გაფართოების საწყის ეტაპებზე ძალიან მაღალი ტემპერატურა ჰქონდა. ამ აღმოჩენამ გამოვის თეორიის ჭეშმარიტება ცხადყო.თანამედროვე კოსმოლოგია ინტენსიურად იკვლევს კოსმოლოგიური გაფართოების დასაწყისის პრობლემას. გაფართოების დასაწყისში მატერიის სიმკვრივე წარმოუდგენლად დიდი იყო, ხოლო ნაწილაკების ენერგია ძალზედ მაღალი. აქ კოსმოლოგია აქტიურად „თანამშრომლობს“ ელემენტარული ნაწილაკების ფიზიკასთან, ვინაიდან მხოლოდ უკანასკნელს ძალუძს ნივთიერების ასეთი ექსტრემალური მდგომარეობის აღწერა. კოსმოლოგიის მეორე, არანაკლებ მნიშვნელოვან, პრობლემას სამყაროს არსებული სტრუქტურის წარმოშობა წარმოადგენს. ასტროფიზიკური დაკვირვებები ადასტურებენ, რომ დიდ მასშტაბებში (სივრცის იმ უბნებში, რომელთა ზომა ასეულობით მეგაპარსეკს აღემატება (იხ. პარსეკი)) მატერიის განაწილება სამყაროში ერთგვაროვანია, ხოლო სივრცის ყველა მიმართულება ეკვივალენტურია. ამ ფაქტებზე დაფუძნებულ ფრიდმანისეულ მოდელებში მატერია განიხილება როგორც უწყვეტი გარემო, რომელიც თანაბრად ავსებს მთელ სივრცეს, და დროის ყოველ მომენტში სიმკვრივის და წნევის გარკვეული მნიშვნელობებით ხასიათდება. ამ გარემოს მოძრაობის გასაანალიზებლად თანმხლებ ათვლის სისტემასიყენებენ. ამ სისტემაში ნივთიერება უძრავია, ნივთიერების დეფორმაციას ათვლის სისტემის დეფორმაცია ასახავს, ასე რომ ამოცანა ათვლის სისტემის დეფორმაციის აღწერაზე დაიყვანება. თანმხლები ათვლის სისტემის სამგანზომილებიან სივრცეს თანმხლები სივრცე ვუწოდოთ. ერთგვაროვანი და იზოტროპული სივრცის შემთხვევაში სიგრძის ელემენტის კვადრატი შემდეგი ფორმულით გამოისახება: d l 2 = R 2 ( d x 2 + d y 2 + d z 2 ) 1 + k ( x 2 + y 2 + z 2 ) 4 {\displaystyle dl^{2}=R^{2}{\frac {(dx^{2}+dy^{2}+dz^{2})}{1+{\frac {k(x^{2}+y^{2}+z^{2})}{4}}}}} რაც ეხება ოთხგანზომილებიან ინტერვალს, მას შემდეგი სახე აქვს: d s 2 = c 2 d t 2 − d l 2 {\displaystyle ds^{2}=c^{2}dt^{2}-dl^{2}} აქ t დროა, x, y, z - უგანზომილებო სივრცითი კოორდინატებია,R - სივრცის სიმრუდის რადიუსი, c - სინათლის სიჩქარე, k = -1 (სივრცეს აქვს უარყოფითი სიმრუდე), 0 (ევკლიდური სივრცე), 1 (დადებითი სიმრუდე). დროის მიხედვით R - ის ცვლილება თანხლები ათვლის სისტემის, და მაშასადამე, ნივთიერების გაფართოებას ან შეკუმშვას აღწერს. ათვლის სისტემის დეფორმაციის ამოცანის ამოსახსნელად საჭიროა ერთადერთი R (t) ფუნქციის პოვნა, რომელიც მოცემულ შემთხვევაში ფარდობითობის ზოგადი თეორიის შემდეგ ორ განტოლებას აკმაყოფილებს: R t ″ R = − 4 π G ( ρ + 3 P c 2 ) 3 + λ c 2 3 {\displaystyle {\frac {R_{t}^{''}}{R}}=-{\frac {4\pi G(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}})}{3}}+{\frac {\lambda c^{2}}{3}}} (1) 1 2 ( R t ′ R ) 2 − 4 π G ρ 3 = − k c 2 2 R 2 + λ c 2 3 {\displaystyle {\frac {1}{2}}\left({\frac {R_{t}^{'}}{R}}\right)^{2}-{\frac {4\pi G\rho }{3}}=-{\frac {kc^{2}}{2R^{2}}}+{\frac {\lambda c^{2}}{3}}} (2) აქ შტრიხები R – ის თავზე და t ინდექსი აღნიშნავენ გაწარმოებას დროის მიხედვით ორჯერ და ერთხელ შესაბამისად.λ კოსმოლოგიური მუდმივაა, რომელიც ვაკუუმის გრავიტაციას აღწერს. R t ′ R ) {\displaystyle {\frac {R_{t}^{'}}{R}})} სიდიდე ათვლის სისტემაში წრფივი მასშტაბების ფარდობითი ცვლილების სიჩქარეს განსაზღვრავს; ეს სიდიდე H {\displaystyle H} ასოთი აღინიშნება, მას ჰაბლის მუდმივა ეწოდება. (1)და(2) განტოლებებიდან შემდეგი თანაფარდობა გამომდინარეობს: P t ′ + 3 R t ′ ( ρ + P c 2 ) R = 0 {\displaystyle P_{t}^{'}+{\frac {3R_{t}^{'}(\rho +{\frac {P}{c^{2}}})}{R}}=0} (3) ეს განტოლება გრავიტაციის გამო სამყაროს გაფართოების ტემპის შენელებას აღწერს. მასში გათვალისწინებულია, რომ მიზიდულობა ნივთიერების წნევითაც იქმნება. ვინაიდან ერთგვაროვან სამყაროში წნევის გრადიენტი არ არსებობს, ადგილი არ აქვს ჰიდროდინამიკულ ძალებს, რომლებიც წნევათა სხვაობითაა გამოწვეული და რომლებიც ნივთიერების მოძრაობაზე გავლენას ახდენენ. წნევა მხოლოდ მიზიდვაში ვლინდება. (1) და (2) განტოლებათა ამოსახსნელად უნდა ვიცოდეთ კავშირი წნევასა და სიმკვრივეს შორის (ნივთიერების მდგომარეობის განტოლება). სამყაროს ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპებზე ეს დამოკიდებულება სხვადასხვაა.თანამედროვე სამყაროში კოსმოლოგიური მუდმივა λ = 0, ან იმდენად მცირეა, რომ (3) და (4) განტოლებებში ის შეიძლება უგულებელვყოთ. ჰაბლის კანონი ფოტონი Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction. Oxford and New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-852957-0.  Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book. Dodelson, Scott (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN 0-12-219141-2.  An introductory text, released slightly before the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe results. Kutner, Marc (2003). Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press. ISBN 0-521-52927-1.  An introductory astronomy text. Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.  The classic reference for researchers. Cambridge Cosmology Cosmology 101 Center for Cosmological Physics. Origins, Nova Online