பெருவெடிப்பு மற்றும் விரிவடையும் பிரபஞ்சம். பிரபஞ்சம் எப்படி விரிவடைகிறது

நூறு ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, விஞ்ஞானிகள் நமது பிரபஞ்சத்தின் அளவு வேகமாக அதிகரித்து வருவதைக் கண்டுபிடித்தனர்.

1870 ஆம் ஆண்டில், ஆங்கிலக் கணிதவியலாளர் வில்லியம் கிளிஃபோர்ட், விண்வெளியை வளைக்க முடியும், சமமற்ற வெவ்வேறு புள்ளிகளில் இருக்க முடியும் மற்றும் காலப்போக்கில் அதன் வளைவு மாறலாம் என்ற மிக ஆழமான யோசனைக்கு வந்தார். அத்தகைய மாற்றங்கள் எப்படியாவது பொருளின் இயக்கத்துடன் தொடர்புடையவை என்பதை அவர் ஒப்புக்கொண்டார். இந்த இரண்டு கருத்துக்களும், பல ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, பொதுவான சார்பியல் கோட்பாட்டின் அடிப்படையை உருவாக்கியது. இதைப் பார்க்க கிளிஃபோர்ட் வாழவில்லை - ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீன் பிறப்பதற்கு 11 நாட்களுக்கு முன்பு அவர் 34 வயதில் காசநோயால் இறந்தார்.

ரெட்ஷிஃப்ட்

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பற்றிய முதல் தகவல் ஆஸ்ட்ரோஸ்பெக்ட்ரோகிராஃபி மூலம் வழங்கப்பட்டது. 1886 ஆம் ஆண்டில், ஆங்கில வானியலாளரான வில்லியம் ஹக்கின்ஸ், அதே தனிமங்களின் நில நிறமாலையுடன் ஒப்பிடும்போது நட்சத்திர ஒளியின் அலைநீளங்கள் சிறிது மாற்றப்பட்டதைக் கவனித்தார். டாப்ளர் விளைவின் ஒளியியல் பதிப்பிற்கான சூத்திரத்தின் அடிப்படையில், 1848 இல் பிரெஞ்சு இயற்பியலாளர் அர்மண்ட் ஃபிஸோவால் பெறப்பட்டது, ஒரு நட்சத்திரத்தின் ரேடியல் வேகத்தை கணக்கிட முடியும். இத்தகைய அவதானிப்புகள் ஒரு விண்வெளிப் பொருளின் இயக்கத்தைக் கண்காணிப்பதை சாத்தியமாக்குகின்றன.

கால் நூற்றாண்டுக்குப் பிறகு, அரிசோனாவில் உள்ள ஃபிளாக்ஸ்டாப்பில் உள்ள ஆய்வகத்தின் பணியாளரான வெஸ்டோ ஸ்லிஃபர் ஒரு புதிய வழியில் இந்த வாய்ப்பைப் பயன்படுத்தினார். நல்ல ஸ்பெக்ட்ரோகிராஃப். உயர்தர படத்தைப் பெற, அதே புகைப்படத் தகடு பல இரவுகளுக்கு வெளிப்பட்டது, எனவே திட்டம் மெதுவாக நகர்ந்தது. செப்டம்பர் முதல் டிசம்பர் 1913 வரை, ஸ்லிஃபர் ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலாவைப் பற்றி ஆய்வு செய்து, டாப்ளர்-ஃபிஸோ ஃபார்முலாவைப் பயன்படுத்தி, ஒவ்வொரு நொடியும் 300 கிமீ பூமியை நெருங்குகிறது என்ற முடிவுக்கு வந்தார்.

1917 ஆம் ஆண்டில், அவர் 25 நெபுலாக்களின் ரேடியல் வேகங்கள் பற்றிய தரவுகளை வெளியிட்டார், இது அவற்றின் திசைகளில் குறிப்பிடத்தக்க சமச்சீரற்ற தன்மையைக் காட்டியது. நான்கு நெபுலாக்கள் மட்டுமே சூரியனை நெருங்கின, மீதமுள்ளவை ஓடிவிட்டன (மற்றும் சில மிக விரைவாக).

ஸ்லைஃபர் புகழைத் தேடவில்லை மற்றும் அவரது முடிவுகளை விளம்பரப்படுத்தவில்லை. எனவே, பிரபல பிரிட்டிஷ் வானியற்பியலாளர் ஆர்தர் எடிங்டன் அவர்கள் கவனத்தை ஈர்த்தபோதுதான் அவர்கள் வானியல் வட்டாரங்களில் அறியப்பட்டனர்.

1924 இல், அவர் சார்பியல் கோட்பாட்டின் ஒரு மோனோகிராஃப்டை வெளியிட்டார், அதில் ஸ்லிஃபர் கண்டுபிடித்த 41 நெபுலாக்களின் ரேடியல் வேகங்களின் பட்டியலை உள்ளடக்கியது. அதே நான்கு நீல நிற-மாற்றப்பட்ட நெபுலாக்கள் அங்கு இருந்தன, மீதமுள்ள 37 நிறமாலை கோடுகள் சிவப்பு-மாற்றம் செய்யப்பட்டன. அவற்றின் ரேடியல் வேகம் வினாடிக்கு 150-1800 கிமீ வரம்பில் மாறுபடுகிறது மற்றும் அந்த நேரத்தில் நட்சத்திரங்களின் அறியப்பட்ட வேகத்தை விட சராசரியாக 25 மடங்கு அதிகமாக இருந்தது. பால்வெளி. நெபுலாக்கள் "கிளாசிக்கல்" லுமினரிகளை விட வெவ்வேறு இயக்கங்களில் பங்கேற்கின்றன என்று இது பரிந்துரைத்தது.

விண்வெளி தீவுகள்

1920 களின் முற்பகுதியில், பெரும்பாலான வானியலாளர்கள் சுழல் நெபுலாக்கள் பால்வீதியின் சுற்றளவில் அமைந்துள்ளதாகவும், அதற்கு அப்பால் வெற்று, இருண்ட இடத்தைத் தவிர வேறு எதுவும் இல்லை என்றும் நம்பினர். உண்மை, 18 ஆம் நூற்றாண்டில், சில விஞ்ஞானிகள் நெபுலாக்களில் மாபெரும் நட்சத்திரக் கூட்டங்களைக் கண்டனர் (இம்மானுவேல் கான்ட் அவற்றை தீவு பிரபஞ்சங்கள் என்று அழைத்தார்). இருப்பினும், இந்த கருதுகோள் பிரபலமாக இல்லை, ஏனெனில் நெபுலாக்களுக்கான தூரத்தை நம்பத்தகுந்த முறையில் தீர்மானிக்க இயலாது.

கலிபோர்னியாவின் மவுண்ட் வில்சன் ஆய்வகத்தில் 100 அங்குல பிரதிபலிப்பு தொலைநோக்கியில் பணிபுரிந்த எட்வின் ஹப்பிள் இந்த சிக்கலைத் தீர்த்தார். 1923-1924 ஆம் ஆண்டில், ஆந்த்ரோமெடா நெபுலா செஃபீட் மாறி நட்சத்திரங்கள் உட்பட பல ஒளிரும் பொருட்களைக் கொண்டுள்ளது என்பதைக் கண்டுபிடித்தார். அவற்றின் வெளிப்படையான பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் காலம் முழுமையான ஒளிர்வுடன் தொடர்புடையது என்பது ஏற்கனவே அறியப்பட்டது, எனவே செபீட்ஸ் அண்ட தூரங்களை அளவீடு செய்வதற்கு ஏற்றது. அவர்களின் உதவியுடன், ஹப்பிள் ஆண்ட்ரோமெடாவுக்கான தூரத்தை 285,000 பார்செக்குகளாக மதிப்பிட்டார் (நவீன தரவுகளின்படி, இது 800,000 பார்செக்குகள்). பால்வீதியின் விட்டம் தோராயமாக 100,000 பார்செக்குகள் என்று நம்பப்பட்டது (உண்மையில் இது மூன்று மடங்கு சிறியது). ஆண்ட்ரோமெடா மற்றும் பால்வீதி ஆகியவை சுயாதீன நட்சத்திரக் கூட்டங்களாகக் கருதப்பட வேண்டும். ஹப்பிள் விரைவில் மேலும் இரண்டு சுயாதீன விண்மீன் திரள்களை அடையாளம் கண்டார், இது இறுதியாக "தீவு பிரபஞ்சங்கள்" கருதுகோளை உறுதிப்படுத்தியது.

ஹப்பிள் சட்டங்கள்

எட்வின் ஹப்பிள் ரெட் ஷிஃப்ட்ஸ் மற்றும் விண்மீன் தூரங்களின் தோராயமான விகிதாச்சாரத்தை அனுபவபூர்வமாகக் கண்டுபிடித்தார், அதை அவர் டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரத்தைப் பயன்படுத்தி வேகங்கள் மற்றும் தூரங்களுக்கு இடையிலான விகிதாசாரமாக மாற்றினார். எனவே நாம் இங்கே இரண்டு வெவ்வேறு வடிவங்களைக் கையாளுகிறோம்.

இந்த வடிவங்கள் எவ்வாறு ஒன்றோடொன்று தொடர்புடையவை என்பதை ஹப்பிள் அறியவில்லை, ஆனால் இன்றைய அறிவியல் இதைப் பற்றி என்ன சொல்கிறது?

Lemaitre மேலும் காட்டியது போல், அண்டவியல் (பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தால் ஏற்படும்) சிவப்பு மாற்றங்கள் மற்றும் தூரங்களுக்கு இடையே உள்ள நேரியல் தொடர்பு எந்த வகையிலும் முழுமையானது அல்ல. நடைமுறையில், 0.1 க்கும் குறைவான இடப்பெயர்வுகளுக்கு மட்டுமே இது நன்கு கவனிக்கப்படுகிறது. எனவே அனுபவ ஹப்பிள் சட்டம் துல்லியமானது அல்ல, ஆனால் தோராயமானது, மேலும் டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரம் ஸ்பெக்ட்ரமின் சிறிய மாற்றங்களுக்கு மட்டுமே செல்லுபடியாகும்.

ஆனால் தொலைதூரப் பொருட்களின் ஆர வேகத்தை அவற்றுக்கான தூரத்துடன் இணைக்கும் ஒரு கோட்பாட்டு விதி இங்கே உள்ளது (ஹப்பிள் அளவுருவின் வடிவத்தில் விகிதாசார குணகத்துடன் வி = HD), எந்த சிவப்பு மாற்றத்திற்கும் செல்லுபடியாகும். இருப்பினும், அதில் தோன்றும் வேகம் வி- இயற்பியல் சிக்னல்களின் வேகம் அல்லது இயற்பியல் இடத்தில் உண்மையான உடல்கள் இல்லை. இது விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் கூட்டங்களுக்கு இடையிலான தூரத்தின் அதிகரிப்பு வீதமாகும், இது பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தால் ஏற்படுகிறது. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை நிறுத்தவும், விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையில் அளவிடும் நாடாக்களை உடனடியாக நீட்டவும், அவற்றுக்கிடையேயான தூரத்தைப் படித்து அவற்றை அளவீடுகளுக்கு இடையிலான நேர இடைவெளிகளாகப் பிரிக்கவும் முடிந்தால் மட்டுமே அதை அளவிட முடியும். இயற்கையாகவே, இயற்பியல் விதிகள் இதை அனுமதிக்காது. எனவே, அண்டவியலாளர்கள் ஹப்பிள் அளவுருவைப் பயன்படுத்த விரும்புகிறார்கள் எச்மற்றொரு சூத்திரத்தில், பிரபஞ்சத்தின் அளவு காரணி தோன்றும், இது பல்வேறு அண்ட சகாப்தங்களில் அதன் விரிவாக்கத்தின் அளவை துல்லியமாக விவரிக்கிறது (இந்த அளவுரு காலப்போக்கில் மாறுவதால், அதன் நவீன பொருள்குறிக்க எச் 0) பிரபஞ்சம் இப்போது முடுக்கி விகிதத்தில் விரிவடைகிறது, எனவே ஹப்பிள் அளவுருவின் மதிப்பு அதிகரித்து வருகிறது.

அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றங்களை அளவிடுவதன் மூலம், விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தின் அளவைப் பற்றிய தகவலைப் பெறுகிறோம். கேலக்ஸி ஒளி அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றத்தில் நமக்கு வருகிறது z, அனைத்து அண்டவியல் தூரங்களும் 1+ ஆக இருக்கும் போது அதை விட்டு zநம் காலத்தை விட மடங்கு குறைவு. இந்த விண்மீனைப் பற்றிய கூடுதல் தகவல்கள், அதாவது அதன் தற்போதைய தூரம் அல்லது பால்வீதியில் இருந்து அகற்றும் வேகம் போன்றவை, குறிப்பிட்ட அண்டவியல் மாதிரியைப் பயன்படுத்தி மட்டுமே பெற முடியும். உதாரணமாக, ஐன்ஸ்டீன்-டி சிட்டர் மாதிரியில், ஒரு விண்மீன் z= 5 1.1 க்கு சமமான வேகத்தில் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்கிறது உடன்(ஒளியின் வேகம்). நீங்கள் ஒரு பொதுவான தவறை செய்தால் என்ன செய்வது வி/cமற்றும் z, இந்த வேகம் ஒளி வேகத்தை விட ஐந்து மடங்கு அதிகமாக இருக்கும். முரண்பாடு, நாம் பார்க்கிறபடி, தீவிரமானது.

நியாயமாக, ஹப்பிளுக்கு இரண்டு ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, ஆண்ட்ரோமெடாவிற்கான தூரம் எஸ்டோனிய வானியலாளர் எர்ன்ஸ்ட் ஓபிக் என்பவரால் கணக்கிடப்பட்டது, இதன் விளைவாக - 450,000 பார்செக்குகள் - சரியானதற்கு நெருக்கமாக இருந்தது. இருப்பினும், ஹப்பிளின் நேரடி அவதானிப்புகளைப் போல் நம்பத்தகுந்ததாக இல்லாத பல தத்துவார்த்தக் கருத்துகளை அவர் பயன்படுத்தினார்.

1926 வாக்கில், ஹப்பிள் நானூறு "எக்ஸ்ட்ராகெலக்டிக் நெபுலாக்கள்" (அவர் நீண்ட காலமாகப் பயன்படுத்திய ஒரு சொல், அவற்றை விண்மீன் திரள்கள் என்று அழைப்பதைத் தவிர்த்தல்) பற்றிய புள்ளிவிவர பகுப்பாய்வை மேற்கொண்டார் மற்றும் ஒரு நெபுலாவுடனான தூரத்தை அதன் வெளிப்படையான பிரகாசத்துடன் தொடர்புபடுத்துவதற்கான சூத்திரத்தை முன்மொழிந்தார். இந்த முறையின் மகத்தான பிழைகள் இருந்தபோதிலும், புதிய தரவு நெபுலாக்கள் விண்வெளியில் அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ சமமாக விநியோகிக்கப்படுகின்றன மற்றும் பால்வீதியின் எல்லைகளுக்கு அப்பால் அமைந்துள்ளன. இப்போது விண்வெளி நமது கேலக்ஸி மற்றும் அதன் நெருங்கிய அண்டை நாடுகளுக்கு மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை என்பதில் எந்த சந்தேகமும் இல்லை.

விண்வெளி ஆடை வடிவமைப்பாளர்கள்

சுழல் நெபுலாவின் தன்மை இறுதியாக தெளிவுபடுத்தப்படுவதற்கு முன்பே எடிங்டன் ஸ்லிஃபரின் முடிவுகளில் ஆர்வம் காட்டினார். இந்த நேரத்தில், ஒரு அண்டவியல் மாதிரி ஏற்கனவே இருந்தது, இது ஒரு குறிப்பிட்ட அர்த்தத்தில் ஸ்லிஃபரால் அடையாளம் காணப்பட்ட விளைவை முன்னறிவித்தது. எடிங்டன் அதைப் பற்றி நிறைய யோசித்தார், இயற்கையாகவே, அரிசோனா வானியலாளர்களின் அவதானிப்புகளுக்கு ஒரு அண்டவியல் ஒலியை வழங்குவதற்கான வாய்ப்பை இழக்கவில்லை.

நவீன கோட்பாட்டு அண்டவியல் 1917 ஆம் ஆண்டில் பொது சார்பியல் அடிப்படையில் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரிகளை முன்வைக்கும் இரண்டு புரட்சிகர ஆவணங்களுடன் தொடங்கியது. அவற்றில் ஒன்று ஐன்ஸ்டீனால் எழுதப்பட்டது, மற்றொன்று டச்சு வானியலாளர் வில்லெம் டி சிட்டர் என்பவரால் எழுதப்பட்டது.

ஐன்ஸ்டீன், காலத்தின் உணர்வில், முழு பிரபஞ்சமும் நிலையானது என்று நம்பினார் (அவர் அதை விண்வெளியில் எல்லையற்றதாக மாற்ற முயன்றார், ஆனால் அவரது சமன்பாடுகளுக்கான சரியான எல்லை நிலைமைகளைக் கண்டுபிடிக்க முடியவில்லை). இதன் விளைவாக, அவர் ஒரு மூடிய பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியை உருவாக்கினார், அதன் இடம் நிலையான நேர்மறை வளைவைக் கொண்டுள்ளது (எனவே அது நிலையான வரையறுக்கப்பட்ட ஆரம் கொண்டது). இந்த பிரபஞ்சத்தில் நேரம், மாறாக, நியூட்டனைப் போல, ஒரு திசையில் அதே வேகத்தில் பாய்கிறது. இந்த மாதிரியின் இட-நேரமானது இடஞ்சார்ந்த கூறு காரணமாக வளைந்துள்ளது, அதே நேரத்தில் நேர கூறு எந்த வகையிலும் சிதைக்கப்படவில்லை. இந்த உலகின் நிலையான இயல்பு முக்கிய சமன்பாட்டில் ஒரு சிறப்பு "செருகு" வழங்குகிறது, இது ஈர்ப்பு சரிவை தடுக்கிறது மற்றும் அதன் மூலம் எங்கும் நிறைந்த ஈர்ப்பு எதிர்ப்பு புலமாக செயல்படுகிறது. அதன் தீவிரம் ஒரு சிறப்பு மாறிலிக்கு விகிதாசாரமாகும், இதை ஐன்ஸ்டீன் உலகளாவிய என்று அழைத்தார் (இப்போது அண்டவியல் மாறிலி என்று அழைக்கப்படுகிறது).

ஐன்ஸ்டீனின் மாதிரியானது பிரபஞ்சத்தின் அளவு, பொருளின் மொத்த அளவு மற்றும் அண்டவியல் மாறிலியின் மதிப்பைக் கூட கணக்கிட முடிந்தது. இதைச் செய்ய, அண்டப் பொருளின் சராசரி அடர்த்தி மட்டுமே நமக்குத் தேவை, கொள்கையளவில், அவதானிப்புகளிலிருந்து தீர்மானிக்க முடியும். எடிங்டன் இந்த மாதிரியைப் பாராட்டியது மற்றும் ஹப்பிள் அதை நடைமுறையில் பயன்படுத்தியது தற்செயல் நிகழ்வு அல்ல. இருப்பினும், இது உறுதியற்ற தன்மையால் அழிக்கப்படுகிறது, ஐன்ஸ்டீன் வெறுமனே கவனிக்கவில்லை: சமநிலை மதிப்பிலிருந்து ஆரம் சிறிதளவு விலகினால், ஐன்ஸ்டீனின் உலகம் விரிவடைகிறது அல்லது ஈர்ப்பு சரிவுக்கு உட்படுகிறது. எனவே, இந்த மாதிரிக்கு உண்மையான பிரபஞ்சத்துடன் எந்த தொடர்பும் இல்லை.

வெற்று உலகம்

டி சிட்டர், அவர் நம்பியபடி, நிலையான நேர்மறை வளைவின் நிலையான உலகத்தை உருவாக்கினார். இது ஐன்ஸ்டீனின் அண்டவியல் மாறிலியைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் முற்றிலும் பொருள் இல்லை. தன்னிச்சையாக சிறிய நிறை கொண்ட சோதனைத் துகள்கள் அறிமுகப்படுத்தப்பட்டால், அவை சிதறி முடிவிலிக்குச் செல்கின்றன. கூடுதலாக, நேரம் அதன் மையத்தை விட டி சிட்டர் பிரபஞ்சத்தின் சுற்றளவில் மெதுவாக பாய்கிறது. இதன் காரணமாக, பெரிய தூரத்திலிருந்து ஒளி அலைகள் சிவப்பு மாற்றத்துடன் வருகின்றன, அவற்றின் ஆதாரம் பார்வையாளருடன் ஒப்பிடும்போது நிலையானதாக இருந்தாலும் கூட. எனவே 1920 களில், எடிங்டன் மற்றும் பிற வானியலாளர்கள் டி சிட்டரின் மாதிரியானது ஸ்லிஃபரின் அவதானிப்புகளில் பிரதிபலிக்கும் யதார்த்தத்துடன் ஏதாவது பொதுவானதா என்று ஆச்சரியப்பட்டனர்.

இந்த சந்தேகங்கள் வேறு விதமாக இருந்தாலும் உறுதிப்படுத்தப்பட்டன. டி சிட்டர் பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மை கற்பனையாக மாறியது, ஏனெனில் இது ஒருங்கிணைப்பு அமைப்பின் தோல்வியுற்ற தேர்வோடு தொடர்புடையது. இந்த பிழையை சரிசெய்த பிறகு, டி சிட்டர் இடம் தட்டையானது, யூக்ளிடியன், ஆனால் நிலையானது அல்ல. ஈர்ப்பு எதிர்ப்பு அண்டவியல் மாறிலிக்கு நன்றி, பூஜ்ஜிய வளைவை பராமரிக்கும் போது அது விரிவடைகிறது. இந்த விரிவாக்கத்தின் காரணமாக, ஃபோட்டான்களின் அலைநீளம் அதிகரிக்கிறது, இது டி சிட்டர் கணித்த நிறமாலை கோடுகளின் மாற்றத்தை ஏற்படுத்துகிறது. தொலைதூர விண்மீன்களின் அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றம் இன்று இவ்வாறு விளக்கப்பட்டுள்ளது என்பது கவனிக்கத்தக்கது.

தொடர்புடைய ஒருங்கிணைப்புகள்

அண்டவியல் கணக்கீடுகளில், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்துடன் ஒற்றுமையாக விரிவடையும் ஒருங்கிணைந்த ஒருங்கிணைப்பு அமைப்புகளைப் பயன்படுத்துவது வசதியானது.

ஒரு சிறந்த மாதிரியில், விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் கூட்டங்கள் எந்த முறையான இயக்கங்களிலும் பங்கேற்கவில்லை, அவற்றின் துணை ஒருங்கிணைப்புகள் மாறாது. ஆனால் ஒரு குறிப்பிட்ட நேரத்தில் இரண்டு பொருட்களுக்கு இடையே உள்ள தூரம், அதனுடன் இணைந்த ஆயங்களில் உள்ள நிலையான தூரத்திற்கு சமம், இந்த தருணத்திற்கான அளவு காரணியின் மதிப்பால் பெருக்கப்படுகிறது. இந்த சூழ்நிலையை ஊதப்பட்ட பூகோளத்தில் எளிதாக விளக்கலாம்: ஒவ்வொரு புள்ளியின் அட்சரேகை மற்றும் தீர்க்கரேகை மாறாது, மேலும் எந்த ஜோடி புள்ளிகளுக்கும் இடையிலான தூரம் அதிகரிக்கும் ஆரத்துடன் அதிகரிக்கிறது.

