1917년에 A. 아인슈타인은 우주 모델을 만들었습니다. 이 모델에서는 우주의 중력 불안정성을 극복하기 위해 람다 매개변수라고 불리는 우주론적 반발력이 사용되었습니다. 나중에 아인슈타인은 이것이 자신이 만든 상대성 이론의 정신에 어긋나는 그의 가장 심각한 실수라고 말했습니다. 이 이론에서 중력은 시공간 곡률과 동일시됩니다. 아인슈타인의 우주는 하이퍼실린더의 모양을 갖고 있었는데, 그 크기는 이 원통에 있는 에너지 발현 형태(물질, 장, 방사선, 진공)의 총 수와 구성에 의해 결정됩니다. 이 모델의 시간은 무한한 과거에서 무한한 미래로 향합니다. 따라서 여기에서 우주의 에너지와 질량(물질, 장, 복사, 진공)의 양은 공간 구조에 비례적으로 관련되어 있습니다. 즉, 모양은 제한되어 있지만 반경은 무한하고 시간은 무한합니다.

이 모델을 분석하기 시작한 연구자들은

가장자리에 서있는 동전과 유사한 극도의 불안정성으로 한쪽은 팽창하는 우주에 해당하고 다른 쪽은 닫힌 우주에 해당합니다. 아인슈타인의 모델에 따르면 우주의 일부 물리적 매개 변수를 고려할 때 다음이 밝혀졌습니다. 다른 사람들을 고려할 때 영원히 확장되는 것 - 폐쇄적입니다. 예를 들어, 네덜란드의 천문학자 W. 드 시터(W. de Sitter)는 아인슈타인의 모델에서 시간이 공간과 같은 방식으로 곡선을 이룬다고 가정하여 매우 먼 물체에서 시간이 완전히 멈추는 우주 모델을 받았습니다.

가. 무료디남성,에프그리고시간IR그리고 페트로그라드 대학의 수학자, 출판됨V1922 G. 기사« 에 대한곡률공간."안에그것은 우주의 세 가지 모델, 즉 유클리드 공간의 우주 모델의 존재에 대한 수학적 가능성을 배제하지 않은 일반 상대성 이론에 대한 연구 결과를 제시했습니다. 에게 = 0); 계수가 다음과 같은 모델( 케이> 0) 및 Lobachevsky - Bolyai 공간의 모델( 에게< 0).

그의 계산에서 A. Friedman은 가치와

우주의 반경은 에너지, 물질 및 기타 물질의 양에 비례합니다.

우주 전체에서 나타나는 형태. A. Friedman의 수학적 결론은 우주론적 반발력을 도입할 필요성을 부인했습니다. 일반 상대성 이론은 팽창 과정이 압축 과정과 일치하는 우주 모델의 존재 가능성을 배제하지 않았기 때문입니다. 우주를 구성하는 에너지 물질(물질, 장, 방사선, 진공)의 밀도와 압력이 증가합니다. A. 프리드먼의 결론은 많은 과학자들과 A. 아인슈타인 자신 사이에서 의구심을 불러일으켰습니다. 이미 1908년에 특수 상대성 이론에 대한 기하학적 해석을 제공한 수학자 G. Minkowski는 곡률 계수가 0인 우주 모델을 받았습니다. 에게 = 0), 즉 유클리드 공간의 우주 모델입니다.

비유클리드 기하학의 창시자인 N. 로바체프스키(N. Lobachevsky)는 지구에서 멀리 떨어진 별들 사이의 삼각형 각도를 측정하여 삼각형 각도의 합이 180°라는 것을 발견했습니다. 즉, 우주 공간은 유클리드 공간입니다. 관찰된 우주의 유클리드 공간은 현대 우주론의 신비 중 하나입니다. 현재 물질의 밀도는 다음과 같다고 여겨진다.

우주의 임계 밀도는 0.1-0.2 부분입니다. 임계 밀도는 약 2·10 -29 g/cm 3 입니다. 임계 밀도에 도달하면 우주는 수축하기 시작할 것입니다.

A. 프리드먼의 모델 "에게 > 0"은 원작에서 팽창하는 우주이다.

다시 돌아가야 할 그녀의 상태. 이 모델에서는 우주 나이의 개념이 나타났습니다. 즉, 특정 순간에 관찰된 것과 관련된 이전 상태의 존재입니다.

전체 우주의 질량이 태양질량 A의 5 10 2 1이라고 가정하면,

프리드먼은 관측 가능한 우주가 압축된 상태에 있다고 계산했습니다.

모델에 따르면 " 케이 > 0" 약 100억~120억년 전. 그 후 우주는 팽창하기 시작했지만 이 팽창은 끝이 없을 것이며 일정 시간이 지나면 우주는 다시 수축할 것입니다. A. 프리드먼은 당시 미시세계의 법칙이 명확하지 않았기 때문에 우주의 초기 압축 상태에 대한 물리학에 대한 논의를 거부했습니다. A. Friedman의 수학적 결론은 A. Einstein뿐만 아니라 다른 과학자들에 의해서도 반복적으로 확인되고 재확인되었습니다. 일정 시간이 지난 후 A. Einstein은 A. Friedman의 편지에 대한 응답으로 이러한 결정의 정확성을 인정하고 A. Friedman을 "우주의 상대론적 모델을 구축하는 길을 택한 최초의 과학자"라고 불렀습니다. 불행히도 A. Friedman은 일찍 사망했습니다. 그 사람의 경우 과학은 재능 있는 과학자를 잃었습니다.

위에서 언급했듯이 A. Friedman이나 A. Einstein은 1912년 미국 천문학자 V. Slifer(1875-1969)가 얻은 은하의 "산란" 사실에 대한 데이터를 알지 못했습니다. 1925년에 그는 이동 속도를 측정했습니다. 수십 개의 은하 중. 따라서 A. Friedman의 우주론적 아이디어는 주로 이론적 용어로 논의되었습니다. N영형이미 V 1929

G.미국 사람천문학자 E. 허블 (1889-1953) 와 함께 도움을 받아망원경 계측기 스펙트럼 포함ㅏ라인 분석~에서날개 tㅏ전화하다이자형씻은음효과

"빨간색배수량."그가 관찰한 은하계에서 나오는 빛

가시광선 색상 스펙트럼의 빨간색 부분으로 이동했습니다. 이것은 의미했다

관측된 은하가 관측자로부터 멀어지고, 즉 "산란"되고 있다는 것입니다.

적색 편이 효과는 도플러 효과의 특별한 경우입니다. 오스트리아 과학자 K. 도플러(1803-1853)가 1824년에 이를 발견했습니다. 파동원이 파동을 기록하는 장치에 대해 멀어지면 고정파 수신기에 접근할 때 파장이 증가하고 짧아집니다. 광파의 경우 긴 파장의 빛은 광 스펙트럼의 빨간색 세그먼트(빨간색-보라색)에 해당하고 짧은 파장은 보라색 세그먼트에 해당합니다. E. 허블은 "적색편이" 효과를 사용하여 은하까지의 거리와 은하 제거 속도를 측정했습니다. ㅏ, 예를 들어, 통증승이자형 V 둘 타임스, 어떻게 ~에서 은하계 안에, 그러면 은하계까지의 거리 ㅏ은하계 이전보다 두 배 안에.

E. 허블은 관측된 모든 은하가 거리에 비례하는 속도로 천구의 모든 방향으로 멀어지고 있음을 발견했습니다. VR = 시간, 어디 아르 자형 - 관찰된 은하까지의 거리, 파섹 단위로 측정됨(1 ps는 대략 3.1 10 1 6 m와 같음) VR - 관찰된 은하의 이동 속도, Η - 허블 상수, 즉 은하의 속도와 거리 사이의 비례 계수

관찰자로부터. 천구는 별이 빛나는 하늘에 있는 물체를 육안으로 묘사하는 데 사용되는 개념입니다. 고대인들은 천구를 현실로 여겼으며, 그 안쪽에는 별들이 고정되어 있었습니다. E. Hubble은 나중에 허블 상수로 알려지게 된 이 양의 값을 계산하여 약 500km/(s Mpc)라는 결론에 도달했습니다. 즉, 100만 파섹의 공간이 1초에 500km 증가합니다.

공식 VR= 시간 은하의 제거와 반대 상황, 특정 초기 위치를 향한 움직임, 시간에 따른 은하의 "산란"의 시작을 모두 고려할 수 있습니다. 허블 상수의 역수는 시간의 차원을 갖습니다. 티(시간) = r/VR = 1/시간. 가치가 있을 때 N, 위에서 언급한 바와 같이, E. 허블은 은하의 "산란"이 시작되는 시간을 30억 년으로 얻었고, 이로 인해 그가 계산한 값의 정확성에 대한 상대성을 의심하게 되었습니다. E. 허블은 "적색 편이" 효과를 사용하여 당시 알려진 가장 먼 은하계에 도달했습니다. 은하계가 멀수록 우리가 인식하는 밝기는 낮아졌습니다. 이로 인해 E. Hubble은 공식을 다음과 같이 말할 수 있었습니다. VR = HR A. 프리드먼(A. Friedman)의 모델에서 논의된 우주 팽창에 대한 관찰된 사실을 표현합니다. E. Hubble의 천문학 연구는 A. Friedman의 고정되지 않고 팽창하는 우주 모델의 정확성에 대한 실험적 확인으로 많은 과학자들에 의해 간주되기 시작했습니다.

이미 1930년대에 일부 과학자들은 데이터에 대해 의구심을 표명했습니다.

E. 허블. 예를 들어, P. Dirac은 양자 특성과 우주 공간의 전자기장과의 상호 작용으로 인해 빛 양자가 자연적으로 붉어지는 것에 대한 가설을 제시했습니다. 다른 사람들은 허블 상수의 이론적 불일치를 지적했습니다. 왜 허블 상수의 값은 우주 진화의 모든 순간에 동일해야 합니까? 허블 상수의 안정적인 불변성은 거대 은하계에서 작동하는 우리에게 알려진 우주의 법칙이 전체 우주 전체에 필수임을 시사합니다. 아마도 허블 상수를 비판하는 사람들이 말했듯이 허블 상수가 준수하지 않는 다른 법칙이 있을 수도 있습니다.

예를 들어, 성간(ISM) 및 은하간(IGM) 매질의 영향으로 인해 빛이 "붉어질" 수 있으며, 이로 인해 관찰자에게 전달되는 빛의 이동 파장이 길어질 수 있다고 합니다. E. 허블의 연구와 관련하여 논의를 불러일으킨 또 다른 문제는 은하가 빛의 속도를 초과하는 속도로 움직일 가능성에 대한 가정 문제였습니다. 이것이 가능하다면 일반 상대성 이론에 따르면 어떤 신호도 빛보다 빠르게 전송될 수 없기 때문에 이러한 은하계는 우리의 관측에서 사라질 수 있습니다. 그럼에도 불구하고 대부분의 과학자들은 E. 허블의 관찰이 우주 팽창 사실을 입증했다고 믿습니다.

은하의 팽창 사실은 은하 내부의 팽창을 의미하지 않습니다. 은하의 구조적 확실성은 내부 중력의 작용에 의해 보장되기 때문입니다.

E. 허블의 관찰은 A. 프리드먼의 모델에 대한 추가 논의에 기여했습니다. 벨기에 사람수도사그리고천문학자그리고.르중etr(V네아르 자형멀리서 짖는 소리반 지나)세기유급의주의를 기울이다ㅏtion~에sl이자형취주상황:은하계 불황수단확대공간,따라서,V과거

~였다감소하다용량그리고피엘처지V이자형사회. Lemaitre는 물질의 초기 밀도를 밀도가 10 9 3 g/cm 3인 원시 원자라고 불렀으며, 이로부터 하나님은 세상을 창조하셨습니다. 이 모델에서 물질의 밀도 개념은 공간과 시간 개념의 적용 한계를 결정하는 데 사용될 수 있습니다. 10 9 3 g/cm 3의 밀도에서는 시간과 공간의 개념이 일반적인 물리적 의미를 잃습니다. 이 모델은 초밀도 및 초고온 물리적 매개변수를 사용하여 물리적 상태에 주목했습니다. 또한, 모델이 제안되었습니다. 맥동하는우주:우주는 팽창하고 수축하지만 절대 한계에 도달하지 않습니다. 맥동 우주 모델은 우주의 에너지 물질 밀도를 측정하는 데 중점을 둡니다. 임계 밀도 한계에 도달하면 우주는 팽창하거나 수축합니다. 그 결과 용어가 등장했습니다. "신굴나응"(위도. 특이점 -밀도와 온도가 무한한 값을 갖는 별도의 단일) 상태. 이 연구 계열은 우주의 “숨겨진 질량” 문제에 직면했습니다. 사실은 관측된 우주의 질량이 이론적 모델을 기반으로 계산된 질량과 일치하지 않는다는 것입니다.

모델"큰폭발."우리 동포 G. Gamow (1904-1968)

Petrograd University에서 근무했으며 우주론적 아이디어에 익숙했습니다.

A. 프리드먼. 1934년에 그는 미국으로 출장을 떠났고 그곳에서 생애가 끝날 때까지 머물렀다. A. Friedman의 우주론적 아이디어의 영향으로 G. Gamow는 두 가지 문제에 관심을 갖게 되었습니다.

1) 우주에 있는 화학 원소의 상대적 풍부함과 2) 그 기원. 20세기 전반 말쯤. 수소(1 1 H)와 헬륨(4 H)이 우주에서 가장 풍부한 화학 원소라면 중화학 원소가 어디에서 형성될 수 있는지에 대한 활발한 토론이 있었습니다. G. Gamow는 화학 원소의 역사를 우주 팽창의 시작까지 거슬러 올라간다고 제안했습니다.

모델G.가모바Nㅏ~라고 불리는모델"큰폭발",N영형그녀그것은 가지고있다

그리고다른이름:"A-B-D 이론". 이 제목은 1948년에 출판되고 "뜨거운 우주"의 모델을 포함하고 있는 기사(Alpher, Bethe, Gamow)의 저자의 첫 글자를 나타냅니다. 그러나 이 기사의 주요 아이디어는 G. Gamow에 속합니다. .

이 모델의 본질에 대해 간략히 설명합니다.

1. 프리드먼의 모델에 따르면 우주의 “원래의 시작”은 초밀도와 초고온 상태로 표현되었습니다.

2. 이 상태는 우주의 전체 물질 및 에너지 구성 요소가 이전에 압축된 결과로 발생했습니다.

3. 이 조건은 극히 작은 부피에 해당합니다.

4. 이 상태에서 밀도와 온도의 특정 한계에 도달한 에너지 물질이 폭발하고 빅뱅이 발생했으며 이를 Gamow라고 불렀습니다.

"우주론적 빅뱅".

5. 우리는 비정상적인 폭발에 대해 이야기하고 있습니다.

6. 빅뱅은 빅뱅 이전의 원래 물리적 상태의 모든 단편에 일정한 이동 속도를 부여했습니다.

7. 초기 상태는 초고온이었기 때문에 팽창은 팽창하는 우주의 모든 방향에서 이 온도의 잔재를 보존해야 합니다.

8. 이 잔류 온도의 값은 우주의 모든 지점에서 대략 동일해야 합니다.

이 현상을 유물(고대), 배경 방사선이라고 불렀습니다.

1953년 G. Gamow는 우주 마이크로파 배경 복사의 파동 온도를 계산했습니다. 그를

10K로 밝혀졌습니다. CMB 방사선은 마이크로파 전자기 방사선입니다.

1964년 미국 전문가 A. 펜지어스(A. Penzias)와 R. 윌슨(R. Wilson)은 우연히 유물 방사선을 발견했습니다. 새로운 전파 망원경의 안테나를 설치했지만 7.8cm 범위의 간섭을 제거할 수 없었습니다. 이 간섭과 소음은 크기와 모든 방향이 동일한 공간에서 발생했습니다. 이 배경 복사를 측정한 결과 온도는 10K 미만이었습니다.

따라서 유물, 배경 방사선에 대한 G. Gamow의 가설이 확인되었습니다. 배경 복사 온도에 관한 연구에서 G. Gamow는 시간에 따른 복사 밀도 변화의 의존성을 표현하는 A. Friedman의 공식을 사용했습니다. 포물선형( 케이> 0) 우주의 모델. 프리드먼은 방사선이 무한히 팽창하는 우주의 문제를 지배하는 상태를 고려했습니다.

Gamow의 모델에 따르면 우주 발전에는 두 가지 시대가 있었습니다. a) 물질에 대한 방사선(물리장)의 우세;

b) 방사선에 대한 물질의 우세. 초기에는 방사선이 물질보다 우세했고, 그 비율이 동일했던 시기와 물질이 방사선보다 우세하기 시작한 시기가 있었습니다. Gamow는 이 시대 사이의 경계를 7,800만 년으로 결정했습니다.

