Телепараллелизм тарихы

Телепараллелизм (телепараллель гравитация деп те айтады), Эйнштейннің ұсынысы, электромагнетизм және гравитация математикалық структурадан алыс емес жалғыз теориясы, сол үшінде абсолютті немесе телепараллелизм деп аталады. Бұл теорияда, ғарышта еркін қисық сызықты өрісті метрикалық өріс тензоры сипаттайды, динамикалық өріс жағдайында анықталады.

Жаңа идея, Эйнштейнніңуақыт бойынша мазмұнды өрісі болды. Жаңа телепараллель гравитациядағы теория (немесе жаңа жалпы салыстырмалы теория), бұл теорияны Вейценбоктың уақыт бойынша мазмұнды гравитациялық теориясы болды, және бұралу тензорындағы қалыптасқан гравитацияны параллель векторлық өрістерге бөледі.

Жаңа телепараллель гравитациялық теорияның іргелі жалғасы келесідей болады: (А)Базалы кеңістіктік уақыт Вейценбоктың кеңістіктік уақытымен, онда ілгері құрылым ретінде төрттік параллельді векторлы өрісте көрсетіледі.Бұл параллельді векторлық өрістер жанама өнім ретінде метрикалық тензорды туындатады. Барлық физикалық заңдар теңдеулермен көрсетілген, ковариантты немесе инвариантты жалпы салыстырмалы координатты тобында көрсетілген. (В) классикалық физикада эквиваленттік принцип жарамды болып табылады. (С) гравитациялық өріс теңдеулерінде іс-қимыл ретінде көрсетіледі. (Д) дифференциалды өріс теңдеулері екінші ретті айнымалы өрістен жоғары емес.

1961жылы Миллер (4) Эйнштейн идеясын қайта жандандырып және Пеллегрини және Плебанский (5)абсолютті Лагранж параллелін тапты.

2.3 F(T) гравитациясының анизатроптылығы

Қазіргі таңда космологиялық эффектінің бірнеше түрін қарастырамыз. Бұл физиканың алдына қойған мақсаттарының бірі,яғни әртүрлі физикалық күштерді біріктіруі. Егерде күшті ядролық және электроәлсіз күштердің қарым-қатынасын біріктірсек, айтарлықтай үлкен секіріске алып келуі мүмкін, мысалы Хиггс бозонының табылуы. Онда гравитациялық күштердің анықталмаған басқа да тұстары бар. Анықтауға мүмкін болатын жолдың бірі F(T)-гравитациясын зерттеу болып табылады.

F(T) гравитациясының қозғалыс теңдеуінің жалпы түрі

Бізге белгілі гравитация Вейзенбоктың кеңістік пен уақыт теориясы арқылы табылады,сызықтық элемент мына түрде жазылады:

, (2.15)

бұл жерде -метрика компоненттері. Бұл теорияны кеңістік пен уақыт немесе жанама кеңістігінде жазуға болады. Сызықтық элементті (2.15) теңдеуін келесі түрде жазуға болады:

, (2.16)

, , (2.17)

мұнда Минковский метрикасыжәне тетрад компаненттері келесі түрде жазылады

, , (2.18)

Вейтзенбок байланысын мына түрде жазамыз

, (2.19)

Кеңістіктік-уақыттың негізгі геометриялық объектісінің кеңістікпен байланысы болып табылады. Ширату тензорының комноненттері антисимметриялық жартылай арақатынасты анықтайды

, (2.20)

мұндағы (2.20) теңдеуін пайдаланып ширату тензорының мәндерін табамыз. Ширату тензорының барлық компоненттерін анықтап аламыз:

....(2.21)

(2.22)

(2.23)

(2.24)

(2.25)

(2.26)

Ширату тензорының нөлден ерекше 6 мәнін таптық. ал енді ширату тензорының мәндері арқылы конторсиондық тензордың компоненттерін былай анықтаймыз:

, (2.27)

Жоғарыдағы (2.27) теңдеуді пайдалып конторсиондық тензордын мәнін табамыз. Конторсиондық тензордың мәндерін жеке-жеке есептеп аламыз,төмендегідей нөлден ерекше мәндер шығады:

(2.28)

(2.29)

(2.30)

(2.31)

(2.32)

(2.33)

Жоғарыда айтылған объектіні (қисықтық және ширату) пайдаланып, жаңа тензорын табамыз

. (2.34)

Жоғарыдағы (2.34) теңдігін пайдаланып, S тензорлық мәнін жеке-жеке жазамыз:

(2.35)

(2.36)

(2.37)

(2.38)

(2.39)

(2.40)

Жоғарыда табылған ширату тензоры, конторсиондық тензор және S мәндері арқылы енді ширату скалярын келесі түрде анықтаймыз

(2.41)

Табылған (2.21) және (2.35) теңдеудің мәндерін 2.41 теңдеуге қойып жоғарыдағы (2.42) теңдеуіндегі мәнді алдық.