விரிவடையும் பிரபஞ்ச அண்டவியல், சிறப்பு சார்பியல் மற்றும் நியூட்டனின் இயற்பியல் ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான ஆழமான வேறுபாடுகளைப் புரிந்துகொள்வதற்கு comoving coordinates உதவுகிறது. எனவே, நியூட்டனின் இயக்கவியலில் அனைத்து இயக்கங்களும் உறவினர், மற்றும் முழுமையான அசையாமைக்கு உடல் அர்த்தம் இல்லை. மாறாக, அண்டவியலில், மூவிங் ஆயங்களில் அசையாமை முழுமையானது மற்றும் கொள்கையளவில், அவதானிப்புகள் மூலம் உறுதிப்படுத்த முடியும்.

சிறப்பு சார்பியல் கோட்பாடு விண்வெளி-நேரத்தில் செயல்முறைகளை விவரிக்கிறது, அதில் இருந்து இடஞ்சார்ந்த மற்றும் தற்காலிக கூறுகளை லோரென்ட்ஸ் மாற்றங்களைப் பயன்படுத்தி எண்ணற்ற வழிகளில் தனிமைப்படுத்தலாம். அண்டவியல் விண்வெளி-நேரம், மாறாக, இயற்கையாகவே ஒரு வளைந்த விரிவடையும் விண்வெளி மற்றும் ஒரு அண்ட நேரமாக உடைகிறது. இந்த வழக்கில், தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் பின்வாங்கலின் வேகம் ஒளியின் வேகத்தை விட பல மடங்கு அதிகமாக இருக்கும்.

புள்ளிவிவரங்கள் முதல் இயக்கவியல் வரை

வெளிப்படையாக நிலையான அல்லாத அண்டவியல் கோட்பாடுகளின் வரலாறு இரண்டு படைப்புகளுடன் தொடங்குகிறது சோவியத் இயற்பியலாளர்அலெக்சாண்டர் ஃப்ரீட்மேன், வெளியிடப்பட்டது ஜெர்மன் பத்திரிகை Zeitschrift für Physik 1922 மற்றும் 1924 இல். ப்ரீட்மேன், நேரம் மாறுபடும் நேர்மறை மற்றும் எதிர்மறை வளைவு கொண்ட பிரபஞ்சங்களின் மாதிரிகளை கணக்கிட்டார், இது கோட்பாட்டு அண்டவியலின் தங்க நிதியாக மாறியது. இருப்பினும், சமகாலத்தவர்கள் இந்த படைப்புகளை கவனிக்கவில்லை (ஐன்ஸ்டீன் முதலில் ப்ரீட்மேனின் முதல் கட்டுரையை கணித ரீதியாக தவறாகக் கருதினார்). அண்டவியல் மாதிரிகளில் எது யதார்த்தத்துடன் மிகவும் ஒத்துப்போகிறது என்பதை தீர்மானிக்க அனுமதிக்கும் அவதானிப்புகளின் ஆயுதக் களஞ்சியத்தை வானியல் இன்னும் கொண்டிருக்கவில்லை என்று ப்ரீட்மேன் நம்பினார், எனவே தன்னை தூய கணிதத்திற்கு மட்டுப்படுத்தினார். ஒருவேளை அவர் ஸ்லைஃபரின் முடிவுகளைப் படித்திருந்தால் வித்தியாசமாக நடித்திருப்பார், ஆனால் இது நடக்கவில்லை.

20 ஆம் நூற்றாண்டின் முதல் பாதியில் மிகப்பெரிய அண்டவியல் நிபுணர் ஜார்ஜஸ் லெமைட்ரே வித்தியாசமாகச் சிந்தித்தார். வீட்டில், பெல்ஜியத்தில், அவர் கணிதத்தில் தனது ஆய்வுக் கட்டுரையை ஆதரித்தார், பின்னர் 1920 களின் நடுப்பகுதியில் அவர் வானியல் படித்தார் - எடிங்டனின் வழிகாட்டுதலின் கீழ் கேம்பிரிட்ஜில் மற்றும் ஹார்லோ ஷாப்லியின் கீழ் ஹார்வர்ட் ஆய்வகத்தில் (அமெரிக்காவில் இருந்தபோது, ​​​​அவர் இரண்டாவது பாடத்தைத் தயாரித்தார். எம்ஐடியில் ஆய்வுக் கட்டுரை, அவர் ஸ்லைஃபர் மற்றும் ஹப்பிளை சந்தித்தார்). 1925 ஆம் ஆண்டில், டி சிட்டரின் மாதிரியின் நிலையான தன்மை கற்பனையானது என்பதை முதன்முதலில் லெமாட்ரே காட்டினார். லூவைன் பல்கலைக்கழகத்தில் பேராசிரியராக தனது தாய்நாட்டிற்குத் திரும்பிய லெமைட்ரே, விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் முதல் மாதிரியை தெளிவான வானியல் அடிப்படையில் உருவாக்கினார். மிகைப்படுத்தாமல், இந்த வேலை விண்வெளி அறிவியலில் ஒரு புரட்சிகர முன்னேற்றம்.

உலகளாவிய புரட்சி

அவரது மாதிரியில், லெமைட்ரே ஒரு ஐன்ஸ்டீனிய எண் மதிப்புடன் அண்டவியல் மாறிலியைத் தக்க வைத்துக் கொண்டார். எனவே, அவரது பிரபஞ்சம் ஒரு நிலையான நிலையில் தொடங்குகிறது, ஆனால் காலப்போக்கில், ஏற்ற இறக்கங்கள் காரணமாக, அது அதிகரித்து வரும் விகிதத்தில் நிலையான விரிவாக்கத்தின் பாதையில் செல்கிறது. இந்த கட்டத்தில் அது ஒரு நேர்மறை வளைவை பராமரிக்கிறது, இது ஆரம் அதிகரிக்கும் போது குறைகிறது. லெமைட்ரே தனது பிரபஞ்சத்தின் கலவையில் பொருள் மட்டுமல்ல, மேலும் சேர்க்கப்பட்டுள்ளது மின்காந்த கதிர்வீச்சு. ஐன்ஸ்டீனோ அல்லது டி சிட்டரோ, யாருடைய வேலை லெமைட்ரேவுக்குத் தெரியும், அல்லது அந்த நேரத்தில் அவருக்கு எதுவும் தெரியாத ஃப்ரீட்மேன் இதைச் செய்யவில்லை.

அமெரிக்காவில் உள்ள லெமைட்ரே, தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் சிவப்பு மாற்றங்கள் விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தின் காரணமாக எழுகின்றன, இது ஒளி அலைகளை "நீட்டுகிறது" என்று பரிந்துரைத்தார். இப்போது அதை கணித ரீதியாக நிரூபித்துள்ளார். சிறிய (மிகச் சிறிய அலகுகள்) ரெட்ஷிஃப்ட்கள் ஒளி மூலத்திற்கான தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும், மேலும் விகிதாசார குணகம் நேரத்தை மட்டுமே சார்ந்துள்ளது மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய விரிவாக்க விகிதத்தைப் பற்றிய தகவல்களைக் கொண்டுள்ளது என்பதையும் அவர் நிரூபித்தார். ஒரு விண்மீனின் ரேடியல் வேகம் அதன் சிவப்பு மாற்றத்திற்கு விகிதாசாரமாகும் என்று டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரம் குறிப்பிடுவதால், இந்த திசைவேகமும் அதன் தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும் என்ற முடிவுக்கு லெமாட்ரே வந்தார். ஹப்பிளின் பட்டியலிலிருந்து 42 விண்மீன் திரள்களின் வேகம் மற்றும் தூரத்தை ஆராய்ந்து, சூரியனின் உள்விழி வேகத்தை கணக்கில் எடுத்துக் கொண்ட பிறகு, அவர் விகிதாசார குணகங்களின் மதிப்புகளை நிறுவினார்.

பாடப்படாத வேலை

Lemaitre 1927 இல் பிரஸ்ஸல்ஸ் சயின்டிஃபிக் சொசைட்டியின் அன்னல்ஸ் அதிகம் படிக்கப்படாத இதழில் பிரெஞ்சு மொழியில் தனது படைப்பை வெளியிட்டார். அவள் ஆரம்பத்தில் கிட்டத்தட்ட கவனிக்கப்படாமல் போனதற்கு இதுவே முக்கிய காரணம் என்று நம்பப்படுகிறது (அவரது ஆசிரியர் எடிங்டனால் கூட). உண்மை, அதே ஆண்டின் இலையுதிர்காலத்தில், லெமைட்ரே தனது கண்டுபிடிப்புகளை ஐன்ஸ்டீனுடன் விவாதிக்க முடிந்தது மற்றும் ஃப்ரீட்மேனின் முடிவுகளைப் பற்றி அவரிடமிருந்து கற்றுக்கொண்டார். பொதுச் சார்பியலை உருவாக்கியவருக்கு எந்த தொழில்நுட்ப ஆட்சேபனையும் இல்லை, ஆனால் அவர் லெமெட்டரின் மாதிரியின் இயற்பியல் யதார்த்தத்தை உறுதியாக நம்பவில்லை (அவர் முன்பு ஃப்ரீட்மேனின் முடிவுகளை ஏற்கவில்லை).

ஹப்பிள் வரைபடங்கள்

இதற்கிடையில், 1920களின் பிற்பகுதியில், 24 விண்மீன் திரள்களின் தூரத்திற்கும் அவற்றின் ரேடியல் திசைவேகங்களுக்கும் இடையே ஒரு நேரியல் தொடர்பை ஹப்பிள் மற்றும் ஹூமேசன் கண்டுபிடித்தனர். ஒரு விண்மீனின் ரேடியல் வேகம் அதன் தூரத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாக இருக்கும் என்று ஹப்பிள் இதிலிருந்து முடிவு செய்தார். இந்த விகிதாச்சாரத்தின் குணகம் இப்போது குறிக்கப்படுகிறது எச் 0 மற்றும் ஹப்பிள் அளவுரு என்று அழைக்கப்படுகிறது (சமீபத்திய தரவுகளின்படி, இது 70 (கிமீ/வி)/மெகாபார்செக்கை விட சற்று அதிகமாக உள்ளது).

விண்மீன் வேகத்திற்கும் தூரத்திற்கும் இடையிலான நேரியல் தொடர்பைத் திட்டமிடும் ஹப்பிளின் கட்டுரை 1929 இன் ஆரம்பத்தில் வெளியிடப்பட்டது. ஒரு வருடத்திற்கு முன்பு, இளம் அமெரிக்கக் கணிதவியலாளர் ஹோவர்ட் ராபர்ட்சன், லெமைட்டரைப் பின்பற்றி, விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியிலிருந்து இந்த சார்புநிலையைப் பெற்றார், இது ஹப்பிள் அறிந்திருக்கலாம். இருப்பினும், அவரது புகழ்பெற்ற கட்டுரை இந்த மாதிரியை நேரடியாகவோ அல்லது மறைமுகமாகவோ குறிப்பிடவில்லை. ஹப்பிள் பின்னர் தனது சூத்திரத்தில் தோன்றும் வேகங்கள் உண்மையில் விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன்களின் இயக்கங்களை விவரிக்கின்றன என்ற சந்தேகத்தை வெளிப்படுத்தினார், ஆனால் அவர் எப்போதும் அவற்றின் குறிப்பிட்ட விளக்கத்திலிருந்து விலகி இருந்தார். விண்மீன் தொலைவுகள் மற்றும் சிவப்பு மாற்றங்களின் விகிதாச்சாரத்தை நிரூபிப்பதில் அவர் தனது கண்டுபிடிப்பின் பொருளைக் கண்டார், மீதமுள்ளவற்றை கோட்பாட்டாளர்களுக்கு விட்டுவிட்டார். எனவே, ஹப்பிளுக்கு உரிய மரியாதையுடன், அவரை பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தைக் கண்டுபிடித்தவர் என்று கருதுவதற்கு எந்த காரணமும் இல்லை.

இன்னும் அது விரிவடைகிறது!

ஆயினும்கூட, ஹப்பிள் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் மற்றும் லெமைட்ரேயின் மாதிரியின் அங்கீகாரத்திற்கு வழி வகுத்தார். ஏற்கனவே 1930 இல், எடிங்டன் மற்றும் டி சிட்டர் போன்ற அண்டவியல் மாஸ்டர்கள் அவருக்கு அஞ்சலி செலுத்தினர்; சிறிது நேரம் கழித்து, விஞ்ஞானிகள் ப்ரீட்மேனின் வேலையைக் கவனித்து பாராட்டினர். 1931 இல், எடிங்டனின் தூண்டுதலின் பேரில், லெமைட்ரே தனது கட்டுரையை ஆங்கிலத்தில் (சிறிய வெட்டுக்களுடன்) ராயல் வானியல் சங்கத்தின் மாதாந்திர செய்திக்காக மொழிபெயர்த்தார். அதே ஆண்டில், ஐன்ஸ்டீன் லெமைட்ரேவின் முடிவுகளுடன் உடன்பட்டார், மேலும் ஒரு வருடம் கழித்து, டி சிட்டருடன் சேர்ந்து, தட்டையான இடம் மற்றும் வளைந்த நேரத்துடன் விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியை உருவாக்கினார். இந்த மாதிரி, அதன் எளிமை காரணமாக, நீண்ட காலமாக அண்டவியலாளர்களிடையே மிகவும் பிரபலமாக உள்ளது.

அதே 1931 இல், Lemaitre பிரபஞ்சத்தின் மற்றொரு மாதிரியின் சுருக்கமான (மற்றும் எந்த கணிதமும் இல்லாமல்) அண்டவியல் மற்றும் குவாண்டம் இயக்கவியலை ஒருங்கிணைத்தது. இந்த மாதிரியில், ஆரம்ப தருணம் முதன்மை அணுவின் வெடிப்பு ஆகும் (லெமைட்ரே இதை குவாண்டம் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது), இது இடம் மற்றும் நேரம் இரண்டையும் உருவாக்கியது. புதிதாகப் பிறந்த பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை ஈர்ப்பு குறைப்பதால், அதன் வேகம் குறைகிறது - இது கிட்டத்தட்ட பூஜ்ஜியத்திற்கு சாத்தியமாகும். லெமைட்ரே பின்னர் தனது மாதிரியில் ஒரு அண்டவியல் மாறிலியை அறிமுகப்படுத்தினார், இது பிரபஞ்சத்தை இறுதியில் துரிதப்படுத்தும் விரிவாக்கத்தின் நிலையான ஆட்சிக்குள் நுழைய கட்டாயப்படுத்தியது. எனவே அவர் பிக் பேங்கின் யோசனை மற்றும் இருண்ட ஆற்றலின் இருப்பைக் கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளும் நவீன அண்டவியல் மாதிரிகள் இரண்டையும் எதிர்பார்த்தார். 1933 ஆம் ஆண்டில், அவர் வெற்றிடத்தின் ஆற்றல் அடர்த்தியுடன் அண்டவியல் மாறிலியை அடையாளம் கண்டார், இது இதுவரை யாரும் நினைத்துப் பார்க்கவில்லை. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தைக் கண்டுபிடித்தவர் என்ற தலைப்புக்கு நிச்சயமாகத் தகுதியான இந்த விஞ்ஞானி, அவருடைய காலத்திற்கு முன்பு எப்படி இருந்தார் என்பது ஆச்சரியமாக இருக்கிறது!

உருவாக்கப்பட்டது: 10/25/2013, 10012 46

"அவர் தம்முடைய வல்லமையினால் பூமியைப் படைத்தார், உலகத்தைத் தமது ஞானத்தினால் ஸ்தாபித்தார், வானங்களைத் தமது அறிவினால் விரித்தார்."

எரேமியா 10:12

அறிவியலின் வளர்ச்சியின் செயல்பாட்டில், பல விஞ்ஞானிகள் பிரபஞ்சத்தின் தோற்றத்திற்கான முதல் காரணம் என தங்கள் கருத்துக்களிலிருந்து கடவுளை விலக்குவதற்கான சாத்தியக்கூறுகளைத் தேடத் தொடங்கினர். இதன் விளைவாக, பிரபஞ்சத்தின் தோற்றம், அத்துடன் உயிரினங்களின் தோற்றம் மற்றும் வளர்ச்சி பற்றிய பல்வேறு கோட்பாடுகள் தோன்றின. அவற்றில் மிகவும் பிரபலமானவை பெருவெடிப்புக் கோட்பாடு மற்றும் பரிணாமக் கோட்பாடு. பெருவெடிப்புக் கோட்பாட்டை உறுதிப்படுத்தும் செயல்பாட்டில், பரிணாமவாதிகளின் அடிப்படைக் கோட்பாடுகளில் ஒன்று உருவாக்கப்பட்டது - "விரிவடையும் பிரபஞ்சம்". இந்த கோட்பாடு பிரபஞ்சத்தின் அளவில் விண்வெளியின் விரிவாக்கம் இருப்பதாகக் கூறுகிறது, இது விண்மீன் திரள்கள் ஒன்றிலிருந்து மற்றொன்று படிப்படியாகப் பிரிவதால் கவனிக்கப்படுகிறது.

இந்த கோட்பாட்டை நிரூபிக்க சில விஞ்ஞானிகள் பயன்படுத்தும் வாதங்களைப் பார்ப்போம். பரிணாம விஞ்ஞானிகள், குறிப்பாக ஸ்டீபன் ஹாக்கிங், விரிவடையும் பிரபஞ்சம் பிக் பேங்கின் விளைவு என்றும், வெடிப்புக்குப் பிறகு பிரபஞ்சத்தின் விரைவான விரிவாக்கம் ஏற்பட்டது என்றும், பின்னர் அது மெதுவாகிவிட்டது, இப்போது இந்த விரிவாக்கம் மெதுவாக உள்ளது, ஆனால் இந்த செயல்முறை தொடர்கிறது. . டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்தி நமது விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து விலகிச் செல்லும் மற்ற விண்மீன்களின் வேகத்தை அளவிடுவதன் மூலமும், ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் கூறும் சதவீத அடிப்படையில் வேகத்தை அவர்கள் அறிந்திருப்பதன் மூலமும் இதை அவர்கள் வாதிடுகின்றனர்: “எனவே நமக்குத் தெரிந்ததெல்லாம் விரிவாக்க விகிதம் பிரபஞ்சம் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு 5 முதல் 10% வரை உள்ளது." (எஸ். ஹாக்கிங் "தி ஷார்டெஸ்ட் ஹிஸ்டரி ஆஃப் டைம்" டிரான்ஸ். எல். ம்லோடினோவ், ப. 38). இருப்பினும், இங்கே கேள்விகள் எழுகின்றன: இந்த சதவீதம் எவ்வாறு பெறப்பட்டது, யார், எப்படி இந்த ஆய்வு நடத்தப்பட்டது? ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் இதை விளக்கவில்லை, ஆனால் அவர் அதை ஒரு உண்மையாகப் பேசுகிறார். இந்த சிக்கலைப் படித்த பிறகு, இன்று, விண்மீன் திரள்களின் வேகத்தை அளவிட, அவர்கள் ஹப்பிள் விதியைப் பயன்படுத்துகின்றனர், இது "ரெட் ஷிப்ட்" கோட்பாட்டைப் பயன்படுத்துகிறது, இது டாப்ளர் விளைவை அடிப்படையாகக் கொண்டது. இந்த கருத்துக்கள் என்னவென்று பார்ப்போம்:

ஹப்பிள் விதி என்பது தொடர்புடைய ஒரு சட்டம்விண்மீன்களின் சிவப்பு மாற்றம்மற்றும் நேரியல் முறையில் அவற்றுக்கான தூரம். இந்தச் சட்டத்திற்கு வடிவம் உள்ளது: cz = H 0 D, இங்கு z என்பது விண்மீனின் ரெட்ஷிஃப்ட் ஆகும்;எச் 0 - விகிதாச்சார குணகம், "ஹப்பிள் மாறிலி" என்று அழைக்கப்படுகிறது; D என்பது விண்மீன் மண்டலத்திற்கான தூரம். ஹப்பிள் விதியின் மிக முக்கியமான கூறுகளில் ஒன்று ஒளியின் வேகம்.

ரெட்ஷிஃப்ட் -நிறமாலை வரி மாற்றம் இரசாயன கூறுகள்சிவப்பு பக்கத்திற்கு. இந்த நிகழ்வு டாப்ளர் விளைவு அல்லது ஈர்ப்பு ரெட்ஷிஃப்ட்டின் வெளிப்பாடாக இருக்கலாம் அல்லது இரண்டின் கலவையாக இருக்கலாம் என்று நம்பப்படுகிறது, ஆனால் பெரும்பாலும் டாப்ளர் விளைவு கணக்கில் எடுத்துக்கொள்ளப்படுகிறது. ஒரு விண்மீன் எவ்வளவு தூரம் இருக்கிறதோ, அவ்வளவு தூரம் அதன் ஒளி சிவப்பு நிறமாக மாறுகிறது என்பதன் மூலம் இது மிகவும் எளிமையாக வெளிப்படுத்தப்படுகிறது.

டாப்ளர் விளைவு -அதிர்வெண் மற்றும் நீளத்தில் மாற்றம் ஒலி அலைகள், பெறுநரால் பதிவுசெய்யப்பட்டது, பெறுநரின் இயக்கத்தின் விளைவாக அவற்றின் மூலத்தின் இயக்கத்தால் ஏற்படுகிறது. எளிமையாகச் சொன்னால், பொருள் நெருக்கமாக இருந்தால், ஒலி அலைகளின் அதிர்வெண் அதிகமாகவும், அதற்கு நேர்மாறாகவும், பொருள் மேலும் தொலைவில், ஒலி அலைகளின் அதிர்வெண் குறைவாக இருக்கும்.

இருப்பினும், விண்மீன் திரள்களின் குறையும் வேகத்தை அளவிடுவதற்கு இந்தக் கொள்கைகளில் பல சிக்கல்கள் உள்ளன. ஹப்பிளின் விதியைப் பொறுத்தவரை, "ஹப்பிள் மாறிலியை" மதிப்பிடுவது ஒரு பிரச்சனையாகும், ஏனெனில் விண்மீன் திரள்களின் குறையும் வேகத்துடன் கூடுதலாக, அவை அவற்றின் சொந்த வேகத்தைக் கொண்டுள்ளன, இது ஹப்பிளின் விதி மோசமாக திருப்தி அடையவில்லை அல்லது இல்லை என்பதற்கு வழிவகுக்கிறது. 10-15 மில்லியன் .ஒளி ஆண்டுகளை விட தொலைவில் அமைந்துள்ள பொருள்களுக்கு. ஹப்பிளின் விதியானது மிகப் பெரிய தொலைவில் (பில்லியன் கணக்கான ஒளி ஆண்டுகள்) உள்ள விண்மீன் திரள்களுக்கும் சரியாக பூர்த்தி செய்யப்படவில்லை, இது 1 ஐ விட அதிகமான சிவப்பு மாற்றத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது. இவ்வளவு பெரிய சிவப்பு மாற்றம் உள்ள பொருட்களுக்கான தூரங்கள் அவற்றின் தனித்துவத்தை இழக்கின்றன, ஏனெனில் அவை பிரபஞ்சத்தின் ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட மாதிரியைச் சார்ந்துள்ளது. மற்றும் அவர்கள் ஒரு தருணத்தில் என்ன ஒதுக்கப்படுகிறார்கள். இந்த வழக்கில், பொதுவாக ரெட்ஷிஃப்ட் மட்டுமே தூரத்தின் அளவீடாக பயன்படுத்தப்படுகிறது. எனவே, தொலைதூர விண்மீன் திரள்கள் குறையும் வேகத்தை தீர்மானிப்பது நடைமுறையில் சாத்தியமற்றது மற்றும் ஆராய்ச்சியாளர் ஏற்றுக்கொள்ளும் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியால் மட்டுமே தீர்மானிக்கப்படுகிறது. விண்மீன் திரள்கள் பின்வாங்குவதற்கான அவர்களின் சொந்த அகநிலை வேகத்தை அனைவரும் நம்புகிறார்கள் என்று இது அறிவுறுத்துகிறது.