20세기 말. 배경 방사선의 미세한 변화를 측정하는 것입니다. 마마 자국이 있는비유,많은 연구자들은 이러한 잔물결이 밀도의 변화를 나타낸다고 주장했습니다. 물질그리고에너지GIIV중력의 작용으로 인해 개발의 초기 단계우주.

모델 "안에에프엘야트시영형짜증나우주".

"인플레이션"이라는 용어 (lat. "인플레이션")은 부풀어 오른 것으로 해석됩니다. 두 명의 연구자 A. Guth와 P. Seinhardt가 이 모델을 제안했습니다. 이 모델에서 우주의 진화는 양자 진공의 거대한 팽창을 동반합니다. 10~30초 안에 우주의 크기는 10 50배 증가합니다. 인플레이션은 단열 과정입니다. 이는 냉각과 약한 상호작용, 전자기적, 강한 상호작용 사이의 차이의 출현과 관련이 있습니다. 우주의 팽창에 대한 비유는 대략적으로 말하면 과냉각된 액체의 갑작스러운 결정화로 표현될 수 있습니다. 처음에는 인플레이션 단계를 빅뱅 이후 우주의 “재탄생”으로 간주했습니다. 현재 인플레이션 모델에서는 다음 개념을 사용합니다. 그리고N에프라톤영형일필드. 이것은 무작위 변동으로 인해 10-33cm 이상의 크기를 갖는 이 필드의 균질한 구성이 형성된 가상 필드("인플레이션"이라는 단어에서 유래)입니다. 이로부터 팽창 및 가열이 발생했습니다. 우리가 살고 있는 우주.

"인플레이션 우주" 모델을 기반으로 한 우주 사건에 대한 설명은 확장부터 10-30부터 시작하는 빅뱅 모델을 기반으로 한 설명과 완전히 일치합니다. 팽창 단계는 관측 가능한 우주가 우주의 일부일 뿐이라는 것을 의미합니다. T. Ya. Dubnischeva의 교과서 "현대 자연 과학의 개념"에서는 "인플레이션 우주" 모델에 따라 다음과 같은 사건 과정이 제안됩니다.

1) 티 - 10 - 4 5초. 이 시점에서 우주의 팽창이 시작된 후 그 반경은 약 10-50cm였으며, 이 사건은 현대 물리학의 관점에서 볼 때 이례적입니다. 인플레이션 장의 양자 효과에 의해 생성된 사건이 ​​선행되는 것으로 가정됩니다. 이 시간은 "플랑크 시대"(10 - 4 3초)보다 짧습니다. 그러나 이것은 10-50초의 시간으로 계산을 수행하는 이 모델의 지지자들을 혼동하지 않습니다.

2) 티 - 대략 10 -43 ~ 10 -35 초 - "대통일"시대 또는 모든 물리적 상호 작용 세력의 통일

3) 티 - 대략 10 - 3 5 ~ 10 -5 - 인플레이션 단계의 빠른 부분,

우주의 직경이 10 5 0 배 증가했을 때. 우리는 전자-쿼크 매질의 출현과 형성에 대해 이야기하고 있습니다.

4) 티- 대략 10 -5에서 10 5 초 사이에 강입자에 쿼크가 먼저 유지되고 그 다음에는 미래 원자의 핵이 형성되어 이후에 물질이 형성됩니다.

이 모델에 따르면 우주 팽창이 시작된 지 1초 후에 물질의 출현 과정, 전자기 상호 작용의 광자로부터의 분리, 원시초은하단 및 원시은하의 형성 과정이 발생합니다. 가열은 입자와 반입자가 서로 상호작용하면서 발생합니다. 이 과정을 소멸이라고 합니다(lat. 니힐 - 아무것도 없거나 아무것도 아닌 것으로 변신). 이 모델의 저자는 소멸이 우리 우주를 구성하는 일반 입자의 형성에 대해 비대칭이라고 믿습니다. 따라서 "인플레이션 우주" 모델의 주요 아이디어는 다음과 같은 개념을 배제하는 것입니다.

우주의 진화에서 특별하고 특이하며 예외적인 상태로서의 "빅뱅". 그러나 이 모델에서도 마찬가지로 특이한 조건이 나타납니다. 이것이 상태이다 공동N에프비유와N에프라톤 필드.이 모델에서 우주의 나이는 100억~150억년으로 추정됩니다.

"인플레이션 모델"과 "빅뱅" 모델은 관찰된 우주의 이질성(물질 응축 밀도)에 대한 설명을 제공합니다. 특히 우주가 팽창하는 동안 우주의 불균일성 질감이 물질 집합체의 배아로 발생하여 나중에 은하계와 그 클러스터로 성장했다고 믿어집니다. 이는 1992년에 녹음된 내용을 통해 입증됩니다. 우주 마이크로파 배경 복사의 온도 편차는 평균 값 2.7K에서 약 0.00003K입니다. 두 모델 모두 우주 마이크로파 배경 복사에 대해 평균적으로 균질하고 등방성인 뜨거운 팽창 우주에 대해 말합니다. 후자의 경우, 우리는 우주 마이크로파 배경 복사가 관찰자의 모든 방향에서 관찰 가능한 우주의 모든 부분에서 거의 동일하다는 사실을 의미합니다.

빅뱅 모델과 인플레이션 모델에 대한 대안이 있습니다.

우주": "고정 우주", "차가운 우주"의 모델 및

"자기 일관성 있는 우주론".

모델"변화 없는우주."이 모델은 1948년에 개발되었습니다. 이는 우주의 "우주론적 불변성" 원칙에 기반을 두고 있습니다. 즉, 우주에는 단일 할당된 장소가 없어야 할 뿐만 아니라 단 한 순간의 시간도 할당되어서는 안 됩니다. 이 모델의 저자는 G. Bondi, T. Gold 및 F. Hoyle이며, F. Hoyle은 우주론에 관한 인기 도서의 저자로 잘 알려져 있습니다. 그의 작품 중 하나에서 그는 다음과 같이 썼습니다.

"모든 구름, 은하계, 모든 별, 모든 원자에는 시작이 있지만 전체 우주는 아닙니다. 우주는 그 부분 이상의 것입니다. 비록 이 결론이 예상치 못한 것처럼 보일 수도 있습니다." 이 모델은 에너지 물질의 밀도를 "우주의 압축을 방지하는 일정한 수준"으로 유지하는 에너지 저장소인 내부 소스가 우주에 존재한다고 가정합니다. 예를 들어, F. Hoyle은 천만년마다 하나의 원자가 하나의 공간 양동이에 나타나면 우주 전체의 에너지, 물질 및 방사선의 밀도는 일정할 것이라고 주장했습니다. 이 모델은 화학 원소, 물질 등의 원자가 어떻게 발생했는지 설명하지 않습니다.

d. 잔류 방사선, 배경 방사선의 발견은 이 모델의 이론적 기초를 크게 훼손했습니다.

모델« 추운우주일». 이 모델은 60년대에 제안되었습니다.

지난 세기 소련의 천체물리학자 Ya. Zeldovich가 쓴 것입니다. 비교

모델에 따른 복사 밀도 및 온도의 이론적 값

전파 천문학 데이터가 포함된 "빅뱅"을 통해 Ya. Zeldovich는 우주의 초기 물리적 상태가 중성미자가 혼합된 차가운 양성자-전자 가스라는 가설을 제시할 수 있었습니다. 각 양성자에는 전자 1개와 전자 1개가 있습니다. 중성 미자. 우주 진화의 초기 뜨거운 상태에 대한 가설을 확인하는 우주 마이크로파 배경 복사의 발견으로 Zeldovich는 자신의 "차가운 우주"모델을 포기했습니다. 그러나 다양한 유형의 입자 수와 우주의 풍부한 화학 원소 사이의 관계를 계산하려는 아이디어는 유익한 것으로 나타났습니다. 특히, 우주의 에너지-물질 밀도는 우주 마이크로파 배경 복사의 밀도와 일치하는 것으로 밝혀졌습니다.

모델"우주V원자."이 모델은 실제로 하나의 우주가 아니라 많은 우주가 있다고 말합니다. "원자 속의 우주" 모델은 A. 프리드먼(A. Friedman)에 따르면 닫힌 세계의 개념을 기반으로 합니다. 닫힌 세계는 구성 요소 간의 인력이 전체 질량의 에너지와 동일한 우주 영역입니다. 이 경우, 그러한 우주의 외부 차원은 미시적일 수 있습니다. 외부 관찰자의 관점에서는 그것은 미세한 물체일 것이지만, 이 우주 내부의 관찰자의 관점에서는 은하, 별 등 모든 것이 다르게 보입니다. 에프Readmonov.학자 A. A. Markov는 Friedmon의 수가 무제한일 수 있고 완전히 개방될 수 있다는 가설을 세웠습니다. 즉, 자신의 세계로 들어가는 입구와 다른 세계와의 출구(연결)가 있습니다. 많은 우주가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 또는 소련 과학 아카데미 I. S. Shklovsky의 해당 회원이 그의 작품 중 하나에서 그것을 불렀습니다. 메타버스.

우주의 다양성에 대한 아이디어는 우주 팽창 모델의 저자 중 한 명인 A. Guth에 의해 표현되었습니다. 팽창하는 우주에서는 모우주로부터 "동맥류"(혈관벽의 돌출을 의미하는 의학 용어)가 형성될 수 있습니다. 이 저자에 따르면 우주의 창조는 꽤 가능합니다. 이렇게 하려면 10kg의 물질을 압축해야 합니다.

기본 입자의 1천분의 1보다 작은 크기입니다.

자체 테스트 질문

1. “빅뱅” 모델.

2. E. Hubble의 천문학 연구와 개발에서의 역할

현대 우주론.

3. 유물, 배경 방사선.

4. “인플레이션 우주” 모델.