Қорыта келіп теңдеулерді орнына қойғаннан қорытқанымыз төмендегідей:

(2.43)

Ал енді гравитациясының қозғалыс теңдеуінің жалпы түрін жазайық

. (2.44)

ФРУ метрикасы үшін

(2.45)

(2.42)

Сонымен қатар, (2.45) теңдеудің мәнін (2.34) теңдеуіне қойсақ, төмендегідей теңдеу шығады

(2.46)

Осы (2.46) теңдеуін вариациялайтын болсақ төмендегідей мәнге ие боламыз

(2.47)

Осындағы (2.47) теңдеуіндегі мәні мына мәнге тең

(2.48)

Сонымен (2.48) мәнін (2.47) теңдеуге қойып есептейміз, нәтижесінде төмендегі мәнге ие боламыз:

(2.49)

Вариацияланған (2.49)теңдеудегі мәні мынаған тең

(2.50)

Осы (2.50) теңдеудің мәнін (2.49) мәніне қойсақ, онда мәні мынаған тең болады:

(2.60)

Сонымен (2.60) тендеуді есептейтін болсақ нәтижесі мынаған тең

(2.61)

Сондықтан (2.61) теңдеуіндегі мәнін жою үшін, теңдеудің екі жағында

(2.62)

Осы үшін (2.62) теңдеуге көбейтеміз,нәтижесінде (2.61) теңдеуіндегі мән мынаған тең

(2.61)

Бәрімізге белгілі Хаббл тұрақтысы мына мәнге тең

. (2.62)

Осындағы (2.62)теңдеуінің мәнін (2.61) теңдеуге қойсақ, нәтижесінде (2.61) теңдеуіміз мынаған тең болады:

(2.63)

Бізде (2.63) теңдеуіндегі мәні,төмендегідей мәнге ие болады:

(2.64)

Ол үшін (2.64) теңдеудегі мәнін (2.63) теңдеуге қойсақ теңдеудің шешімін мына түрде жазамыз

(2.65)

Бұл расында да F(T) гравитациясы үшін ФРУ метрикасының екінші теңдеуі. Ал енді F(T) гравитациясы үшін ФРУ метрикасының бірінші теңдеуін табайық

(2.66)

Бұл жерде

(2.67)

Осындағы (2.67) теңдеудегі L мәнін (2.27) теңдеуіне апарып қоямыз

(2.68)

мұндағы

(2.69)

Сондықтан (2.69) теңдеудегі мәнді (2.68) теңдеуіне қоямыз

(2.70)

Осы жердегі (2.70) теңдеуінің екі жағында мәнге көбейтеміз

(2.71)

Қорыта келе (2.60) теңдеуінің мәнін (2.72) теңдеуіне қоямыз

(2.72)

Бұл теңдеу гравитациясындағы ФРУ метрикасының қозғалыс теңдеуі

(2.73)

мұндағы Хаббл параметрін білдіреді

Жоғарыда жазылған теңдеулер арқылы өріс теңдеуін былай қорытып шығарсақ болады

(2.74)

. (2.75)

Бұл теңдеуді қолданып, үздіксіздік теңдеуін оңай алуға болады

(2.76)

Бұл теңдеу оңай шешіледі, егер тығыздықты төмендегідей қарастыратын болсақ

(2.77)

мұнда бастапқы тығыздық, егер масштабтық коэффициент бір деп берілсе.