தொலைதூர விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை அவற்றின் பிரகாசம் அல்லது சிவப்பு மாற்றத்துடன் ஒப்பிடுவது சாத்தியமில்லை என்றும் சொல்ல வேண்டும். ஒளியின் வேகம் மாறாமல் இருப்பதும், மாறுவதும், இந்த மாற்றங்கள் மெதுவாக இருப்பது போன்ற சில உண்மைகளால் இது தடைபடுகிறது. IN1987 ஆண்டுஸ்டான்போர்ட் ஆராய்ச்சி நிறுவனத்தின் அறிக்கையில், ஆஸ்திரேலிய கணிதவியலாளர்களான ட்ரெவர் நார்மன் மற்றும் பேரி செட்டர்ஃபீல்ட் ஆகியோர் கடந்த காலத்தில் ஒளியின் வேகத்தில் பெரிய அளவில் குறைப்பு ஏற்பட்டதாகக் கூறியுள்ளனர் (பி. செட்டர்ஃபீல்ட், தி வேகம் இன் ஒளி மற்றும் தி வயது இன் தி பிரபஞ்சம்.). IN 1987 ஆண்டுநிஸ்னி நோவ்கோரோட் கோட்பாட்டு இயற்பியலாளர் வி.எஸ். காலப்போக்கில் ஒளியின் வேகத்தில் பெரும் குறைவு ஏற்பட்டதாக ட்ரொய்ட்ஸ்கி முன்வைத்தார். பற்றி டாக்டர் ட்ரொய்ட்ஸ்கி பேசினார் குறையும்வேகம்ஸ்வேதாவி10 மில்லியன்கள்ஒருமுறைஅதன் தற்போதைய மதிப்புடன் ஒப்பிடும்போது (V.S. Troitskii, உடல் மாறிலிகள் மற்றும் பரிணாமம் இன் தி பிரபஞ்சம், வானியற்பியல் மற்றும் விண்வெளி அறிவியல் 139(1987): 389-411.). IN1998 ஆண்டுலண்டன் இம்பீரியல் கல்லூரியில் உள்ள கோட்பாட்டு இயற்பியலாளர்கள், ஆல்பிரெக்ட் மற்றும் ஜோவோ மேஜிஜோ ஆகியோரும் ஒளியின் வேகம் குறைவதாகக் கூறினர். நவம்பர் 15, 1998 இல், லண்டன் டைம்ஸ் "பிரபஞ்சத்தின் வேகமான ஒளியின் வேகம் குறைந்து வருகிறது" என்ற கட்டுரையை வெளியிட்டது ( தி வேகம் இன் ஒளி - தி வேகமான விஷயம் உள்ளே தி பிரபஞ்சம் - இருக்கிறது பெறுதல் மெதுவாக, தி லண்டன் டைம்ஸ், நவ. 15, 1998).இதைப் பொறுத்தவரை, ஒளியின் வேகம் பல காரணிகளால் பாதிக்கப்படுகிறது என்று சொல்ல வேண்டும், எடுத்துக்காட்டாக, ஒளி கடந்து செல்லும் இரசாயன கூறுகள், அதே போல் வெப்பநிலை, சில கூறுகள் வழியாக ஒளி மெதுவாகவும் மற்றவற்றின் வழியாகவும் செல்கிறது. வேகமாக, இது சோதனை ரீதியாக நிரூபிக்கப்பட்டுள்ளது. அதனால்18 பிப்ரவரி1999 ஆண்டின்மிகவும் மதிக்கப்படும் (மற்றும் 100% பரிணாம வளர்ச்சி) அறிவியல் இதழான நேச்சர் ஒரு அறிவியல் கட்டுரையை வெளியிட்டது.வேகம்ஸ்வேதாநிர்வகிக்கப்பட்டதுகுறையும்முன்17 மீட்டர்விஎனக்கு ஒரு நொடி கொடு,அந்தஅங்கு உள்ளதுமுன்சில60 கிலோமீட்டர்கள்விமணி.இதன் பொருள் அவர் தெருவில் ஒரு கார் ஓட்டுவதைப் போல பார்க்க முடியும். இந்த பரிசோதனையை டேனிஷ் இயற்பியலாளர் லீன் ஹாவ் மற்றும் ஹார்வர்ட் மற்றும் ஸ்டான்போர்ட் பல்கலைக்கழகங்களின் சர்வதேச விஞ்ஞானிகள் குழு மேற்கொண்டது. நானோகெல்வின்களில் (அதாவது, ஒரு கெல்வின் பில்லியனில் ஒரு பங்கு; நடைமுறையில் முழுமையான பூஜ்ஜியம், இது -273.160C என வரையறுக்கப்படுகிறது) நம்பமுடியாத அளவிற்கு குறைந்த வெப்பநிலைக்கு குளிரூட்டப்பட்ட சோடியம் நீராவி வழியாக ஒளியைக் கடத்தியது. நீராவிகளின் சரியான வெப்பநிலையைப் பொறுத்து, ஒளியின் வேகம் 117 km/h - 61 km/h வரம்பில் மதிப்புகளாகக் குறைக்கப்பட்டது; அதாவது, அடிப்படையில்முன்1/20,000,000வதுஇருந்துசாதாரணவேகம்ஸ்வேதா(எல்.வி. ஹவ், எஸ்.இ. ஹாரிஸ், அறிவியல் செய்தி,மார்ச் 27, ப. 207, 1999).

ஜூலை 2000 இல், ப்ரிங்ஸ்டனில் உள்ள NEC ஆராய்ச்சி நிறுவனத்தின் விஞ்ஞானிகள் தெரிவித்தனர் முடுக்கம்அவர்களுக்குஸ்வேதாமுன்வேகம்,அதிகமாகவேகம்ஸ்வேதா!அவர்களின் சோதனை பிரிட்டிஷ் இதழான நேச்சரில் வெளியிடப்பட்டது. அவர்கள் சீசியம் நீராவி கொண்ட கண்ணாடி அறையில் லேசர் கற்றை செலுத்தினர். லேசர் கற்றை மற்றும் சீசியம் அணுக்களின் ஃபோட்டான்களுக்கு இடையிலான ஆற்றல் பரிமாற்றத்தின் விளைவாக, ஒரு கற்றை தோன்றியது, அறையிலிருந்து வெளியேறும் வேகம் உள்ளீட்டு கற்றை வேகத்தை விட அதிகமாக இருந்தது. எதிர்ப்பு இல்லாத வெற்றிடத்தில் ஒளி அதன் அதிவேக வேகத்தில் பயணிக்கும் என்றும், கூடுதல் எதிர்ப்பின் காரணமாக வேறு எந்த ஊடகத்திலும் மெதுவாகச் செல்வதாகவும் நம்பப்படுகிறது. உதாரணமாக, ஒளி காற்றை விட தண்ணீரில் மெதுவாக பயணிக்கிறது என்பது அனைவருக்கும் தெரியும். மேலே விவரிக்கப்பட்ட சோதனையில், பெறப்பட்டது ரேவெளியே வந்ததுஇருந்துகேமராக்கள்உடன்ஜோடியாகசீசியம்மேலும்முன்போவதற்கு,எப்படிமுழுமையாகநுழைந்துள்ளதுவிஅவளை.இந்த வேறுபாடு மிகவும் சுவாரஸ்யமாக இருந்தது. லேசர்ரேகுதித்தார்அன்று18 மீட்டர்முன்னோக்கிஇருந்துபோவதற்குஇடங்கள்,எங்கேவேண்டும்இருந்ததுஇரு.கோட்பாட்டில், இது காரணத்திற்கு முந்தைய ஒரு விளைவாக கருதப்படலாம், ஆனால் இது முற்றிலும் உண்மை இல்லை. சூப்பர்லூமினல் பல்ஸ் பரவலைப் படிக்கும் ஒரு அறிவியல் துறையும் உள்ளது. இந்த ஆய்வின் சரியான விளக்கம்: வேகம்ஸ்வேதாநிலையற்றமற்றும்ஒளிமுடியும்வேகப்படுத்தபோன்றயாரேனும்இன்னொருவருக்குஉடல்பொருள்உள்ளேபிரபஞ்சம்சரியான நிலைமைகள் மற்றும் பொருத்தமான ஆற்றல் மூலத்திற்கு உட்பட்டது. விஞ்ஞானிகள் ஆற்றலில் இருந்து பொருளை இழப்பின்றி பெற்றனர்; தற்போது ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட ஒளியின் வேகத்தை மீறும் வேகத்திற்கு முடுக்கப்பட்ட ஒளி.

சிவப்பு குறித்துமாற்றத்தைப் பொறுத்தவரை, சிவப்பு மாற்றத்தின் தோற்றத்திற்கான காரணத்தையும், தரையை அடையும் போது ஒளி எத்தனை முறை ஒளிவிலகுகிறது என்பதையும் யாராலும் உறுதியாகக் கூற முடியாது என்று சொல்ல வேண்டும், மேலும் இது சிவப்பு நிறத்தைப் பயன்படுத்தி தூரத்தை அளவிடுவதற்கான அடிப்படையாக அமைகிறது. மாற்றம் அபத்தம். மேலும், ஒளியின் வேகத்தில் ஏற்படும் மாற்றம் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தைப் பற்றிய அனைத்து அனுமானங்களையும் நிராகரிக்கிறது மற்றும் ரெட்ஷிஃப்ட் மூலம் இந்த தூரத்தை அளவிடும் முறையை நடுநிலையாக்குகிறது. ஒளிக்கு டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்துவது முற்றிலும் தத்துவார்த்தமானது என்றும், ஒளியின் வேகம் மாறுவதால், இந்த விளைவை ஒளியில் பயன்படுத்துவதை இரட்டிப்பாக்க கடினமாக்குகிறது என்றும் கூற வேண்டும்.இவை அனைத்தும் ரெட் ஷிஃப்ட் மூலம் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை தீர்மானிக்கும் முறை மற்றும் இன்னும் அதிகமாக கூறுகிறது. வாதம்பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது என்பது வெறுமனே அறிவியலற்றது மற்றும் ஒரு புரளி. யோசிப்போம், விண்மீன் திரள்கள் விலகிச் செல்லும் வேகத்தை அறிந்தாலும், பிரபஞ்சத்தின் வெளி விரிவடைகிறது என்று சொல்ல முடியாது. இப்படி ஒரு விரிவாக்கம் நடக்கிறதா என்று யாராலும் சொல்ல முடியாது. பிரபஞ்சத்தில் உள்ள கோள்கள் மற்றும் விண்மீன்களின் இயக்கம் விண்வெளியில் ஒரு மாற்றத்தைக் குறிக்கவில்லை, ஆனால் பிக் பேங் கோட்பாட்டின் படி, பிக் பேங்கின் விளைவாக விண்வெளி தோன்றியது மற்றும் விரிவடைகிறது. இந்த அறிக்கை அறிவியல் பூர்வமானது அல்ல, ஏனெனில் பிரபஞ்சத்தின் விளிம்பை யாரும் கண்டுபிடிக்கவில்லை, அதற்கான தூரத்தை மிகக் குறைவாக அளவிடப்படுகிறது.

"பெருவெடிப்பு" என்ற கோட்பாட்டை ஆராய்வோம், நாம் மற்றொரு ஆராயப்படாத மற்றும் நிரூபிக்கப்படாத நிகழ்வைக் காண்கிறோம், ஆனால் இது ஒரு உண்மையாகப் பேசப்படுகிறது, அதாவது "கருப்பு விஷயம்". இதைப் பற்றி ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் கூறுவதைப் பார்ப்போம்: “நம்முடைய மற்றும் பிற விண்மீன் திரள்களில் நாம் நேரடியாகக் கவனிக்க முடியாத ஒருவித “கருப்புப் பொருள்” அதிக அளவில் இருக்க வேண்டும், ஆனால் அதன் இருப்பு நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதையில் அதன் ஈர்ப்பு விளைவு காரணமாக நமக்குத் தெரியும். விண்மீன் திரள்கள். பால்வெளி போன்ற சுழல் விண்மீன் திரள்களின் சுற்றளவில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதையில் இருந்து இருண்ட பொருள் இருப்பதற்கான சிறந்த சான்றுகள் கிடைக்கின்றன. இந்த நட்சத்திரங்கள் விண்மீன் மண்டலத்தின் புலப்படும் நட்சத்திரங்களின் ஈர்ப்பு விசையால் சுற்றுப்பாதையில் வைத்திருக்க முடியாத அளவுக்கு விரைவாக தங்கள் விண்மீன் திரள்களைச் சுற்றி வருகின்றன."(எஸ். ஹாக்கிங் "தி ஷார்டெஸ்ட் ஹிஸ்டரி ஆஃப் டைம்" டிரான்ஸ். எல். ம்லோடினோவ், ப. 38)."கருப்புப் பொருள்" பின்வருமாறு பேசப்படுகிறது என்பதை வலியுறுத்த விரும்புகிறோம்: "நாம் நேரடியாகக் கவனிக்க முடியாது," இது இந்த விஷயத்தின் இருப்பு பற்றிய உண்மைகள் இல்லை என்பதைக் குறிக்கிறது, ஆனால் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள விண்மீன் திரள்களின் நடத்தை, பரிணாமவாதிகளால் புரிந்துகொள்ள முடியாதது. ஏதோ ஒன்று இருப்பதை நம்பும்படி அவர்களை கட்டாயப்படுத்துகிறது, ஆனால் அவர்களுக்கே என்னவென்று தெரியாது.மேலும் சுவாரஸ்யமான அறிக்கை: “உண்மையில் இருண்ட பொருளின் அளவுபிரபஞ்சத்தில் சாதாரண பொருளின் அளவைக் கணிசமாக மீறுகிறது". இந்த அறிக்கை "இருண்ட பொருளின்" அளவைப் பற்றி பேசுகிறது, ஆனால் கேள்வி எழுகிறது: இந்த "விஷயத்தை" கவனிக்கவும் படிக்கவும் முடியாத சூழ்நிலையில் இந்த அளவு எப்படி, எந்த முறையால் தீர்மானிக்கப்பட்டது? என்ன எடுக்கப்பட்டது மற்றும் ஒரு அளவு பெறப்பட்டது என்று தெரியவில்லை, எப்படி என்று தெரியவில்லை. சுழல் விண்மீன் திரள்களின் நட்சத்திரங்கள் அதிக வேகத்தில் அவற்றின் சுற்றுப்பாதையில் எவ்வாறு தங்குகின்றன என்பதை விஞ்ஞானிகள் புரிந்து கொள்ளவில்லை என்பது யாரும் பார்க்காத அல்லது நேரடியாகக் கவனிக்க முடியாத பேய் "பொருள்" இருப்பதை அர்த்தப்படுத்துவதில்லை.

நவீன விஞ்ஞானம் அதன் பெருவெடிப்பு கற்பனைகளுடன் ஒப்பிடுகையில் ஒரு பாதகமாக உள்ளது. இவ்வாறு, பல்வேறு விஷயங்களின் இருப்பு பற்றிய தனது எண்ணங்களை முடிக்கையில், ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் கூறுகிறார்: "எனினும், பிரபஞ்சம் முழுவதும் கிட்டத்தட்ட சமமாக விநியோகிக்கப்படும், அதன் சராசரி அடர்த்தியை அதிகரிக்கக்கூடிய, இதுவரை நமக்குத் தெரியாத பிற வடிவங்களின் இருப்பை நாம் விலக்க முடியாது. . எடுத்துக்காட்டாக, நியூட்ரினோக்கள் எனப்படும் அடிப்படை துகள்கள் உள்ளன, அவை பொருளுடன் மிகவும் பலவீனமாக தொடர்பு கொள்கின்றன மற்றும் கண்டறிவது மிகவும் கடினம்."(எஸ். ஹாக்கிங் "தி ஷார்டெஸ்ட் ஹிஸ்டரி ஆஃப் டைம்" டிரான்ஸ். எல். ம்லோடினோவ், ப. 38). படைப்பாளர் இல்லாமல் பிரபஞ்சம் தானே தோன்றியது என்பதை நிரூபிக்கும் முயற்சியில் நவீன விஞ்ஞானம் எவ்வளவு உதவியற்றது என்பதை இது காட்டுகிறது. துகள்கள் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை என்றால், அதன் மீது அறிவியல் வாதங்களை உருவாக்க முடியாது, ஏனென்றால் மற்ற வடிவங்கள் இல்லாத நிகழ்தகவு அவற்றின் இருப்புக்கான நிகழ்தகவை விட அதிகமாக உள்ளது.

அது எப்படியிருந்தாலும், விண்மீன் திரள்கள், கிரகங்கள் மற்றும் பிற அண்ட உடல்களின் இயக்கம் பிரபஞ்சத்தின் வெளியின் விரிவாக்கத்தைக் குறிக்கவில்லை, ஏனெனில் அத்தகைய இயக்கம் விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தின் வரையறையுடன் எந்த தொடர்பும் இல்லை. உதாரணமாக, ஒரே அறையில் இரண்டு பேர் இருந்தால், ஒருவர் மற்றவரிடமிருந்து விலகிச் சென்றால், அறை விரிவடைகிறது என்று அர்த்தமல்ல, ஆனால் நகர்த்தக்கூடிய இடம் உள்ளது. இதேபோல், இந்த சூழ்நிலையில், விண்மீன் திரள்கள் விண்வெளியில் நகர்கின்றன, ஆனால் இது விண்வெளியில் ஏற்படும் மாற்றத்தைக் குறிக்கவில்லை. மிகத் தொலைதூர விண்மீன் திரள்கள் பிரபஞ்சத்தின் விளிம்பில் இருப்பதையும் அவற்றின் பின்னால் வேறு எந்த விண்மீன் திரள்களும் இல்லை என்பதையும் நிரூபிப்பது முற்றிலும் சாத்தியமற்றது, மேலும் இது பிரபஞ்சத்தின் விளிம்பு கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை என்பதாகும்.

எனவே, இன்று பிரபஞ்சம் விரிவடைவதற்கான எந்த ஆதாரமும் இல்லை என்பதை வலியுறுத்துவதற்கான அனைத்து உண்மைகளும் எங்களிடம் உள்ளன, மேலும் இது பெருவெடிப்புக் கோட்பாட்டின் முரண்பாட்டை உறுதிப்படுத்துகிறது.

நமது சூரியனும் அதற்கு அருகில் உள்ள நட்சத்திரங்களும் நமது கேலக்ஸி அல்லது பால்வீதி என்று அழைக்கப்படும் ஒரு பெரிய நட்சத்திரக் கூட்டத்தின் ஒரு பகுதியாகும். இது முழு பிரபஞ்சம் என்று நீண்ட காலமாக நம்பப்பட்டது. 1924 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர் எட்வின் ஹப்பிள் நமது கேலக்ஸி மட்டும் அல்ல என்பதைக் காட்டினார். இன்னும் பல விண்மீன் திரள்கள் உள்ளன, அவை வெற்று இடத்தின் மாபெரும் நீட்சிகளால் பிரிக்கப்பட்டுள்ளன. இதை நிரூபிக்க, ஹப்பிள் மற்ற விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை அளவிட வேண்டியிருந்தது. பூமி சூரியனைச் சுற்றி வரும்போது, ​​வானத்தில் அவற்றின் நிலையில் ஏற்படும் மாற்றங்களைப் பதிவு செய்வதன் மூலம், அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களுக்கான தூரத்தை நாம் தீர்மானிக்க முடியும். ஆனால், அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களைப் போலல்லாமல், மற்ற விண்மீன் திரள்கள் மிகவும் தொலைவில் உள்ளன, அவை அசைவில்லாமல் தோன்றும். எனவே, ஹப்பிள் தொலைவுகளை அளக்க மறைமுக முறைகளைப் பயன்படுத்த வேண்டிய கட்டாயம் ஏற்பட்டது.

தற்போது, ​​நட்சத்திரங்களின் வெளிப்படையான பிரகாசம் இரண்டு காரணிகளைப் பொறுத்தது - உண்மையான ஒளிர்வு மற்றும் பூமியிலிருந்து தூரம். நெருங்கிய நட்சத்திரங்களுக்கு, வெளிப்படையான பிரகாசம் மற்றும் தூரம் இரண்டையும் அளவிட முடியும், இது அவற்றின் ஒளிர்வைக் கணக்கிட அனுமதிக்கிறது. மாறாக, மற்ற விண்மீன் திரள்களில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வை அறிந்து, அவற்றின் பிரகாசத்தை அளந்து அவற்றின் தூரத்தைக் கணக்கிடலாம். சில வகையான நட்சத்திரங்கள் அளவீடுகளை அனுமதிக்கும் அளவுக்கு நமக்கு நெருக்கமான தொலைவில் அமைந்திருக்கும் போது அவை எப்போதும் ஒரே ஒளிர்வைக் கொண்டிருக்கும் என்று ஹப்பிள் வாதிட்டார். மற்றொரு விண்மீன் மண்டலத்தில் இதே போன்ற நட்சத்திரங்களைக் கண்டுபிடித்த பிறகு, அவை ஒரே ஒளிர்வு கொண்டவை என்று நாம் கருதலாம். இது மற்றொரு விண்மீனுக்கான தூரத்தைக் கணக்கிட அனுமதிக்கும். ஒரு விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள பல நட்சத்திரங்களுக்கு இதைச் செய்தால், அதன் விளைவாக வரும் மதிப்புகள் ஒன்றிணைந்தால், நமது முடிவுகளில் நாம் மிகவும் நம்பிக்கையுடன் இருக்க முடியும். இதேபோல், எட்வின் ஹப்பிள் ஒன்பது வெவ்வேறு விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தைக் கணக்கிட முடிந்தது.

நவீன தொலைநோக்கிகள் மூலம் கவனிக்கப்பட்ட பல நூறு பில்லியன் விண்மீன் திரள்களில் ஒன்று மட்டுமே நமது கேலக்ஸி என்பதை இன்று நாம் அறிவோம், அவை ஒவ்வொன்றிலும் நூற்றுக்கணக்கான பில்லியன் நட்சத்திரங்கள் இருக்கலாம். நாம் ஒரு கேலக்ஸியில் வாழ்கிறோம், அதன் விட்டம் சுமார் ஒரு லட்சம் ஒளி ஆண்டுகள் ஆகும். இது மெதுவாகச் சுழல்கிறது, மேலும் அதன் சுழல் கரங்களில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் ஒவ்வொரு நூறு மில்லியன் வருடங்களுக்கும் அதன் மையத்தைச் சுற்றி ஒரு புரட்சியைச் செய்கின்றன. நமது சூரியன் சுழல் கரங்களில் ஒன்றின் வெளிப்புற விளிம்பிற்கு அருகில் உள்ள மிகவும் சாதாரண, நடுத்தர அளவிலான மஞ்சள் நட்சத்திரமாகும். சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி, பூமியானது பிரபஞ்சத்தின் மையமாக கருதப்பட்ட அரிஸ்டாட்டில் மற்றும் டோலமியின் காலத்திலிருந்து நாம் வெகுதூரம் வந்துவிட்டோம்.