우주의 모델. 고정 우주. 목차 우주 모델 1 고정 우주 2 결과 3 기본 입자의 장 이론 4 광자-중성미자 상호 작용 5 적색 이동 6 결론 7 우주 모델 20세기에는 두 가지 우주론 이론이 경쟁했습니다. 우주가 탄생한 상태는 너무 뜨겁고 밀도가 높아서 소립자와 방사선만이 존재할 수 있었고, 이후 우주는 팽창하고 냉각되어 별과 은하가 형성되었다)와 정지 우주 이론(우주는 항상 존재해 왔으며, 관찰된 희박화) 물질의 지속적인 생성으로 보상됩니다. 고정 우주 아인슈타인은 일반 상대성 이론의 보편적 방정식을 사용하여 시공간 곡률을 우주의 문제와 연관시켰습니다. 그는 아주 작은 규모지만 우주가 어느 정도 수축되는 것을 막는 '우주 반발력'을 임의로 도입했습니다. 정지우주론은 우주의 팽창을 부정하지 않는다. 물질의 지속적인 창조에 대한 아이디어가 반복적으로 나타났습니다. 따라서 1948년에 케임브리지 대학의 과학자 그룹(G. Bond, T. Gold 및 F. Hoyle)은 정지된 우주에 대한 가설을 내놓았습니다. 우주의 팽창으로 이어지는 것은 새로운 물질의 창조이고 그 반대의 경우는 아닐 가능성이 높습니다. 고정된 우주의 일반적인 나이는 무의미한 개념이다. 우주의 밀도가 일정하게 유지되기 위해서는 새로운 입자가 끊임없이 형성되어야 합니다. 물질과 에너지 보존의 법칙은 최종 부피에만 적용되며, 1m에서 생성된 3개의 수소 원자는 이 부피를 떠나는 동일한 원자와 균형을 이루므로 보존 법칙을 위반하지 않습니다. 보존 법칙은 제한된 공간에서만 검증될 수 있습니다. 이 의견을 지지하는 스웨덴 천체 물리학자이자 1970년 노벨상 수상자 H. Alphen은 성간 공간이 긴 "필라멘트"와 플라즈마로 구성된 기타 구조로 채워져 있다고 믿습니다. 플라즈마가 그러한 형상을 형성하도록 하는 힘은 또한 플라즈마가 은하, 별 및 항성계를 형성하도록 강제합니다. 그는 입자와 반입자가 소멸되는 동안 방출되는 에너지의 영향으로 우주가 팽창하고 있다고 믿지만 이러한 팽창은 다소 느리게 발생합니다. 결과 연구의 결과: 1) 퀘이사는 작은 방사능을 가지며, 현대 우주론에서 일반적으로 믿는 것처럼 전체 은하계의 방사능보다 몇 자릿수 높지 않습니다. 2) 퀘이사에서는 물질이 빛의 속도로 흩어지고, 우주의 크기를 과대평가한 결과 초광속 값이 얻어집니다. 그는 광원까지의 거리가 아니라 거리의 제곱에 비례하는 방사선 주파수의 중력 이동에서 양자의 노화(붉어짐) 이유를 확인합니다. 이 경우, 눈에 보이는 우주 부분의 크기는 150억 광년이 아니라 5. 우주의 뜨거운 기원에 대한 “최종 증명”과 우주 적색편이의 고속 특성에 대한 진술은 논란의 여지가 있습니다. 1929년에 우주적 적색편이의 법칙을 발견한 E. 허블은 1936년에 은하의 후퇴에 관한 생각의 오류에 대한 최초의 관측 증거를 발표했습니다. 특히 약 100개에 달하는 은하 외 물체 카탈로그의 통계적 처리를 통해 얻은 경험적 종속성이 우주의 안정성과 광자의 "노화"에 대한 아이디어를 바탕으로 도출된 원래의 이론적 관계와 일치한다는 것이 확인되었습니다. 일반적으로 그들은 이러한 모델의 매개변수 조합에 대해 빅뱅 이론의 우주론적 모델과 화해할 수 없는 모순에 있습니다. "...오류의 가능한 원인에 대한 철저한 연구는 관측이 적색편이의 비속도 특성에 대한 생각과 일치하는 것으로 보인다는 것을 보여줍니다. ...이론적으로 우주의 상대론적 팽창은 관측이 그렇지 않더라도 여전히 계속됩니다. 팽창의 본질을 규명할 수 있게 해주세요. 따라서 우주 탐험은 불확실성으로 끝났지만 그렇게 되어야 합니다. 정의상 우리는 관찰된 영역의 중심에 있습니다. 우리는 가장 가까운 이웃을 알고 있습니다. 아마도 꽤 그럴 것입니다. 거리가 멀어질수록 우리의 지식은 감소하고 빠르게 감소합니다. 궁극적으로 우리의 능력은 망원경의 한계로 인해 제한됩니다. 그리고 우리는 그림자를 관찰하고 거의 실제적이지 않은 측정 오류 중에서 랜드마크를 찾습니다. 2 연구는 계속될 것이다. 경험적 접근의 가능성이 모두 소진될 때까지 우리는 사변적 구성의 환상의 세계에 뛰어들어서는 안 된다." (Hubble "The World of Nebulae", 1936) 소립자의 장 이론 현재 소립자의 장 이론은 도플러의 대안인 광자가 우주를 통과할 때 에너지의 일부가 손실되는 메커니즘을 확립했습니다. 효과와 빅뱅 가설. - 이는 표준모델에서 무시되는 광자-중성미자 상호작용입니다. 결과적으로 적색편이는 빅뱅의 증거로 간주될 수 없으며 적색편이는 멀리 있는 물체의 이동 속도를 판단하는 데 사용될 수 없습니다. 따라서 정지 우주에 대한 아이디어는 예상치 못한 지지를 얻었으므로 이제 무시할 수 없습니다. 광자-중성미자 상호작용 기본 입자의 장 이론에 따르면 전자 중성미자는 (다른 기본 입자와 마찬가지로) 일정한 전기장과 자기장 및 교번하는 전자기장을 가지고 있습니다. 고전 전기역학에 따르면 이러한 전자기장은 광자의 전자기장을 포함하여 다른 전자기장과 상호 작용합니다. 따라서 전자 중성미자(별에 의해 엄청난 양으로 방출됨) 또는 그 분자 화합물(νe2)을 통과하는 광자의 통과는 전자 중성미자에 의해 간과되지 않습니다. 이는 광자 에너지의 매우 약한 변화 또는 감소라 할지라도 마찬가지입니다. , 그러나 그것은 일어날 것입니다. 그리고 광자가 경로에서 전자 중성미자나 그 분자 화합물을 더 많이 만날수록 더 많은 에너지를 잃게 되고 그에 따라 적색 편이가 더 강해집니다. 광자가 같은 경로에서 전자 중성미자(거의 빛의 속도로 이동)와 평행하게 날아갈 때, 둘 다 태양에 의해 방출될 때와 광자가 정지 전자 중성미자와 충돌할 때와는 전혀 다른 문제입니다. 두 개의 전자 중성미자(νe2)의 결합 상태 또는 다른 별(다른 방향으로 이동)에 의해 방출된 전자 중성미자가 있습니다. 전자 중성미자와의 상호작용으로 인해 광자가 손실하는 에너지는 전자 중성미자 스핀의 방향, 광자가 전자 중성미자를 통과하는 궤적 및 광자 자체의 에너지에 따라 달라집니다. 이는 계산하기가 쉽지 않지만 우주선과 레이저를 사용하여 측정할 수 있습니다. 3 이 상호 작용은 표준 모델과 일치하지 않는다는 점에 유의해야 합니다. 표준 모델은 이에 참여하는 기본 입자에 다양한 유형의 기본 상호 작용을 부여하기 때문입니다.  중성미자 - 가상의 약한 상호 작용,  광자 - 전자기 상호 작용. 그러므로 도플러 효과에 유리한 적색편이의 일방적인 해석으로 은하의 후퇴에 대한 결론이 내려진다. - 이와 대조적으로, 소립자의 장 이론은 전자 중성미자와 같이 파악하기 어려운 소립자를 포함하여 모든 소립자에 전자기장의 존재를 확립했습니다. 결과적으로, 고전 전기 역학에 따르면 공통 전자 상호 작용을 갖는 광자와 전자 중성미자는 서로 상호 작용해야 하며 "빛의 노화" 가설은 기본 입자의 장 이론과 동맹을 맺고 있습니다. 그리고 이미 틀렸다고 판명된 표준모형을 폐기한다면 빅뱅이론은 자연법칙에 반하는 단순한 가설 수준으로 자동 축소되는 셈이다. 적색 편이 수세기에 걸쳐 서로 다른 우주론 모델이 서로 대체되었지만 우주가 시간과 공간에 있어서 무한하다는 것은 절대 흔들리지 않는 것으로 간주되었습니다. 머리 위의 별이 빛나는 하늘은 영원함과 불변성의 상징이었습니다. 그러나 1929년에 에드윈 허블은 은하 스펙트럼의 관찰을 바탕으로 우주가 팽창하고 있다는 법칙을 공식화했습니다. 다음과 같이 들립니다. 은하가 멀어지는 속도는 은하까지의 거리에 비례하여 증가합니다. v = Hr 여기서 v는 은하가 우리로부터 멀어지는 속도, r은 은하까지의 거리, H는 허블 상수. H= 70km/(s Mpc). 허블의 법칙은 우리 은하가 팽창이 일어나는 중심이라는 것을 전혀 의미하지 않습니다. 우주 어디에서든 관찰자는 동일한 그림을 보게 될 것입니다. 모든 은하계가 서로 멀어지고 있다는 것입니다. 그래서 공간 자체가 팽창하고 있다고 말하는 것이다. 우주의 팽창은 인류가 알고 있는 가장 큰 자연현상이다. 은하가 우리에게서 멀어질수록 도플러 효과에 따라 은하 스펙트럼의 선이 빨간색 쪽으로 더 많이 이동합니다. 4 이 효과는 1842년에 이 현상에 대해 처음으로 알려진 물리적 설명을 제안한 Christian Andreas Doppler의 이름을 따서 명명되었습니다. 이 가설은 1845년 네덜란드 과학자 Christoph Hendrik Diederik Buys의 투표에 의해 음파에 대해 테스트되고 확인되었습니다. 도플러는 다음을 정확하게 예측했습니다. 이 현상은 모든 파도에 적용되어야 하며, 특히 별의 다양한 색상이 지구에 대한 상대적인 움직임에 기인할 수 있음을 시사했습니다. 이 현상을 "적색 편이"라고 합니다. 이는 멀리 있는 모든 소스(은하, 퀘이사)에서 관찰되는 방사선 주파수의 감소로, 이러한 소스가 서로, 특히 우리 은하로부터의 동적 거리를 나타냅니다. Metagalaxy의 비정상성(확장)에 대해. 예를 들어 무선 범위와 같은 다른 주파수의 방출에서도 적색 편이가 관찰됩니다. 더 높은 주파수와 관련된 반대 효과를 보라색 이동이라고 합니다. 대부분의 경우 "적색편이"라는 용어는 우주론적 현상과 중력적 현상이라는 두 가지 현상을 지칭하는 데 사용됩니다. 우주론적 적색편이는 정지된 광원에서 측정된 동일한 선의 파장과 비교하여 팽창하는 우주에서 먼 우주 광원(예: 은하계 또는 퀘이사)에서 더 긴 파장 쪽으로 스펙트럼 선이 이동하는 것을 관찰한 것입니다. 적색편이는 우주가 팽창하기 시작하는 순간부터 은하계에서 빛이 방출되는 순간까지의 시간을 측정하는 척도이기도 하다. 따라서 현대 천문학 데이터에 따르면 최초의 은하계는 적색 편이 5에 해당하는 시점, 즉 현재 우주 나이의 약 1/15 이후에 형성되었습니다. 이는 이 은하계의 빛이 우리에게 도달하는 데 약 85억년이 걸렸다는 것을 의미합니다. 금세기 초까지 과학자들은 우주의 주요 물체가 서로 움직이지 않는다고 믿었습니다. 그러다가 1913년에 미국의 천문학자 웨스트 멜빈 슬리퍼(West Melvin Slipher)는 알려진 12개의 성운에서 나오는 빛의 스펙트럼을 연구하기 시작했고, 그 성운들이 시속 수백만 마일에 달하는 속도로 지구로부터 멀어지고 있다는 결론을 내렸습니다. Slifer는 어떻게 그렇게 놀라운 결론에 이르렀습니까? 전통적으로 천문학자들은 별에 존재하는 화학 원소를 확인하기 위해 분광학 분석을 사용해 왔습니다. 빛의 스펙트럼은 특정 요소와 연관되어 있으며 요소의 일종의 명함 역할을 하는 특징적인 선 패턴을 나타내는 것으로 알려져 있습니다. 슬리퍼는 자신이 연구한 은하의 스펙트럼에서 특정 원소의 선이 스펙트럼의 빨간색 끝 쪽으로 이동한다는 사실을 발견했습니다. 이 이상한 현상을 "적색 편이"라고 불렀습니다. 5 따라서 은하의 적색 편이는 W. Slipher에 의해 처음 발견되었으며, 1929년에 E. Hubble은 먼 은하의 적색 편이가 가까운 은하의 적색 편이보다 크고 대략 거리에 비례하여 증가한다는 것을 발견했다고 믿어집니다( 허블의 법칙). 스펙트럼 선에서 관찰된 이동에 대해 다양한 설명이 제안되었습니다. 예를 들어, 먼 광원의 빛이 지상의 관찰자에게 도달하는 동안 수백만 및 수십억 년에 걸쳐 빛 양자의 붕괴에 대한 가설이 있습니다. 이 가설에 따르면 붕괴하는 동안 에너지는 감소하며 이는 방사선 주파수의 변화와 관련됩니다. 그러나 이 가설은 관찰에 의해 뒷받침되지 않습니다. 특히, 가설의 틀 내에서 동일한 소스의 스펙트럼의 다른 부분에서 적색 편이는 달라야 합니다. 한편, 모든 관측 데이터는 적색 편이가 주파수에 의존하지 않음을 나타냅니다. 주파수 Z = (fo - f")/fo의 상대적 변화는 광학뿐만 아니라 주어진 소스의 무선 범위에서도 모든 방사 주파수에 대해 절대적으로 동일합니다(fo는 특정 라인의 주파수입니다). 소스 스펙트럼, f"는 수신기에 의해 기록된 동일한 라인의 주파수입니다). 상대성 이론에서 도플러 적색편이는 움직이는 기준계에서 시간 흐름이 느려진 결과(특수 상대성 이론의 효과)로 간주됩니다. 적색편이를 측정하기 위해 희미한(먼) 광원의 스펙트럼을 촬영하려면 가장 큰 장비와 민감한 사진 건판을 사용하더라도 유리한 관찰 조건과 장시간 노출이 필요합니다. 은하의 경우 변위 Z = 0.2는 속도 V = 60,000km/초 및 10억 pc 이상의 거리에 해당하여 확실하게 측정됩니다. 그러한 속도와 거리에서 허블의 법칙은 가장 간단한 형태로 적용 가능합니다(오차는 약 10%, 즉 H를 결정할 때의 오차와 동일). 퀘이사는 은하보다 평균 100배 더 밝으므로 10배 더 먼 거리에서 관찰할 수 있습니다(우주가 유클리드인 경우). 퀘이사의 경우 Z = 2 이상이 실제로 기록됩니다. 변위 Z = 2, 속도 V = 240000km/초. 그러한 속도에서는 시공간의 정지성과 곡률이 아닌 특정한 우주론적 효과가 이미 일어나고 있다고 믿어집니다. 특히, 하나의 명확한 거리 개념은 적용할 수 없게 됩니다(거리 중 하나인 적색편이 거리는 분명히 R = V/H = 45억 ps입니다). 따라서 적색 편이는 관측 가능한 우주 전체 부분의 팽창을 나타내는 것으로 믿어집니다. 이 현상을 일반적으로 (천문학적) 우주의 팽창이라고 부릅니다. 중력적색편이는 중력장으로 인해 시간의 속도가 느려지는 결과(일반상대성이론의 효과)로 간주됩니다. 이 현상(아인슈타인 효과, 일반화된 도플러 효과라고도 함)은 1911년 A. 아인슈타인에 의해 예측되었으며 1919년 이후 처음에는 태양 복사에서 관찰되었고 그 다음에는 다른 별의 복사에서 관찰되었습니다. 중력 적색편이는 일반적으로 우주적 적색편이의 경우와 동일한 공식을 사용하여 공식적으로 계산된 기존 속도 V로 특징지어집니다. 조건부 속도 값: 태양 V의 경우 = 0.6km/초, 밀도가 높은 별 시리우스 V의 경우 = 20km/초. 1959년에 처음으로 지구 중력장으로 인한 적색 편이를 측정할 수 있었는데, 이는 V = 7.5 × 10^-5 cm/초(Pound-Rebka 실험)로 매우 작습니다. 어떤 경우에는(예를 들어 중력 붕괴 동안) 두 가지 유형의 적색편이가 모두 관찰되어야 합니다(순효과로). 은하에 적색편이(z)가 존재하면 R=zc/H 공식을 사용하여 은하까지의 거리를 매우 정확하게 결정할 수 있습니다. 일부 퀘이사는 높은 적색편이를 보입니다. 이러한 물체는 빛의 속도에 가까운 속도로 멀어집니다. 적색편이는 수십만 개의 은하에 대해 측정되었습니다. 그 중 가장 먼 곳은 120억 광년 떨어져 있다. 우주 팽창에 대한 결론은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서 따랐지만 아인슈타인 자신도 처음에는 이것을 회의적으로 인식했습니다. 왜냐하면 그것은 점진적인 진화의 개념이었고 그 안에 시작이 있었거나 오늘날 말하는 것처럼 , 탄생의 순간은 물론 시간과 공간이 무한한 우주에 대한 기존 개념과 완전히 모순됩니다. 그러나 이 아이디어는 관찰을 통해 확인되었으며 현재 과학계에서는 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 1946년에 Georgy Gamow와 그의 동료들은 우주 팽창의 초기 단계(뜨거운 우주 이론)에 대한 물리적 가설을 개발했습니다. 높은 온도와 압력. 따라서 가모프의 이론에 따르면 우주 팽창의 시작을 '빅뱅'이라고 불렀다. 이 이론의 핵심은 태초에 우주의 모든 물질이 무한히 높은 온도와 압력을 지닌 미미한 작은 부피 안에 집중되어 있었다고 가정합니다. 그러다가 대본대로라면 괴물 같은 힘으로 폭발했다. 이 폭발로 인해 과열된 이온화 가스, 즉 플라즈마가 생성되었습니다. 이 플라즈마는 일반 가스가 되는 지점까지 냉각될 때까지 균일하게 팽창했습니다. 팽창하는 가스로 이루어진 이 냉각된 구름 속에서 은하계가 형성되었고, 은하계 내에서 여러 세대의 별들이 탄생했습니다. 그런 다음 지구와 같은 행성이 별 주위에 형성되었습니다. 그러나 가장 강력한 망원경으로도 우리 은하의 움직임을 실제로 보는 것이 불가능하다는 사실을 아는 사람은 거의 없습니다. 우리가 보는 사진은 움직이지 않으며, 과학자들은 관찰이 수세기 동안 계속되더라도 눈에 보이는 움직임을 보이는 척하지 않습니다. 7 따라서 우주가 팽창하고 있는지 여부를 알아내려면 성간 공간의 영역을 건너 우리에게 도달하는 빛과 기타 유형의 방사선을 고려할 필요가 있습니다. 