2.4. гравитациясының ΛCDM -де өзгеруі

Бұл бөлім,ΛCDM моделінде гравитациясының өзгеруі туралы. Бұл теңдеуді шешу үшін біз Фридманның бірінші теңдеуін төмендегідей жазамыз

(2.78)

Бұл теңдеуді төмендегідей түрде жассақ та болады

(2.79)

Бұл жерде біз қарапайым космологиялық параметрлерді табамыз

, (2.80)

Қазіргі таңда Хаббл параметрі деп қарастырады. Сосын бұл теңдеуді ширату скаляры арқылы өрнектеп,масштабтық факторын жазатын болсақ төмендегідей мәнге ие боламыз:

(2.81)

Фридман теңдеуін ФРУ метрикасына сәйкес төмендегідей түрде қарастырайық:

, (2.82)

. (2.83)

Хаббл тұрақтысы тең екенін білеміз. Осы теңдеудегі тығыздықтың мәндері келесі мәндерге тәуелді болсын: , . Онда бұл берілген мәндерді теңдіктерге қойып, нәтижесінде келесі теңдіктерді аламыз:

, (2.84)

. (2.85)

Мұндағы мәнін (1.84) теңдеуден табатын болсақ, онда төмендегідей нәтижеге ие боламыз:

. (2.86)

Осында мәнін (1.85) теңдікке қойып,нәтижесінде біз Хаббл тұрақтысын үшін келесі тәуелділік мәнін аламыз:

(2.87)

Берілген бұл теңдеуді шешіп, Хаббл тұрақтысының аналитикалық дұрыс шешімі төмендегідей мәнге ие болады:

(2.88)

Бұл теңдеудің шешіміне 3-суретте график тұрғызылған.

Сурет 3 Хаббл тұрақтысы уақытқа тәуелді. Мұнда A,B, k мәндері бірге тең, ал тұрақтылардың сан мәні нөлге тең.

Келесі мысалда тығыздық пен қысымның мәндерін , және , тағы бір ескеретін жағдай A, B және M -тұрақты.

Олай болса келесі теңдеуді аламыз:

. (2.89)

Олай болса (1.89) теңдеуді (1.85) теңдеуге қойып,мына мәнге ие болады:

. (2.90)

Егер арақатынасын (1.90) теңдеуге қойсақ, нәтижесінде келесі теңдеуді табамыз:

. (2.91)

Бұл теңдеудің шешімдері 4 және 5 суреттерде көрсетілген

Сурет 4 Масштабтық фактордың уакытқа тәуелділігі көрсетілген, тұрақты шамалар бірге тең.

Келесі қарастыратын жағдайда біз қысым мен тығыздықтың арақатынасын мына түрде аламыз. Берілген бұл теңдеуді (2.68) теңдеуге қойып, нәтижесінде a(t) және H(t) мәндерін табамыз:

(2.92)

Сурет 5 Хаббл тұрақтысы уақытқа тәуелді. тұрақтылардың сан мәні бірге тең.

Және де a(t) және мәніне тұрғызылған графиктерді 4 және 7 суреттен көре аламыз

Сурет 6 Масштабтық фактордың уакытқа тәуелділігі көрсетілген, тұрақты шамалар бірге тең.

Сәйкесінше теңдеудің шешімі бойынша Хаббл параметрі келесі төмендегідей жазылады:

. (2.93)

Сурет 7 Хаббл параметрінің уақытқа тәуелділігі. Барлық тұрақтылар бірге тең.

Тағы бір есепті қарастыратын болсақ,сәйкесінше тығыздықтың мәні және қысымның мәндері деп қарастыратын болсақ, ω мәнін табу керек болады.

Біз мәнін мына түрде өрнектейміз

. (2.94)

Қорыта отырып мәні сәйкесінше

. (2.95)

Енді қарастыратын жағдайымыз қысымның қосындылары ,қысымның қосындылары , S-const деп қарастырсақ, , , , мәндерін табамыз.

Ең бірінші мәнінен табудан бастайық. Ол үшін бірінші формуласын жазайық

(2.96)

осыдан табатын болсақ төмендегідей болады

(2.97)

(2.98)

(2.99)

(2.100)

(2.101)

2.5 гравитациясы

Астрономиялық бақылауда қазіргі біздің Ғалам үдемелі ұлғаю фазасында орналасқан. Бірақта табиғатта үдеу толықтай анықталмаған. Негізгі теориясы біздің Ғалам динамикасы жалпы салыстырмалы теориясында Эйнштейн негізгі болып табылады, Ғаламның энергиясы бұл теңдеудің сол жағы энергия - импульс тензоры түрінде сипаттайды. Теңдеудің сол жағы жаңа геометрияда үлесі қисықтық уақыт - кеңестік түрінде көрсетіледі. Энштейн теңдеуі бастапқы түрде энергия импульспен қарапайым заттар үдемелі ұлғаюға келмейді энергия. Үдемелі ұлғаюды анықтау үшін екі әдіс бар. Бірінші әдіс: энергия - импульс тензорын сұйықтықтың үлесін толықтату, бұл күңгірт энергия. Екінші әдіс Эйнштейн тендеуін сол жағын түрлендіру. Мысалы, мұндай түрлендіру теориялар: және т.б.