நட்சத்திரங்கள் நம்மிடமிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ளன, அவை ஒளியின் சிறிய புள்ளிகளாகத் தோன்றும். அவற்றின் அளவு அல்லது வடிவத்தை நாம் வேறுபடுத்திப் பார்க்க முடியாது. விஞ்ஞானிகள் அவற்றை எவ்வாறு வகைப்படுத்துகிறார்கள்? பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களுக்கு, கவனிக்கக்கூடிய ஒரு அளவுரு மட்டுமே நம்பத்தகுந்த முறையில் தீர்மானிக்கப்படுகிறது - அவற்றின் நிறம்.
கதிர்வீச்சு. ஒரு ப்ரிஸம் வழியாக செல்லும் போது நியூட்டன் கண்டுபிடித்தார் சூரிய ஒளிஒரு வானவில் போன்ற நிறங்களின் (ஸ்பெக்ட்ரம்) தொகுதியாக உடைகிறது. ஒரு குறிப்பிட்ட நட்சத்திரம் அல்லது விண்மீன் மீது தொலைநோக்கியை மையப்படுத்துவதன் மூலம், அந்த பொருளிலிருந்து ஒளியின் நிறமாலையை நீங்கள் அவதானிக்கலாம். வெவ்வேறு நட்சத்திரங்கள் வெவ்வேறு நிறமாலைகளைக் கொண்டுள்ளன, ஆனால் ஸ்பெக்ட்ரமில் உள்ள தனிப்பட்ட வண்ணங்களின் ஒப்பீட்டு பிரகாசம் எப்போதும் மிகவும் சூடான பொருட்களின் பளபளப்பில் கண்டறியக்கூடியவற்றுடன் ஒத்திருக்கிறது. இது ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஸ்பெக்ட்ரமிலிருந்து அதன் வெப்பநிலையைக் கணக்கிட அனுமதிக்கிறது. மேலும், ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறமாலையில் சில குறிப்பிட்ட நிறங்கள் இல்லாததைக் கண்டறிய முடியும், மேலும் இந்த நிறங்கள் ஒவ்வொரு நட்சத்திரத்திற்கும் வேறுபடும். ஒவ்வொரு இரசாயன உறுப்பும் அதன் சிறப்பியல்பு நிறங்களின் தொகுப்பை உறிஞ்சுகிறது என்பது அறியப்படுகிறது. எனவே, நட்சத்திரத்தின் உமிழ்வு நிறமாலையில் விடுபட்ட கோடுகளை அடையாளம் காண்பதன் மூலம், அதன் வெளிப்புற அடுக்கில் எந்த இரசாயன கூறுகள் உள்ளன என்பதை நாம் துல்லியமாக தீர்மானிக்க முடியும்.

1920களில் தொடங்கப்பட்டது. மற்ற விண்மீன் திரள்களில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையைப் படிப்பதன் மூலம், வானியலாளர்கள் ஒரு குறிப்பிடத்தக்க உண்மையைக் கண்டுபிடித்தனர்: அவை நமது கேலக்ஸியின் நட்சத்திரங்களைப் போன்ற வண்ணக் கோடுகளைக் கொண்டிருக்கவில்லை, ஆனால் அனைத்து கோடுகளும் ஸ்பெக்ட்ரமின் சிவப்பு பகுதியை நோக்கி அதே அளவு மாற்றப்பட்டன. . ஒரே நியாயமான விளக்கம் என்னவென்றால், விண்மீன் திரள்கள் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்கின்றன, இது டாப்ளர் விளைவு காரணமாக ஒளி அலைகளின் அதிர்வெண் (சிவப்பு மாற்றம் என்று அழைக்கப்படுவது) குறைகிறது.

நெடுஞ்சாலையில் கார்களின் சத்தத்தைக் கேளுங்கள். கார் உங்களுக்கு அருகில் வரும்போது, ​​ஒலி அலைகளின் அதிர்வெண்ணுக்கு ஏற்ப அதன் இன்ஜினின் ஒலி அதிகமாகி, கார் விலகிச் செல்லும்போது குறைகிறது. ஒளி அல்லது ரேடியோ அலைகளிலும் இதேதான் நடக்கும். உண்மையில், டாப்ளர் விளைவு போக்குவரத்து போலீசாரால் பயன்படுத்தப்படுகிறது, அனுப்பப்பட்ட மற்றும் பெறப்பட்ட ரேடியோ சிக்னலின் அதிர்வெண்ணை மாற்றுவதன் மூலம் காரின் வேகத்தை தீர்மானிக்கிறது (அதிர்வெண் மாற்றம் பிரதிபலிக்கும் பொருளின் வேகத்தைப் பொறுத்தது, அதாவது கார்).

ஹப்பிள் மற்ற விண்மீன் திரள்கள் இருப்பதைக் கண்டுபிடித்த பிறகு, அவற்றின் தூரங்களின் பட்டியலைத் தொகுத்து அவற்றின் நிறமாலையை கவனிக்கத் தொடங்கினார். அந்த நேரத்தில், விண்மீன் திரள்கள் முற்றிலும் குழப்பமாக நகர்ந்ததாக பலர் நம்பினர், எனவே, அதே எண்ணிக்கையில், சிவப்பு மாற்றம் மற்றும் நீல நிறமாற்றம் இரண்டையும் கொண்ட நிறமாலை கண்டறியப்பட வேண்டும். அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் சிவப்பு மாற்றத்தை வெளிப்படுத்துகின்றன என்று கண்டுபிடிக்கப்பட்டபோது பொதுவான ஆச்சரியத்தை கற்பனை செய்து பாருங்கள். அவை ஒவ்வொன்றும் நம்மை விட்டு விலகிச் செல்கின்றன. 1929 இல் ஹப்பிள் வெளியிட்ட முடிவுகள் இன்னும் குறிப்பிடத்தக்கவை: ஒவ்வொரு விண்மீனின் சிவப்பு மாற்ற மதிப்பு கூட சீரற்றது அல்ல, ஆனால் விண்மீன் மற்றும் சூரிய குடும்பத்திற்கு இடையிலான தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், ஒரு விண்மீன் நம்மிடமிருந்து எவ்வளவு தொலைவில் இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அது விலகிச் செல்கிறது.

இதன் பொருள், முன்பு நினைத்தது போல, பிரபஞ்சம் நிலையானதாக இருக்க முடியாது; உண்மையில், அது விரிவடைந்து கொண்டே இருந்தது. விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான தூரம் தொடர்ந்து அதிகரித்து வருகிறது. பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது என்ற கண்டுபிடிப்பு 20 ஆம் நூற்றாண்டின் முக்கிய அறிவுசார் புரட்சிகளில் ஒன்றாக மாறியது. திரும்பிப் பார்க்கும்போது, ​​இதை ஏன் யாரும் இதற்கு முன் நினைக்கவில்லை என்று யோசிப்பது எளிது. ஒரு நிலையான பிரபஞ்சம் புவியீர்ப்பு செல்வாக்கின் கீழ் விரைவில் சரிந்துவிடும் என்பதை நியூட்டனும் மற்றவர்களும் உணர்ந்திருக்க வேண்டும். ஆனால் பிரபஞ்சம் நிலையானது அல்ல, ஆனால் விரிவடைகிறது என்று கற்பனை செய்து பாருங்கள். குறைந்த விரிவாக்க விகிதத்தில், புவியீர்ப்பு விசை விரைவில் அல்லது பின்னர் அதை நிறுத்தி சுருக்கத்தை தொடங்கும். இருப்பினும், விரிவாக்க விகிதம் ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்பை மீறினால், அதை நிறுத்துவதற்கு ஈர்ப்பு விசை போதுமானதாக இருக்காது மற்றும் பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடையும். ராக்கெட் ஏவப்படும் போது இதே போன்ற ஒன்று நடக்கும்.
பூமியின் மேற்பரப்பில் இருந்து. ராக்கெட் தேவையான வேகத்தை எட்டவில்லை என்றால், புவியீர்ப்பு விசை அதைத் தடுத்து மீண்டும் விழ ஆரம்பிக்கும். மறுபுறம், ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்புக்கு (சுமார் 11.2 கிமீ/வி) வேகத்தில், ஈர்ப்பு விசைகள் பூமிக்கு அருகில் ராக்கெட்டை வைத்திருக்க முடியாது, மேலும் அது எப்போதும் நமது கிரகத்திலிருந்து விலகிச் செல்லும்.

பிரபஞ்சத்தின் இத்தகைய நடத்தை நியூட்டனின் விதியின் அடிப்படையில் கணிக்கப்படலாம் உலகளாவிய ஈர்ப்புமீண்டும் 19 ஆம் நூற்றாண்டில், மற்றும் 18 ஆம் நூற்றாண்டில், 17 ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதியில் கூட. இருப்பினும், நிலையான பிரபஞ்சத்தின் மீதான நம்பிக்கை மிகவும் அசைக்க முடியாததாக இருந்தது, அது 20 ஆம் நூற்றாண்டின் ஆரம்பம் வரை நீடித்தது. ஐன்ஸ்டீன் அவர்களே, 1915 இல், அவர் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டை வகுத்தபோது, ​​பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மையை உறுதியாக நம்பினார். இந்த யோசனையுடன் பிரிந்து செல்ல முடியாமல், சமன்பாடுகளில் அண்டவியல் மாறிலி என்று அழைக்கப்படுவதை அறிமுகப்படுத்துவதன் மூலம் அவர் தனது கோட்பாட்டை மாற்றினார். இந்த மதிப்பு ஒரு குறிப்பிட்ட புவியீர்ப்பு விசையை வகைப்படுத்துகிறது, இது மற்ற அனைத்து இயற்பியல் சக்திகளைப் போலல்லாமல், ஒரு குறிப்பிட்ட மூலத்திலிருந்து வரவில்லை, ஆனால் விண்வெளி நேரத்தின் துணிக்குள் "உள்ளமைக்கப்பட்டது". அண்டவியல் மாறிலியானது விண்வெளி நேரத்தை விரிவுபடுத்துவதற்கான உள்ளார்ந்த போக்கைக் கொடுத்தது, மேலும் இது பிரபஞ்சத்தில் இருக்கும் அனைத்துப் பொருட்களின் பரஸ்பர ஈர்ப்பைச் சமப்படுத்தவும், அதாவது பிரபஞ்சத்தின் நிலைத்தன்மைக்காகவும் செய்யப்படலாம். அந்த ஆண்டுகளில் ஒரே ஒரு நபர் மட்டுமே பொதுவான சார்பியல் கோட்பாட்டை முக மதிப்பில் ஏற்கத் தயாராக இருந்ததாகத் தெரிகிறது. ஐன்ஸ்டீன் மற்றும் பிற இயற்பியலாளர்கள் பொது சார்பியல் கொள்கையில் இருந்து வரும் பிரபஞ்சத்தின் நிலையற்ற தன்மையைத் தவிர்ப்பதற்கான வழியைத் தேடிக்கொண்டிருந்தபோது, ​​ரஷ்ய இயற்பியலாளர் அலெக்சாண்டர் ஃபிரைட்மேன் தனது சொந்த விளக்கத்தை அளித்தார்.

ஃப்ரீட்மேனின் மாதிரிகள்

பிரபஞ்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியை விவரிக்கும் பொது சார்பியல் சமன்பாடுகள் விரிவாக தீர்க்க மிகவும் சிக்கலானவை.

எனவே ஃபிரைட்மேன் அதற்கு பதிலாக இரண்டு எளிய அனுமானங்களை உருவாக்க பரிந்துரைத்தார்:

(1) பிரபஞ்சம் எல்லா திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தெரிகிறது;
(2) இந்த நிபந்தனை அதன் அனைத்து புள்ளிகளுக்கும் செல்லுபடியாகும்.

பொது சார்பியல் மற்றும் இந்த இரண்டு எளிய அனுமானங்களின் அடிப்படையில், பிரபஞ்சம் நிலையானதாக இருக்க வேண்டும் என்று நாம் எதிர்பார்க்கக்கூடாது என்பதை ப்ரீட்மேன் காட்ட முடிந்தது. உண்மையில், பல ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு எட்வின் ஹப்பிள் கண்டுபிடித்ததை அவர் 1922 இல் துல்லியமாகக் கணித்தார்.

பிரபஞ்சம் எல்லாத் திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தெரிகிறது என்ற அனுமானம், உண்மைக்கு முற்றிலும் உண்மையல்ல. எடுத்துக்காட்டாக, நமது கேலக்ஸியின் நட்சத்திரங்கள் பால்வெளி எனப்படும் இரவு வானில் தெளிவாகத் தெரியும் ஒளிப் பட்டையை உருவாக்குகின்றன. ஆனால் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் மீது நம் பார்வையைத் திருப்பினால், வெவ்வேறு திசைகளில் காணப்பட்ட அவற்றின் எண்ணிக்கை தோராயமாக ஒரே மாதிரியாக மாறும். எனவே விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான தூரத்துடன் ஒப்பிடக்கூடிய அண்ட அளவீடுகளில் பார்க்கும்போது பிரபஞ்சம் அனைத்து திசைகளிலும் ஒப்பீட்டளவில் ஒரே மாதிரியாகத் தோன்றுகிறது.

நீண்ட காலமாக இது ப்ரீட்மேனின் அனுமானத்திற்கு போதுமான நியாயமாக கருதப்பட்டது - உண்மையான பிரபஞ்சத்தின் தோராயமான தோராயமான கணிப்பு. இருப்பினும், ஒப்பீட்டளவில் சமீபத்தில், ப்ரீட்மேனின் அனுமானம் நம் உலகத்தை குறிப்பிடத்தக்க துல்லியத்துடன் விவரிக்கிறது என்பதை ஒரு மகிழ்ச்சியான விபத்து நிரூபித்தது. 1965 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க இயற்பியலாளர்களான ஆர்னோ பென்ஜியாஸ் மற்றும் ராபர்ட் வில்சன் நியூ ஜெர்சியில் உள்ள பெல் ஆய்வகத்தில் சுற்றுப்பாதையில் செயற்கைக் கோள்களுடன் தொடர்பு கொள்வதற்காக அல்ட்ராசென்சிட்டிவ் மைக்ரோவேவ் ரிசீவரில் பணிபுரிந்தனர். ரிசீவர் அதை விட அதிக சத்தத்தை எழுப்புகிறது, மேலும் சத்தம் எந்த திசையிலிருந்தும் வரவில்லை என்று அவர்கள் மிகவும் கவலைப்பட்டனர். அவர்கள் சத்தத்தின் காரணத்தை தேட ஆரம்பித்தனர் சாத்தியமான செயலிழப்புகள். செங்குத்து கோணத்தில் பார்க்கும் போது வளிமண்டலம் தடிமனாகத் தோன்றும் என்பதால், ஆன்டெனா நேராக மேலே காட்டப்படாதபோது, ​​எந்த வளிமண்டல இரைச்சலும் பெருக்கப்படுகிறது என்பதை அவர்கள் அறிந்திருந்தனர்.

ஆண்டெனா எந்த திசையில் திரும்பினாலும் கூடுதல் சத்தம் ஒரே மாதிரியாக இருக்கும், எனவே சத்தத்தின் மூலமானது வளிமண்டலத்திற்கு வெளியே இருக்க வேண்டும். பூமி அதன் அச்சில் சுற்றி வந்தாலும், சூரியனைச் சுற்றி வந்தாலும், ஆண்டு முழுவதும் சத்தம் இரவும் பகலும் மாறாமல் இருந்தது. கதிர்வீச்சு ஆதாரம் வெளியில் இருப்பதை இது குறிக்கிறது சூரிய குடும்பம்நமது கேலக்ஸிக்கு வெளியேயும் கூட, இல்லையெனில் பூமியின் இயக்கத்திற்கு ஏற்ப ஆண்டெனா வெவ்வேறு திசைகளில் எதிர்கொள்ளும் வகையில் சமிக்ஞையின் தீவிரம் மாறும்.

உண்மையில், கதிர்வீச்சு நம்மை நோக்கிச் செல்லும் பாதையில் காணக்கூடிய முழு பிரபஞ்சத்தையும் கடக்க வேண்டும் என்பதை இப்போது நாம் அறிவோம். வெவ்வேறு திசைகளில் ஒரே மாதிரியாக இருப்பதால், பிரபஞ்சம் அனைத்து திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாக இருக்க வேண்டும் (குறைந்தது பெரிய அளவில்). நாம் எந்த திசையில் பார்த்தாலும், காஸ்மிக் கதிர் "பின்னணி இரைச்சல்" 1/10,000 க்கு மேல் ஏற்ற இறக்கம் இல்லை என்பதை நாங்கள் அறிவோம். எனவே ப்ரீட்மேனின் முதல் கருதுகோளை துல்லியமாக உறுதிப்படுத்துவதில் பென்ஜியாஸ் மற்றும் வில்சன் தடுமாறினர்.

அதே நேரத்தில், நியூ ஜெர்சிக்கு அருகிலுள்ள இரண்டு அமெரிக்க இயற்பியலாளர்கள் பிரின்ஸ்டன் பல்கலைக்கழகம், பாப் டிக் மற்றும் ஜிம் பீபிள்ஸ், காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் கதிர்வீச்சில் ஆர்வம் காட்டினர். ஒரு காலத்தில் அலெக்சாண்டர் ப்ரீட்மேனின் மாணவராக இருந்த ஜார்ஜ் (ஜார்ஜ்) காமோவின் கருதுகோளில் அவர்கள் பணியாற்றினர், அதன் வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டத்தில் பிரபஞ்சம் மிகவும் அடர்த்தியாகவும் சூடாகவும் இருந்தது, "வெள்ளை வெப்பத்திற்கு" சூடாக இருந்தது. ஆரம்பகால பிரபஞ்சத்தின் மிகத் தொலைதூரப் பகுதிகளிலிருந்து வெளிச்சம் பூமியை வந்தடைவதால், அதன் கடந்த கால ஒளியை நாம் இன்னும் அவதானிக்க முடியும் என்று டிக் மற்றும் பீபிள்ஸ் முடிவு செய்தனர். இருப்பினும், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் காரணமாக, இந்த ஒளி வெளிப்படையாக இவ்வளவு பெரிய சிவப்பு மாற்றத்திற்கு உட்பட்டுள்ளது, அது இப்போது மைக்ரோவேவ் கதிர்வீச்சு வடிவத்தில் நம்மால் உணரப்பட வேண்டும். டிக் மற்றும் பீபிள்ஸ் அத்தகைய கதிர்வீச்சைத் தேடிக் கொண்டிருந்தனர், பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன், அவர்களின் வேலையைப் பற்றி கேள்விப்பட்டு, தாங்கள் தேடுவதை ஏற்கனவே கண்டுபிடித்துவிட்டதை உணர்ந்தனர். இந்த கண்டுபிடிப்புக்காக பென்ஜியாஸ் மற்றும் வில்சன் விருது பெற்றனர் நோபல் பரிசு 1978 இல் இயற்பியலில், இது டிக் மற்றும் பீபிள்ஸுக்கு சற்று நியாயமற்றதாகத் தெரிகிறது.

முதல் பார்வையில், பிரபஞ்சம் எல்லாத் திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தெரிகிறது என்பதற்கான இந்த ஆதாரம், பிரபஞ்சத்தில் பூமி சில சிறப்பு இடத்தைப் பிடித்துள்ளது என்பதைக் காட்டுகிறது. உதாரணமாக, அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் நம்மை விட்டு விலகிச் செல்வதால், நாம் விண்வெளியின் மையத்தில் இருக்கிறோம் என்று ஒருவர் கற்பனை செய்யலாம். இருப்பினும், ஒரு மாற்று விளக்கம் உள்ளது: பிரபஞ்சம் எல்லா திசைகளிலும் மற்றும் வேறு எந்த விண்மீன்களிலிருந்தும் ஒரே மாதிரியாகத் தோன்றலாம். இது, ஏற்கனவே குறிப்பிட்டுள்ளபடி, ப்ரீட்மேனின் இரண்டாவது அனுமானமாகும்.

இந்த அனுமானத்தை ஆதரிக்கவோ அல்லது மறுக்கவோ எங்களிடம் எந்த ஆதாரமும் இல்லை. நாங்கள் அதை விசுவாசத்தின் மீது அடக்கமாக மட்டுமே ஏற்றுக்கொள்கிறோம். அது உள்ளே இருக்கும் உயர்ந்த பட்டம்பிரபஞ்சம் நம்மைச் சுற்றியுள்ள எல்லாத் திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தெரிந்தாலும், வேறு எந்தப் புள்ளியைச் சுற்றிலும் இல்லை என்றால் அது ஆச்சரியமாக இருக்கும். ப்ரீட்மேனின் மாதிரியில், அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் ஒன்றையொன்று விட்டு நகர்கின்றன. அதன் மேற்பரப்பில் புள்ளிகள் வரையப்பட்ட பலூனை கற்பனை செய்து பாருங்கள். பலூன் உயர்த்தப்படும் போது, ​​எந்த இரண்டு புள்ளிகளுக்கும் இடையே உள்ள தூரம் அதிகரிக்கிறது, ஆனால் அவை இரண்டையும் விரிவாக்க மையம் என்று அழைக்க முடியாது. மேலும், புள்ளிகள் எவ்வளவு தூரமாக இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அவை ஒருவருக்கொருவர் விலகிச் செல்கின்றன. இதேபோல், ஃப்ரீட்மேனின் மாதிரியில், ஏதேனும் இரண்டு விண்மீன்களின் பின்வாங்கலின் வேகம் அவற்றுக்கிடையேயான தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும். விண்மீன் திரள்களின் சிவப்பு மாற்றம் பூமியிலிருந்து அவற்றின் தூரத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாக இருக்க வேண்டும், இது ஹப்பிள் கண்டுபிடித்தது.

ஃபிரைட்மேனின் மாதிரி வெற்றிகரமாக இருந்தது மற்றும் ஹப்பிளின் அவதானிப்புகளின் முடிவுகளுடன் ஒத்துப்போனது என்ற உண்மை இருந்தபோதிலும், அது நீண்ட காலமாக மேற்கு நாடுகளில் கிட்டத்தட்ட அறியப்படவில்லை. 1935 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க இயற்பியலாளர் ஹோவர்ட் ராபர்ட்சன் மற்றும் ஆங்கிலக் கணிதவியலாளர் ஆர்தர் வாக்கர் ஆகியோர் ஹப்பிள் கண்டுபிடித்த பிரபஞ்சத்தின் ஒரே மாதிரியான விரிவாக்கத்தை விளக்குவதற்கு ஒத்த மாதிரிகளை உருவாக்கிய பிறகுதான் அவர்கள் அதைப் பற்றி அறிந்து கொண்டனர்.