이러한 방출로 형성된 이미지는 우주의 팽창을 직접적으로 보여주지는 않지만, 방사선의 미묘한 특징을 통해 과학자들은 이러한 팽창이 일어나고 있음을 확신하게 되었습니다. 과학자들은 지구의 물리 법칙이 우주 어디에서나 변함없이 적용된다는 첫 번째 가정을 합니다. 그런 다음 이러한 법칙을 준수하는 과정이 관찰한 빛을 생성하는 과정을 이해하려고 노력합니다. 과학자들이 빛을 분석하여 우주가 팽창하고 있다는 결론을 내리기 위해 어떻게 이런 방법을 사용하는지 이해하기 위해 천문학과 천체물리학의 역사를 살펴보겠습니다. 하늘을 관찰하는 천문학자들은 개별 별과 행성 외에도 하늘에 희미하게 빛나는 물체가 많이 있다는 것을 오랫동안 알아차려 왔습니다. 그들은 그것을 "성운"이라고 불렀습니다. 이는 "구름" 또는 "성운"을 의미하는 라틴어입니다. 그리고 나중에 개념이 발전하면서 이러한 물체를 은하라고 불렀습니다. 보름달보다 크기가 더 크고 육안으로는 거의 보이지 않을 정도로 희미한 이웃 안드로메다 은하가 나타납니다. 금세기 초에 천문학자들은 강력한 새 망원경을 사용하여 이 은하계와 다른 은하계를 관찰했고, 그 은하계가 수십억 개의 별로 이루어진 광대한 섬이라는 사실을 발견했습니다. 은하단 전체가 장거리에서 발견되었습니다. 안드로메다에서 별이 발견되기 전에는 모든 천체가 우리 은하의 경계 내에 있다고 생각되었습니다. 그러나 개념의 발전과 더 멀리 떨어진 다른 은하의 발견으로 인해 모든 것이 바뀌었습니다. 우주의 크기는 상상을 초월할 만큼 커졌습니다. "적색편이" 현상을 발견한 V. Slifer는 도플러 효과로 이를 설명하기 시작했는데, 이를 통해 은하계가 우리에게서 멀어지고 있다는 결론을 내릴 수 있습니다. 이것은 전체 우주가 팽창하고 있다는 생각을 향한 첫 번째 큰 발걸음이었습니다. 도플러 효과는 기차가 우리를 지나갈 때 피치가 바뀌는 기차 기적의 예를 사용하여 종종 설명됩니다. 이 현상은 1842년 오스트리아 물리학자 크리스티안 요한 도플러(Christian Johann Doppler)에 의해 처음으로 과학적으로 연구되었습니다. 그는 관찰자를 향해 움직이는 물체에서 방출되는 음파 사이의 간격이 압축되어 소리의 음조가 높아진다고 가정했습니다. 마찬가지로, 관찰자에게서 멀어지는 음원으로부터 관찰자에게 도달하는 음파 사이의 간격이 길어지고 그에 따라 소리의 높이가 낮아집니다. 도플러는 기관차가 운전하는 철도 플랫폼에 트럼펫을 배치하여 이 아이디어를 테스트했다고 보고되었습니다. 완벽한 음조를 가진 음악가들은 트럼펫 연주자가 지나갈 때 열심히 듣고 도플러의 분석을 확인했습니다. 8 도플러는 광파에 대해서도 비슷한 효과를 예측했습니다. 빛의 경우 파장의 증가는 스펙트럼의 빨간색 끝 쪽으로 이동하는 것과 같습니다. 따라서 관찰자로부터 멀어지는 물체의 스펙트럼 선은 스펙트럼의 빨간색 끝쪽으로 이동해야 합니다. Slifer는 은하에 대한 관찰을 해석하기 위해 도플러 효과를 선택했습니다. 그는 적색 편이를 발견하고 은하계가 우리로부터 멀어지고 있음에 틀림없다고 결정했습니다. 우주가 팽창하고 있다는 믿음으로 이어지는 또 다른 단계는 아인슈타인이 상대성 이론을 발표한 1917년에 나타났습니다. 아인슈타인 이전에 과학자들은 항상 공간이 모든 방향으로 무한히 확장되며 공간의 기하학은 유클리드적이고 3차원적이라고 가정했습니다. 그러나 아인슈타인은 공간이 다른 기하학, 즉 4차원 곡선의 닫힌 시공간을 가질 수 있다고 제안했습니다. 아인슈타인의 이론에 따르면 공간은 다양한 형태를 취할 수 있습니다. 그 중 하나는 구의 표면과 유사한 경계가 없는 닫힌 공간이다. 다른 하나는 모든 방향으로 무한히 확장되는 음의 곡선 공간입니다. 아인슈타인 자신은 우주가 정적이라고 생각했고 이를 수용하기 위해 자신의 방정식을 적용했습니다. 그러나 거의 동시에 덴마크 천문학자 윌리엄 드 시터(William de Sitter)는 우주의 급속한 팽창을 예측한 아인슈타인 방정식의 해법을 발견했습니다. 이 공간 기하학은 시간이 지남에 따라 변경되어야 합니다. De Sitter의 연구는 전 세계 천문학자들의 관심을 불러일으켰습니다. 그 중에는 에드윈 허블도 있습니다. 그는 1914년 미국천문학회 회의에 참석하여 Slifer가 은하의 운동에 관한 중요한 발견을 보고했습니다. 1928년, 유명한 윌슨 산 천문대에서 허블은 드 시터의 우주 팽창 이론과 사이퍼의 후퇴 은하 관측을 결합하려는 시도에 착수했습니다. 허블은 다음과 같이 추론했습니다. 팽창하는 우주에서는 은하들이 서로 멀어질 것으로 예상해야 합니다. 그리고 더 먼 은하들은 서로 더 빨리 멀어질 것입니다. 이는 지구를 포함한 어느 지점에서든 관찰자는 다른 모든 은하가 자신으로부터 멀어지는 것을 볼 수 있어야 하며 평균적으로 더 멀리 있는 은하가 더 빠르게 이동해야 함을 의미합니다. 허블은 이것이 사실이고 실제로 관찰된다면 은하까지의 거리와 스펙트럼의 적색편이 정도 사이에 비례적인 관계가 있는 것으로 나타날 것이라고 생각했습니다. 그는 대부분의 은하의 스펙트럼이 적색편이를 가지며, 우리로부터 더 먼 거리에 있는 은하의 적색편이가 더 크다는 것을 관찰했습니다. 허블은 어떤 은하가 우리로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지 몰랐기 때문에 다음과 같은 아이디어를 제안했습니다. “우리는 다양한 방법을 사용하여 가장 가까운 별까지의 거리를 추정할 수 있습니다. 그런 다음 단계적으로 우리는 일부 은하계까지의 거리를 추정할 수 있는 “우주 거리 사다리”를 만들 수 있습니다. 은하의 고유 밝기를 추정할 수 있다면 은하의 겉보기 밝기를 측정하여 알려지지 않은 은하까지의 거리와 알려진 은하까지의 거리의 비율을 찾을 수 있습니다. 이 의존성은 역근법칙을 따릅니다. 여기서는 거리 사다리를 정당화하는 데 사용되는 복잡한 절차에 대해 자세히 설명하지 않겠습니다. 이 절차에는 의심스러운 부분이 많고 종종 예상치 못한 부분에서 수정이 필요한 많은 이론적 해석이 포함되어 있다는 점만 참고하겠습니다. 이는 이야기가 진행되면서 나타날 것입니다." 허블은 거리를 근사하는 방법을 사용하여 현재 허블의 법칙으로 알려진 적색편이의 크기와 은하까지의 거리 사이의 비례 관계를 입증했습니다. 그는 가장 먼 은하가 가장 큰 적색편이를 가지며 따라서 우리로부터 가장 빨리 멀어진다는 것을 분명히 보여주었다고 믿었습니다. 그는 이것을 우주가 팽창하고 있다는 충분한 증거로 받아들였습니다. 시간이 지남에 따라 이 아이디어는 너무 확고해져서 천문학자들은 이를 반대로 적용하기 시작했습니다. 거리가 적색편이에 비례한다면 은하까지의 거리는 측정된 적색편이로부터 간단히 계산할 수 있습니다. 그러나 우리가 언급했듯이 허블 거리는 은하까지의 거리를 직접 측정하여 결정되지 않습니다. 반대로, 은하의 겉보기 밝기를 측정하여 간접적으로 얻습니다. 따라서 팽창하는 우주 모델에는 두 가지 잠재적인 결함이 있습니다. 첫째, 천체의 밝기는 거리 이외의 요인에 따라 달라질 수 있으므로 은하의 겉보기 밝기에서 계산된 거리는 유효하지 않을 수 있습니다. 둘째, 적색편이는 속도와 관련이 없을 가능성이 있습니다. 실제로 많은 천문학자들은 일부 적색편이가 도플러 효과에 의해 발생하지 않는다고 주장합니다. 그리고 팽창하는 우주 개념의 정확성에 대한 의문이 여전히 남아 있습니다. 모든 적색편이가 도플러 효과에 의해 발생한다는 해석에 의문을 제기한 천문학자는 Halton Arp입니다. 팔로마에서 그는 허블의 법칙을 따르지 않는 불일치 적색편이의 많은 사례를 관찰했습니다. 이를 분석하면서 그는 일반적인 경우의 적색편이가 도플러 효과 이외의 메커니즘에 의해 발생할 수 있다고 제안했습니다. 이는 왜 과학자들이 적색편이를 도플러 효과로만 해석하는지에 대한 의문을 제기합니다. 10 도플러 효과가 적색 편이를 유발한다는 것은 사실일 수 있지만, 적색 편이가 도플러 효과에 의해 발생하는지 어떻게 확실히 알 수 있습니까? 이러한 결론에 대한 주된 이유 중 하나는 현대 물리학에 따르면 적색편이는 도플러 효과를 제외하고 강력한 중력장에 의해서만 발생할 수 있다는 것입니다. 빛이 중력장을 거슬러 이동하면 에너지의 일부가 손실되고 적색 편이가 발생합니다. 그러나 천문학자들은 관측된 적색편이를 유발하려면 중력장이 엄청나게 강해야 하기 때문에 별과 은하에 대해서는 이러한 설명이 받아들여지지 않는다고 생각합니다. Arp는 적색편이가 낮은 다른 물체와 가까운 곳에서 적색편이가 높은 물체를 발견했다고 보고했습니다. 팽창하는 우주의 표준 이론에 따르면, 적색 편이가 낮은 물체는 상대적으로 우리에게 더 가깝고, 적색 편이가 높은 물체는 더 멀리 떨어져 있어야 합니다. 따라서 서로 가까이 있는 두 물체는 대략 동일한 적색편이를 가져야 합니다. 그러나 Arp는 다음과 같은 예를 제시합니다. 나선 은하 NGC 7603은 빛나는 다리로 이웃 은하와 연결되어 있지만 이웃 은하의 적색 편이는 나선 은하보다 초당 8000km 더 큽니다. 적색편이의 차이로 판단하면, 은하들은 서로 상당한 거리에 있어야 하며, 확실히 이웃 은하계는 4억 7,800만 광년 더 떨어져 있어야 합니다. 두 은하가 물리적으로 접촉할 수 있을 만큼 충분히 가깝기 때문에 이것은 이미 이상합니다. 그것들을 비교해 보면, 우리 은하는 가장 가까운 이웃인 안드로메다 은하보다 단지 200만 광년 뒤쳐져 있습니다. 물론 Arp의 해석에 크게 동의하지 않는 표준 견해의 지지자들도 있습니다. 그들은 물체가 실제로 서로 멀리 떨어져 있으며 겉보기에 근접해 있는 것처럼 보일 뿐이라고 믿습니다. 소위 빛나는 다리가 존재하지만 더 먼 은하계는 우연히 우리 시선을 따라 다리 뒤에만 있었습니다. 그러나 Arp는 자신의 아이디어에 반대하는 사람들의 추론에서 상당한 피상성을 지적합니다. “그들이 보여주는 은하계는 어떤 경우에도 특이합니다. 별까지 이어지는 빛나는 다리는 단순히 일반적인 나선형 팔 중 하나일 뿐입니다." 그러나 Arp의 예에서 다리는 그러한 은하계의 표준이 아닌 특이한 구조입니다. 이러한 유형의 두 은하가 그러한 구성으로 위치할 확률은 은하수 별이 일반 은하와 정렬될 확률보다 훨씬 적습니다. Arp는 적색편이에 대한 전통적인 이해와 모순되는 다른 많은 예를 발견했습니다. 가장 논란이 많은 발견 중 하나는 다음과 같습니다. 나선 은하 NGC 4319 근처에 있는 퀘이사 마카리안 205는 빛나는 다리를 통해 은하와 시각적으로 연결되어 있습니다. 은하의 적색편이는 초당 11,800km로 약 1억 700만 광년의 거리에 해당한다. 퀘이사의 적색편이는 초당 21,000km로, 이는 12억 4천만 광년 떨어져 있음을 의미합니다. 그러나 Arp는 이들 물체가 확실히 연결되어 있다고 제안했으며 이는 이 경우 표준 적색편이 해석이 잘못되었음을 보여줍니다. (그런데 천문학자들이 적색편이를 초당 킬로미터로 표현한다는 사실을 주목할 수도 있습니다. 이는 적색편이가 도플러 효과에 의해 설명된다는 생각에 대한 그들의 헌신을 보여줍니다.) 비평가들은 그림에 표시된 연결 다리를 찾지 못했다고 말했습니다. 은하 NGC 4319 사진에 있는 아르프의 그림. 다른 사람들은 이 다리가 "가짜 사진 효과"라고 ​​보고했습니다. 그러나 나중에 앨라배마 대학의 Jack M. Sulentic은 두 물체에 대한 광범위한 측광 연구를 수행하고 연결 다리가 실제라는 결론을 내렸습니다. Arp가 발견한 논란의 여지가 있는 적색편이의 또 다른 예는 러시아 발견자의 이름을 따서 Vorontsov-Velyamov 172라고 불리는 매우 특이한 은하계의 발견입니다. 이 은하계에서 더 작고 더 밀집된 구성원은 다른 구성원보다 두 배의 적색편이를 갖습니다. 일관되지 않은 적색 편이를 보이는 두 개의 은하 외에도 Arp는 더욱 이상한 점을 발견했습니다. 퀘이사와 은하가 다른 퀘이사와 은하를 분출할 수 있다는 것이 밝혀졌습니다. 여기에 몇 가지 예가 있습니다: 폭발하는 은하 NGC 520은 분명히 낮은 적색편이를 가지고 있습니다. 네 개의 희미한 퀘이사는 은하의 남동쪽으로 직선으로 이동하고 있습니다. 아르프는 이 희미한 퀘이사가 이 지역에 존재하는 유일한 것임을 증명했습니다. 그들이 은하계에서 거의 일렬로 늘어선 것은 단순한 우연의 일치일까요? Arp는 그러한 가능성은 매우 작다고 주장했으며 폭발하는 은하계에서 퀘이사가 분출되었다고 제안했습니다. 흥미롭게도 퀘이사는 그들의 부모 은하로 보이는 은하보다 훨씬 더 큰 적색편이를 가지고 있습니다. 흥미롭게도 표준 적색편이 이론에 따르면 퀘이사는 은하계보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있어야 합니다. Arp는 이 사례와 다른 유사한 사례를 해석하여 새로 폭발한 퀘이사가 높은 적색편이에서 태어나고 점차적으로 시간이 지남에 따라 적색편이가 감소한다고 제안합니다. 일부 과학자들은 은하가 은하나 퀘이사와 같은 다른 거대한 물체를 분출하는 것이 현실적인지 의문을 제기합니다. 이에 대한 응답으로 Arp는 물질의 흐름을 분출하는 거대 은하 M87의 놀라운 사진을 지적합니다. M87 은하(타원형 은하이기도 함) 주변 지역의 타원 은하를 살펴보면, 모두 물질이 분출하는 흐름의 방향으로 떨어지는 것을 볼 수 있습니다. 천문학자들은 Arp와 마찬가지로 이 은하들이 M87에서 폭발했다고 제안합니다. 12 한 은하가 어떻게 다른 은하를 방출할 수 있습니까? 만약 은하계가 별과 가스의 막대한 집합체로 구성된 "섬 우주"라면 어떻게 동일한 별과 가스의 집합체인 또 다른 은하계를 방출할 수 있습니까? 전파 천문학이 단서를 제공할 가능성이 높습니다. 최근 전파 천문학자들은 전파 방출의 광대한 영역이 은하에서 분출될 수 있다고 주장했습니다. 이러한 방출 영역은 일부 은하의 양쪽에 쌍으로 존재합니다. 이를 설명하기 위해 천문학자들은 은하 중심에 거대 회전 블랙홀이 존재한다고 가정합니다. 이 블랙홀은 근처의 별을 삼키고 회전축을 따라 양방향으로 물질을 뱉어냅니다. 그러나 Arp의 분석이 정확하다면 얇은 가스로 구성될 수 있는 방출 영역뿐만 아니라 은하 내부 또는 전구체 은하가 방출될 수 있다는 사실도 설명할 수 있습니다. 방출된 은하와 퀘이사의 적색편이로 돌아가서 Arp는 다음과 같은 사실을 발견했습니다. 방출된 물체는 부모에 가깝지만 그 부모보다 훨씬 더 높은 적색편이를 나타냅니다. Arp는 적색편이가 도플러 효과에 의해 발생하지 않는다는 사실로만 이것을 설명합니다. 따라서 천문학자들이 측정하는 것은 물체가 멀어지는 속도가 아닙니다. 아마도 적색편이는 물체의 실제 물리적 상태와 관련이 있을 것입니다. 그러나 실제 물리 법칙은 이것이 어떤 종류의 상태일 수 있는지에 대한 질문에 대답하지 않습니다. 그들은 여전히 ​​은하계가 개별 별과 가스 및 먼지 구름으로 구성되어 있다고 생각합니다. 도플러 효과나 중력에 의해 발생하지 않는 적색편이를 초래하는 특성은 무엇입니까? 이는 알려진 물리법칙으로는 설명할 수 없습니다. 물론, Arp의 발견은 매우 논란의 여지가 많으며, 많은 천문학자들은 은하계와 퀘이사 사이의 그러한 연관성이 실제로 존재할 수 있는지 의심합니다. 그러나 이것은 은하 적색편이에 대한 표준 해석이 바뀔 수 있음을 암시하는 증거의 한 줄일 뿐입니다. 결론 빅뱅 가설은 여전히 ​​입증되지 않은 가정(간단히 말하면 동화)으로 남아 있으며 정지 우주에 대한 아이디어는 추가 연구가 필요합니다. 다음에 어떤 이론이 나올지는 시간이 말해 줄 것입니다. 우주는 보이는 것만큼 비어 있지 않습니다. 그 안에는 에너지의 변환과 전달 과정이 있습니다(동일한 중성미자(보이지 않는 에너지 운반체 포함) 포함). 물리학 13은 이 모든 것을 이해하고, 설명하고, 설명해야 하며, 모든 종류의 그럴듯한 수학적 동화를 만들어내서는 안 됩니다. 이제 물리학은 우주의 실제 나이가 무엇인지, 그리고 그것이 어떤 식으로든 측정될 수 있는지 여부를 명확하게 말할 수 없습니다. 그러나 이제 137억년 전에 우주가 있었고, 그 안에 별이 있는 은하계가 있었고, 별에는 행성이 있었고, 일부 행성에는 생명이 있었고, 일부에는 지적 생명체가 있었고, 생각하는 존재들 역시 실제 우주가 무엇인지 궁금해했다는 것이 분명해졌습니다. 나이였습니다. 14