Ғалам толықтай біртекті, барлық аймақтары бірдей болып көрінеді. Әлбетте бұл кіші аймақтарда көп жұлдыздар - бұл галактика, кей аймақта көп галактикалар - жинақталған галактика, кейбір аз галактиктер - бұл гиганттық бос. Бірақ 300 млн жыл бұрын барлық аймақтарда бірдей. Бұл туралы бірдей мәлімет астрономиялық бақылау нәтижесінде ғаламның картасы 10млрд жылда жарық бізден қашықтықта. Бұл қазіргі Ғаламды сипаттайды, қаншама бағалы ақпарат деңгейде анықтайды.

гравитация дегеніміз – Эйнштейннің жалпы салыстырмалы теориясын жалпылайтын модификацияланған гравитация теориясының түрі. Шын мәнінде гравитациясының әр түрлі функциялары скаляр Риччи арқылы анықталады. Ерікті функцияны енгізу нәтижесінде Ғаламның үдетілген кенеюі және структуралық құрылуы белгісіз күңгірт материя немесе күңгірт энергияның формасын қоспай ақ түсіндіруге болады. Кейбір функционалдық формалар гравитацияның кванттық теориясымен түзетілуі мүмкін. гравитация 1970 жылы неміс физигі Ханс Адольф ұсынған болатын. Ол зерттеудің белсенді аймағы болып, Старбинскийдің ғарыштық инфляция жұмыстары сияқты. Осы теориядан құбылыстардың кең спектрі алынуы мүмкін. Бірақ көптеген функционалды формаларды бақылау орындарына шығаруға болады, патологиялық теоретикалық мәселелердің салдарынан.

Кванттық гравитация - теориялық физиканың зерттейтін бір бөлімі. Оның басты мақсаты гравитациялық әсерлесудің кванттық сипаттамасын беру. (Сәтті жағдайда гравитацияның қалған үш іргелі әсерлесулермен бірігу, яғни «Барды қамтитын теория» құру).

Белсенді зерттеулерге қарамастан, гравитацияның кванттық теориясы құрылмаған. Құрудың басты қиындығы – екі физикалық теорияны, яғни кванттық механика мен жалпы салыстырмалық теорияны, біріктіріп байланыстыру. Осы теориялардың әрқайсысы әр түрлі принциптердің жүйесінен құралған. Мысалы, кванттық механика – физикалық жүйелердің сыртқы уақыт-кеңістік фонында (атомдар және элементарлы бөлшектер) уақыттық эволюциясын сипаттайтын теория болып табылады.

Жалпы салыстырмалық теориясында сыртқы уақыт-кеңістігі жоқ, ол өзі динамикалық өзгермелі теория болып табылады.

модельдерін бұрыннан білеміз және болашағын түсіндіре алмаймыз. Енді біз білетін модельдерден танымал модельдерді қарастырайық.

, (2.102)

Бұл модельді алғаш рет Старобинский енгізді. Осыдан болған кезде, бұл модельдің нұсқасы өмір сүруге қабілеттілігі жоғары екенің көруге болады. Одан басқа бұл модель анизатропты температурамен сәйкес келеді және реликті сәулеленуді бақылағн кезде, скаляр инфляция өрісінде өмір сүру қарастырады. Бұл модель бойынша барлық квадрат мүшелері уни стихтың үдемелі ұлғаюына қатысады, ал сызықтық мүшесі инфляцияның болмауын қарастырады. Инфляциялық өсу аяқталады, егер квадраттық мүшесі сызықтық мүшеден аз болса.

, (2.103)

Бұл модельді 2004 жылы Керолл енгізді. Кейінірек жариялымынан кейін, серияның тұрақсыздығы әсерін тигізетіні көрсетті. мәндерін бұл модельде күңгірт энергияның мәселелерін модельдеу үшін қолданылуы мүмкін. неліктен бұл модель жұмыс істемейтінің негізгі себебі теріс мәнге ие болады. Сол себепті, скаляр өрістің массасы да нольге тең болып кетеді, -ді R мен салыстырғанда ертедегі Ғаламның қисықтығына қарағанда өте аз. Сол себепті Ғаламның соңында ғана маңызды болады .

теориясы

Эйнштейннің Жалпы Салыстырмалық теориясының өзгеруінің ең жеңіл жолы – R Лагранжды функционалді қисықтық скалярмен ауыстыру арқылы жүзеге асыруға болады.