ப்ரீட்மேன் ஒரு மாதிரியை மட்டுமே முன்மொழிந்தார் என்றாலும், அவரது இரண்டு அடிப்படை அனுமானங்களின் அடிப்படையில் மூன்று வெவ்வேறு மாதிரிகளை உருவாக்க முடியும். அவற்றில் முதலாவதாக (இது ப்ரீட்மேன் வகுத்தது), விரிவாக்கம் மிகவும் மெதுவாக நிகழ்கிறது, விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு படிப்படியாக அதை மேலும் மெதுவாக்குகிறது, பின்னர் அதை நிறுத்துகிறது. பின்னர் விண்மீன் திரள்கள் ஒன்றையொன்று நோக்கி நகரத் தொடங்குகின்றன, மேலும் பிரபஞ்சம் சுருங்குகிறது. இரண்டு அண்டை விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான தூரம் முதலில் பூஜ்ஜியத்திலிருந்து ஒரு குறிப்பிட்ட அதிகபட்சமாக அதிகரிக்கிறது, பின்னர் மீண்டும் பூஜ்ஜியமாக குறைகிறது.

இரண்டாவது தீர்வில், விரிவாக்க வீதம் மிக அதிகமாக இருப்பதால், புவியீர்ப்பு விசையால் அதை ஒருபோதும் நிறுத்த முடியாது, இருப்பினும் அது ஓரளவு மெதுவாக்குகிறது. இந்த மாதிரியில் அண்டை விண்மீன் திரள்களைப் பிரிப்பது பூஜ்ஜிய தூரத்தில் தொடங்குகிறது, பின்னர் அவை நிலையான வேகத்தில் சிதறுகின்றன. இறுதியாக, மூன்றாவது தீர்வு உள்ளது, இதில் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க விகிதம் தலைகீழ் சுருக்கம் அல்லது சரிவைத் தடுக்க மட்டுமே போதுமானது. இந்த வழக்கில், பிரிவு பூஜ்ஜியத்திலிருந்து தொடங்கி காலவரையின்றி அதிகரிக்கிறது. இருப்பினும், விரிவாக்க வேகம் தொடர்ந்து குறைந்து வருகிறது, இருப்பினும் அது பூஜ்ஜியத்தை எட்டாது.

முதல் வகை ஃப்ரீட்மேன் மாதிரியின் குறிப்பிடத்தக்க அம்சம் என்னவென்றால், பிரபஞ்சம் விண்வெளியில் எல்லையற்றது அல்ல, ஆனால் விண்வெளிக்கு எல்லைகள் இல்லை. இந்த விஷயத்தில் ஈர்ப்பு மிகவும் வலுவானது, விண்வெளி வளைந்து, பூமியின் மேற்பரப்பைப் போல தன்னைத்தானே மூடுகிறது. பூமியின் மேற்பரப்பில் ஒரு திசையில் பயணிக்கும் ஒரு நபர் ஒருபோதும் கடக்க முடியாத தடையை எதிர்கொள்வதில்லை, மேலும் "பூமியின் விளிம்பிலிருந்து" விழும் அபாயம் இல்லை, ஆனால் வெறுமனே தொடக்கப் புள்ளிக்குத் திரும்புகிறார். இது ப்ரீட்மேனின் முதல் மாதிரியில் உள்ள இடம், ஆனால் பூமியின் மேற்பரப்பில் உள்ளார்ந்த இரண்டு பரிமாணங்களுக்கு பதிலாக, அது மூன்று உள்ளது. நான்காவது பரிமாணம் - நேரம் - வரையறுக்கப்பட்ட அளவைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் அதை இரண்டு விளிம்புகள் அல்லது எல்லைகள், ஒரு ஆரம்பம் மற்றும் முடிவு கொண்ட ஒரு கோட்டுடன் ஒப்பிடலாம். அடுத்து நாம் பொதுவான சார்பியல் கோட்பாடு மற்றும் நிச்சயமற்ற கொள்கை ஆகியவற்றின் கலவையைக் காண்பிப்போம் குவாண்டம் இயக்கவியல்ஒரே நேரத்தில் வரம்புகள் அல்லது எல்லைகள் இல்லாத அதே சமயம் இடம் மற்றும் நேரத்தின் துல்லியத்தை அனுமதிக்கிறது. ஒரு விண்வெளிப் பயணி பிரபஞ்சத்தைச் சுற்றி வந்து தனது தொடக்கப் புள்ளிக்குத் திரும்புவது அறிவியல் புனைகதைகளுக்கு நல்லது, ஆனால் நடைமுறை மதிப்பு இல்லை, ஏனெனில் - இதை நிரூபிக்க முடியும் - பயணி திரும்புவதற்கு முன்பு பிரபஞ்சம் பூஜ்ஜியமாக சுருங்கிவிடும். ஆரம்ப புள்ளி. பிரபஞ்சம் இல்லாமல் போகும் முன் தொடக்கப் புள்ளிக்குத் திரும்ப, இந்த ஏழை ஒளியை விட வேகமாக நகர வேண்டும், ஐயோ, நமக்குத் தெரிந்த இயற்கையின் விதிகள் அனுமதிக்காது.

எந்த ஃப்ரீட்மேன் மாதிரி நமது பிரபஞ்சத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது? பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் நின்றுவிடுமா, சுருக்கத்திற்கு வழி வகுக்கும், அல்லது அது என்றென்றும் தொடருமா? இந்த கேள்விக்கு பதிலளிக்க, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க வீதத்தையும், தற்போதைய அதன் சராசரி அடர்த்தியையும் நாம் அறிந்து கொள்ள வேண்டும். இந்த அடர்த்தியானது விரிவாக்க விகிதத்தால் நிர்ணயிக்கப்பட்ட ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கிய மதிப்பை விட குறைவாக இருந்தால், விண்மீன் திரள்களின் பின்வாங்கலை நிறுத்துவதற்கு ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு மிகவும் பலவீனமாக இருக்கும். முக்கிய மதிப்பை விட அடர்த்தி அதிகமாக இருந்தால், புவியீர்ப்பு விரைவில் அல்லது பின்னர் விரிவாக்கத்தை நிறுத்தி, தலைகீழ் சுருக்கம் தொடங்கும்.

டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்தி, மற்ற விண்மீன் திரள்கள் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்லும் வேகத்தை அளவிடுவதன் மூலம் தற்போதைய விரிவாக்க விகிதத்தை நாம் தீர்மானிக்க முடியும். இதைக் கொண்டு செய்யலாம் உயர் துல்லியம். இருப்பினும், விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரம் நன்கு அறியப்படவில்லை, ஏனெனில் நாம் அவற்றை அளவிடுகிறோம் மறைமுக முறைகள். நமக்கு ஒன்று தெரியும்: பிரபஞ்சம் ஒவ்வொரு பில்லியன் வருடங்களுக்கும் சுமார் 5-10% விரிவடைகிறது. இருப்பினும், பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் தற்போதைய அடர்த்தி பற்றிய நமது மதிப்பீடுகள் இன்னும் பெரிய நிச்சயமற்ற தன்மைக்கு உட்பட்டவை.

நமது மற்றும் நமக்குப் புலப்படும் பிற விண்மீன் திரள்களில் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களின் நிறைகளைக் கூட்டினால், பிரபஞ்சத்தின் மெதுவான வேகத்தில் கூட விரிவடைவதைத் தடுக்கத் தேவையான மதிப்பில் நூறில் ஒரு பங்கிற்கும் குறைவாகவே இருக்கும். எவ்வாறாயினும், நமது மற்றும் பிற விண்மீன் திரள்களில் அதிக அளவு இருண்ட பொருள் இருப்பதை நாம் அறிவோம், அதை நாம் நேரடியாகக் கவனிக்க முடியாது, இருப்பினும், நட்சத்திரங்கள் மற்றும் விண்மீன் வாயுக்களின் சுற்றுப்பாதையில் அதன் ஈர்ப்பு விளைவு மூலம் அதன் செல்வாக்கு கண்டறியப்படுகிறது. மேலும், பெரும்பாலான விண்மீன் திரள்கள் மாபெரும் கொத்துகளை உருவாக்குகின்றன, மேலும் இந்த கொத்துகளில் உள்ள விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையே இன்னும் கூடுதலான இருண்ட பொருள் இருப்பதை விண்மீன் திரள்களின் இயக்கத்தில் அது ஏற்படுத்தும் விளைவைக் கொண்டு கணிக்க முடியும். ஆனால் இந்த இருண்ட பொருளைச் சேர்த்தாலும், விரிவாக்கத்தைத் தடுக்கத் தேவையான பத்தில் ஒரு பங்கு நமக்கு இன்னும் கிடைக்கிறது. எவ்வாறாயினும், இன்னும் நம்மால் அடையாளம் காணப்படாத பிற வடிவங்கள் உள்ளன, அவை பிரபஞ்சத்தின் சராசரி அடர்த்தியை ஒரு முக்கியமான மதிப்புக்கு உயர்த்தக்கூடும், இது விரிவாக்கத்தை நிறுத்தக்கூடும்.

எனவே, பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடையும் என்று தற்போதுள்ள சான்றுகள் தெரிவிக்கின்றன. ஆனால் அதில் பந்தயம் கட்ட வேண்டாம். பிரபஞ்சம் வீழ்ச்சியடையும் பட்சத்தில், குறைந்தபட்சம் அதே காலகட்டத்திற்கு விரிவடைந்து வருவதால், இது இன்னும் பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முன்னதாக நடக்காது என்பதை மட்டுமே நாம் உறுதியாக நம்ப முடியும். எனவே முன்கூட்டியே கவலைப்பட தேவையில்லை. நாம் சூரிய குடும்பத்திற்கு வெளியே குடியேறத் தவறினால், மனிதகுலம் அதற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே நமது நட்சத்திரமான சூரியனுடன் சேர்ந்து அழிந்துவிடும்.

பிக் பேங்

சிறப்பியல்பு அம்சம்ப்ரீட்மேனின் மாதிரியிலிருந்து விளைந்த அனைத்து தீர்வுகளும், அவர்களின் கூற்றுப்படி, தொலைதூர கடந்த காலத்தில், 10 அல்லது 20 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, பிரபஞ்சத்தில் அண்டை விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான தூரம் பூஜ்ஜியமாக இருக்க வேண்டும். பிக் பேங் என்று அழைக்கப்படும் இந்த நேரத்தில், பிரபஞ்சத்தின் அடர்த்தி மற்றும் விண்வெளி நேரத்தின் வளைவு ஆகியவை எண்ணற்ற பெரியதாக இருந்தன. இதன் பொருள், ஃபிரைட்மேன் மாதிரியின் அனைத்து தீர்வுகளும் அடிப்படையாகக் கொண்ட பொதுவான சார்பியல் கோட்பாடு, பிரபஞ்சத்தில் ஒரு சிறப்பு, ஒருமைப் புள்ளி இருப்பதை முன்னறிவிக்கிறது.

நமது அறிவியல் கோட்பாடுகள் அனைத்தும் விண்வெளி நேரம் மென்மையானது மற்றும் கிட்டத்தட்ட தட்டையானது என்ற அனுமானத்தின் அடிப்படையில் கட்டமைக்கப்பட்டுள்ளது, எனவே அவை அனைத்தும் பிக் பேங்கின் தனித்தன்மையில் (ஒருமையில்) உடைகின்றன, அங்கு விண்வெளி நேரத்தின் வளைவு எல்லையற்றது. இதன் பொருள், பிக் பேங்கிற்கு முன் சில நிகழ்வுகள் நடந்தாலும், பின்னர் என்ன நடந்தது என்பதை தீர்மானிக்க அவற்றைப் பயன்படுத்த முடியாது, ஏனென்றால் பிக் பேங்கின் தருணத்தில் அனைத்து முன்கணிப்புகளும் உடைந்தன. அதன்படி, பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு என்ன நடந்தது என்பதை மட்டுமே அறிந்து, அதற்கு முன் என்ன நடந்தது என்பதை நிறுவ முடியாது. நமக்குப் பொருந்தும்படி, பிக் பேங்கிற்கு முந்தைய அனைத்து நிகழ்வுகளும் எந்த விளைவையும் ஏற்படுத்தாது, எனவே பிரபஞ்சத்தின் அறிவியல் மாதிரியின் ஒரு பகுதியாக இருக்க முடியாது. நாம் அவர்களை மாதிரியிலிருந்து விலக்க வேண்டும் மற்றும் நேரம் பெருவெடிப்புடன் தொடங்கியது என்று சொல்ல வேண்டும்.

நேரத்துக்கு ஒரு ஆரம்பம் இருக்கிறது என்ற எண்ணம் பலருக்குப் பிடிக்கவில்லை, ஒருவேளை அது தெய்வீகத் தலையீட்டின் காரணமாக இருக்கலாம். (மறுபுறம், கத்தோலிக்க திருச்சபை பிக் பேங் மாதிரியைக் கைப்பற்றியது மற்றும் 1951 இல், அந்த மாதிரி பைபிளுடன் ஒத்துப்போகிறது என்று அதிகாரப்பூர்வமாக அறிவித்தது.) பிக் பேங் இருந்தது என்ற முடிவைத் தவிர்க்க முயற்சிகள் மேற்கொள்ளப்பட்டுள்ளன. நிலையான பிரபஞ்சத்தின் கோட்பாடு பரந்த ஆதரவைப் பெற்றது. இது 1948 ஆம் ஆண்டில் நாஜி ஆக்கிரமிக்கப்பட்ட ஆஸ்திரியாவிலிருந்து தப்பி ஓடிய ஹெர்மன் பாண்டி மற்றும் தாமஸ் கோல்ட் ஆகியோரால் முன்மொழியப்பட்டது, மேலும் ரேடார்களை மேம்படுத்துவதற்காக போரின் போது அவர்களுடன் இணைந்து பணியாற்றிய பிரிட்டன் பிரெட் ஹோய்ல் ஆகியோருடன் இணைந்து இது முன்மொழியப்பட்டது. விண்மீன் திரள்கள் பிரிந்து செல்வதால், அவற்றுக்கிடையே உள்ள இடைவெளியில் புதிதாக உருவாகும் பொருளில் இருந்து புதிய விண்மீன் திரள்கள் தொடர்ந்து உருவாகின்றன என்பது அவர்களின் கருத்து. அதனால்தான் பிரபஞ்சம் எல்லா நேரங்களிலும், அதே போல் விண்வெளியில் எந்தப் புள்ளியிலிருந்தும் தோராயமாக ஒரே மாதிரியாகத் தெரிகிறது.

நிலையான பிரபஞ்சத்தின் கோட்பாட்டிற்கு, புதிய பொருளின் நிலையான உருவாக்கத்தை அனுமதிக்கும் பொதுவான சார்பியல் கோட்பாட்டில் இத்தகைய மாற்றம் தேவைப்பட்டது, ஆனால் அதன் உருவாக்கம் விகிதம் மிகவும் குறைவாக இருந்தது - ஒரு வருடத்திற்கு ஒரு கன கிலோமீட்டருக்கு ஒரு அடிப்படை துகள் - அந்த யோசனை பாண்டி, கோல்ட் மற்றும் ஹோய்ல் சோதனை தரவுகளுடன் முரண்படவில்லை. அவர்களின் கோட்பாடு "ஒலி", அதாவது, அது போதுமான எளிமையானது மற்றும் சோதனை ரீதியாக சோதிக்கக்கூடிய தெளிவான கணிப்புகளை வழங்கியது. அத்தகைய ஒரு கணிப்பு என்னவென்றால், பிரபஞ்சத்தில் நாம் எங்கு பார்த்தாலும், எப்போது பார்த்தாலும், எந்த ஒரு குறிப்பிட்ட அளவிலான விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன் திரள்கள் அல்லது விண்மீன் போன்ற பொருட்களின் எண்ணிக்கை ஒரே மாதிரியாக இருக்கும்.

1950 களின் பிற்பகுதியில் - 1960 களின் முற்பகுதியில். மார்ட்டின் ரைல் தலைமையிலான கேம்பிரிட்ஜில் இருந்து வானியலாளர்கள் குழு, விண்வெளியில் ரேடியோ உமிழ்வு ஆதாரங்களை ஆய்வு செய்தது. என்று மாறியது பெரும்பாலானவைஅத்தகைய ஆதாரங்கள் நமது கேலக்ஸிக்கு வெளியே இருக்க வேண்டும் மற்றும் அவற்றில் வலுவானவற்றை விட பலவீனமானவை உள்ளன. பலவீனமான ஆதாரங்கள் தொலைதூரமாகக் கருதப்பட்டன, மேலும் வலுவான ஆதாரங்கள் நெருக்கமாகக் கருதப்பட்டன. மற்றொரு விஷயம் தெளிவாகியது: ஒரு யூனிட் தொகுதிக்கு நெருக்கமான ஆதாரங்களின் எண்ணிக்கை தொலைதூரத்தை விட குறைவாக உள்ளது.

வானொலி மூலங்களின் அடர்த்தியானது பிரபஞ்சத்தின் மற்ற பகுதிகளை விட மிகக் குறைவாக இருக்கும் ஒரு பரந்த பிராந்தியத்தின் மையத்தில் நாம் அமைந்துள்ளோம் என்று இது அர்த்தப்படுத்துகிறது. அல்லது கடந்த காலத்தில், ரேடியோ அலைகள் நம்மை நோக்கி பயணத்தைத் தொடங்கும் போது, ​​இப்போது இருப்பதை விட அதிகமான கதிர்வீச்சு ஆதாரங்கள் இருந்தன. முதல் மற்றும் இரண்டாவது விளக்கங்கள் நிலையான பிரபஞ்சத்தின் கோட்பாட்டிற்கு முரணாக உள்ளன. மேலும், 1965 இல் பென்ஜியாஸ் மற்றும் வில்சன் ஆகியோரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட நுண்ணலை உமிழ்வு, கடந்த காலத்தில் எப்போதாவது பிரபஞ்சம் மிகவும் அடர்த்தியாக இருந்திருக்க வேண்டும் என்பதைக் குறிக்கிறது. எனவே ஒரு நிலையான பிரபஞ்சத்தின் கோட்பாடு வருத்தமின்றி புதைக்கப்பட்டது.

1963 ஆம் ஆண்டில் சோவியத் விஞ்ஞானிகளான எவ்ஜெனி லிஃப்ஷிட்ஸ் மற்றும் ஐசக் கலாட்னிகோவ் ஆகியோரால் ஒரு பெருவெடிப்பு இருந்தது மற்றும் காலத்திற்கு ஒரு ஆரம்பம் உள்ளது என்ற முடிவைத் தவிர்க்க மற்றொரு முயற்சி மேற்கொள்ளப்பட்டது. ப்ரீட்மேனின் மாதிரிகளின் சில விசித்திரமான அம்சங்களை பெருவெடிப்பு பிரதிநிதித்துவப்படுத்தலாம் என்று அவர்கள் பரிந்துரைத்தனர், இவை அனைத்தும் உண்மையான பிரபஞ்சத்தின் தோராயமானவை. ஒருவேளை, உண்மையான பிரபஞ்சத்தை தோராயமாக விவரிக்கும் அனைத்து மாதிரிகளிலும், ஃபிரைட்மேனின் மாதிரிகள் மட்டுமே பிக் பேங் ஒருமைப்பாட்டைக் கொண்டிருக்கின்றன. இந்த மாதிரிகளில், விண்மீன் திரள்கள் நேர்கோட்டில் விண்வெளியில் சிதறுகின்றன.

எனவே, கடந்த காலத்தில் அவை அனைத்தும் ஒரே புள்ளியில் அமைந்திருப்பதில் ஆச்சரியமில்லை. இருப்பினும், உண்மையான பிரபஞ்சத்தில், விண்மீன் திரள்கள் நேர் கோடுகளில் அல்ல, மாறாக சற்று வளைந்த பாதைகளில் சிதறுகின்றன. எனவே ஆரம்ப நிலையில் அவை ஒன்றுக்கு மேற்பட்ட இடங்களில் அமைந்திருந்தன வடிவியல் புள்ளி, ஆனால் ஒருவருக்கொருவர் மிக நெருக்கமாக. எனவே தற்போதைய விரிவடையும் பிரபஞ்சம் பெருவெடிப்பு ஒருமையில் இருந்து உருவானது அல்ல, மாறாக முந்தைய சுருங்குதல் கட்டத்தில் இருந்து தோன்றியிருக்கலாம்; பிரபஞ்சத்தின் வீழ்ச்சியின் போது, ​​அனைத்து துகள்களும் ஒன்றோடொன்று மோத வேண்டியதில்லை; அவற்றில் சில நேரடி மோதலைத் தவிர்த்து, பிரிந்து பறந்து, இன்று நாம் கவனிக்கும் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் படத்தை உருவாக்குகின்றன. உண்மையான பிரபஞ்சம் பெருவெடிப்புடன் தொடங்கியது என்று சொல்ல முடியுமா?

லிஃப்ஷிட்ஸ் மற்றும் கலாட்னிகோவ் ஆகியோர் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரிகளைப் படித்தனர், அவை ப்ரீட்மேனின் மாதிரிகளைப் போலவே இருந்தன, ஆனால் அவை ஒரே மாதிரியான தன்மையை கணக்கில் எடுத்துக்கொண்டன. சீரற்ற விநியோகம்உண்மையான பிரபஞ்சத்தில் உள்ள விண்மீன் திரள்களின் வேகம். விண்மீன் திரள்கள் கண்டிப்பாக நேர்கோட்டில் சிதறாவிட்டாலும், அத்தகைய மாதிரிகள் பெருவெடிப்புடன் தொடங்கலாம் என்று அவர்கள் காட்டினர். இருப்பினும், அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் ஒரு நேர் கோட்டில் நகரும் குறிப்பிட்ட குறிப்பிட்ட மாதிரிகளில் மட்டுமே இது சாத்தியம் என்று லிஃப்ஷிட்ஸ் மற்றும் கலாட்னிகோவ் வாதிட்டனர்.

ப்ரைட்மேன் போன்ற மாதிரிகள் பிக் பேங் ஒருமைப்பாட்டைக் கொண்டிருக்காத பல மாதிரிகள் இருப்பதால், விஞ்ஞானிகள் நியாயப்படுத்தினர், பிக் பேங்கின் நிகழ்தகவு மிகக் குறைவு என்று நாம் முடிவு செய்ய வேண்டும். இருப்பினும், ஃபிரைட்மேன் போன்ற ஒருமைப்பாடுகளைக் கொண்ட மாதிரிகள் மற்றும் விண்மீன் திரள்கள் எந்த குறிப்பிட்ட வழியிலும் நகரக்கூடாது, அவை மிகவும் பெரியவை என்பதை அவர்கள் பின்னர் அங்கீகரிக்க வேண்டியிருந்தது. 1970 இல் அவர்கள் தங்கள் கருதுகோளை முற்றிலுமாக கைவிட்டனர்.