우주의 다중 잎 모델에 대한 가설

사이트 작성자의 서문:"Knowledge is Power" 사이트 독자들의 관심을 끌기 위해 Andrei Dmitrievich Sakharov의 저서 "Memoirs" 29장의 단편을 제공합니다. 학자 Sakharov는 인권 활동, 특히 Gorky의 망명에서 적극적으로 참여하기 시작한 후 수행 한 우주론 분야의 작업에 대해 이야기합니다. 이 자료는 우리 사이트의 이 장에서 논의된 "우주"라는 주제에 대해 의심의 여지가 없습니다. 우리는 우주의 다중 잎 모델에 대한 가설과 우주론 및 물리학의 다른 문제에 대해 알게 될 것입니다. ...물론 최근의 비극적인 과거도 기억합시다.

학자 Andrei Dmitrievich SAKHAROV (1921-1989).

70년대 모스크바와 고리키에서 나는 물리학과 우주론을 공부하려는 시도를 계속했습니다. 이 기간 동안 나는 상당히 새로운 아이디어를 내놓을 수 없었고, 60년대 내 작품에서 이미 제시된(그리고 이 책의 첫 부분에 설명된) 방향을 계속 발전시켰습니다. 이것은 아마도 특정 연령 제한에 도달했을 때 대부분의 과학자들이 많이 겪을 것입니다. 그러나 나는 아마도 다른 것이 나에게 "빛날" 것이라는 희망을 잃지 않습니다. 동시에, 나는 당신 자신이 참여하지 않고 무엇이 무엇인지 아는 과학적 과정을 관찰하는 것만으로도 깊은 내면의 기쁨을 가져다 준다고 말해야합니다. 그런 의미에서 나는 “욕심이 없다”고 할 수 있다.

1974년에 나는 중력장의 제로 라그랑지 개념과 이전 연구에서 사용했던 계산 방법을 개발한 논문을 1975년에 발표했습니다. 동시에 나는 수년 전에 Vladimir Aleksandrovich Fok과 Julian Schwinger가 제안한 방법을 사용했다는 것이 밝혀졌습니다. 그러나 내 결론과 구축 경로, 방법은 완전히 달랐습니다. 불행히도 나는 내 작품을 Fok에게 보낼 수 없었습니다. 그는 바로 그때 죽었습니다.

나중에 내 기사에서 몇 가지 오류를 발견했습니다. "유도 중력"("제로 라그랑지안"이라는 용어 대신 사용되는 현대 용어)이 내가 고려한 모든 옵션에서 중력 상수의 정확한 부호를 제공하는지 여부에 대한 질문은 명확하지 않습니다.<...>

세 권의 작품(제명 이전에 출판된 한 권, 제명 이후에 출판된 두 권)은 우주론적 문제를 다루고 있습니다. 첫 번째 논문에서는 중입자 비대칭의 메커니즘에 대해 논의했습니다. 아마도 흥미로운 점은 우주의 중입자 비대칭을 초래하는 반응 동역학에 대한 일반적인 고려 사항일 것입니다. 그러나 특히 이 작업에서 나는 "결합된" 보존 법칙(쿼크와 렙톤 수의 합이 보존됨)의 존재에 대한 나의 오래된 가정의 틀 내에서 추론합니다. 나는 회고록의 첫 부분에 내가 어떻게 이 생각을 갖게 되었는지, 그리고 왜 지금은 그것이 틀렸다고 생각하는지를 이미 썼습니다. 전반적으로 이 작업 부분은 실패한 것 같습니다. 나는 직업에서 내가 글을 쓰는 부분을 훨씬 더 좋아한다 우주의 다중 잎 모델 . 이는 다음과 같은 가정입니다. 우주의 우주적 팽창은 압축으로 대체되고, 압축-팽창의 주기가 무한히 반복되는 방식으로 새로운 팽창이 일어납니다.. 그러한 우주론적 모델은 오랫동안 주목을 받아왔습니다. 다른 작가들이 그들을 불렀다 "맥박"또는 "진동"우주의 모델. 나는 그 용어를 더 좋아한다. "다엽 모델" . 존재의 순환이 반복되는 거창한 그림의 정서적, 철학적 의미에 더 잘 부합하고 표현력이 더 좋아 보입니다.

그러나 보존이 가정되는 한 다잎 모델은 자연의 기본 법칙 중 하나인 열역학 제2법칙에 따라 극복할 수 없는 어려움에 직면했습니다.

후퇴. 열역학에서는 신체 상태의 특정 특성이 도입됩니다. 아버지는 한때 "세계의 여왕과 그녀의 그림자"라는 오래된 대중 과학 책을 기억하셨습니다. (아쉽게도 이 책의 저자가 누구인지는 잊어버렸습니다.) 여왕은 물론 에너지이고, 그림자는 엔트로피입니다. 보존법칙이 있는 에너지와 달리 엔트로피의 경우 열역학 제2법칙은 증가(더 정확하게는 비감소)의 법칙을 확립합니다. 물체의 전체 엔트로피가 변하지 않는 과정을 가역적(고려)이라고 합니다. 가역적 과정의 예로는 마찰이 없는 기계적 움직임이 있습니다. 가역적 과정은 물체의 총 엔트로피 증가(마찰, 열 전달 등)를 동반하는 비가역적 과정의 제한적인 사례인 추상화입니다. 수학적으로 엔트로피는 열 유입량을 절대 온도로 나눈 값과 동일한 양으로 정의됩니다(더 정확하게는 일반 원리에 따라 절대 영도 온도에서의 엔트로피와 진공 엔트로피가 동일하다고 가정합니다). 0으로).

명확성을 위한 수치적 예입니다. 온도가 200도인 특정 몸체는 열교환 중에 온도가 100도인 두 번째 몸체로 400칼로리를 전달합니다. 첫 번째 몸체의 엔트로피는 400/200으로 감소했습니다. 2단위만큼 증가하고 두 번째 몸체의 엔트로피는 4단위만큼 증가합니다. 두 번째 법칙의 요구 사항에 따라 총 엔트로피는 2 단위만큼 증가했습니다. 이 결과는 열이 더 뜨거운 물체에서 더 차가운 물체로 전달된다는 사실의 결과입니다.

비평형 과정 동안 총 엔트로피가 증가하면 궁극적으로 물질이 가열됩니다. 우주론, 다중 잎 모델을 살펴 보겠습니다. 중입자 수가 고정되어 있다고 가정하면 중입자당 엔트로피는 무한정 증가합니다. 물질은 각 주기마다 무한정 가열됩니다. 우주의 조건은 반복되지 않을 것입니다!

중입자 전하 보존 가정을 포기하고 1966년에 대한 내 생각과 다른 많은 저자의 후속 개발에 따라 중입자 전하가 "엔트로피"(즉, 중성 뜨거운 물질)에서 발생한다는 것을 고려하면 어려움이 사라집니다. 우주의 우주적 팽창의 초기 단계에서. 이 경우, 형성된 중입자 수는 각 팽창-압축 주기의 엔트로피에 비례합니다. 물질의 진화 조건과 구조적 형태의 형성 조건은 각 주기마다 거의 동일할 수 있습니다.

나는 1969년 논문에서 처음으로 "다엽 모델"이라는 용어를 만들었습니다. 최근 기사에서 나는 같은 용어를 약간 다른 의미로 사용했습니다. 오해를 피하기 위해 여기서 언급합니다.

지난 세 편의 기사(1979) 중 첫 번째 기사에서는 공간이 평균적으로 평평하다고 가정되는 모델을 조사했습니다. 또한 아인슈타인의 우주상수는 0이 아니고 음수(절대값은 매우 작지만)라고 가정합니다. 이 경우 아인슈타인의 중력 이론 방정식에서 알 수 있듯이 우주론적 팽창은 필연적으로 압축으로 이어집니다. 또한 각 주기는 평균 특성 측면에서 이전 주기를 완전히 반복합니다. 모델이 공간적으로 평면적인 것이 중요합니다. 평면 기하학(유클리드 기하학)과 함께 다음 두 작품도 Lobachevsky 기하학과 초구체(2차원 구의 3차원 유사체)의 기하학을 고려하는 데 전념하고 있습니다. 그러나 이러한 경우에는 또 다른 문제가 발생합니다. 엔트로피가 증가하면 각 주기의 해당 순간에 우주의 반경이 증가합니다. 과거로 추정해 보면, 주어진 각 주기 앞에는 유한한 수의 주기만 있을 수 있다는 것을 알 수 있습니다.

"표준"(한 장의) 우주론에는 문제가 있습니다. 최대 밀도의 순간 이전에는 무엇이 있었습니까? 다중 시트 우주론(공간적으로 평평한 모델의 경우 제외)에서는 이 문제를 피할 수 없습니다. 질문은 첫 번째 주기의 확장이 시작되는 순간으로 옮겨집니다. 첫 번째 주기의 확장이 시작되는 시점, 즉 표준 모델의 경우 유일한 주기는 세계 창조의 순간이라고 볼 수 있습니다. 따라서 그 이전에 무슨 일이 일어났는지에 대한 질문은 우주 너머에 있습니다. 과학 연구의 범위. 그러나 아마도 물질 세계와 시공간에 대한 무한한 과학적 연구를 허용하는 접근 방식이 더 정당하고 유익하다고 생각합니다. 동시에, 분명히 창조 행위를 위한 자리는 없지만, 존재의 신성한 의미에 대한 기본적인 종교적 개념은 과학의 영향을 받지 않고 그 경계 너머에 있습니다.

나는 논의 중인 문제와 관련된 두 가지 대안적인 가설을 알고 있습니다. 그 중 하나는 1966년에 내가 처음 표현한 것으로 보이며 이후 작업에서 여러 가지 설명이 이루어졌습니다. 이것이 '시간의 화살의 방향 전환' 가설이다. 이는 소위 가역성 문제와 밀접한 관련이 있습니다.

내가 이미 썼듯이, 완전히 가역적인 과정은 자연에 존재하지 않습니다. 마찰, 열 전달, 빛 방출, 화학 반응, 생명 과정은 되돌릴 수 없는 특징이 있으며, 이는 과거와 미래의 현저한 차이입니다. 되돌릴 수 없는 과정을 촬영한 다음 영화를 반대 방향으로 재생하면 실제로는 일어날 수 없는 일을 화면에서 보게 됩니다(예를 들어 관성에 의해 회전하는 플라이휠이 회전 속도를 높이고 베어링이 냉각됨). 정량적으로 비가역성은 엔트로피의 단조로운 증가로 표현됩니다. 동시에 모든 신체의 일부를 이루는 원자, 전자, 원자핵 등도 마찬가지다. 시간에 따라 완전히 가역적인 역학 법칙(양자, 여기서는 중요하지 않음)에 따라 움직입니다(양자장 이론에서 - 동시 CP 반사와 함께, 첫 번째 부분 참조). 두 가지 시간 방향의 비대칭성(그들이 말하는 대로 "시간의 화살표"의 존재)과 운동 방정식의 대칭성은 오랫동안 통계 역학 창시자들의 관심을 끌었습니다. 이 문제에 대한 논의는 지난 세기의 마지막 수십 년 동안 시작되었으며 때로는 상당히 뜨거워졌습니다. 어느 정도 모두를 만족시킨 해결책은 비대칭성이 "무한히 먼 과거"의 모든 원자와 장의 위치와 운동의 초기 조건 때문이라는 가설이었습니다. 이러한 초기 조건은 잘 정의된 의미에서 "무작위"여야 합니다.

내가 제안한 것처럼(1966년에 그리고 더 명시적으로 1980년에), 지정된 시점을 갖는 우주론 이론에서 이러한 무작위 초기 조건은 무한히 먼 과거(t -> - )가 아니라 이 선택된 지점에 기인해야 합니다. (t = 0).

그러면 자동으로 이 시점에서 엔트로피는 최소값을 갖게 되며, 시간상 앞뒤로 이동할 때 엔트로피는 증가합니다. 이것이 바로 내가 “시간의 화살의 방향 전환”이라고 불렀던 것입니다. 시간의 화살이 바뀌면 정보 과정(생명 과정 포함)을 포함한 모든 과정이 역전되므로 역설이 발생하지 않습니다. 내가 아는 한, 시간의 화살 반전에 대한 위의 아이디어는 과학계에서 인정받지 못했습니다. 그러나 그것은 나에게 흥미로운 것 같습니다.

시간의 화살의 회전은 세계의 우주적 그림에서 운동 방정식에 내재된 두 가지 시간 방향의 대칭을 복원합니다!

1966~1967년 나는 시간의 화살의 전환점에서 CPT 반영이 일어난다고 가정했다. 이 가정은 중입자 비대칭에 관한 내 연구의 출발점 중 하나였습니다. 여기서 나는 또 다른 가설을 제시할 것입니다(Kirzhnitz, Linde, Guth, Turner 및 다른 사람들이 손을 뻗었습니다. 여기서는 시간의 화살이 돌고 있다는 언급만 있습니다).

현대 이론에서는 진공이 다양한 상태로 존재할 수 있다고 가정합니다. 안정적이고 매우 정확하게 에너지 밀도가 0인 상태; 그리고 불안정하고, 거대한 양의 에너지 밀도(유효 우주 상수)를 가지고 있습니다. 후자의 상태는 때때로 "거짓 진공"이라고 불립니다.

그러한 이론에 대한 일반 상대성 이론의 방정식에 대한 해법 중 하나는 다음과 같습니다. 우주는 닫혀 있다. 매 순간 유한한 부피의 "초구체"를 나타냅니다(초구체는 구의 2차원 표면에 대한 3차원 유사체입니다. 초구체는 2차원 유클리드 공간과 마찬가지로 4차원 유클리드 공간에 "내장"되어 있다고 상상할 수 있습니다. 차원 구는 3차원 공간에 "내장"되어 있습니다. 초구의 반경은 특정 시점(t = 0으로 나타냄)에서 최소 유한 값을 갖고 이 시점으로부터의 거리에 따라 시간 앞뒤로 증가합니다. 가진공(일반적으로 모든 진공과 마찬가지로)의 경우 엔트로피는 0이며, 시간이 지남에 따라 t = 0 지점에서 앞뒤로 멀어지면 가진공의 붕괴로 인해 엔트로피가 증가하여 안정적인 진진공 상태로 전환됩니다. . 따라서 t = 0 지점에서 시간의 화살표가 회전합니다(그러나 반사 지점에서 무한 압축이 필요한 우주론적 CPT 대칭은 없습니다). CPT 대칭의 경우와 마찬가지로 여기서 보존된 모든 전하도 0과 같습니다(사소한 이유로 t = 0에서는 진공 상태가 있습니다). 따라서 이 경우 CP 불변성 위반으로 인해 관찰된 중입자 비대칭의 동적 발생을 가정하는 것도 필요합니다.

우주의 선사시대에 대한 대안적인 가설은 실제로 하나 또는 두 개의 우주가 아니라(어떤 의미에서 시간의 화살이 회전한다는 가설에서와 같이) 서로 근본적으로 다른 많은 우주가 있다는 것입니다. 그리고 일부 "1차" 공간(또는 그 구성 입자, 이를 말하는 다른 방식일 수 있음)에서 발생합니다. 다른 우주와 기본 공간에 대해 이야기하는 것이 타당하다면 특히 "우리"우주와 비교할 때 다른 수의 "거시적"공간 및 시간 차원-좌표(우리 우주에서-세 공간 그리고 하나의 시간적 차원; 다른 우주에서는 모든 것이 다를 수 있습니다!) 인용 부호로 묶인 형용사 "거시적"에 특별한주의를 기울이지 마시기 바랍니다. 이는 대부분의 차원이 압축되는 "압축화" 가설과 관련이 있습니다. 아주 작은 규모로 스스로 폐쇄되었습니다.

'메가 유니버스'의 구조

서로 다른 우주 사이에는 인과관계가 없다고 가정합니다. 이것이 바로 그들의 해석을 별도의 우주로 정당화하는 것입니다. 나는 이 거대한 구조를 '메가 유니버스'라고 부른다. 몇몇 저자들은 그러한 가설의 변형을 논의했습니다. 특히 닫힌(거의 초구형) 우주가 여러 번 탄생한다는 가설은 Ya.B의 작품 중 하나에서 옹호됩니다. Zeldovich.

메가 유니버스(Mega Universe) 아이디어는 매우 흥미롭습니다. 아마도 진실은 바로 이 방향에 있을 것이다. 그러나 나에게는 이러한 구성 중 일부에는 다소 기술적인 성격의 모호함이 있습니다. 서로 다른 공간 영역의 조건이 완전히 다르다고 가정하는 것은 상당히 허용됩니다. 그러나 자연법칙은 어디에서나 항상 동일해야 합니다. 자연은 크로케 게임의 규칙을 임의로 바꾼 캐롤의 이상한 나라의 앨리스의 여왕과 같을 수 없습니다. 존재는 게임이 아니다. 나의 의심은 공간-시간의 연속성을 깨뜨리는 가설과 관련이 있습니다. 그러한 프로세스가 허용됩니까? 그것은 "존재의 조건"이 아니라 한계점에서 자연법을 위반하는 것이 아닌가? 다시 한번 말씀드리지만, 이것이 타당한 우려사항인지 확신할 수 없습니다. 아마도 페르미온 수의 보존 문제와 마찬가지로 나는 너무 좁은 관점에서 시작하고 있는 것 같습니다. 게다가, 연속성을 깨지 않고 우주의 탄생이 일어난다는 가설도 충분히 생각해 볼 수 있습니다.