F функциясын тандай отырып, кіші және үлкен масштабта жалпы салыстырмалық теориясынан шығатын «» теориясын түрлендіруге болады. Осыдан, жалпы қисықтықтың деформациясы ерекшеліктерді тегістеуге қолданылуы мүмкін, сол уақыттағы үлкен масштабтағы деформацияны геометриялық тұрғыдан үдемелі кеңеюді күңгірт энергияға сүйенбей-ақ түсіндіруге мүмкіндік туды.

Деформацияланған теорияның әлсіз өріс режимі де құбылыстарды түсіндіру жолын ашады, қарсы жағдайда күңгірт материяға қатысты.

Бұл жалпы салыстырмалық теорияда қалай жүзеге асады? Гравитация теориясының әртүрлі метриканың екі түрі бар. Levi-Civita байланысы Ricci тензорымен жазғанда, метрика жалғыз динамикалық айнымалы ретінде қалатынын болжауға болады. Басқа жағыннан қарасақ, аффиндық байланыс және метрикасын динамикалық айнымалы ретінде қарастыруға болар еді. Өзгерудің бірінші әдісі метрикалық формализм деп аталады. Екінші әдісі Палатин формализмі болып табылады.

Жалпы салыстырмалық теорияда Палатин және метрикалық формализмдер арасындағы ешқандай айырмашылық жоқ. Аффиндық байланысты Эйнштейн-Гильберт стационарлық әсері жасайды, дәлірек айтсақ Levi-Civita байланысы. Шынында, екі формализмнің арасындағы эквиваленттік барлық Lovelock’s Лагранжиандар үшін дұрыс болады.

Осынын орнына теориясында екі процедура бөлек зерттелуі қажет, себебі олар әр түрлі динамикалар береді.

Лагранжиан тығыздығын былай жазуға болады:

(2.104)

Осында формула , кез келген матрица үшін вариация анықтауышы өзгерісі қолданылды. Бұдан басқа, вариация терминдері аффиндық байланыс арқылы берілуі мүмкін.

. (2.105)

Назар аударатын жағдай, байланыс тензор емес, бірақ екі әр түрлі байланыс арасындағы айырмашылық тензорға айналады.

теориясының метрикалық формализмі

Егер Levi-Civita байланысы болжанып турса, онда екінші туынды (1) формулада өзгеріске ұшырап тұр. Төртінші ретті Эйлер-Лагранж тендеуін бөліктеп интегралдаудың нәтижесі деп есептеу қажет.

Бұл танғаларлық жағдай, яғни осы жағдайда төрт дивергенция бар. Себебі Levi-Civita байланысы метрика болып табылады, осылай метрика ковариантты туындыны енгізуді қажет етуі мүмкін. Бұл неге жалпы салыстырмалық теориясы екінші ретті реттелген динамикалық тендеулер теориясының қалдықтары. Керісінше, теориясы метрикалық формализмде динамиканың төртінші ретті тендеуімен сипатталады:

. (2.106)

тыс перенормаланған гравитациялық тұрақты ретінде шығып тұрғанына назар аударыныз. Тек есептелуі керек ( тұрақсыздықты болдырмау үшін). Жалпы салыстырмалық теориясына қарағанда осы тендеулер скаляр қисықтығын және энергия импульс тензорының ізін байланыстырады, алгебралық емес дифференциалдық жолмен. Тендеудің іздері:

. (2.107)

Жаңа еркіндік дәрежесі және кеңеюін бейнелейді (еркіндік дәрежесі ЖСТ-да болмайды, себебі .

теориясын скаляр тензордың екінші ретті динамикалық тендеулермен реттелетін теория деп айтуға болады. Оны көрсету үшін, келесі метрикалық тензоры және скаляр өрісі бар әрекеттен бастаймыз:

, (2.108)

–ге қатысты өзгеру береді, метрикада скаляр өрісті байланыстыра отырып. Осы нәтиже сонымен қатар (2.108)формуладағы Лагранжиан функциясы Лежандр функциясының өзгеруі. Сөйтіп тек R-дан ғана тәуелді. Осылайша біз оны деп атауымызға болады:

. (2.109)

Антитрансформацияға сол сияқты шығатыны:

, (2.110)

Бұл нәтижелер теориясы метрикалық формализмі динамикалық эквивалентті (2.110) әрекетін көрсетеді, ондағы және Лежандр түрлендіру (2.109) арқылы байланысады. (2.108) тендеуде Brans-Dicke мен теориясын еске түсіреді. (2.107) формуладағы әрекет Jordan frame деп аталған теория көрінісін беріп жазылады. Эйнштейн frame түрлендіру кезінде, біз екінші ретті динамикалық тендеуді аламыз, оны анықтайық:

,

, , (2.111)

Осында скаляр өрісі арқылы комформды байланысқан:

, (2.112)

, (2.113)

Осында потенциал:

, (2.114)

әсер бастапқы Эйнштейн канондық пішінді: алады, ол «гравитациялықты» суреттейді.

