Kâinatnıñ merkezi ya da kenarı barmı?

Közetile bilgen Kâinat haritalarında Yerni sıq-sıq merkezge qoyalar, eñ uzaq yetişli saalarnı ise onıñ etrafında sızalar. Bu, er şey tarqalğan hususiy yerni tapqanımıznı bildiremi?

Standart birtekis kosmik modelde kenişlemeniñ seçilgen merkezi ya da fezanıñ maddiy kenarı yoq. Amma közetile bilgen saanıñ közeticige bağlı merkezi ve signallarğa yetüvni sıñırlağan ufqu bar. Bu ufuq bütün Kâinatnıñ divarı degil. Feza modeliniñ hususiyetini bizim baqış sıñırımızdan ayırmaq kerek. PDG: kosmologik printsip ve ufuqlar, §§22.1, 22.2.4.

Galaktikalarnıñ uzaqlaşuvı ne içün bizim yerni hususiy yapmay?

Beraber kenişlegen noqtalar arasındaki bütün büyük miqyaslı mesafeleri bir buçuq kere artqan birtekis ağ tasavur eteyik. A noqtasından baqqanda qonşu noqtalar uzaqlaşqan. Amma B noqtasını seçsek, ondan esaplanğan mesafeler de bir buçuq kere artqan. Qaide seçilgen adreske bağlı degil.

Birtekis kenişleme de böyle işleye: umumiy areketke qoşulğan başqa közetici aynı büyük miqyaslı tasvirni ala. Adiy patlavnıñ merkezi ve tış fezağa uçqan parçaları bar. Mında ise hususiy başlanğıç yeri kiritmek kerek degil. Ned Wright: A ve B közeticilerini teñeşterüv.

Bu, kosmosnıñ er bir qısmı aynıdır degen qatiy iddia degil. Yıldızlar, boş saalar ve toplular bar; qonşu galaktikalar bir-birine yaqınlaşa bile. Birtekislik — modelniñ büyük miqyaslı yaqınlaşması. Onı közetüvlerimizden tış bütün fezağa yaymaq modelni devam ettirmekdir, bütün mümkün yerlerni doğrudan körip çıqmaq degil.

O alda körüngen saanıñ merkezinde ne içün biz bar?

Işıqqa alıcığa yetmek içün vaqıt kerek. Standart kosmik tarihte bazı beraber kenişlegen yerlerden signallar bizge yetip kelmege yetişmegen. Bu yetüvniñ ideal sıñırına parçacıq ufqu deyler. O, közeticige, kosmik anğa ve kenişleme tarihına bağlı.

Bir model içinde bir kosmik anda eki közeticini teñeştereyik. Sızma Kâinatnıñ eki başlanğıcını degil, körüniş saalarınıñ eki merkezini köstere.

Başqa közetici — körüngen saanıñ başqa merkezi

A: üzülmez çemberB: punktir çember

S, A çemberiniñ içinde, amma B çemberiniñ tışında.
T, B çemberiniñ içinde, amma A çemberiniñ tışında.
U eki saanıñ ortaq qısmında yerleşe.

Bir kosmik anda birtekis ve tegiz modelniñ şartlı eki ölçüli kesigi. A ve B közeticileri umumiy kenişlemege qoşula; deñ şartlı çemberler olarnıñ parçacıq ufqlarını bildire. Noqtalar — beraber kenişlegen yerler, bir anda resimge alınğan vaqialar degil. Kilometrlerde radius ya da ışıq yolları kösterilmey. Çemberler signal yetüv sıñırlarını bildire, divarlarnı degil; resimniñ çerçivesi de Kâinatnıñ kenarı degil.

B çemberinden tış S noqtası «iç bir yerde» olmalımı? Yoq: bu sızmada o, A saasınıñ içinde. Bir közeticiniñ baqış sıñırından çıqmaq feza noqtasını yoq etmey. Çemberler toqquşıp ya da patlap kete bilgen maddiy qaplamalar degil.