매개 변수가 다른 많은 우주, 아마도 무한한 수의 우주가 자발적으로 탄생하고 우리를 둘러싼 우주가 생명과 지능의 출현 조건에 따라 많은 세계에서 구별된다는 가정을 "인류 원리"라고합니다. "(AP). Zeldovich는 팽창하는 우주의 맥락에서 그에게 알려진 AP에 대한 첫 번째 고려 사항은 Idlis (1958)에 속한다고 썼습니다. 다중 잎 우주의 개념에서 인류 원리도 중요한 역할을 할 수 있지만 연속적인 주기 또는 해당 영역 중에서 선택하는 데 사용됩니다. 이 가능성은 내 작품 "우주의 다중 모델"에서 논의됩니다. 다중 시트 모델의 어려움 중 하나는 "블랙홀"의 형성과 그 병합이 압축 단계에서 대칭을 너무 많이 깨뜨려 다음 주기의 조건이 고도로 조직화된 형성에 적합한지 여부가 완전히 불분명하다는 것입니다. 구조. 반면에, 충분히 긴 주기에서는 중입자 붕괴와 블랙홀 증발 과정이 발생하여 모든 밀도 불균일성이 평탄화됩니다. 나는 이 두 가지 메커니즘, 즉 블랙홀의 형성과 불균일성의 정렬이 결합된 작용이 "더 순조로운" 주기와 더 "교란적인" 주기의 연속적인 변화로 이어진다고 가정합니다. 우리의 주기는 블랙홀이 형성되지 않는 "원활한" 주기가 선행되어야 한다고 가정되었습니다. 구체적으로 말하자면, 시간의 화살의 전환점에서 '거짓' 진공 상태에 있는 닫힌 우주를 생각해 볼 수 있습니다. 이 모델의 우주상수는 0으로 간주될 수 있으며, 팽창에서 압축으로의 변화는 단순히 일반 물질의 상호 인력으로 인해 발생합니다. 주기의 지속 시간은 각 주기의 엔트로피 증가로 인해 증가하고 주어진 수를 초과하여(무한대가 되는 경향이 있음) 양성자의 붕괴 및 "블랙홀"의 증발 조건이 충족됩니다.

Multileaf 모델은 소위 큰 수 역설에 대한 답을 제공합니다(또 다른 가능한 설명은 긴 "인플레이션" 단계를 포함하는 Guth et al.의 가설입니다. 18장 참조).

멀리 있는 구상성단 외곽에 있는 행성. 아티스트 © 돈 딕슨

유한한 부피의 우주에서 양성자와 광자의 총 개수는 유한하지만 왜 그토록 엄청나게 큰가요? 그리고 "개방형" 버전과 관련된 이 질문의 또 다른 형태는 Lobachevsky의 무한한 세계의 해당 영역에서 입자 수가 왜 그렇게 큰가입니다. 그 영역의 부피는 A 3 정도입니다(A는 곡률 반경입니다). )?

다중잎 모델의 답은 매우 간단합니다. t = 0 이후 이미 많은 사이클이 지나갔다고 가정하며, 각 사이클 동안 엔트로피(즉, 광자 수)가 증가하고 그에 따라 각 사이클에서 증가하는 바리온 초과가 생성되었습니다. 각 주기의 광자 수에 대한 중입자 수의 비율은 일정합니다. 이는 주어진 주기에서 우주 팽창의 초기 단계의 역학에 의해 결정되기 때문입니다. t = 0 이후의 총 사이클 수는 관측된 광자와 중입자 수를 얻을 수 있는 정도입니다. 그 수가 기하급수적으로 증가하기 때문에 필요한 사이클 수에 대해서는 그렇게 큰 값조차 얻지 못할 것입니다.

나의 1982년 작업의 부산물은 블랙홀의 중력 합체 확률에 대한 공식입니다(Zeldovich와 Novikov의 책에 있는 추정치가 사용되었습니다).

또 다른 흥미로운 가능성, 즉 꿈은 다중 잎 모델과 관련이 있습니다. 아마도 한 주기 동안 수십억 년을 발전시키는 고도로 조직화된 마음은 자신이 가지고 있는 정보의 가장 가치 있는 부분 중 일부를 암호화된 형태로 다음 주기의 상속인에게 전송하는 방법을 찾을 수 있습니다. 초밀도 상태의 기간?.. 유추 - 수정된 세포의 핵 염색체에 "압축"되고 암호화된 유전 정보가 세대에서 세대로 생명체에 의해 전달되는 것입니다. 물론이 가능성은 정말 환상적이며 과학 기사에 감히 글을 쓸 수는 없었지만이 책의 페이지에서는 자유 의지를 가졌습니다. 그러나 이 꿈과 상관없이 우주의 다중 잎 모델에 대한 가설은 철학적 세계관에서 중요한 것 같습니다.

친애하는 방문객 여러분!

우주의 기원과 발전에 대한 모델의 형태로 공식화되었습니다. 이는 우주론에서는 다른 자연 과학에서와 마찬가지로 재현 가능한 실험을 수행하고 그로부터 법칙을 도출하는 것이 불가능하다는 사실 때문입니다. 게다가 각각의 우주 현상은 독특합니다. 따라서 우주론은 모델과 함께 작동합니다. 주변 세계에 대한 새로운 지식이 축적됨에 따라 새로운 우주론 모델이 개선되고 개발됩니다.

고전 우주론 모델

18~19세기 우주론과 우주발생론의 발전. 이는 과학적 우주론 발전의 초기 단계가 된 고전적인 다원적 세계 그림의 창조로 정점에 달했습니다.

이 모델은 매우 간단하고 이해하기 쉽습니다.

1. 우주는 공간과 시간에 있어서 무한, 즉 영원하다고 간주됩니다.

2. 천체의 움직임과 발달을 지배하는 기본법칙은 만유인력의 법칙입니다.

3. 공간은 그 안에 위치한 신체와 결코 연결되지 않으며 이러한 신체를 위한 수동적 컨테이너 역할을 합니다.

4. 시간은 또한 물질에 의존하지 않으며 모든 자연 현상과 신체의 보편적인 지속 기간입니다.

5. 모든 육체가 갑자기 사라진다면 공간과 시간은 변하지 않을 것입니다. 우주의 별, 행성, 항성계의 수는 무한히 많습니다. 각 천체는 긴 수명의 길을 거칩니다. 죽은, 아니 오히려 소멸된 별들이 새롭고 젊은 스타들로 대체되고 있습니다.

천체의 기원과 죽음에 대한 자세한 내용은 여전히 ​​불분명하지만 기본적으로 이 모델은 조화롭고 논리적으로 일관성이 있는 것처럼 보입니다. 이러한 형태의 고전적인 다중심 모델은 20세기 초까지 과학에 존재했습니다.

그러나 이 우주 모델에는 몇 가지 결함이 있었습니다.

만유인력의 법칙은 행성의 구심 가속도를 설명했지만, 행성과 모든 물질체가 균일하고 직선적으로 움직이려는 욕구가 어디서 나온 것인지는 밝히지 않았습니다. 관성 운동을 설명하려면 모든 물질적 물체를 움직이게 하는 신성한 “첫 번째 추진력”이 그 안에 존재한다고 가정해야 했습니다. 또한 우주체의 궤도를 바로잡는 일에도 하나님의 개입이 허락되었다.

소위 우주론적 역설(광도 측정, 중력, 열역학)의 고전 모델 틀 내에서의 모습. 이 문제를 해결하려는 욕구로 인해 과학자들은 새롭고 일관된 모델을 찾게 되었습니다.

따라서 고전적인 다중심 우주 모델은 본질적으로 부분적으로만 과학적일 뿐이며 우주의 기원에 대한 과학적 설명을 제공할 수 없으므로 다른 모델로 대체되었습니다.

우주의 상대론적 모델

우주의 새로운 모델은 A. Einstein에 의해 1917년에 만들어졌습니다. 그것은 중력의 상대론적 이론, 즉 일반 상대성 이론에 기초를 두고 있습니다. 아인슈타인은 공간과 시간의 절대성과 무한성에 대한 가정을 포기했지만 정상성의 원리, 시간에서의 우주의 불변성, 공간에서의 유한성은 유지했습니다. 아인슈타인에 따르면 우주의 특성은 중력 질량의 분포에 의해 결정되며, 우주는 무한하지만 동시에 공간적으로 폐쇄되어 있습니다. 이 모델에 따르면 공간은 균질하고 등방성입니다. 모든 방향에서 동일한 속성을 가지며, 물질이 고르게 분포되어 있고, 시간은 무한하며, 흐름은 우주의 속성에 영향을 미치지 않습니다. 그의 계산을 바탕으로 아인슈타인은 세계 공간이 4차원 구라는 결론을 내렸습니다.

동시에, 이 우주 모델을 일반적인 구 형태로 상상해서는 안됩니다. 구형공간은 구형이지만 시각적으로 표현할 수 없는 4차원 구형이다. 비유하자면, 공의 표면이 유한한 것처럼 공간의 부피도 유한하다는 결론을 내릴 수 있으며 유한한 수의 제곱센티미터로 표현될 수 있습니다. 4차원 구의 표면은 유한한 수의 입방미터로 표현됩니다. 이러한 구형 공간에는 경계가 없으며 이러한 의미에서 무한합니다. 그런 공간을 한 방향으로 비행하다 보면 결국 출발점으로 돌아가게 된다. 그러나 동시에 공 표면을 따라 기어가는 파리는 선택한 방향으로 움직이는 것을 금지하는 경계나 장벽을 어디에서도 찾을 수 없습니다. 이런 의미에서 모든 공의 표면은 유한하지만 무한합니다. 무한함과 무한함은 다른 개념입니다.

따라서 아인슈타인의 계산에 따르면 우리 세계는 4차원 구체라는 결론이 나왔습니다. 그러한 우주의 부피는 비록 매우 크지만 여전히 유한한 수의 입방미터로 표현될 수 있습니다. 원칙적으로 닫힌 우주 전체를 날아다니며 항상 한 방향으로 이동할 수 있습니다. 이러한 상상의 여행은 지상 세계를 여행하는 것과 비슷합니다. 그러나 모든 구체의 표면에 경계가 없는 것처럼 부피가 유한한 우주는 동시에 무한합니다. 아인슈타인의 우주에는 비록 크지만 여전히 유한한 수의 별과 항성계가 포함되어 있으므로 광도계 및 중력 역설이 적용되지 않습니다. 동시에 아인슈타인의 우주에는 열사병의 유령이 다가오고 있습니다. 공간적으로 유한한 그러한 우주는 필연적으로 시간이 지나면 종말을 맞이하게 됩니다. 영원은 그 안에 내재되어 있지 않습니다.

따라서 아이디어의 참신함과 심지어 혁명적인 성격에도 불구하고, 그의 우주론 이론에서 아인슈타인은 세계의 정적 성격에 대한 일반적인 고전적 이데올로기적 태도를 따랐습니다. 그는 모순되고 불안정한 세계보다는 조화롭고 안정된 세계에 더 끌렸다.

확장하는 우주 모델

아인슈타인의 우주 모델은 일반 상대성 이론의 결론을 바탕으로 한 최초의 우주 모델이 되었습니다. 이는 먼 거리에 걸쳐 질량의 상호 작용을 결정하는 것이 중력이라는 사실 때문입니다. 그러므로 현대 우주론의 이론적 핵심은 일반상대성이론인 중력이론이다. 아인슈타인은 자신의 우주론 모델에서 우주의 정상성과 불변성을 보장하는 특정 가상 척력이 존재한다고 가정했습니다. 그러나 이후의 자연과학의 발전은 이 아이디어에 상당한 변화를 가져왔습니다.

5년 후인 1922년에 소련의 물리학자이자 수학자 A. 프리드먼(A. Friedman)은 엄격한 계산을 바탕으로 아인슈타인의 우주가 고정되거나 변하지 않을 수 없음을 보여주었습니다. 동시에 프리드먼은 우주의 등방성과 균질성이라는 두 가지 가정에 기초하여 자신이 공식화한 우주론적 원리에 의존했습니다. 우주의 등방성은 구별된 방향이 없고 모든 방향에서 우주가 동일하다는 것을 의미합니다. 우주의 균질성은 우주의 모든 지점의 동일성으로 이해됩니다. 우리는 그 중 어느 곳에서나 관찰을 수행할 수 있으며 등방성 우주를 볼 수 있는 모든 곳에서 볼 수 있습니다.

우주론적 원리에 기초한 프리드먼은 아인슈타인의 방정식에 우주가 팽창하거나 수축할 수 있는 다른 비정상 해법이 있음을 증명했습니다. 동시에 우리는 공간 자체를 확장하는 것에 대해서도 이야기하고 있었습니다. 세계의 모든 거리가 증가하는 것에 대해. 프리드먼의 우주는 반경과 표면적이 지속적으로 증가하는 팽창하는 비누 방울과 비슷했습니다.

처음에 팽창하는 우주 모델은 가설에 불과했으며 경험적으로 확증되지 않았습니다. 그러나 1929년에 미국의 천문학자 E. 허블은 스펙트럼 선의 "적색 편이"(스펙트럼의 적색 끝을 향한 선의 이동) 효과를 발견했습니다. 이는 도플러 효과(파원과 관찰자의 상대적인 움직임으로 인한 진동 주파수 또는 파장의 변화)의 결과로 해석되었습니다. "적색편이"는 은하들이 거리에 따라 증가하는 속도로 서로 멀어지는 결과로 설명되었습니다. 최근 측정에 따르면 팽창 속도의 증가는 매 백만 파섹당 약 55km/s입니다.

그의 관찰 결과, 허블은 우주가 은하의 세계이고, 우리 은하만이 그 안에 있는 유일한 은하가 아니며, 엄청난 거리로 분리된 많은 은하가 있다는 생각을 입증했습니다. 동시에 허블은 은하간 거리가 일정하게 유지되지 않고 증가한다는 결론에 도달했습니다. 따라서 팽창하는 우주의 개념은 자연 과학에 나타났습니다.

우리 우주에는 어떤 미래가 기다리고 있을까요? 프리드먼은 우주의 발전을 위해 세 가지 모델을 제안했습니다.

첫 번째 모델에서는 우주가 천천히 팽창하므로 서로 다른 은하 사이의 중력 인력으로 인해 우주의 팽창이 느려지고 결국 멈춥니다. 그 이후로 우주는 줄어들기 시작했습니다. 이 모델에서는 공간이 휘어져 스스로 닫혀 구를 형성합니다.

두 번째 모델에서는 우주가 무한히 팽창했고, 공간은 안장 표면처럼 곡선이면서 동시에 무한했다.

프리드먼의 세 번째 모델에서 공간은 평평하고 무한합니다.

우주의 진화에 따른 세 가지 옵션 중 어느 것이 팽창하는 물질의 운동 에너지에 대한 중력 에너지의 비율에 따라 달라집니다.

물질 팽창의 운동 에너지가 팽창을 방해하는 중력 에너지보다 우세하다면 중력은 은하의 팽창을 멈추지 않을 것이며 우주의 팽창은 되돌릴 수 없게 될 것입니다. 이 버전의 우주 동적 모델을 열린 우주라고 합니다.

중력 상호 작용이 우세하면 팽창 속도는 완전히 멈출 때까지 시간이 지남에 따라 느려지고, 그 후에는 우주가 원래의 특이점 상태(무한히 높은 밀도의 점 부피)로 돌아올 때까지 물질의 압축이 시작됩니다. 이 모델 버전을 진동 또는 닫힌 우주라고 합니다.

제한적인 경우, 중력이 물질의 팽창 에너지와 정확히 같을 때 팽창은 멈추지 않지만 시간이 지남에 따라 속도는 0이 되는 경향이 있습니다. 우주의 팽창이 시작된 지 수백억 년이 지나면 준정지 상태라고 할 수 있는 상태가 발생하게 됩니다. 이론적으로는 우주의 맥동도 가능합니다.

E. 허블이 먼 은하들이 점점 더 빠른 속도로 서로 멀어지고 있음을 보여 주었을 때 우리 우주가 팽창하고 있다는 명확한 결론이 내려졌습니다. 그러나 팽창하는 우주는 변화하는 우주, 즉 시작과 끝이 있고 모든 역사를 지닌 세계입니다. 허블 상수를 사용하면 우주 팽창 과정이 계속되는 시간을 추정할 수 있습니다. 100억년 이상 190억년 이하인 것으로 밝혀졌습니다. 팽창하는 우주의 가장 가능성 있는 수명은 150억년으로 간주됩니다. 이것은 우리 우주의 대략적인 나이입니다.

과학자의 의견

일반 상대성 이론에 기초한 가장 이색적인 우주론적(이론적) 모델도 있습니다. 다음은 케임브리지 대학의 수학 교수인 John Barrow가 우주 모델에 관해 말하는 내용입니다.