லிஃப்ஷிட்ஸ் மற்றும் கலாட்னிகோவ் ஆகியோர் செய்த பணி மதிப்புமிக்கதாக இருந்தது, ஏனெனில் பொது சார்பியல் சரியாக இருந்தால், பிரபஞ்சம் ஒரு தனித்தன்மையைக் கொண்டிருக்க முடியும் - பெருவெடிப்பு - இது. இருப்பினும், அவர்கள் ஒரு முக்கியமான கேள்வியைத் தீர்க்கவில்லை: நமது பிரபஞ்சம் ஒரு பெருவெடிப்பைக் கொண்டிருந்திருக்க வேண்டும், காலத்தின் தொடக்கமாக இருக்க வேண்டும் என்று பொது சார்பியல் கணித்திருக்கிறதா? இதற்கான பதில் முற்றிலும் மாறுபட்ட அணுகுமுறையால் வழங்கப்பட்டது, 1965 ஆம் ஆண்டில் ஆங்கில இயற்பியலாளர் ரோஜர் பென்ரோஸ் முன்மொழிந்தார். பென்ரோஸ் சார்பியல் கோட்பாட்டில் ஒளிக் கூம்புகள் என்று அழைக்கப்படும் நடத்தையைப் பயன்படுத்தினார் மற்றும் ஈர்ப்பு எப்போதும் நட்சத்திரங்களைக் காட்ட ஈர்ப்பை ஏற்படுத்துகிறது. அவை அவற்றின் சொந்த ஈர்ப்பு விசையின் செல்வாக்கின் கீழ் சரிந்து, பூஜ்ஜிய பரிமாணங்களுக்கு சுருக்கப்பட்ட எல்லைகளுக்குள் இருக்கும். இதன் பொருள் நட்சத்திரத்தின் அனைத்துப் பொருட்களும் பூஜ்ஜிய கன அளவின் ஒரு புள்ளியில் சுருக்கப்பட்டுள்ளது, இதனால் பொருளின் அடர்த்தி மற்றும் விண்வெளி நேரத்தின் வளைவு எல்லையற்றதாக மாறும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், கருந்துளை எனப்படும் விண்வெளி நேரத்தின் ஒரு பகுதியில் ஒரு தனித்தன்மை உள்ளது.

முதல் பார்வையில், பென்ரோஸின் முடிவுகள் கடந்த காலத்தில் ஒரு பெருவெடிப்பு ஒருமை இருந்ததா என்பது பற்றி எதுவும் கூறவில்லை.இருப்பினும், அதே நேரத்தில் பென்ரோஸ் அவரது தேற்றத்தைக் கண்டறிந்தார், அப்போது பட்டதாரி மாணவனாக இருந்த நான், ஒரு கணித சிக்கலைத் தீவிரமாகத் தேடிக்கொண்டிருந்தேன். என் ஆய்வுக்கட்டுரை. பென்ரோஸின் தேற்றத்தில் நேரத்தின் திசையை நாம் மாற்றினால், சரிவு விரிவாக்கத்தால் மாற்றப்பட்டால், தற்போதைய பிரபஞ்சம் தோராயமாக ஃபிரைட்மேனின் மாதிரியுடன் பெரிய அளவில் ஒத்திருக்கும் வரை, தேற்றத்தின் நிலைமைகள் அப்படியே இருக்கும் என்பதை நான் உணர்ந்தேன். எந்த ஒரு நட்சத்திரத்தின் சரிவும் ஒரு தனித்தன்மையில் முடிவடைகிறது என்ற பென்ரோஸின் தேற்றத்தில் இருந்து இது பின்பற்றப்பட்டது, மேலும் எனது உதாரணம் நேரத்தை மாற்றியமைக்கும் எந்த ப்ரீட்மேன் பிரபஞ்சத்தை விரிவுபடுத்துவதும் ஒருமையில் இருந்து எழ வேண்டும் என்பதை நிரூபித்தது. முற்றிலும் தொழில்நுட்ப காரணங்களுக்காக, பென்ரோஸின் தேற்றம் விண்வெளியில் எல்லையற்றதாக இருக்க வேண்டும் என்று கோரியது. ஒரு விஷயத்தில் மட்டுமே தனித்தன்மைகள் எழுகின்றன என்பதை நிரூபிக்க இதைப் பயன்படுத்தலாம்: அதிக விரிவாக்க விகிதம் பிரபஞ்சத்தின் தலைகீழ் சுருக்கத்தை விலக்கினால், ஃபிரைட்மேன் மாதிரி மட்டுமே விண்வெளியில் எல்லையற்றது.

அடுத்த சில ஆண்டுகளில், இதையும் மற்றவற்றையும் நீக்கும் புதிய கணித நுட்பங்களை நான் உருவாக்கினேன் தொழில்நுட்ப குறிப்புகள்தனித்தன்மைகள் இருக்க வேண்டும் என்பதை நிரூபிக்கும் கோட்பாடுகளிலிருந்து. இதன் விளைவாக, 1970 இல் பென்ரோஸ் மற்றும் நானும் இணைந்து வெளியிட்ட ஒரு கூட்டுக் கட்டுரை, பொதுச் சார்பியல் சரியானது மற்றும் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் அளவு நாம் கவனித்ததற்குப் பொருந்தினால் பெருவெடிப்பு ஒருமைப்பாடு இருந்திருக்க வேண்டும் என்று வாதிட்டது.

லிஃப்ஷிட்ஸ் மற்றும் கலாட்னிகோவ் அறிவித்த "கட்சிக் கொள்கையை" கடைப்பிடித்த சோவியத் விஞ்ஞானிகளிடமிருந்தும், ஐன்ஸ்டீனின் கோட்பாட்டின் அழகைப் புண்படுத்தும் ஒருமை என்ற எண்ணத்தின் மீது வெறுப்பு கொண்டவர்களிடமிருந்தும் ஏராளமான எதிர்ப்புகள் வந்தன. இருப்பினும், கணித தேற்றத்துடன் வாதிடுவது கடினம். எனவே, பிரபஞ்சத்திற்கு ஒரு ஆரம்பம் இருந்திருக்க வேண்டும் என்பது இப்போது பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்படுகிறது.

நம்மைச் சுற்றியுள்ள உலகின் அறிவின் வரலாற்றில், ஒரு பொதுவான திசை தெளிவாகத் தெரியும் - இயற்கையின் விவரிக்க முடியாத தன்மையை படிப்படியாக அங்கீகரிப்பது, எல்லா வகையிலும் அதன் முடிவிலி. பிரபஞ்சம் விண்வெளி மற்றும் நேரத்தில் எல்லையற்றது, மேலும் "முதல் உந்துவிசை" பற்றிய I. நியூட்டனின் கருத்துக்களை நாம் நிராகரித்தால், இந்த வகையான உலகக் கண்ணோட்டம் முற்றிலும் பொருள்முதல்வாதமாக கருதப்படலாம். நியூட்டனின் யுனிவர்ஸ் விண்வெளி என்பது அனைத்து வான உடல்களின் கொள்கலன் என்று வாதிட்டது, அதன் இயக்கம் மற்றும் வெகுஜனத்துடன் அது எந்த வகையிலும் இணைக்கப்படவில்லை; பிரபஞ்சம் எப்போதும் ஒரே மாதிரியாக இருக்கிறது, அதாவது நிலையானது, இருப்பினும் உலகங்களின் இறப்பு மற்றும் பிறப்பு அதில் தொடர்ந்து நிகழ்கிறது.

நியூட்டனின் அண்டவியலின் வானம் மேகமற்றதாக இருக்கும் என்று உறுதியளித்ததாகத் தெரிகிறது. இருப்பினும், மிக விரைவில் நான் எதிர்மாறாக நம்ப வேண்டியிருந்தது. 19 ஆம் நூற்றாண்டின் போது. மூன்று முரண்பாடுகள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன, அவை அண்டவியல் எனப்படும் மூன்று முரண்பாடுகளின் வடிவத்தில் உருவாக்கப்பட்டன. அவை பிரபஞ்சத்தின் முடிவிலியின் கருத்தை குறைமதிப்பிற்கு உட்படுத்துவதாகத் தோன்றியது.

ஃபோட்டோமெட்ரிக் முரண்பாடு.பிரபஞ்சம் எல்லையற்றது மற்றும் அதில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் சமமாக விநியோகிக்கப்பட்டிருந்தால், எந்த திசையிலும் நாம் சில நட்சத்திரங்களைப் பார்க்க வேண்டும். இந்த வழக்கில், வானத்தின் பின்னணி சூரியனைப் போல திகைப்பூட்டும் வகையில் பிரகாசமாக இருக்கும்.

ஈர்ப்பு முரண்பாடு.பிரபஞ்சம் எல்லையற்றது மற்றும் நட்சத்திரங்கள் அதன் இடத்தை ஒரே மாதிரியாக ஆக்கிரமித்தால், ஒவ்வொரு புள்ளியிலும் ஈர்ப்பு விசை எல்லையற்றதாக இருக்க வேண்டும், எனவே, அண்ட உடல்களின் ஒப்பீட்டு முடுக்கம் எல்லையற்றதாக இருக்கும், இது அறியப்பட்டபடி, வழக்கு அல்ல.

தெர்மோடைனமிக் முரண்பாடு.வெப்ப இயக்கவியலின் இரண்டாவது விதியின்படி, பிரபஞ்சத்தின் அனைத்து இயற்பியல் செயல்முறைகளும் இறுதியில் வெப்பத்தின் வெளியீட்டில் இறங்குகின்றன, இது விண்வெளியில் மீளமுடியாமல் சிதறடிக்கப்படுகிறது. விரைவில் அல்லது பின்னர் அனைத்து உடல்களும் வெப்பநிலைக்கு குளிர்ச்சியடையும் முழுமையான பூஜ்ஜியம், இயக்கம் நின்றுவிடும் மற்றும் "வெப்ப மரணம்" என்றென்றும் நிகழும். பிரபஞ்சத்திற்கு ஒரு ஆரம்பம் இருந்தது மற்றும் தவிர்க்க முடியாமல் முடிவடையும்.

20 ஆம் நூற்றாண்டின் முதல் காலாண்டு கண்டனத்தின் மந்தமான எதிர்பார்ப்பில் நிறைவேற்றப்பட்டது. யாரும், நிச்சயமாக, பிரபஞ்சத்தின் முடிவிலியை மறுக்க விரும்பவில்லை, ஆனால், மறுபுறம், நிலையான பிரபஞ்சத்தின் அண்டவியல் முரண்பாடுகளை யாரும் அகற்ற முடியவில்லை. ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீனின் மேதை மட்டுமே அண்டவியல் விவாதங்களுக்கு ஒரு புதிய உணர்வைக் கொண்டுவந்தார்.

நியூட்டனின் கிளாசிக்கல் இயற்பியல், ஏற்கனவே குறிப்பிட்டுள்ளபடி, உடல்களின் ஒரு கொள்கலனாக விண்வெளி கருதப்படுகிறது. நியூட்டனின் கூற்றுப்படி, உடல்களுக்கும் விண்வெளிக்கும் இடையில் எந்த தொடர்பும் இருக்க முடியாது.

1916 ஆம் ஆண்டில், ஏ. ஐன்ஸ்டீன் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டின் அடித்தளத்தை வெளியிட்டார். அதன் முக்கிய யோசனைகளில் ஒன்று, பொருள் உடல்கள், குறிப்பாக பெரிய வெகுஜனங்கள், குறிப்பிடத்தக்க வகையில் இடத்தை வளைக்கிறது. இதன் காரணமாக, எடுத்துக்காட்டாக, சூரியனுக்கு அருகில் செல்லும் ஒளியின் கதிர் அதன் அசல் திசையை மாற்றுகிறது.

நாம் கவனிக்கும் பிரபஞ்சத்தின் முழுப் பகுதியிலும், பொருள் சமமாக விண்வெளியில் "பரவியது" மற்றும் அதே விதிகள் அதன் எந்தப் புள்ளியிலும் பொருந்தும் என்று இப்போது கற்பனை செய்வோம். அண்டப் பொருளின் ஒரு குறிப்பிட்ட சராசரி அடர்த்தியில், பிரபஞ்சத்தின் தேர்ந்தெடுக்கப்பட்ட வரையறுக்கப்பட்ட பகுதியானது இடத்தை மட்டும் வளைக்கும்.

அதை "தானே" கூட மூடும். பிரபஞ்சம் (இன்னும் துல்லியமாக, அதன் தேர்ந்தெடுக்கப்பட்ட பகுதி) ஒரு மூடிய உலகமாக மாறும், இது ஒரு சாதாரண கோளத்தை நினைவூட்டுகிறது. ஆனால் இது ஒரு நான்கு பரிமாணக் கோளமாகவோ அல்லது மிகைக்கோளமாகவோ இருக்கும், முப்பரிமாண மனிதர்களான நம்மால் கற்பனை செய்து பார்க்க முடியாது. இருப்பினும், ஒப்புமை மூலம் சிந்திப்பதன் மூலம், மிகைக்கோளத்தின் சில பண்புகளை நாம் எளிதாகப் புரிந்து கொள்ளலாம். இது, ஒரு சாதாரண கோளத்தைப் போலவே, வரையறுக்கப்பட்ட பருப்பொருளைக் கொண்ட வரையறுக்கப்பட்ட தொகுதியைக் கொண்டுள்ளது. அண்டவெளியில் நீங்கள் எப்போதும் ஒரே திசையில் பறந்தால், குறிப்பிட்ட எண்ணிக்கையிலான பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு நீங்கள் உங்கள் தொடக்கப் புள்ளியைப் பெறலாம்.

மூடிய பிரபஞ்சத்தின் சாத்தியக்கூறு பற்றிய யோசனை முதலில் ஏ. ஐன்ஸ்டீனால் வெளிப்படுத்தப்பட்டது. 1922 ஆம் ஆண்டில், சோவியத் கணிதவியலாளர் ஏ.ஏ.பிரைட்மேன் ஐன்ஸ்டீனின் "மூடப்பட்ட பிரபஞ்சம்" நிலையானதாக இருக்க முடியாது என்பதை நிரூபித்தார். எந்தவொரு சந்தர்ப்பத்திலும், அதன் இடம் அதன் அனைத்து உள்ளடக்கங்களுடனும் விரிவடைகிறது அல்லது சுருங்குகிறது.

1929 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர் E. ஹப்பிள் ஒரு குறிப்பிடத்தக்க வடிவத்தைக் கண்டுபிடித்தார்: பெரும்பாலான விண்மீன் திரள்களின் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகள் சிவப்பு முனையை நோக்கி நகர்த்தப்படுகின்றன, மேலும் விண்மீன் நம்மிடம் இருந்து மேலும் உடல்களின் இடப்பெயர்ச்சி அதிகமாகும். இந்த சுவாரஸ்யமான நிகழ்வு ரெட்ஷிஃப்ட் என்று அழைக்கப்படுகிறது. டாப்ளர் விளைவு மூலம் சிவப்பு மாற்றத்தை விளக்கியது, அதாவது, மூலத்தின் இயக்கம் காரணமாக ஒளியின் அலைநீளத்தில் ஏற்படும் மாற்றம், விஞ்ஞானிகள் நமக்கும் பிற விண்மீன் திரள்களுக்கும் இடையிலான தூரம் தொடர்ந்து அதிகரித்து வருகிறது என்ற முடிவுக்கு வந்தனர். நிச்சயமாக, விண்மீன் திரள்கள் நமது கேலக்ஸியில் இருந்து எல்லா திசைகளிலும் பறந்து செல்வதில்லை, இது மெட்டாகலக்ஸியில் எந்த சிறப்பு இடத்தையும் ஆக்கிரமிக்கவில்லை, ஆனால் அனைத்து விண்மீன் திரள்களின் பரஸ்பர நீக்கம் உள்ளது. இதன் பொருள், எந்த விண்மீன் மண்டலத்திலும் அமைந்துள்ள ஒரு பார்வையாளரால், நம்மைப் போலவே, ஒரு சிவப்பு மாற்றத்தைக் கண்டறிய முடியும்; எல்லா விண்மீன் திரள்களும் அவரிடமிருந்து விலகிச் செல்வதாக அவருக்குத் தோன்றும். இதனால், மெட்டாகலக்ஸி நிலையானது அல்ல. Metagalaxy இன் விரிவாக்கத்தின் கண்டுபிடிப்பு, கடந்த காலத்தில் இருந்த Metagalaxy இப்போது இருப்பதைப் போல இல்லை, மேலும் எதிர்காலத்தில் அது வேறுவிதமாக மாறும், அதாவது Metagalaxy உருவாகி வருகிறது என்பதைக் குறிக்கிறது.

விண்மீன் திரள்களின் குறையும் வேகம் சிவப்பு மாற்றத்திலிருந்து தீர்மானிக்கப்படுகிறது. பல விண்மீன் திரள்களில் அவை மிகப் பெரியவை, ஒளியின் வேகத்துடன் ஒப்பிடலாம். மிக அதிக வேகம், சில நேரங்களில் அதிகமாக இருக்கும்

எங்களிடமிருந்து மெட்டாகலக்ஸியின் மிகத் தொலைதூரப் பொருட்களாகக் கருதப்படும் சில குவாசர்கள் வினாடிக்கு 250 ஆயிரம் கிமீ வேகத்தைக் கொண்டுள்ளன.

விண்மீன் திரள்களிலிருந்து (ஹப்பிள் விதி) உள்ள தூரத்திற்கு விகிதத்தில் சிவப்பு மாற்றம் (அதனால் விண்மீன் திரள்களை அகற்றும் வேகம்) அதிகரிக்கும் விதியை இவ்வாறு எழுதலாம்: v - nr, இதில் v என்பது விண்மீனின் ரேடியல் வேகம்; r என்பது அதற்கான தூரம்; H என்பது ஹப்பிள் மாறிலி. நவீன மதிப்பீடுகளின்படி, H இன் மதிப்பு வரம்புகளுக்குள் உள்ளது:

இதன் விளைவாக, மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்க விகிதம் 1 Mpc (3 10 19 கிமீ) தூரத்தால் பிரிக்கப்பட்ட விண்மீன் திரள்கள் 50 முதல் 100 கிமீ/வி வேகத்தில் ஒருவருக்கொருவர் விலகிச் செல்கின்றன. விண்மீன் விலகிச் செல்லும் வேகம் தெரிந்தால், தொலைதூர விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தைக் கணக்கிடலாம்.

எனவே, நாம் விரிவடையும் மெட்டாகலக்ஸியில் வாழ்கிறோம். இந்த நிகழ்வு அதன் சொந்த குணாதிசயங்களைக் கொண்டுள்ளது. விண்மீன் திரள்களின் கொத்துகள் மற்றும் சூப்பர் கிளஸ்டர்களின் மட்டத்தில் மட்டுமே மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்கம் வெளிப்படுகிறது, அதாவது, விண்மீன் திரள்களின் கூறுகளைக் கொண்ட அமைப்புகள். மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்கத்தின் மற்றொரு அம்சம் என்னவென்றால், விண்மீன் திரள்கள் சிதறும் மையம் எதுவும் இல்லை.

Metagalaxy இன் விரிவாக்கம் என்பது தற்போது அறியப்பட்ட மிகவும் லட்சியமான இயற்கை நிகழ்வாகும். அதன் சரியான விளக்கம் மிகவும் பெரிய உலகக் கண்ணோட்டத்தின் முக்கியத்துவத்தைக் கொண்டுள்ளது. இந்த நிகழ்வின் காரணத்தை விளக்குவதில், விஞ்ஞானிகளின் தத்துவ பார்வைகளில் ஒரு தீவிர வேறுபாடு கூர்மையாக வெளிப்படுத்தப்பட்டது என்பது தற்செயல் நிகழ்வு அல்ல. அவர்களில் சிலர், முழு பிரபஞ்சத்துடன் மெட்டாகலக்ஸியை அடையாளம் கண்டு, மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்கம் பிரபஞ்சத்தின் இயற்கைக்கு அப்பாற்பட்ட, தெய்வீக தோற்றம் பற்றிய மத நம்பிக்கையை உறுதிப்படுத்துகிறது என்பதை நிரூபிக்க முயற்சிக்கின்றனர். இருப்பினும், பிரபஞ்சத்தில் அறியப்பட்ட இயற்கை செயல்முறைகள் உள்ளன, அவை கடந்த காலத்தில் கவனிக்கப்பட்ட விரிவாக்கத்தை ஏற்படுத்தக்கூடும். எல்லா சாத்தியக்கூறுகளிலும், இவை வெடிப்புகள். தனித்தனி வகை விண்மீன் திரள்களைப் படிக்கும் போதும் அவற்றின் அளவு நம்மை வியக்க வைக்கிறது. மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்கம் என்று ஒருவர் கற்பனை செய்யலாம்

மகத்தான வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தி கொண்ட பொருளின் ஒரு மகத்தான வெடிப்பை நினைவூட்டும் ஒரு நிகழ்வுடன் தொடங்கியது.

பிரபஞ்சம் விரிவடைந்து வருவதால், அது சிறியதாக இருந்ததாகவும், அனைத்து இடங்களும் ஒரு காலத்தில் மிக அடர்த்தியான பொருளாக சுருக்கப்பட்டதாகவும் நினைப்பது இயற்கையானது. நவீன இயற்பியலின் சமன்பாடுகளால் விவரிக்க முடியாத ஒருமைப்பாடு என்று அழைக்கப்படும் தருணம் இதுவாகும். அறியப்படாத காரணங்களுக்காக, வெடிப்பு போன்ற ஒரு செயல்முறை ஏற்பட்டது, அதன் பின்னர் பிரபஞ்சம் "விரிவாக்க" தொடங்கியது. இந்த வழக்கில் நிகழும் செயல்முறைகள் சூடான பிரபஞ்சத்தின் கோட்பாட்டால் விளக்கப்படுகின்றன.

1965 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க விஞ்ஞானிகள் ஏ. பென்ஜியாஸ் மற்றும் ஆர். வில்சன் ஆகியோர் பிரபஞ்சம் அதிக அடர்த்தியான மற்றும் வெப்பமான நிலையில் உள்ளது என்பதற்கான சோதனை ஆதாரங்களைக் கண்டறிந்தனர், அதாவது காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணி கதிர்வீச்சு. நட்சத்திரங்கள், விண்மீன் திரள்கள் அல்லது நெபுலாக்கள் இல்லாதபோது, ​​பிரபஞ்சத்தின் வளர்ச்சியில் அந்த பண்டைய சகாப்தத்தின் தூதர்களான மின்காந்த அலைகளால் விண்வெளி நிரம்பியுள்ளது என்று அது மாறியது. சிஎம்பி கதிர்வீச்சு அனைத்து விண்வெளிகளிலும், அனைத்து விண்மீன் திரள்களிலும் ஊடுருவி, இது மெட்டாகலக்ஸியின் விரிவாக்கத்தில் பங்கேற்கிறது. CMB மின்காந்த கதிர்வீச்சு ரேடியோ வரம்பில் 0.06 செ.மீ முதல் 60 செ.மீ வரை அலைநீளம் உள்ளது.ஆற்றல் பரவலானது 2.7 K வெப்பநிலையுடன் முற்றிலும் கருப்பு உடலின் ஸ்பெக்ட்ரம் போன்றது. CMB கதிர்வீச்சின் ஆற்றல் அடர்த்தி 4 10 -13 erg/ செமீ 3, அதிகபட்ச கதிர்வீச்சு 1.1 மிமீ ஏற்படுகிறது. இந்த வழக்கில், கதிர்வீச்சு ஒரு குறிப்பிட்ட பின்னணியின் தன்மையைக் கொண்டுள்ளது, ஏனெனில் அது அனைத்து இடத்தையும் நிரப்புகிறது மற்றும் முற்றிலும் ஐசோட்ரோபிக் ஆகும். இது பிரபஞ்சத்தின் ஆரம்ப நிலைக்கு சாட்சி.

காஸ்மிக் ரேடியோ குறுக்கீட்டைப் படிக்கும் போது இந்த கண்டுபிடிப்பு தற்செயலாக கண்டுபிடிக்கப்பட்டாலும், காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணி கதிர்வீச்சின் இருப்பு கோட்பாட்டாளர்களால் கணிக்கப்பட்டது என்பது மிகவும் முக்கியமானது. பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு முதல் நிமிடங்களில் எழுந்த இரசாயனத் தனிமங்களின் தோற்றம் பற்றிய கோட்பாட்டை உருவாக்கி, இந்த கதிர்வீச்சைக் கணித்த முதல் நபர்களில் டி.காமோவும் ஒருவர். காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணிக் கதிர்வீச்சின் இருப்பைக் கணிப்பதும், விண்வெளியில் அதைக் கண்டறிவதும் உலகம் மற்றும் அதன் சட்டங்களின் அறிவாற்றலுக்கு மற்றொரு உறுதியான எடுத்துக்காட்டு.