«Közetile bilgen Kâinat» degende bizim yetişli saamıznı añlaymız. Bir şeyni kerçekte körebilmek muhitniñ şeffaflığına ve aletlerge de bağlı. Qadimiy termik ışıq evelki opak plazma arasından adiy foto bermey. Signal yayılmasınıñ ideal ufqu ve kerçek eñ uzaq foto — ayrı añlamlar. Davis ve Lineweaver: parçacıq ufqu ve közetüvler, §§2–3.4.

Dallanma · Işıq yolunıñ geometriyasıİhtiyariy · bu qısımnı keçmek mümkün

Radius ne içün tek ışıq suratı ile yaşnıñ çarpımı degil?

Uzaq beraber kenişlegen yerge bugünkü mesafe ve onıñ qadimiy ışığınıñ seyaat müddeti ayrı büyükliklerdir. Işıq ketkende feza kenişlegen. Bunı $a(t)$ miqyas çarpanı esapqa ala.

$a(t_0)=1$ dep normalleştirilgen tegiz model içün parçacıq ufqunıñ bugünkü öz radiusı

$R_{\rm p}(t_0)=c\int_0^{t_0}\frac{dt}{a(t)}.$

Mında $c$ — vakuumda ışıqnıñ yerli suratı, $t_0$ — soñki kosmik vaqıt, $a$ ise ölçüsizdir. İntegralniñ birligi vaqıt, neticeniñ ise uzunlıqtır. Aşağıdaki 0 sıñırı seçilgen klassik tarihniñ formal sıñırıdır; fizik singularlıq isbatı degil.

Ögretici misal içün tek relativistik olmağan maddeli tegiz modelni alayıq: $a(t)=(t/t_0)^{2/3}$ . İntegral $ct_0$ degil, $R_{\rm p}=3ct_0$ bere. Bu, tek o sadeleştirilgen modelniñ neticesidir, kerçek Kâinat radiusınıñ esabı degil. Formula kenişleme tarihı ne içün kerek olğanını köstere. Fotonnıñ yerli suratı $c$ olaraq qala. PDG: radial yol ve ufuq, 22.32 tenklemi, Davis ve Lineweaver: tarifler, A ilâvesi.

Keçmiş signallar sıñırı er başqa kosmik sıñır degil

Başqa sual — uzaq beraber kenişlegen yerden şimdi yollanğan signal bizge bir kün yetermi? Kelecekteki yetüv sıñırlanğan modellerde kosmik vaqialar ufqu kiritile. Onıñ barlığı ve ölçüsi kelecekteki kenişlemege bağlı. Bugün bir galaktikanıñ qadimiy ışığını körmek, onıñ bütün kelecek vaqialarını da körecegimizni garantiya etmey.

Radiusı $c/H$ olğan Hubble küresi de bar: onıñ betinde öz mesafeniñ artuv sürati $c$ -ge deñ. Mında $H$ — seçilgen andaki kenişleme parametridir. Bu küre umumiyetnen körüniş ufqu degil. Tek bu nisbet sebebinden ondan tış er şeyni körünmez dep aytmaq olmaz. Bu sıñırlarnıñ iç biri etrafımızğa tartılğan maddenıñ kenarı degil. Davis ve Lineweaver: üç sıñırnı ayıruv, §2.

Kenarsız feza mutlaqa sonsuzmı?

Küreniñ betiniñ meydanı soñludır, amma betniñ özünde kenar yoq: sıñırdan atlamadan yürmege devam etmek mümkün. Şarnıñ geometrik merkezi bu eki ölçüli betniñ noqtası degil.

Bu, tek mantıqiy imkânnı köstergen teşbihtir: «soñlu» er vaqıt «divarlı» degeni degil. Bizim fezamız üç ölçülidir. Onıñ adiy şar beti olğanını ya da tış fizik feza içine qoyulmağa mecbur olğanını isbatlamadıq. Kosmik modellerde sonsuz feza da mümkündür. Physics FAQ: küre teşbihiniñ sıñırları.

Bizni yetişli signallar haritasınıñ merkezine qoymaq tabiiydir. Bundan bütün fezanıñ merkezi aqqında netice çıqarmaq — hatadır. Global ölçü ve geometriya ayrıca sualler olaraq qala; feza egriligi hangi hususiyetlerni içten belgilemek mümkün olğanını añlamağa yardım ete.