“우주론의 자연스러운 임무는 우리 우주의 기원, 역사, 구조를 최대한 잘 이해하는 것입니다. 동시에 일반상대성이론은 물리학의 다른 분야를 차용하지 않고도 거의 무제한의 매우 다양한 우주론적 모델을 계산할 수 있게 해줍니다. 물론, 선택은 천문학 및 천체 물리학 데이터를 기반으로 이루어지며, 이를 통해 현실 준수를 위해 다양한 모델을 테스트할 수 있을 뿐만 아니라 가장 적절한 구성 요소를 결합할 수 있는 구성 요소를 결정할 수도 있습니다. 우리 세계에 대한 설명. 이것이 현재 우주의 표준 모델이 발생한 방법입니다. 따라서 이러한 이유만으로도 우주론 모델의 역사적 다양성은 매우 유용했습니다.

하지만 그 뿐만이 아닙니다. 천문학자들이 오늘날 가지고 있는 풍부한 데이터를 아직 축적하지 않았을 때 많은 모델이 만들어졌습니다. 예를 들어, 우주의 등방성의 실제 정도는 지난 20년 동안 우주 장비 덕분에 확립되었습니다. 과거 공간 모델러는 경험적 제약이 훨씬 적었음이 분명합니다. 또한, 오늘날의 기준으로 볼 때 이색적인 모델이라도 미래에는 아직 관측할 수 없는 우주의 일부를 설명하는 데 유용할 가능성이 있습니다. 그리고 마지막으로, 우주론적 모델의 발명은 단순히 일반 상대성 이론에 대한 알려지지 않은 해를 찾고자 하는 욕구를 자극할 수 있으며, 이는 또한 강력한 인센티브이기도 합니다. 일반적으로 그러한 모델의 풍부함은 이해할 수 있고 정당화됩니다.

최근 우주론과 입자물리학의 결합도 같은 방식으로 정당화됩니다. 대표자들은 우주 생명의 초기 단계를 기본 상호 작용의 법칙을 결정하는 우리 세계의 기본 대칭을 연구하는 데 이상적으로 적합한 자연 실험실로 간주합니다. 이 결합은 이미 근본적으로 새롭고 매우 깊은 우주론 모델의 팬 전체를 위한 토대를 마련했습니다. 앞으로도 그다지 유익한 결과를 가져올 것이라는 데는 의심의 여지가 없습니다.”

처음에 우주는 팽창하는 공허 덩어리였습니다. 그 붕괴는 최초의 화학 원소가 단조된 불을 뿜는 플라즈마에서 빅뱅으로 이어졌습니다. 그런 다음 중력은 수백만 년 동안 냉각 가스 구름을 압축했습니다. 그리고 첫 번째 별이 빛을 발하여 수조 개의 창백한 은하로 이루어진 거대한 우주를 밝혔습니다. 20세기의 가장 위대한 천문학적 발견에 의해 뒷받침되는 이 세계 그림은 탄탄한 이론적 토대 위에 서 있습니다. 하지만 이를 좋아하지 않는 전문가도 있다. 그들은 다른 우주론이 현재 우주론을 대체하기를 바라면서 지속적으로 약점을 찾습니다.

1920년대 초, 상트페테르부르크의 과학자 알렉산더 프리드먼(Alexander Friedman)은 단순함을 위해 물질이 모든 공간을 균일하게 채운다고 가정하고 비정상 팽창 우주를 설명하는 일반 상대성 이론(GTR) 방정식의 해법을 찾았습니다. 아인슈타인조차도 우주는 영원하고 변하지 않을 것이라고 믿으며 이 발견을 진지하게 받아들이지 않았습니다. 그러한 우주를 설명하기 위해 그는 일반 상대성 이론 방정식에 특별한 "반중력" 람다 용어를 도입하기도 했습니다. 프리드먼은 곧 장티푸스로 사망했고 그의 결정은 잊혀졌습니다. 예를 들어, 윌슨산 천문대에서 세계 최대의 100인치 망원경을 연구했던 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 이러한 아이디어에 대해 전혀 들어본 적이 없었습니다.

1929년까지 허블은 수십 개의 은하까지의 거리를 측정했으며 이를 이전에 얻은 스펙트럼과 비교하여 예기치 않게 은하가 멀리 떨어져 있을수록 스펙트럼 선이 더 많이 적색편이된다는 사실을 발견했습니다. 적색 편이를 설명하는 가장 쉬운 방법은 도플러 효과였습니다. 그러나 모든 은하계가 우리에게서 빠르게 멀어지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 천문학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 "피곤한 빛"이라는 매우 대담한 가설을 제시한 것은 너무 이상했습니다. 이에 따르면 우리에게서 멀어지는 것은 은하가 아니라 긴 여행 동안 빛의 양자가 움직임에 약간의 저항을 경험하면서 점차적으로 잃습니다. 에너지가 넘치고 빨갛게 변합니다. 그런 다음 그들은 공간 확장에 대한 아이디어를 기억했으며 그다지 이상한 새로운 관찰이이 이상하고 잊혀진 이론에 잘 들어 맞는다는 것이 밝혀졌습니다. 프리드먼의 모델은 또한 적색 편이의 기원이 일반적인 도플러 효과와 매우 유사해 보인다는 사실로부터 이점을 얻었습니다. 오늘날에도 모든 천문학자들이 우주에서 은하의 "산란"이 팽창과 전혀 동일하지 않다는 것을 이해하는 것은 아닙니다. "얼어붙은" 것들이 있는 우주 그 자체, 그 안에 은하계.

"피곤한 빛" 가설은 1930년대 말에 조용히 사라졌습니다. 물리학자들은 광자가 다른 입자와 상호 작용해야만 에너지를 잃으며 이 경우 운동 방향이 최소한 약간씩 변할 수밖에 없다는 점을 지적했습니다. 따라서 "피곤한 빛" 모델에서 먼 은하의 이미지는 마치 안개 속에 있는 것처럼 흐려져야 하지만 아주 선명하게 보입니다. 그 결과, 일반적으로 받아들여지는 생각에 대한 대안인 프리드만 우주 모델이 최근 모든 사람의 관심을 끌었습니다. (그러나 1953년 그의 생애가 끝날 때까지 허블 자신은 우주 팽창은 단지 겉보기 효과일 뿐임을 인정했습니다.)

두 번 대체 표준

하지만 우주가 팽창하고 있기 때문에 이전에는 밀도가 더 높았음을 의미합니다. 프리드먼의 학생이자 핵물리학자인 게오르기 가모프(Georgi Gamow)는 정신적으로 그 진화를 뒤집어 초기 우주가 너무 뜨거워서 열핵융합 반응이 일어났다고 결론지었습니다. Gamow는 관찰된 화학 원소의 유병률을 설명하려고 노력했지만 기본 가마솥에서 몇 가지 유형의 가벼운 핵만 "요리"할 수 있었습니다. 세계에는 수소 외에도 23~25%의 헬륨, 100분의 1의 중수소, 10억분의 1의 리튬이 포함되어 있어야 한다는 것이 밝혀졌습니다. 별에서 더 무거운 원소의 합성 이론은 나중에 Gamow의 경쟁자인 천체 물리학자 Fred Hoyle에 의해 동료들과 함께 개발되었습니다.

1948년에 Gamow는 또한 하늘의 모든 방향에서 오는 몇 도 켈빈 온도의 냉각된 마이크로파 방사선인 뜨거운 우주에서 관찰 가능한 흔적이 남아 있어야 한다고 예측했습니다. 아아, Gamow의 예측은 Friedman 모델의 운명을 반복했습니다. 누구도 방사선을 찾기 위해 서두르지 않았습니다. 뜨거운 우주 이론은 그것을 테스트하기 위해 값비싼 실험을 수행하기에는 너무 사치스러워 보였습니다. 또한 많은 과학자들이 거리를 두는 신성한 창조와 유사점이 나타났습니다. 가모프는 우주론을 버리고 당시 등장하던 유전학으로 전환하면서 끝났다.

1950년대에 동일한 Fred Hoyle이 천체 물리학자 Thomas Gold 및 수학자 Hermann Bondi와 함께 개발한 고정 우주 이론의 새로운 버전이 1950년대에 인기를 얻었습니다. 허블의 발견으로 인해 압력을 받은 그들은 우주의 팽창을 받아들였지만 진화는 받아들이지 않았습니다. 그들의 이론에 따르면 공간의 팽창은 수소 원자의 자발적인 생성을 동반하므로 우주의 평균 밀도는 변하지 않습니다. 물론 이것은 에너지 보존 법칙을 위반하는 것이지만 매우 중요하지 않은 것입니다. 공간 입방 미터당 10억 년에 수소 원자가 1개를 넘지 않습니다. Hoyle은 자신의 모델을 "연속 창조 이론"이라고 부르며 음압을 사용하는 특수 C 필드(영어 창조 - 창조)를 도입하여 물질의 일정한 밀도를 유지하면서 우주를 부풀게 했습니다. Gamow의 주장에 반하여 Hoyle은 별의 열핵 과정에 의해 가벼운 원소를 포함한 모든 원소의 형성을 설명했습니다.

Gamow가 예측한 우주 마이크로파 배경은 거의 20년 후에 우연히 발견되었습니다. 그 발견자들은 노벨상을 받았고 뜨거운 프리드만-가모프 우주는 경쟁하는 가설들을 빠르게 대체했습니다. 그러나 호일은 포기하지 않았고 자신의 이론을 옹호하면서 마이크로파 배경은 먼 별들에 의해 생성되고 그 빛은 우주 먼지에 의해 산란되고 다시 방출된다고 주장했습니다. 그러나 하늘의 빛은 얼룩덜룩해야 하지만 거의 완벽하게 균일합니다. 점차적으로 별과 우주 구름의 화학적 구성에 대한 데이터가 축적되었으며 이는 Gam의 1차 핵합성 모델과도 일치했습니다.

따라서 빅뱅의 두 가지 대안 이론은 일반적으로 받아들여졌거나, 오늘날 유행하는 것처럼 과학의 주류로 바뀌었습니다. 그리고 이제 학생들은 허블이 우주의 폭발을 발견했으며 (거리에 대한 적색 편이의 의존성이 아님) 소련 천체 물리학 자 Joseph Samuilovich Shklovsky의 가벼운 손으로 우주 마이크로파 방사선이 유물 방사선이된다는 것을 배웁니다. 뜨거운 우주의 모델은 문자 그대로 언어 수준에서 사람들의 마음 속에 "꿰매어져" 있습니다.

적색편이의 네 가지 원인

거리에 대한 적색편이의 의존성인 허블의 법칙을 설명하기 위해 어느 것을 선택해야 합니까?

기초 밑을 파다

그러나 인간의 본성은 또 다른 부인할 수 없는 생각이 사회에 자리 잡자마자 즉시 논쟁을 벌이고 싶어하는 사람들이 있는 것과 같습니다. 표준 우주론에 대한 비판은 이론적 기초의 불완전성을 지적하는 개념적 비판과 설명하기 어려운 특정 사실과 관찰을 인용하는 천문학적 비판으로 나눌 수 있습니다.

개념적 공격의 주요 목표는 물론 일반 상대성 이론(GR)입니다. 아인슈타인은 중력을 시공간 곡률과 동일시하면서 놀랍도록 아름다운 설명을 했습니다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 블랙홀은 물질이 무한 밀도 지점으로 압축되는 중심에 있는 이상한 물체인 블랙홀의 존재를 따릅니다. 물리학에서 무한대의 출현은 항상 이론의 적용 가능성의 한계를 나타냅니다. 초고밀도에서는 일반상대성이론이 양자중력으로 대체되어야 합니다. 그러나 양자 물리학의 원리를 일반 상대성 이론에 도입하려는 모든 시도는 실패했고, 이로 인해 물리학자들은 대안적인 중력 이론을 찾게 되었습니다. 그 중 수십 개가 20세기에 지어졌습니다. 대부분은 실험적 테스트를 견디지 ​​못했습니다. 그러나 몇 가지 이론은 여전히 ​​유효합니다. 예를 들어, 그 중에는 곡선 공간도 없고 특이점도 발생하지 않으며 이는 블랙홀이나 빅뱅이 없다는 것을 의미하는 학자 Logunov의 중력 장 이론이 있습니다. 그러한 대체 중력 이론의 예측을 실험적으로 테스트할 수 있는 곳에서는 일반 상대성 이론의 예측과 일치하며, 극단적인 경우(초고밀도 또는 매우 넓은 우주론적 거리)에서만 결론이 다릅니다. 이는 우주의 구조와 진화가 달라야 함을 의미합니다.

새로운 우주론

옛날 옛적에 요하네스 케플러(Johannes Kepler)는 행성 궤도의 반경 사이의 관계를 이론적으로 설명하려고 노력하면서 정다면체를 서로 중첩시켰습니다. 그 안에 묘사되고 새겨진 구체는 그에게 우주의 구조를 푸는 가장 직접적인 길인 것처럼 보였습니다. 그가 그의 책이라고 불렀던 "우주론적 신비"였습니다. 나중에 티코 브라헤(Tycho Brahe)의 관찰을 바탕으로 그는 원과 구의 천상의 완전성에 대한 고대 아이디어를 버리고 행성이 타원으로 움직인다는 결론을 내렸습니다.

많은 현대 천문학자들도 이론가들의 추측적 구성에 회의적이며 하늘을 보면서 영감을 얻는 것을 선호합니다. 그리고 거기에서 우리 은하인 은하수가 국부 은하군이라 불리는 작은 성단의 일부라는 것을 볼 수 있습니다. 이 성단은 국부초은하단으로 알려져 있는 처녀자리 별자리에 있는 거대한 은하구름의 중심에 모여 있습니다. 1958년에 천문학자 조지 아벨(George Abel)은 북쪽 하늘에 있는 2,712개의 은하단 목록을 발표했는데, 이는 차례로 초은하단으로 분류되었습니다.

동의하세요. 물질로 균일하게 채워진 우주처럼 보이지는 않습니다. 그러나 프리드먼 모델의 동질성 없이는 허블의 법칙과 일치하는 팽창 체계를 얻는 것이 불가능합니다. 그리고 마이크로파 배경의 놀라운 부드러움도 설명할 수 없습니다. 따라서 이론의 아름다움이라는 이름으로 우주의 균질성은 우주론적 원리로 선언되었고, 관찰자들은 이를 확인할 것으로 기대되었다. 물론, 우주론적 기준에 따른 작은 거리(은하수 크기의 100배)에서는 은하 사이의 인력이 지배적입니다. 즉, 은하들은 궤도를 따라 움직이고 충돌하고 합쳐집니다. 그러나 특정 거리 규모에서 시작하면 우주는 단순히 균질해져야 합니다.

1970년대에는 관찰을 통해 수십 메가파섹보다 큰 구조가 존재하는지 여부를 확실하게 말할 수 없었으며 "우주의 대규모 균질성"이라는 단어는 프리드만 우주론의 보호 주문처럼 들렸습니다. 그러나 1990년대 초부터 상황은 극적으로 변했다. 물고기자리와 고래자리의 경계에서 국부 초은하단을 포함하여 약 50메가파섹 크기의 초은하단 복합체가 발견되었습니다. 히드라 별자리에서 그들은 처음으로 60메가파섹 크기의 거대 인력체를 발견했고, 그 뒤에는 3배 더 큰 거대한 샤플리 초은하단을 발견했습니다. 그리고 이것들은 고립된 물체가 아닙니다. 동시에 천문학자들은 길이가 150메가파섹에 달하는 복잡한 만리장성을 묘사했으며 그 목록은 계속 늘어나고 있습니다.

세기말에는 우주의 3D 지도 제작이 본격화되었습니다. 한 번의 망원경 노출로 수백 개의 은하 스펙트럼을 얻을 수 있습니다. 이를 위해 로봇 조작기는 광각 슈미트 카메라의 초점면에 수백 개의 광섬유를 알려진 좌표에 배치하여 각 개별 은하의 빛을 분광학 실험실로 전송합니다. 현재까지 가장 큰 규모의 SDSS 조사는 이미 백만 개의 은하의 스펙트럼과 적색편이를 결정했습니다. 그리고 우주에서 가장 큰 알려진 구조는 이전 CfA-II 조사에 따라 2003년에 발견된 슬론의 만리장성으로 남아 있습니다. 그 길이는 500메가파섹으로, 프리드만 우주 지평선까지의 거리의 12%에 해당합니다.

물질의 집중과 함께 많은 황량한 우주 지역, 즉 은하나 신비한 암흑 물질이 없는 공허도 발견되었습니다. 이들 중 다수는 크기가 100메가파섹을 초과하며, 2007년에 미국국립전파천문대(American National Radio Astronomy Observatory)는 직경이 약 300메가파섹인 거대공동체를 발견했다고 보고했습니다.