ГРАВИТАЦИЯСЫНЫҢ ИНФЛЯЦИОНДЫ МОДЕЛІ

гравитация моделінің әсер функциясы:

, (1)

мұндағы -бұралу скаляры, , - масштаб массасы [1].

Бұл модельде Фридман – Робертсон – Уокердің біртекті және изотропты уақыт үшін метрикамыз:

, (2)

мұндағы - масштабты фактор, - ғарыштық уақыт. Мұндағы метрика үшін

. (3)

Сонда (1) қозғалыс теңдеулеріміз төмендегідей болады: [2].

, (4)

(5)

(6)

Масштабты фактор үшін теңдеуіміз [3].

(7)

Тығыздықтың t- уақытқа тәуелді теңдеуі:

(8)

Сурет 8 тығыздықтың уақытқа тәуелділік графигі. Мұнда мәндерін қабылдайды.

Қысымның t- уақытқа тәуелді теңдеуі:

(9)

Сурет 9 қысымның уақытқа тәуелділік графигі. Мұнда мәндерін қабылдайды.

Күй параметрі теңдеуінің t уақытқа тәуелді теңдеуі:

(10)

Сурет 10 күй параметрі теңдеуінің уақытқа тәуелділік графигі. Мұнда мәндерін қабылдайды.

Біз бұл Фридман-Робертсон-Уокер теңдеуінің кеңістік-уақыт бойынша біртекті изотропты гравитациясының модификацияланған космологиялық моделін қарастырдық.

ҚОРЫТЫНДЫ

Зерттеу мақсаты мен пәніне сәйкес жүргізілген жұмыс барысында тұжырымдалған теориялық қағидалар мен нәтижелер мынадай қорытынды және ұсыныстар жасауға мүмкіндік береді.

Дипломдық жұмыс Ғаламның үдемелі ұлғаюын түсіндіруге арналған. Зерттеу объектісі «Телепараллель гравитациядағы сынамалы бөлшектің қозғалыс теңдеуі» болып табылады.

Жалпы салыстырмалық теориясының құрылуы (Эйнштейн.1916ж), Ғаламның ұлғаюы туралы Фридманның теориялық болжамы (1922ж) және Хабблдың эксперимент жүзінде (1929ж) оны дәлелдеуі – қазіргі космологияның даму кезеңі болды.

Ғаламның үдемелі ұлғаюы космологиялық тұрғыдан зерттелуде. Сондықтан бұл мәселеге бүгінгі таңда қызығушылық өте үлкен. Бұл салада оны түсіндіру үшін көптеген моделдер ұсынылған. Соған қарамастан бұл мәселе осы күнге дейін толық шешілмеген және ол Ғаламда қызу талқылануда. Сондықтан ұсынылып отырған дипломдық жұмыстың тақырыбы өте өзекті тақырыптардың бірі. Дипломдық жұмыста Ғаламның құрамы, күнгірт материя мен күнгірт энергия, Хаббл заңы, Фридман-Робертсон-Уокер метрикасы, Космологиялық ұлғаюдың динамикасы мен кинематикасына байланысты ғылыми әдебиеттер мен мақалалар қарастырылған. Дипломдық жұмыстың мақсатына байланысты F(T) гравитациясының космологиялық шешімдері, энергия тығыздығы, Хаббл параметрлері, масштабтық факторлар табылған. Соған сәйкес энергия тығыздығы , қысым , күй параметрі - ның уақытқа байланыстылығы анықталған. Алынған нәтижелерге тиісті талдау жасалып, олардың ішінде физикалық мағынасы анықталған. Ол үшін тиісті математикалық және бағдарламалық аппараттарды қолданған. Жұмыс мазмұны, көлемі және ресімдеу бойынша көрсетілген талаптарға жалпы алғанда сәйкес келеді.

Қазіргі таңда жағдай өзгеше болып тұр. Себебі Ғаламның ұлғаюы үдемелі ұлғаю сатысына көшкен.