அனைத்து வளர்ந்த டைனமிக் அண்டவியல் மாதிரிகள் ஒருமை எனப்படும் சில சூப்பர்டென்ஸ் மற்றும் சூப்பர் ஹாட் நிலையிலிருந்து பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் கருத்தை உறுதிப்படுத்துகின்றன. அமெரிக்க வானியல் இயற்பியலாளர் டி. காமோவ் அதன் பரிணாம வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டத்தில் பெருவெடிப்பு மற்றும் வெப்பமான பிரபஞ்சத்தின் கருத்துக்கு வந்தார். பிரபஞ்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டத்தின் சிக்கல்களின் பகுப்பாய்வு வெற்றிடத்தின் தன்மை பற்றிய புதிய யோசனைகளுக்கு நன்றி தெரிவிக்கப்பட்டது. வெற்றிடத்துக்கான (r ~ e Ht) W. de Sitter ஆல் பெறப்பட்ட அண்டவியல் தீர்வு, அதிவேக விரிவாக்கம் நிலையற்றது என்பதைக் காட்டுகிறது: அது காலவரையின்றி தொடர முடியாது. ஒப்பீட்டளவில் குறுகிய காலத்திற்குப் பிறகு, அதிவேக விரிவாக்கம் நிறுத்தப்படும், வெற்றிடத்தில் ஒரு கட்ட மாற்றம் ஏற்படுகிறது, இதன் போது வெற்றிடத்தின் ஆற்றல் சாதாரண பொருளாகவும், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் இயக்க ஆற்றலாகவும் மாறுகிறது. பெருவெடிப்பு 15-20 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு நடந்தது.

வெப்பமான பிரபஞ்சத்தின் நிலையான மாதிரியின் படி, பெருவெடிப்புக்குப் பிறகு அதிக அடர்த்தியான பொருள் விரிவடைந்து படிப்படியாக குளிர்ச்சியடையத் தொடங்கியது. விரிவாக்கம் முன்னேறும்போது, ​​​​கட்ட மாற்றங்கள் ஏற்பட்டன, இதன் விளைவாக பொருள் உடல்களுக்கு இடையிலான தொடர்புகளின் இயற்பியல் சக்திகள் வெளியிடப்பட்டன. அடர்த்தி மற்றும் வெப்பநிலை போன்ற அடிப்படை உடல் அளவுருக்களின் சோதனை மதிப்புகளில் (p ~ 10 96 kg/m 3 மற்றும் T ~ 10 32 K), மணிக்கு ஆரம்ப கட்டத்தில்பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் இடையே உள்ள வேறுபாடு அடிப்படை துகள்கள்மற்றும் நான்கு வகையான உடல் தொடர்புகள் நடைமுறையில் இல்லை. வெப்பநிலை குறைந்து பொருளின் வேறுபாடு தொடங்கும் போது இது தோன்றத் தொடங்குகிறது.

எனவே, நமது மெட்டாகலக்ஸியின் தோற்றத்தின் வரலாறு பற்றிய நவீன கருத்துக்கள் ஐந்து முக்கியமான சோதனை அவதானிப்புகளை அடிப்படையாகக் கொண்டவை:

1. நட்சத்திரங்களின் ஸ்பெக்ட்ரல் கோடுகளின் ஆய்வு, சராசரியாக மெட்டாகலக்ஸியில் ஒற்றைக் கோடு இருப்பதைக் காட்டுகிறது. இரசாயன கலவை. ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் ஆதிக்கம் செலுத்துகின்றன.

2. தொலைதூர விண்மீன்களின் தனிமங்களின் நிறமாலையில், நிறமாலையின் சிவப்புப் பகுதியில் ஒரு முறையான மாற்றம் கண்டறியப்படுகிறது. அளவு

விண்மீன் திரள்கள் பார்வையாளரிடமிருந்து விலகிச் செல்லும்போது இந்த இடப்பெயர்ச்சி அதிகரிக்கிறது.

3. சென்டிமீட்டர் மற்றும் மில்லிமீட்டர் வரம்புகளில் விண்வெளியில் இருந்து வரும் ரேடியோ அலைகளின் அளவீடுகள், வெளி விண்வெளி சீரானதாகவும், பலவீனமான ரேடியோ உமிழ்வுகளால் ஐசோட்ரோபிகலாகவும் நிரப்பப்பட்டிருப்பதைக் குறிக்கிறது. பின்னணி கதிர்வீச்சு என்று அழைக்கப்படும் இந்த நிறமாலை கையொப்பமானது சுமார் 2.7 டிகிரி கெல்வின் வெப்பநிலையில் கருப்பு உடல் கதிர்வீச்சுக்கு ஒத்திருக்கிறது.

4. வானியல் அவதானிப்புகளின்படி, விண்மீன் திரள்களின் பெரிய அளவிலான விநியோகம் ஒரு நிலையான வெகுஜன அடர்த்திக்கு ஒத்திருக்கிறது, இது நவீன மதிப்பீடுகளின்படி, ஒரு கன மீட்டருக்கு குறைந்தபட்சம் 0.3 பேரியன்கள் ஆகும்.

5. விண்கற்களில் உள்ள கதிரியக்க சிதைவு செயல்முறைகளின் பகுப்பாய்வு, இந்த கூறுகளில் சில 14 முதல் 24 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு எழுந்திருக்க வேண்டும் என்பதைக் காட்டுகிறது.

பிரபஞ்சத்தில் அதிக அளவில் உள்ள ஆற்றல் வடிவமும் மிகவும் மர்மமானது என்பது இயற்கையின் ஒரு முரண்பாடான விஷயம். பிரபஞ்சத்தின் வேகமான விரிவாக்கத்தின் அதிர்ச்சியூட்டும் கண்டுபிடிப்புக்குப் பிறகு, அண்டத்தின் 2/3 "இருண்ட ஆற்றலால்" - ஒருவித ஈர்ப்பு விசையால் "உருவாக்கப்பட்டது" என்பதைக் குறிக்கும் ஒரு நிலையான படம் விரைவாக வெளிப்பட்டது. ஆனால் இயற்கையின் இந்த கவர்ச்சியான புதிய சட்டங்களை ஆதரிக்க போதுமான சான்றுகள் உள்ளதா? இந்த முடிவுகளுக்கு எளிமையான வானியற்பியல் விளக்கங்கள் உள்ளதா?

இந்தக் குறிப்பின் முன்மாதிரி சமீபத்தில் ஹப்ரின் பிரபலமான அறிவியல் பிரிவில் வெளியிடப்பட்டது, இருப்பினும் பூட்டு மற்றும் சாவியின் கீழ், ஆர்வமுள்ள அனைவருக்கும் இது கிடைக்கவில்லை. இந்த பதிப்பில், மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க சேர்த்தல்கள் செய்யப்பட்டுள்ளன, இது அனைவருக்கும் ஆர்வமாக இருக்க வேண்டும்.

இருண்ட ஆற்றலின் வரலாறு 1998 இல் தொடங்கியது, இரண்டு சுயாதீன குழுக்கள் தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்களை ஆராய்ந்தபோது. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் எந்த வேகத்தில் குறைகிறது என்பதைக் கண்டறிவதற்காக.அவற்றில் ஒன்று, சூப்பர்நோவா அண்டவியல் திட்டம், 1988 இல் வேலை செய்யத் தொடங்கியது, மேலும் சவுல் பெர்ல்முட்டர் தலைமை தாங்கினார். பிரையன் ஷ்மிட் ஹை-இசட் சூப்பர்நோவா தேடல் குழுவின் தலைமையில் மற்றொன்று, 1994 இல் ஆராய்ச்சியில் சேர்ந்தது. முடிவு அவர்களை அதிர்ச்சிக்குள்ளாக்கியது: பிரபஞ்சம் நீண்ட காலமாக துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்க பயன்முறையில் உள்ளது.

துப்பறியும் நபர்களைப் போலவே, உலகெங்கிலும் உள்ள அண்டவியலாளர்கள் முடுக்கத்திற்கு காரணமான குற்றம் சாட்டப்பட்டவர்கள் பற்றிய ஆவணங்களைத் தொகுத்தனர். அதன் சிறப்பு அம்சங்கள்: ஈர்ப்பு விசை, விண்மீன் திரள்கள் உருவாவதைத் தடுக்கிறது (பொருளை விண்மீன் திரள்களாகக் கூட்டுவது), விண்வெளி நேரத்தை நீட்டிப்பதில் வெளிப்படுகிறது. குற்றம் சாட்டப்பட்டவரின் புனைப்பெயர் "இருண்ட ஆற்றல்". குற்றம் சாட்டப்பட்டவர் அண்டவியல் மாறிலி என்று பல கோட்பாட்டாளர்கள் கருத்து தெரிவித்துள்ளனர். இது நிச்சயமாக துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கத்தின் சூழ்நிலைக்கு ஒத்திருக்கிறது. ஆனால் அண்டவியல் மாறிலியுடன் இருண்ட ஆற்றலை முழுமையாக அடையாளம் காண போதுமான சான்றுகள் உள்ளதா?

ஈர்ப்பு-விரட்டும் இருண்ட ஆற்றலின் இருப்பு அடிப்படை இயற்பியலுக்கு வியத்தகு விளைவுகளை ஏற்படுத்தும். மிகவும் பழமைவாத அனுமானம் என்னவென்றால், பிரபஞ்சம் பூஜ்ஜிய-புள்ளி குவாண்டம் ஆற்றலின் ஒரே மாதிரியான கடல் அல்லது எலக்ட்ரானை விட $((10)^(39))$ மடங்கு குறைவான நிறை கொண்ட புதிய துகள்களின் மின்தேக்கத்தால் நிரப்பப்பட்டுள்ளது. சில ஆராய்ச்சியாளர்கள் பொதுவான சார்பியல் கொள்கையில் மாற்றங்களின் அவசியத்தை பரிந்துரைத்தனர், குறிப்பாக புவியீர்ப்பு விளைவை பலவீனப்படுத்தும் புதிய நீண்ட தூர சக்திகள். ஆனால் மிகவும் பழமைவாத திட்டங்கள் கூட கடுமையான குறைபாடுகளைக் கொண்டிருந்தன. எடுத்துக்காட்டாக, பூஜ்ஜிய-புள்ளி ஆற்றல் அடர்த்தி கோட்பாட்டு கணிப்புகளை விட 120 நம்பத்தகுந்த ஆர்டர்கள் குறைவாக இருந்தது. இந்த தீவிர அனுமானங்களின் பார்வையில், பாரம்பரிய வானியற்பியல் கருத்துகளின் கட்டமைப்பிற்குள் ஒரு தீர்வைத் தேடுவது மிகவும் இயல்பானதாகத் தோன்றியது: இண்டர்கலெக்டிக் தூசி (அதில் ஃபோட்டான்களின் சிதறல் மற்றும் ஃபோட்டான் ஃப்ளக்ஸ் பலவீனமடைதல்) அல்லது புதியவற்றுக்கு இடையேயான வேறுபாடு மற்றும் பழைய சூப்பர்நோவாக்கள். இந்த சாத்தியத்தை பல அண்டவியல் நிபுணர்கள் இரவில் கண்காணித்து வருகின்றனர்.

சூப்பர்நோவாக்களின் அவதானிப்புகள் மற்றும் S. Perlmutter, B. Schmidt மற்றும் A. Riess ஆகியோரால் மேற்கொள்ளப்பட்ட பகுப்பாய்வுகள், அந்த நேரத்தில் ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட அண்டவியல் மாதிரிகளின்படி எதிர்பார்க்கப்படுவதை விட தொலைவில் அவற்றின் பிரகாசம் குறைவது குறிப்பிடத்தக்க வேகத்தில் நிகழ்கிறது என்பதை தெளிவுபடுத்தியது. மிக சமீபத்தில், இந்த கண்டுபிடிப்பு குறிப்பிடப்பட்டது. இந்த கூடுதல் மங்கலானது, கொடுக்கப்பட்ட ரெட் ஷிஃப்ட் சில பயனுள்ள தூரக் கூட்டலுக்கு ஒத்திருக்கிறது. ஆனால் இது, அண்டவியல் விரிவாக்கம் முடுக்கத்துடன் நிகழும்போது மட்டுமே சாத்தியமாகும், அதாவது. ஒளி மூலமானது நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்லும் வேகம் குறையாது, ஆனால் காலப்போக்கில் அதிகரிக்கிறது. புதிய சோதனைகளின் மிக முக்கியமான அம்சம் என்னவென்றால், அவை துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கத்தின் உண்மையைத் தீர்மானிப்பது மட்டுமல்லாமல், பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் அடர்த்திக்கு பல்வேறு கூறுகளின் பங்களிப்பைப் பற்றிய ஒரு முக்கியமான முடிவை எடுக்கவும் சாத்தியமாக்கியது.

சமீப காலம் வரை, சூப்பர்நோவாக்கள் துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கத்திற்கான ஒரே நேரடி ஆதாரமாகவும் இருண்ட ஆற்றலுக்கான ஒரே உறுதியான ஆதரவாகவும் இருந்தன. காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணியின் துல்லியமான அளவீடுகள், டபிள்யூஎம்ஏபி (வில்கின்சன் மைக்ரோவேவ் அனிசோட்ரோபி ப்ரோப்) தரவு உட்பட, இருண்ட ஆற்றலின் உண்மைத்தன்மையின் சுயாதீன உறுதிப்படுத்தலை வழங்கியுள்ளது. மேலும் இரண்டு சக்திவாய்ந்த திட்டங்களின் தரவுகளால் இது உறுதிப்படுத்தப்பட்டது: பிரபஞ்சத்தில் உள்ள விண்மீன்களின் பெரிய அளவிலான விநியோகம் மற்றும் ஸ்லோன் டிஜிட்டல் ஸ்கை சர்வே (SDSS).

டபிள்யூஎம்ஏபி, எஸ்டிஎஸ்எஸ் மற்றும் பிற ஆதாரங்களின் தரவுகளின் கலவையானது இருண்ட ஆற்றலால் உருவாக்கப்படும் ஈர்ப்பு விலக்கம் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் அதி அடர்த்தியான பகுதிகளின் சரிவைக் குறைக்கிறது என்பதைக் கண்டறிந்தது. இருண்ட ஆற்றலின் உண்மை உடனடியாக கணிசமாக ஏற்றுக்கொள்ளத்தக்கதாக மாறியது.

விண்வெளி விரிவாக்கம்

காஸ்மிக் விரிவாக்கம் 1920 களின் பிற்பகுதியில் எட்வின் ஹப்பிள் என்பவரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது மற்றும் நமது பிரபஞ்சத்தின் மிக முக்கியமான அம்சமாக இருக்கலாம். வானியல் உடல்கள் அவற்றின் அண்டை நாடுகளின் ஈர்ப்புத் தொடர்புகளின் செல்வாக்கின் கீழ் நகர்வது மட்டுமல்லாமல், பெரிய அளவிலான கட்டமைப்புகள் அண்ட விரிவாக்கத்தால் இன்னும் நீட்டிக்கப்படுகின்றன. ஒரு பிரபலமான ஒப்புமை அடுப்பில் ஒரு பெரிய கேக்கில் திராட்சையும் இயக்கம் ஆகும். பை உயரும் போது, ​​பையில் பதிக்கப்பட்ட எந்த ஜோடி திராட்சையும் இடையே உள்ள தூரம் அதிகரிக்கிறது. ஒரு குறிப்பிட்ட சிறப்பம்சமானது நமது விண்மீனைக் குறிக்கிறது என்று நாம் கற்பனை செய்தால், மற்ற அனைத்து சிறப்பம்சங்களும் (விண்மீன் திரள்கள்) எல்லா திசைகளிலும் நம்மை விட்டு விலகிச் செல்வதைக் காண்போம். நமது பிரபஞ்சம் பிக் பேங்கால் உருவாக்கப்பட்ட வெப்பமான, அடர்த்தியான காஸ்மிக் சூப்பில் இருந்து இன்று நாம் காணும் விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் கூட்டங்களின் மிகவும் குளிரான, மெல்லிய தொகுப்பாக விரிவடைந்தது.

தொலைதூர விண்மீன் திரள்களில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் மற்றும் வாயுவால் உமிழப்படும் ஒளி இதேபோல் நீண்டு, பூமியை நோக்கி பயணிக்கும்போது அதன் அலைநீளத்தை நீட்டிக்கிறது. இந்த அலைநீள மாற்றமானது redshift $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$ மூலம் வழங்கப்படுகிறது, இதில் $\lambda_(obs)$ என்பது பூமியில் உள்ள ஒளியின் நீளம் மற்றும் $\lambda_ (0) $ என்பது வெளிப்படும் ஒளியின் அலைநீளம். எடுத்துக்காட்டாக, ஹைட்ரஜன் அணுவில் உள்ள லைமன் ஆல்பா மாற்றம் $\lambda_0=121.6$ நானோமீட்டர் அலைநீளத்தால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது (தரை நிலைக்குத் திரும்பும் போது). இந்த மாற்றத்தை தொலைதூர விண்மீன்களின் கதிர்வீச்சில் கண்டறிய முடியும். குறிப்பாக, இது ஒரு ரெக்கார்ட் ஹை ரெட்ஷிஃப்ட்டைக் கண்டறியப் பயன்படுத்தப்பட்டது: $\lambda_(obs)=1337.6$ நானோமீட்டர்களில் லைமன் ஆல்பா வரியுடன் கூடிய ஒரு அற்புதமான z=10. ஆனால் ரெட்ஷிஃப்ட் என்பது காஸ்மிக் அளவில் ஏற்படும் மாற்றத்தை மட்டுமே விவரிக்கிறது, மேலும் ஒளி உமிழப்படும் மற்றும் உறிஞ்சப்படுவதால், உமிழ்ப்பாளுக்கான தூரம் அல்லது ஒளி உமிழப்படும் போது பிரபஞ்சத்தின் வயது பற்றிய நேரடி தகவலை வழங்காது. பொருளுக்கான தூரம் மற்றும் ரெட்ஷிஃப்ட் ஆகிய இரண்டையும் நாம் அறிந்தால், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் இயக்கவியல் பற்றிய முக்கியமான தகவல்களைப் பெற முயற்சி செய்யலாம்.

சூப்பர்நோவாக்களின் அவதானிப்புகள் பிரபஞ்சத்தின் முடுக்கத்தைக் கட்டுப்படுத்தும் சில ஈர்ப்பு-விரட்டும் பொருளை வெளிப்படுத்தியுள்ளன. வானியலாளர்கள் காணாமல் போன பொருளின் சிக்கலை எதிர்கொள்வது இது முதல் முறை அல்ல. விண்மீன் திரள்களின் ஒளிரும் வெகுஜனங்கள் ஈர்ப்பு வெகுஜனங்களை விட கணிசமாக சிறியதாக மாறியது. இந்த வேறுபாடு இருண்ட பொருளால் ஆனது - குளிர், சார்பியல் அல்லாத பொருள், பெரும்பாலும் அணுக்கள் மற்றும் ஒளியுடன் பலவீனமாக தொடர்பு கொள்ளும் துகள்களால் ஆனது.

இருப்பினும், கருப்பொருள் உட்பட பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் மொத்த அளவு மொத்த ஆற்றலில் 1/3 மட்டுமே என்று அவதானிப்புகள் சுட்டிக்காட்டுகின்றன. 2DF மற்றும் SDSS திட்டங்களுக்குள் மில்லியன் கணக்கான விண்மீன் திரள்களின் ஆய்வு மூலம் இது உறுதிப்படுத்தப்பட்டுள்ளது. ஆனால் விரிவடைவதற்கும் பிரபஞ்சத்தின் ஆற்றல் உள்ளடக்கத்திற்கும் இடையே ஒரு துல்லியமான தொடர்பு இருப்பதாக பொது சார்பியல் கணித்துள்ளது. எனவே அனைத்து ஃபோட்டான்கள், அணுக்கள் மற்றும் டார்க் மேட்டர்களின் மொத்த ஆற்றல் அடர்த்தி சில முக்கியமான மதிப்பில் சேர்க்கப்பட வேண்டும் என்பதை நாங்கள் அறிவோம், இது ஹப்பிள் மாறிலி $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. பிடிப்பு என்னவென்றால், அது இல்லை, ஆனால் அது முற்றிலும் மாறுபட்ட கதை.

நிறை, ஆற்றல் மற்றும் விண்வெளி நேர வளைவு ஆகியவை பொது சார்பியலில் நேரடியாக தொடர்புடையவை. எனவே, முக்கியமான அடர்த்தி மற்றும் கவனிக்கப்பட்ட பொருளின் அடர்த்தி ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான இடைவெளியானது, பெரிய அளவுகளில் இடத்தின் சிதைவுடன் தொடர்புடைய சில ஆற்றல் அடர்த்தியால் நிரப்பப்படுகிறது மற்றும் $c/((H) என்ற வரிசையில் அளவீடுகளில் மட்டுமே காணக்கூடியதாக இருக்கலாம். _(0)) \sim 4000\ Mpc$. அதிர்ஷ்டவசமாக, பிரபஞ்சத்தின் வளைவை துல்லியமான ICF அளவீடுகளைப் பயன்படுத்தி தீர்மானிக்க முடியும். பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு 400,000 தோற்றம் கொண்ட ஒரு நினைவுச்சின்னம், ICF என்பது கருப்பு உடல் கதிர்வீச்சு ஆகும், இதன் மூலமானது முதன்மையான பிளாஸ்மா ஆகும். பிரபஞ்சம் $3000\K$க்கு கீழே குளிர்ந்தபோது, ​​பிளாஸ்மா ஃபோட்டான்களுக்கு வெளிப்படையானதாக மாறியது, மேலும் அவை விண்வெளியில் சுதந்திரமாக பரவ முடிந்தது. இன்று, ஏறக்குறைய 15 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, $2.726\K$ வெப்பநிலையில் ஃபோட்டான்களின் வெப்ப நீர்த்தேக்கத்தைக் காண்கிறோம், இது அண்ட விரிவாக்கத்தின் காரணமாக ஏற்படும் சிவப்பு மாற்றத்தின் விளைவைக் குறிக்கிறது.

ICF இன் குறிப்பிடத்தக்க படம் WMAP செயற்கைக்கோளைப் பயன்படுத்தி பெறப்பட்டது, இது "வானத்தின்" ஃபோட்டான் வெப்பநிலையில் சிறிய மாற்றங்களைக் காட்டுகிறது. ICF அனிசோட்ரோபி எனப்படும் இந்த மாறுபாடுகள், ஆரம்பகால பிரபஞ்சத்தின் அடர்த்தி மற்றும் இயக்கத்தில் சிறிய மாறுபாடுகளை பிரதிபலிக்கின்றன. $((10)^(-5))$ அளவில் எழும் இந்த மாறுபாடுகள், இன்று நாம் கவனிக்கும் பெரிய அளவிலான கட்டமைப்பின் (விண்மீன்கள், கொத்துகள்) விதைகளாகும்.

காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணியில் உள்ள குளிர்ந்த/வெப்பமான இடங்கள் அதிக/குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட ஈர்ப்புத் திறன் உள்ள பகுதிகளிலிருந்து வெளியேறிய ஃபோட்டான்கள் காரணமாகும். இந்த பகுதிகளின் பரிமாணங்கள் பிளாஸ்மா இயற்பியலால் நன்கு தீர்மானிக்கப்படுகின்றன. முழு பிரபஞ்சத்தை நாம் கருத்தில் கொள்ளும்போது, ​​இந்த அனிசோட்ரோபிகளின் வெளிப்படையான கோண அளவு சுமார் $((0.5)^(0))$ ஆக இருக்க வேண்டும் என்றால், பிரபஞ்சம் ஆற்றல் இடைவெளியை நிரப்ப போதுமான வளைவு மற்றும் வளைவு இல்லாத நிலையில் இரு மடங்கு கோண அளவைக் கொண்டிருந்தால். விண்வெளி. இந்த வடிவியல் விளைவைக் காட்சிப்படுத்த எளிதான வழி, மாறுபட்ட வளைவின் பரப்புகளில் வரையப்பட்ட ஒரு நிலையான அடித்தளம் மற்றும் பக்கங்களைக் கொண்ட (வெறும் பக்கங்களா?) ஒரு முக்கோணத்தை கற்பனை செய்வதாகும். சேணம் மேற்பரப்பு/கோளத்திற்கு உள் மூலைகள்தட்டையான மேற்பரப்பில் (யூக்ளிடியன் வடிவவியலுடன்) வரையப்பட்ட அதே முக்கோணத்தை விட சிறியதாக/பெரியதாக இருக்கும்.

1999 முதல், பல சோதனைகள் (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP) மேற்கொள்ளப்பட்டன, அவை MCF புள்ளிகள் $(1)^(0))$ வரிசையின் பரிமாணங்களைக் கொண்டுள்ளன என்பதைக் காட்டுகின்றன. இதன் பொருள் பிரபஞ்சத்தின் வடிவியல் தட்டையானது. காணாமல் போன ஆற்றல் பிரச்சனையின் கண்ணோட்டத்தில், வளைவைத் தவிர வேறு ஏதாவது இடைவெளியை நிரப்புவதற்குப் பொறுப்பாக இருக்க வேண்டும் என்பதாகும். சில அண்டவியலாளர்களுக்கு, இந்த முடிவு டீஜா வு போல இருந்தது. முதன்மையான ஏற்ற இறக்கங்களின் தோற்றத்திற்கான ICF இன் சிறந்த கோட்பாடான பணவீக்கம், ஆரம்பகால பிரபஞ்சம் இன்ஃப்ளேட்டன் எனப்படும் ஒரு துகள் மூலம் இயக்கப்படும் துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கத்தின் காலகட்டத்தை அனுபவித்ததாகக் கூறுகிறது. வீக்கமானது எந்த பெரிய அளவிலான வளைவையும் நீட்டி, பிரபஞ்சத்தின் வடிவவியலை தட்டையாக அல்லது யூக்ளிடியனாக மாற்றும். விண்மீன் கிளஸ்டரிங்கைத் தடுக்கும் ஆற்றல் வடிவத்தின் இருப்பை சான்றுகள் தெரிவிக்கின்றன, இது ஈர்ப்பு விசையை விரட்டக்கூடியது, மேலும் இது வீக்கத்தைத் தவிர வேறு ஒரு துகள் காரணமாக இருக்கலாம்.

பிரபஞ்ச இணக்கம்

CMB மற்றும் சூப்பர்நோவா தரவுகள் அண்ட முடுக்கத்தின் ஆதாரம் இருண்ட ஆற்றல் என்பதை தொடர்ந்து உறுதிப்படுத்தியுள்ளன. ஆனால் அது ஆரம்பம் மட்டுமே. WMAP இலிருந்து துல்லியமான ICF அளவீடுகளை ரேடியோ, ஆப்டிகல் மற்றும் பெரிய அளவிலான பொருள் விநியோகங்களின் எக்ஸ்-ரே உணர்திறன் ஆகியவற்றுடன் இணைப்பதன் மூலம், வானியல் இயற்பியலாளர்கள் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க விகிதத்தின் மேலும் ஆதாரங்களைப் பெற்றுள்ளனர். பிரபஞ்சத்தில் உள்ள அடர்த்தி மற்றும் சுருக்கத்தின் ஈர்ப்பு திறன் துளைகள் காலப்போக்கில் நீட்டிக்கப்பட்டு மென்மையாக்கப்பட்டன, இது விரட்டும் ஈர்ப்பு விசையின் செல்வாக்கின் கீழ் இருந்தது. இந்த விளைவு ஒருங்கிணைந்த விளைவு (Sachs-Wolfe (ISW)) என அறியப்படுகிறது. இது CMB இல் வெப்பநிலை அனிசோட்ரோபிக்கும் பிரபஞ்சத்தின் பெரிய அளவிலான கட்டமைப்பிற்கும் இடையே ஒரு தொடர்புக்கு வழிவகுக்கிறது. பிரபஞ்சம் குளிர்ந்தவுடன் ஆதிகால பிளாஸ்மா ஃபோட்டான்களுக்கு வெளிப்படையானதாக மாறினாலும், ஃபோட்டான்கள் தடையின்றி பயணிப்பதில்லை. விண்வெளியானது குறுகிய தூரத்தில் வலுவாக இருக்கும் முறைகேடுகளால் சிக்கியுள்ளது (இங்கு நட்சத்திரங்கள், விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் நெபுலாக்களில் பொருள் கொத்துகள்) மற்றும் பெரிய நீள செதில்களில் படிப்படியாக பலவீனமடைகின்றன.

காஸ்மிக் கதிர்கள் முதன்முதலில் கண்டறியப்பட்ட பிறகு (சுமார் 40 ஆண்டுகளுக்கு முன்பு), சாக்ஸ் மற்றும் வோல்ஃப் நேரம்-மாறும் திறன் அதன் வழியாக செல்லும் ஃபோட்டான்களின் ICF இல் ஆற்றல் மாற்றத்தை ஏற்படுத்த வேண்டும் என்று காட்டியது. ஒரு ஃபோட்டான் புவியீர்ப்பு துளைக்குள் விழும்போது ஆற்றலைப் பெறுகிறது மற்றும் அதிலிருந்து வெளியேறும்போது அதை செலவழிக்கிறது. இந்த செயல்பாட்டின் போது ஆற்றல் ஆழமாக இருந்தால், ஒட்டுமொத்த ஃபோட்டான் ஆற்றலை இழக்கும். சாத்தியம் குறைந்தால், ஃபோட்டான் ஆற்றலைப் பெறும்.

அணுக்கள் மற்றும் இருண்ட பொருளால் மட்டுமே முழு முக்கிய அடர்த்தி உருவாகும் ஒரு பிரபஞ்சத்தில், மிகப் பெரிய இடஞ்சார்ந்த அளவுகளில் பலவீனமான ஈர்ப்பு ஆற்றல்கள் (இது பொருள் அடர்த்தியின் மென்மையான அலைகளுக்கு ஒத்திருக்கிறது) ICF ஃபோட்டான்களில் கவனிக்கத்தக்க தடயங்களை விட்டுச்செல்ல மிகவும் மெதுவாக உருவாகிறது. அடர்த்தியான பகுதிகள், அண்ட விரிவாக்கம் அலைகளை நீட்டிக்கும் அதே விகிதத்தில் சுற்றியுள்ள பொருட்களை உறிஞ்சி, சாத்தியத்தை மாற்றாமல் விட்டுவிடும். இருப்பினும், இருண்ட ஆற்றலின் காரணமாக பிரபஞ்சத்தின் வேகமான விரிவாக்கத்துடன், பொருளின் திரட்டல் நீட்சியுடன் போட்டியிட முடியாது. திறம்பட, ஈர்ப்புச் சரிவு விரட்டும் இருண்ட பொருளால் குறைக்கப்படுகிறது. இதன் விளைவாக, புவியீர்ப்பு திறன் தட்டையானது மற்றும் ஃபோட்டான்கள் இந்த பகுதிகள் வழியாக செல்லும் போது ஆற்றலைப் பெறுகின்றன. அதேபோல், குறைந்த அடர்த்தி உள்ள பகுதிகள் வழியாக செல்லும் போது ஃபோட்டான்கள் ஆற்றலை இழக்கின்றன. (அற்பமானதல்ல!)

எதிர்மறை அழுத்தம்

அண்ட முடுக்கத்தின் மிகப்பெரிய மர்மம், பிரபஞ்சத்தை நிரப்பும் பொருளில் 2/3 நமக்குத் தெரியவில்லை, ஆனால் அது ஈர்ப்பு விசையுடன் பொருளின் இருப்பைத் திணிக்கிறது என்பதைக் குறிக்கிறது. இருண்ட ஆற்றலின் இந்த விசித்திரமான குணத்தை கருத்தில் கொள்ள, $w=(p)_(dark))/((\rho )_(dark))$ அளவை அறிமுகப்படுத்துவது பயனுள்ளது. இந்த வெளிப்பாடு ஒரு வாயு நிலையின் சமன்பாட்டை ஒத்திருக்கிறது. பொது சார்பியலில், அண்ட விரிவாக்கத்தின் மாற்ற விகிதம் $-\left(((\rho )_(மொத்தம்))+3((p)_(மொத்தம்)) \வலது)$க்கு விகிதாசாரமாகும். துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கத்திற்கு இந்த மதிப்பு நேர்மறையாக இருக்க வேண்டும். $((\rho )_(மொத்தம்))$ நேர்மறையாக இருப்பதாலும், சாதாரண மற்றும் இருண்ட பொருளின் சராசரி அழுத்தம் மிகக் குறைவாக இருப்பதாலும் (குளிர் மற்றும் சார்பற்றதாக இருப்பதால்), நாங்கள் $3w\times ((\\) தேவையை அடைகிறோம் rho )_(இருண்ட ))+((\rho )_(மொத்தம்))

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை அழுத்தம் ஏன் பாதிக்கிறது? ஐன்ஸ்டீன் பொருளும் ஆற்றலும் விண்வெளி நேரத்தை வளைக்கும் என்பதைக் காட்டினார். எனவே, ஒரு சூடான வாயுவைப் பொறுத்தவரை, அதன் அணுக்களின் இயக்க ஆற்றல் தொலைதூர உடல்களின் முடுக்கத்தை அளவிடுவதன் மூலம் அவற்றின் ஈர்ப்பு விசைகளுக்கு பங்களிக்கிறது. இருப்பினும், இந்த அதிகப்படியான அழுத்தத்திற்கு எதிராக வாயுவைக் கட்டுப்படுத்த அல்லது தனிமைப்படுத்த தேவையான சக்திகள். மறுபுறம் பிரபஞ்சம் தனிமைப்படுத்தப்பட்டதோ அல்லது வரையறுக்கப்பட்டதோ இல்லை. குளிர் வாயு நிரப்பப்பட்ட பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை விட வெப்ப வாயு நிரப்பப்பட்ட இடத்தின் விரிவாக்கம் மிகவும் மெதுவாக (சுய-ஈர்ப்பு காரணமாக) நிகழும். அதே தர்க்கத்தின்படி, $((\rho )_(மொத்தம்)+3p போன்ற எதிர்மறை அழுத்தம் கொண்ட ஒரு ஊடகம்

எதிர்மறை அழுத்தம் மிகவும் அரிதான நிகழ்வு அல்ல. சில உயரமான மரங்களில் உள்ள நீர் அழுத்தம் எதிர்மறையாக மாறுகிறது, ஏனெனில் அவற்றின் வாஸ்குலர் அமைப்பு மூலம் ஊட்டச்சத்து உயர்கிறது. ஒரு சீரான மின்சாரம் அல்லது காந்தப்புலத்தில், எதிர்மறை அழுத்தத்துடன் உள்ளமைவுகளையும் காணலாம். இந்த சந்தர்ப்பங்களில், அழுத்தம் என்பது உள் சக்திகளால் ஏற்படும் பதற்றத்தின் கீழ் நீட்டப்பட்ட நீரூற்று போன்றது. நுண்ணிய அளவில், ஹிக்ஸ் போசான்களின் நீர்த்தேக்கம் (நிலையான மாதிரியில் துகள் நிறை உருவாக்கும் அனுமான துகள்கள்) அதன் வெப்ப அல்லது இயக்க தூண்டுதல்கள் சிறியதாக இருக்கும்போது எதிர்மறை அழுத்தத்தை உருவாக்குகிறது. உண்மையில், வீக்கமானது ஹிக்ஸ் போசானின் கனமான பதிப்பாகக் கருதப்படலாம். டார்க் எனர்ஜியின் ஒரு முன்மொழியப்பட்ட பதிப்பு-கிண்டெசென்ஸ்-ஹிக்ஸின் இலகுவான பதிப்பாகக் கூட இருக்கலாம்.

கொள்கையளவில், பிரபஞ்சத்தில் அழுத்தத்திற்கு குறைந்த வரம்பு இல்லை. $-1. $-1க்குக் குறைவான மதிப்புக்கு $w$ குறைந்தால் விசித்திரமான விஷயங்கள் நடந்தாலும், அத்தகைய பொருட்களின் தனிமைப்படுத்தப்பட்ட துண்டுகள் எதிர்மறை நிறை கொண்டிருக்கும். .....ஆனால் ஒன்று தெளிவாக உள்ளது. பொதுவான சார்பியலில் சாதாரண துகள்கள் மற்றும் புலங்களுக்கு இத்தகைய வலுவான எதிர்மறை அழுத்தம் ஏற்படாது. பல அவதானிப்புகள் மேற்கூறிய பொதுவான பகுத்தறிவைக் காட்டிலும் குறுகிய அளவிலான இருண்ட ஆற்றல் அளவுருக்களுக்கு இட்டுச் செல்கின்றன.

பல்வேறு கோட்பாட்டு மாதிரிகளின் கணிப்புகள் மற்றும் CMB, பெரிய அளவிலான கட்டமைப்புகள் மற்றும் சூப்பர்நோவாக்களின் சிறந்த அவதானிப்புகளின் கலவையானது $$\Omega_(dark)= 0.728^(+0.015)_(-0.016)$$ $$w= - 0.980\pm0.053 $ $

இருண்ட ஆற்றலின் சுருக்கமான வரலாறு

அண்டவியல் வரலாற்றில் டார்க் எனர்ஜி, அல்லது அதைப் போன்ற ஒன்று பலமுறை தோன்றியுள்ளது. பண்டோராவின் பெட்டி ஐன்ஸ்டீனால் திறக்கப்பட்டது, அவர் ஈர்ப்பு விசையை தனது சமன்பாடுகளில் அறிமுகப்படுத்தினார். காஸ்மிக் விரிவாக்கம் இன்னும் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை மற்றும் சமன்பாடுகள் சரியாக "பரிந்துரைத்தது", அண்டவியல் மாறிலியின் கணித சேர்க்கை இல்லாமல், பொருள் கொண்ட பிரபஞ்சம் நிலையானதாக இருக்க முடியாது, இது பொதுவாக $\Lambda$ மூலம் குறிக்கப்படுகிறது. இதன் விளைவு பிரபஞ்சத்தை எதிர்மறை ஆற்றலின் கடலால் நிரப்புவதற்கு சமம், இதில் நட்சத்திரங்களும் நெபுலாக்களும் நகர்கின்றன. நீட்டிப்பின் கண்டுபிடிப்பு, கோட்பாட்டிற்கு இந்த தற்காலிக சேர்க்கையின் தேவையை நீக்கியது.

அடுத்தடுத்த தசாப்தங்களில், புதிய வானியல் நிகழ்வுகளை விளக்கும் முயற்சியில் அவநம்பிக்கையான கோட்பாட்டாளர்கள் அவ்வப்போது $\Lambda$ ஐ அறிமுகப்படுத்தினர். இந்த வருமானங்கள் எப்போதுமே குறுகிய காலத்திற்கு மட்டுமே இருக்கும், மேலும் பொதுவாக பெறப்பட்ட தரவுகளுக்கு மிகவும் நம்பத்தகுந்த விளக்கங்கள் கிடைக்கும். இருப்பினும், 60 களில் இருந்து, அனைத்து துகள்கள் மற்றும் புலங்களின் வெற்றிட (பூஜ்ஜிய) ஆற்றல் தவிர்க்க முடியாமல் $\Lambda$ போன்ற ஒரு சொல்லை உருவாக்க வேண்டும் என்ற எண்ணம் வெளிவரத் தொடங்கியது. கூடுதலாக, அண்டவியல் மாறிலி இயற்கையாகவே பிரபஞ்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டங்களில் எழக்கூடும் என்று நம்புவதற்கு காரணம் உள்ளது.

1980 இல், பணவீக்கக் கோட்பாடு உருவாக்கப்பட்டது. இந்த கோட்பாட்டில், ஆரம்பகால பிரபஞ்சம் துரிதப்படுத்தப்பட்ட அதிவேக விரிவாக்கத்தின் காலகட்டத்தை அனுபவித்தது. விரிவாக்கம் புதிய துகள் காரணமாக எதிர்மறை அழுத்தம் காரணமாக இருந்தது - . இன்ஃப்ளாட்டன் மிகவும் வெற்றிகரமாக இருந்தது. அவர் நிறைய அனுமதித்தார். இந்த முரண்பாடுகளில் அடிவானத்தின் பிரச்சினைகள் மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் தட்டையான தன்மை ஆகியவை அடங்கும். கோட்பாட்டின் கணிப்புகள் பல்வேறு அண்டவியல் அவதானிப்புகளுடன் நல்ல உடன்பாட்டில் இருந்தன.

இருண்ட ஆற்றல் மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் எதிர்காலம்

இருண்ட ஆற்றலின் கண்டுபிடிப்புடன், நமது பிரபஞ்சத்தின் தொலைதூர எதிர்காலம் எப்படி இருக்கும் என்பது பற்றிய கருத்துக்கள் வியத்தகு முறையில் மாறிவிட்டன. இந்த கண்டுபிடிப்புக்கு முன், எதிர்காலத்தின் கேள்வி முப்பரிமாண இடத்தின் வளைவு பற்றிய கேள்வியுடன் தெளிவாக தொடர்புடையது. பலர் முன்பு நம்பியபடி, விண்வெளியின் வளைவு 2/3 மூலம் பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய விரிவாக்க விகிதத்தை தீர்மானித்தது மற்றும் இருண்ட ஆற்றல் இல்லை என்றால், பிரபஞ்சம் வரம்பில்லாமல் விரிவடையும், படிப்படியாக மெதுவாக குறையும். இருண்ட ஆற்றலின் பண்புகளால் எதிர்காலம் தீர்மானிக்கப்படுகிறது என்பது இப்போது தெளிவாகிறது.

இந்த பண்புகளை நாம் இப்போது மோசமாக அறிந்திருப்பதால், எதிர்காலத்தை நாம் இன்னும் கணிக்க முடியாது. நீங்கள் வெவ்வேறு விருப்பங்களை மட்டுமே கருத்தில் கொள்ள முடியும். புதிய ஈர்ப்பு விசையுடன் கோட்பாடுகளில் என்ன நடக்கிறது என்று சொல்வது கடினம், ஆனால் மற்ற காட்சிகளை இப்போது விவாதிக்கலாம். வெற்றிட ஆற்றலைப் போலவே இருண்ட ஆற்றல் காலப்போக்கில் நிலையானதாக இருந்தால், பிரபஞ்சம் எப்போதும் அனுபவிக்கும் துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கம். பெரும்பாலான விண்மீன் திரள்கள் இறுதியில் நம்மிடமிருந்து ஒரு பெரிய தூரத்திற்கு நகரும், மேலும் நமது கேலக்ஸி அதன் சில அண்டை நாடுகளுடன் சேர்ந்து வெற்றிடத்தில் ஒரு தீவாக மாறும். இருண்ட ஆற்றல் மிக முக்கியமானதாக இருந்தால், தொலைதூர எதிர்காலத்தில் துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கம் நிறுத்தப்படலாம் மற்றும் சுருக்கத்தால் மாற்றப்படலாம். பிந்தைய வழக்கில், பிரபஞ்சம் சூடான மற்றும் அடர்த்தியான பொருளுடன் ஒரு நிலைக்குத் திரும்பும், "தலைகீழாக பிக் பேங்" ஏற்படும்.

நமது பிரபஞ்சத்தின் ஆற்றல் பட்ஜெட். பழக்கமான பொருளின் பங்கு (கிரகங்கள், நட்சத்திரங்கள், நம்மைச் சுற்றியுள்ள உலகம் முழுவதும்) 4 சதவிகிதம் மட்டுமே உள்ளது, மீதமுள்ளவை "இருண்ட" ஆற்றல் வடிவங்களால் ஆனது என்பதில் கவனம் செலுத்துவது மதிப்பு.

இருண்ட ஆற்றல் ஒரு மாயமாக இருந்தால், மேலும் அதன் ஆற்றல் அடர்த்தி வரம்பில்லாமல் அதிகரிக்கும் என்றால் இன்னும் வியத்தகு விதி பிரபஞ்சத்திற்கு காத்திருக்கிறது. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் மேலும் மேலும் வேகமாக மாறும், அது விண்மீன் திரள்கள், விண்மீன் திரள்களில் இருந்து நட்சத்திரங்கள், சூரிய குடும்பத்தில் இருந்து கிரகங்கள் வெளியே கிழிந்து என்று மிகவும் துரிதப்படுத்தும். எலக்ட்ரான்கள் அணுக்களிலிருந்து பிரிந்து செல்லும், அணுக்கருக்கள் புரோட்டான்களாகவும் நியூட்ரான்களாகவும் பிரிந்துவிடும் என்ற நிலை வரும். அவர்கள் சொல்வது போல், ஒரு பெரிய இடைவெளி இருக்கும்.

இருப்பினும், அத்தகைய சூழ்நிலை மிகவும் சாத்தியமாகத் தெரியவில்லை. பெரும்பாலும், பாண்டமின் ஆற்றல் அடர்த்தி குறைவாகவே இருக்கும். ஆனால் அப்போதும் கூட, பிரபஞ்சம் ஒரு அசாதாரண எதிர்காலத்தை எதிர்கொள்ளக்கூடும். உண்மை என்னவென்றால், பல கோட்பாடுகளில், பாண்டம் நடத்தை - காலப்போக்கில் ஆற்றல் அடர்த்தி அதிகரிப்பு - உறுதியற்ற தன்மைகளுடன் உள்ளது. இந்த வழக்கில், பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பாண்டம் புலம் மிகவும் சீரற்றதாக மாறும், பிரபஞ்சத்தின் வெவ்வேறு பகுதிகளில் அதன் ஆற்றல் அடர்த்தி வேறுபட்டதாக இருக்கும், சில பகுதிகள் வேகமாக விரிவடையும், மேலும் சில சரிவை அனுபவிக்கலாம். நமது கேலக்ஸியின் தலைவிதி அது எந்தப் பகுதியில் விழுகிறது என்பதைப் பொறுத்தது.

இருப்பினும், இவை அனைத்தும் எதிர்காலத்துடன் தொடர்புடையது, அண்டவியல் தரங்களால் கூட தொலைவில் உள்ளது. அடுத்த 20 பில்லியன் ஆண்டுகளில், பிரபஞ்சம் இப்போது இருப்பதைப் போலவே இருக்கும். இருண்ட ஆற்றலின் பண்புகளைப் புரிந்துகொள்வதற்கும், அதன் மூலம் எதிர்காலத்தை உறுதியாகக் கணிக்கவும் நமக்கு நேரம் இருக்கிறது - ஒருவேளை அதை பாதிக்கலாம்.