그러한 거대한 구조의 존재 자체가 빅뱅에서 남은 작은 밀도 변동으로 인한 물질의 중력적 혼잡으로 인해 불균질성이 발생하는 표준 우주론에 도전하고 있습니다. 관찰된 은하의 자연적인 운동 속도로, 그들은 우주의 전체 수명 동안 12메가파섹 이상 이동할 수 없습니다. 그러면 수백 메가파섹을 측정하는 물질의 농도를 어떻게 설명할 수 있습니까?

어둠의 존재

엄밀히 말하면, "순수한 형태의" 프리드먼 모델은 1933년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 발명한 관찰할 수 없는 특별한 실체를 하나 추가하지 않는 한 은하계와 성단과 같은 작은 구조의 형성도 설명하지 못합니다. 코마 성단을 연구하던 중 그는 그 은하단이 너무 빨리 움직이고 있어서 쉽게 날아갈 수 있다는 사실을 발견했습니다. 클러스터가 분해되지 않는 이유는 무엇입니까? Zwicky는 그 질량이 발광원에서 추정한 것보다 훨씬 크다고 제안했습니다. 이것이 오늘날 암흑 물질이라고 불리는 천체 물리학에서 숨겨진 질량이 나타난 방식입니다. 그것 없이는 은하 원반과 은하단의 역학, 이러한 은하단을 지나갈 때 빛이 휘어지는 현상, 그리고 그 기원을 설명하는 것이 불가능합니다. 일반 발광물질보다 암흑물질이 5배 더 많은 것으로 추정된다. 이들은 어두운 소행성도, 블랙홀도, 알려진 어떤 기본 입자도 아니라는 것이 이미 확립되었습니다. 암흑물질은 아마도 약한 상호작용에만 참여하는 일부 무거운 입자로 구성되어 있을 것입니다.

최근 이탈리아-러시아 위성 실험인 PAMELA는 ​​우주선에서 이상한 과잉 양전자를 발견했습니다. 천체 물리학자들은 양전자의 적절한 공급원을 알지 못하며 양전자가 암흑 물질 입자와의 일종의 반응의 산물일 수 있다고 제안합니다. 그렇다면 Gamow의 원시 핵합성 이론은 위험에 처할 수 있습니다. 왜냐하면 초기 우주에 알려지지 않은 수많은 무거운 입자가 존재한다고 가정하지 않았기 때문입니다.

20세기와 21세기에 접어들면서 우주의 표준모델에 신비한 암흑에너지가 긴급하게 추가되어야 했습니다. 얼마 전에 먼 은하계까지의 거리를 측정하는 새로운 방법이 테스트되었습니다. 그 안에 있는 "표준 양초"는 특별한 유형의 초신성의 폭발로, 폭발이 가장 높은 시점에서 항상 거의 동일한 광도를 갖습니다. 이들의 겉보기 밝기는 대격변이 발생한 은하계까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 모든 사람들은 측정 결과 물질의 자기 중력의 영향으로 우주 팽창이 약간 둔화될 것이라고 예상했습니다. 놀랍게도 천문학자들은 반대로 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 사실을 발견했습니다! 암흑에너지는 우주를 팽창시키는 우주적 반발력을 제공하기 위해 발명되었습니다. 사실, 이는 아인슈타인 방정식의 람다 항과 구별할 수 없으며, 더 재미있는 것은 과거 프리드만-가모프 우주론의 주요 경쟁자였던 정지 우주에 대한 본다이-골드-호일 이론의 C-필드와 구별할 수 없습니다. 이것이 인위적인 추측 아이디어가 이론 사이를 이동하여 새로운 사실의 압력 속에서 살아남는 데 도움이 되는 방식입니다.

프리드먼의 원래 모델에 관찰을 통해 결정된 매개변수(우주의 평균 물질 밀도)가 하나만 있었다면 "암흑 실체"의 출현으로 "조정" 매개변수의 수가 눈에 띄게 증가했습니다. 이는 어둠의 "성분"의 비율뿐만 아니라 다양한 상호 작용에 참여할 수 있는 능력과 같이 임의로 가정된 물리적 특성이기도 합니다. 이 모든 것이 프톨레마이오스의 이론을 연상시키는 것이 사실이 아닙니까? 관찰과의 일관성을 유지하기 위해 점점 더 많은 주전원이 추가되었으나, 그 자체의 지나치게 복잡한 설계로 인해 붕괴되었습니다.

DIY 우주

지난 100년 동안 매우 다양한 우주론 모델이 만들어졌습니다. 이전에는 그들 각각이 독특한 물리적 가설로 인식되었다면 이제 그 태도는 더욱 평범해졌습니다. 우주론적 모델을 구축하려면 공간의 특성이 의존하는 중력 이론, 물질의 분포, 의존성이 파생되는 적색편이의 물리적 특성이라는 세 가지 사항을 다루어야 합니다. R(z). 이는 모델의 우주론을 설정하여 "표준 양초"의 밝기, "표준 미터"의 각도 크기, "표준 초"의 지속 시간 및 표면 밝기와 같은 다양한 효과를 계산할 수 있게 합니다. "기준 은하"의 변화는 거리에 따라(또는 적색편이에 따라) 변합니다. 남은 것은 하늘을 바라보고 어떤 이론이 올바른 예측을 제공하는지 이해하는 것입니다.

저녁에 창가에 있는 초고층 빌딩에 앉아 아래로 펼쳐진 도시의 불빛을 바라보고 있다고 상상해 보세요. 멀리에는 그 수가 적습니다. 왜? 어쩌면 거기에는 열악한 외곽이 있을 수도 있고, 심지어 개발조차 완전히 끝났을 수도 있습니다. 아니면 안개나 스모그로 인해 등불의 빛이 어두워질 수도 있습니다. 또는 지구 표면의 곡률이 영향을 미치고 먼 빛이 단순히 지평선 너머로 이동합니다. 각 옵션에 대해 거리에 따른 조명 수의 의존성을 계산하고 적절한 설명을 찾을 수 있습니다. 이것이 우주학자들이 우주의 가장 좋은 모델을 선택하려고 먼 은하계를 연구하는 방법입니다.

우주론 테스트가 작동하려면 "표준" 물체를 찾고 그 모양을 왜곡하는 모든 간섭의 영향을 고려하는 것이 중요합니다. 관측 우주론자들은 이 문제로 80년 동안 고군분투해 왔습니다. 각도 크기 테스트를 예로 들어 보겠습니다. 우리 공간이 곡선이 아닌 유클리드 공간이라면 은하의 겉보기 크기는 적색편이 z에 반비례하여 감소합니다. 곡선 공간을 갖는 프리드만의 모델에서는 물체의 각도 크기가 더 천천히 줄어들고 수족관의 물고기처럼 은하계가 약간 더 커지는 것을 볼 수 있습니다. 은하가 멀어지면서 크기가 먼저 감소한 다음 다시 성장하기 시작하는 모델도 있습니다(아인슈타인은 초기 단계에서 이 모델을 사용했습니다). 그러나 문제는 우리가 멀리 있는 은하계를 과거의 모습으로 볼 수 있으며 진화 과정에서 그 크기가 변할 수 있다는 것입니다. 또한 먼 거리에서는 가장자리를 보기가 어렵기 때문에 안개가 낀 지점이 더 작게 나타납니다.

그러한 효과의 영향을 고려하는 것은 극히 어렵기 때문에 우주론 테스트의 결과는 종종 특정 연구자의 선호도에 따라 달라집니다. 출판된 수많은 작품에서 다양한 우주론 모델을 확인하고 반박하는 테스트를 찾을 수 있습니다. 그리고 오직 과학자의 전문성만이 그들 중 어느 것을 믿을지, 어느 것을 믿지 않을지를 결정합니다. 다음은 몇 가지 예입니다.

2006년에 36명의 천문학자로 구성된 국제 팀이 프리드만의 모델에서 요구하는 대로 먼 거리의 초신성 폭발이 시간이 지남에 따라 확장되는지 여부를 테스트했습니다. 그들은 이론에 완전히 동의했습니다. 섬광은 섬광에서 나오는 빛의 빈도가 감소하는 만큼 정확히 몇 배나 길어집니다. 일반 상대성 이론의 시간 팽창은 모든 과정에 동일한 영향을 미칩니다. 이 결과는 고정된 우주 이론의 관에 또 다른 최종 못을 박는 것일 수 있었습니다(첫 번째 것은 40년 전 스티븐 호킹에 의해 우주 마이크로파 배경으로 명명되었습니다). 그러나 2009년 미국 천체 물리학자 Eric Lerner는 정반대의 결과를 발표했습니다. 다른 방법으로 얻은 것입니다. 그는 특히 팽창하는 우주와 정지된 우주 사이에서 선택을 하기 위해 Richard Tolman이 1930년에 발명한 은하 표면 밝기 테스트를 사용했습니다. 프리드만 모델에서 은하의 표면 밝기는 적색편이가 증가함에 따라 매우 빠르게 감소하며, "피곤한 빛"이 있는 유클리드 공간에서는 붕괴가 훨씬 더 느립니다. z = 1(프리드먼에 따르면 은하계는 우리 근처에 있는 은하계의 절반 정도 젊음)에서는 차이가 8배이고, z = 5에서는 허블 우주 망원경의 성능 한계에 가깝습니다. 200배가 넘습니다. 테스트 결과, 데이터는 "피곤한 빛" 모델과 거의 완벽하게 일치하고 프리드먼의 모델과 크게 다른 것으로 나타났습니다.

의심의 여지

관측 우주론은 암흑 물질과 에너지를 추가한 후 LCDM(Lambda - Cold Dark Matter)으로 불리기 시작한 지배적인 우주 모델의 정확성에 의문을 제기하는 많은 데이터를 축적했습니다. LCDM의 잠재적인 문제는 감지된 물체의 기록적인 적색편이가 급격히 증가한다는 것입니다. 일본 국립천문대의 직원인 이에 마사노리는 은하, 퀘이사, 감마선 폭발(관측 가능한 우주에서 가장 강력한 폭발이자 가장 먼 신호)의 기록적인 공개 적색편이가 어떻게 성장했는지 연구했습니다. 2008년에는 모두 이미 z = 6 임계값을 극복했으며 감마선 폭발의 기록 z는 특히 빠르게 증가했습니다. 2009년에 그들은 z = 8.2라는 또 다른 기록을 세웠습니다. 프리드먼의 모델에서 이는 빅뱅 이후 약 6억년에 해당하며 기존 은하 형성 이론의 한계에 부합합니다. 더 이상 은하가 형성될 시간이 없을 것입니다. 한편 z 지표의 진전은 멈추지 않는 것 같습니다. 모두가 2009년 봄에 출시된 새로운 Herschel 및 Planck 우주 망원경의 데이터를 기다리고 있습니다. z = 15 또는 20인 객체가 나타나면 본격적인 LCDM 위기가 됩니다.

또 다른 문제는 1972년에 가장 존경받는 관측 우주론자 중 한 명인 Alan Sandage에 의해 발견되었습니다. 허블의 법칙은 은하수 바로 근처에서 매우 잘 적용되는 것으로 나타났습니다. 우리로부터 몇 메가파섹 이내에 물질은 극도로 불균일하게 분포되어 있지만 은하계는 이를 알아차리지 못하는 것 같습니다. 이들의 적색편이는 큰 성단의 중심에 매우 가까운 것을 제외하고는 거리에 정확히 비례합니다. 은하계의 혼란스러운 속도는 무언가에 의해 약화되는 것 같습니다. 분자의 열 운동에 비유하면 이 역설은 때때로 허블 흐름의 변칙적 차가움이라고 불립니다. LCDM에서는 이러한 역설에 대한 포괄적인 설명이 없지만 "피곤한 빛" 모델에서는 자연스럽게 설명됩니다. 풀코보 천문대(Pulkovo Observatory)의 알렉산더 라이코프(Alexander Raikov)는 광자의 적색편이와 은하계의 혼돈 속도 감쇠가 동일한 우주론적 요인의 징후일 수 있다는 가설을 세웠습니다. 그리고 같은 이유로 미국의 행성간 탐사선 파이오니어 10호와 파이오니어 11호의 움직임에 이상이 생긴 것을 설명할 수 있습니다. 그들이 태양계를 떠날 때, 그들은 허블 흐름의 차가움을 수치적으로 설명하기에 딱 맞는 작은, 설명할 수 없는 둔화를 경험했습니다.

많은 우주론자들은 우주의 물질이 균일하지 않고 프랙탈적으로 분포되어 있음을 증명하려고 노력하고 있습니다. 이는 우리가 우주를 고려하는 규모에 관계없이 항상 해당 수준의 클러스터와 공극이 교대로 드러날 것임을 의미합니다. 이 주제를 처음으로 제기한 사람은 1987년 이탈리아의 물리학자 루치아노 피오트로네이로였습니다. 그리고 몇 년 전, 상트페테르부르크의 우주론자 유리 바리셰프(Yuri Baryshev)와 핀란드의 페카 티리코르피(Pekka Teerikorpi)는 “우주의 프랙탈 구조”라는 광범위한 논문을 출판했습니다. 많은 과학 기사에서는 적색편이 조사에서 은하 분포의 프랙탈 특성이 최대 100메가파섹 규모까지 확실하게 드러나고 이질성이 최대 500메가파섹 이상까지 추적된다고 주장합니다. 그리고 최근 Alexander Raikov는 상트페테르부르크 주립 대학의 Viktor Orlov와 함께 최대 z = 3 규모의 감마선 폭발 카탈로그에서 프랙탈 분포의 징후를 발견했습니다(즉, 대부분의 경우 Friedmann 모델에 따르면). 보이는 우주). 이것이 확인된다면 우주론은 큰 변화를 겪게 될 것입니다. 프랙탈성은 수학적 단순성 때문에 20세기 우주론의 기초로 받아들여진 균질성 개념을 일반화합니다. 오늘날 수학자들은 프랙탈을 적극적으로 연구하고 있으며 새로운 정리가 정기적으로 입증되고 있습니다. 우주의 대규모 구조의 프랙탈성은 매우 예상치 못한 결과를 초래할 수 있으며, 우주 그림과 그 발전의 급진적인 변화가 우리를 기다리고 있는지 누가 알겠습니까?

마음으로부터 울다

그러나 그러한 예에서 우주론적 "반체제 인사"가 얼마나 영감을 받았는지에 관계없이 오늘날 표준 LCDM과 다른 우주의 구조와 진화에 대한 일관되고 잘 발달된 이론은 없습니다. 집합적으로 대체 우주론이라고 불리는 것은 일반적으로 받아들여지는 개념의 지지자들이 올바르게 제기한 수많은 주장뿐만 아니라 강력한 대체 연구 프로그램이 있다면 미래에 유용할 수 있는 다양한 수준의 정교함을 지닌 일련의 유망한 아이디어로 구성됩니다. 나타난다.

대안적 견해를 지지하는 많은 사람들은 개인의 생각이나 반례를 지나치게 강조하는 경향이 있습니다. 그들은 표준 모델의 어려움을 보여줌으로써 표준 모델을 폐기할 수 있기를 바랍니다. 그러나 과학철학자 임레 라카토스(Imre Lakatos)가 주장했듯이, 실험도 역설도 이론을 파괴할 수는 없습니다. 오직 새롭고 더 나은 이론만이 이론을 죽인다. 아직 대체 우주론을 제시할 수 있는 것은 없습니다.

그러나 새로운 심각한 개발은 어디에서 나올 것인가? "대안"은 전 세계의 보조금위원회, 과학 저널 편집실 및 망원경 관찰 시간 분배에 관한위원회에서 대다수가 표준 지지자라고 불평합니다. 우주론. 그들은 쓸모없는 자금 낭비라고 생각하여 우주적 주류 외부에 있는 작업에 대한 자원 할당을 단순히 차단한다고 말합니다. 몇 년 전, 일단의 우주론자들이 New Scientist 잡지에 매우 가혹한 “과학계에 보내는 공개 서한”을 쓸 정도로 긴장이 최고조에 달했습니다. 국제 공공기관인 대안 우주론 그룹(www.cosmology.info)의 설립을 발표했는데, 이 그룹은 이후 주기적으로 자체 컨퍼런스를 개최했지만 아직 상황을 크게 바꾸지 못했습니다.

과학의 역사는 매우 대안적이고 별 관심이 없는 아이디어를 중심으로 강력한 새로운 연구 프로그램이 예기치 않게 형성된 많은 사례를 알고 있습니다. 그리고 아마도 현재의 이질적인 대안적 우주론은 그 자체로 세계의 모습에서 미래 혁명의 싹을 품고 있을 것입니다.