Алғаш рет галактикалардың үдемелі қозғалысын 1998 - 1999 жж ұзақ және үздіксіз бақылау жүргізген, Брайн Шмидт, Адам Райс және Сол Перлматер басқарған астрономдар анықтады. Өте жаңа жұлдыз түріне жататын Іа жұлдыздары зерттелді. Олар толық жарқырағанда бірнеше жүз мегапарсектен бірнеше мың мегапарсекке тең космологиялық қашықтықтан анықталған. Галактикалардағы өте жарық жұлдыздардың жарқырауын зерттей отырып, біз олардың қозғалысын анықтаймыз. Ғаламның үдемелі ұлғаюының анықталуы осы құбылысты түсіндіретін бірнеше теориялық нұсқалардың пайда болуына әкелді. Ғаламның үдемелі ұлғаюын түсіндіретін нұсқалардың бірі күңгірт энергия. Осы энергия Ғалам массасының 70% құрайды. Біздің материя өзінің гравитация өрісі арқасында Ғаламның ұлғаюын тежейді, ал күңгірт энергия керісінше өзінің кері итеру күшіне байланысты Ғаламның үдемелі ұлғаюына себеп тудырады. Күгірт энергия түрлеріне біз квинтэссенция, космологиялық тұрақтыны және фантомды өрісті айтуға болады.

Ғаламның үдемлі ұлғаюын түсіндіретін әртүрлі нұсқалар бар. Алайда осы нұсқалардың қайсы біреуіне толық түрде таңдау жасалмаған.. Себебі бұл нұсқаларды жерде тәжрибеден өткізу қазіргі жағдайда мүмкін емес. Бүгінде осы саланың үміті астрономиялқ бақылауларды толықтыруда болып табылады.

Галактикалардың бір-бірінен алшақтау жылдамдығы уақыт өте ұлғаяды, ал космологиялық ұлғаю үдемелі болады. Дене қозғалысын анықтайтын үдеу күшке бағыттайды. Қазіргі ғаламшардың үдемелі ұлғайуын көрсететін әр түрлі космологиялық және астрофизикалық нұсқалар бар. Осы нұсқаларға феноменологиялық қатынас тең, мұндағы әр сұйық қоспасы арасындағы энергия және тығыздықтар қысымы, -күй параметрінің теңдеуі немесе күй параметрі. Егер теріс мәнді қабылдаса онда ол қара энергияға сәйкес келеді. Қазіргі зерттеулер бойынша қара энергияның күй параметрі тең. Зерттеулер нәтижесі бойынша мәні аралықта жатады. Осыған сәйкес мәндерін алуға болады. Скалярлық өріске негізделген космологиялық нұсқа болатын «квинтэссенция» нұсқасында мәнді қабылдайды. Осындай нұсқа түрі жақсы, бірақ скаляр өрістің пайда болуы жайында сұрақ туындайы. Астрономиялық нәтижелердің мәліметіне сәйкес скаляр өріс өте жеңіл және стандартты нұсқалар өрісіне жатпауы тиіс. Егер күй пааметрі тең болғанда космологиялық тұрақты арқылы сипатталады. Бұл жалпы көзқарас бойынша мүмкін, бірақ нақты теориялық болжамға космологиялық тұрақтының шамасы есе кіші болып шығады. Параметр күйі болғанда фантомдыдеп аталып және 2 (фантомды) кинетикалық мәні бар скалярлық өрістің көмегімен жүзеге асады. Фантомды өріс деп электродоминант шарты бұзылатын ( эффективті энергия тығыздығы және қысымы), Ғаламда кездесетін арнайы скаляр өрістер тобы. Жоғарыда айтқандай ұлғайып жатқан қазіргі заманда Ғаламды зерттеу, өзін тартылыс күшіне қарама-қарсы күш тудыратын күңгірт энергия нұсқасы. Күңгірт энергия жарықты шығармайды,жұтпайды, шашпайды және көрінбейді және ұсталмайды. Жалпы Ғалам массасының 70-80% күңгірт энергяға сәйкес келеді. Ғаламның массалық үлестірілімі 1.1- суретте көрсетілген.

Ғаламның ұлғаю құбылысын алдын ала болжаған А.А.Фридман болған. Фридман біртекті, изотропты ғаламның үлгісін пайдаланды. Бұл үлгі Ғаламның ірі өлшемді құрылымының қазіргі кездегі түсіндірмесіне қайшы емес. Соған қарамастан, негізгі мәселе Ғалам құрылысының көрінісін қарапайымдау қажеттілігінде. Мұндай қарапайымдау Ғаламда өтіп жатқан күрделі үдерістердің математикалық шешімдерін табу үшін қажет.

Қазіргі таңда, осы бақылаулар негізінде ашылған Ғаламның үдемелі ұлғаюын теория жүзінде түсіндіру үшін, астрофизиктер мен физиктер Ғаламның әртүрлі космологиялық моделдерін ұсынылуда. Осы моделдердің негізгісі болып – күңгірт энергия және күңгірт материя моделі болып саналады. Күңгірт энергия модельдерінің негізінде – антигравитациялық вакуум, космологиялық тұрақты, квитэссенция, фантомды өрістер, Хиггс өрістері, Чаплыгин газы, Вейерштрасс газы және т.б. теориялар жатыр.

Осы күнге дейін, күңгірт энергия мен күңгірт материяның табиғаты белгісіз. Сонымен қазіргі уақытта Ғаламның космологиялық моделдерін құру және оларды зерттеу – теориялық физика мен астрофизиканың негізгі зертттеу бағыттарының бірі болып табылады.

Бірінші бөлімде Жалпы космология модельдеріне анықтама, Ғаламның ұлғаюының себептері түсіндірілген және күңгірт энергияға анықтама берілген.

Екінші бөлімде Телепараллелизм Ғаламына қысқаша анықтама және F(T) гравитация модель теңдеулерінің толық тұжырымдамасы, сондай-ақ, ЖСТ-дағы сынамалы бөлшектің қозғалыс теңдеуіне жалпы түсінік берілді, және сол тақырыптарға байланысты есеп қарастырылды.

Жалпы қарастырылған мәселелер:

- Ғаламның ұлғаюын қарастыру, негізгі түсініктерін қалыптастыру;

- Күңгірт энергия моделдерін талдау.

- F(T) гравитациясының анизатроптылығын талдау.

- F(T) гравитациясының жағдайларын қалыптастыру.

Жұмыста жүзеге асырылған зерттеу жұмысының нәтижелерін Ғалам ұлғаюына қатысты мәліметтерді қарастырғанда қолдануға болады.

Ғаламның үдемелі ұлғаюы – осы кездегі белгілі табиғат құбылыстарының ең кереметі. Оны дұрыс пайымдауда дүние – танымдық маңызы ерекше зор.

ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ

1 Ratra, B. and Peebles, P.J.E.: Phys. Rev. D 37(1998)3406.

2 Padmanabhan, T.: Gen. Relativ. Gravit. 40(2008)529.

3 Chiba, T., Okabe, T. and Yamaguchi, M.: Phys. Rev. D62(2000)023511.

4 Sen, A.: JHEP 48(2002)204.

5 Padmanabhan, T.: Phys. Rev. D 66(2002)021301.

6 Kamenshchik, A., Moschella, U. and Pasquier, V.: Phys. Lett. B511(2001)265.

7 Gorini, V., Kamenshchik, A. and Moschella, U.: Phys. Rev. D67(2003)063509.

8 Caldwell, R.R.: Phys. Lett. B 545(2002)23.

9 Nojiri, S. and Odintsov, S.D.: Phys. Lett. B 562(2003)147.

10 Bazeia D., Gomes A.R. JHEP.– 2004. – Vol. 0405. – P. 012, hep-th/0403141; Dewolfe O., Freedman D.Z., Gubser S.S., Karch A. Phys. Rev. D. – 2000. – Vol. 62. 046008.

11 Bazeia D., Menezes J., Menezes R. Phys. Rev. Lett. – 2003. – Vol. 91, 241601. hep-th/0305234.

12 Derrick G.H. // J. Math Phys. - 1964. - Vol.5. - P.1252.

13 Эйнштейн А. Собрание научных трудов. Т. 1. - Москва: Наука, 1965. 601 с.

14 Вейнберг С. Гравитация и космология. - Москва: Мир, 1975. 696 с.

15 Броников К.А., Рубин С.Г. Лекции по гравитации. Московский инженерно-физический институт, 2008. 454 с.

16 G. R. Bengochea and R. Ferraro, Phys. Rev. D79, 124019 (2009).

17 P. Wu and H. Yu (2010), arXiv:1006.0674 [gr-qc].

18 R. Myrzakulov (2010), arXiv:1006.1120 [astro-ph.CO].

Поиск по сайту: