«Հարաբերականության ընդհանուր տեսություն»–ի խմբագրումների տարբերություն

Content deleted Content added
Տող 170.
որտեղ ''<math>g_{\mu\nu}</math>''-ը տարածաժամանակի մետրիկան է<ref>Originally {{Harvnb|Einstein|1917}}; cf. {{Harvnb|Pais|1982|pp=285–288}}</ref>։ Այս հավասարումների [[իզոտրոպություն|իզոտրոպ]] և համասեռ լուծումը՝ Ֆրիդման-Լեմետր-Ռոբերտսոն-Ուոլքերի լուծումը<ref>{{Harvnb|Carroll|2001|loc=ch. 2}}</ref> ֆիզիկոսներին թույլ է տալիս մոդելավորել տիեզերք, որը զարգացել է վերջին 14&nbsp;[[միլիարդ]]&nbsp; տարիներում՝ Մեծ պայթյունի վաղ, տաք փուլից<ref>{{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 9–11}}. այս մոդելների գործածությունն արդարացված է այն փաստով, որ շուրջ հարյուր միլիոն և ավելի [[լուսատարի]]ների մեծ մասշտաբներում մեր տիեզերքը իրոք իզոտրոպ և համսեռ է, տես {{Harvnb|Peebles|Schramm|Turner|Kron|1991}}</ref>։ Հենց որ աստղագիտական դիտումների միջոցով ֆիքսվում են որոշակի թվով պարամետրեր (օրինակ՝ նյութի միջին խտությունը տիեզերքում)<ref>Այսինքն՝ [[WMAP]] տվյալներով, տես {{Harvnb|Spergel|Verde|Peiris|Komatsu|2003}}</ref>, հետագա դիտողական տվյալները կարող են կիրառվել այդ մոդելները թեսթավորելու համար<ref>։ Այս թեսթերը ներառում են առանձին դիտումներ, տե՛ս {{Harvnb|Bridle|Lahav|Ostriker|Steinhardt|2003}}, նկ. 2</ref>։ Կանխատեսումները, որոնք բոլորը հաջողությամբ հաստատվել են, վերաբերում են Մեծ պայթյունի նուկլեոսինթեզի ընթացքում ձևավորված քիմիական տարրերը սկզբնական ավելցուկին<ref>{{Harvnb|Peebles|1966}}, վերջին կանխատեսումների համար տես {{Harvnb|Coc, Vangioni‐Flam et al.|2004}}, {{Harvnb|Weiss|2006}}, համեմատիր {{Harvnb|Olive|Skillman|2004}}, {{Harvnb|Bania|Rood|Balser|2002}}, {{Harvnb|O'Meara|Tytler|Kirkman|Suzuki|2001}}, և {{Harvnb|Charbonnel|Primas|2005}}</ref>, տիեզերքի մեծամասշտաբ կառուցվածքին<ref>{{Harvnb|Lahav|Suto|2004}}, {{Harvnb|Bertschinger|1998}}, {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref> և վաղ տիեզերքի «[[ջերմային ճառագայթում|ջերմային]] արձագանքին»՝ [[տիեզերական միկրոալիքային ճառագայթում|տիեզերական միկրոալիքային ճառագայթմանը]]<ref>{{Harvnb|Alpher|Herman|1948}}, ուսումնական ներածության համար տես {{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 11}}, սկզբնական հայտնաբերման համար տես {{Harvnb|Penzias|Wilson|1965}} և արբանյակային դիտումներով իրականացված ճշգրիտ չափումների համար տես{{Harvnb|Mather|Cheng|Cottingham|Eplee|1994}} ([[Տիեզերական ֆոնի հետազոտիչ|COBE]]) ու {{Harvnb|Bennett|Halpern|Hinshaw|Jarosik|2003}} (WMAP)։ հետագա չափումները կարող են նաև վկայել վաղ տիեզերքում գրավիտացիոն ալիքների մասին, այս հավելյալ տեղեկությունը առկա է մնացորդային ճառագայթման [[լույսի բևեռացում|բևեռացման]] մեջ, տես {{Harvnb|Kamionkowski|Kosowsky|Stebbins|1997}} և {{Harvnb|Seljak|Zaldarriaga|1997}}</ref>։
 
Տիեզերքի ընդարձակման արագության աստղագիտական դիտումները թույլ են տալիս գնահատել նյութի լրիվ քանակը տիեզերքում, չնայած այդ նյութի բնույթը մասամբ հանելուկային է մնում։ Ողջ նյութի 90%-ը հավանաբար մութ նյութն է, որն ունի զանգված (կամ, համարժեքորեն, գրավիտացիոն ազդեցություն), բայց չի մասնակցում էլեկտրամագնիսական փոխազդեցությանը և այդպիսով ուղղակի դիտման ենթակա չէ<ref>Սրա վկայությունը գալիս է կոսմոլոգիական պարամետրերի սահմանումից և գալակտիկաների ու գալակտիկական կուտակումների դինամիկան ներառող հավելյալ դիտումներից, տես {{Harvnb|Peebles|1993|loc=ch. 18}}, գրավիտացիոն ոսպնյակավորման վկայությունը, տես {{Harvnb|Peacock|1999|loc=sec. 4.6}} և մեծամասշտաբ կառուցվածքների ձևավորման սիմուլյացիաները, տես {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref>։ Ներկայումս ընդունված [[տարրական մասնիկների ֆիզիկա]]յի շրջանակներում կամ այլ տեսության մեջ<ref>։ Շատ ֆիզիկոսներ հարց են բարձրացնում, թե արդյոք մութ նյութի վկայությունը ըստ էության շեղում չէ՞ այնշտայնյան (և նյուտոնյան) գրավիտացիայի նկարագրությունից, տես {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 9}}</ref> այս նոր տիպի նյութի ընդունված նկարագրությունը դեռ չկա<ref>{{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}, {{Harvnb|Peskin|2007}}, մասնավորապես, դիտումները ցույց են տալիս, որ այս նյութը գրեթե ամբողջությամբ, բացի աննշան մասից, սովորական [[տարրական մասնիկներ]]ի տեսքով չի («ոչ [[բարիոն]]ային նյութ»), տես {{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}</ref>։ Հեռավոր գերնոր աստղերի կարմիր շեղման դիտողական վկայությունները և տիեզերական մնացորդային ճառագայթման չափումները նույնպես ցույց են տալիս, որ մեր տիեզերքի էվոլյուցիան էապես ազդվել է տիեզերագիտական հաստատունից, որի որդյունքնարդյունքն է տիեզերքի ընդարձակման արագացումըարագացումն է կամ, այլ կերպ ասած, անսովոր[[մութ վիճակիէներգիա]] հավասարումանունով ունեցող էներգիանհայտնի, որը հայտնիանսովոր է[[մութվիճակի էներգիահավասարում]] անունովունեցող էներգիան. դրա բնույթը դեռ պարզված չէ<ref>{{Harvnb|Carroll|2001}}, մատչելի նկարագրություն կա {{Harvnb|Caldwell|2004}}։ Այստեղ նույնպես գիտնականները վիճում են, որ որ վկակությունները ոչ թե էներգիայի նոր ձև են մատնանշում, այլ՝ մեր տիեզերագիտական մոդելները ձևափոխելու անհրաժեշտություն, տես {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 10}}, վերը նշված ձևափոխությունները պարտադիր չէ՝ լինեն հարաբերականության ընդհանուր տեսության ձևափոխությունները, կարող են լինել, օրինակ, տիեզերքում անհամասեռությունների նկատմամբ մեր որոշարկման ձևափոխություններ, տես {{Harvnb|Buchert|2007}}</ref>։
 
1980 թվականին, հաշվի առնելով որոշ շփաթեցնող դիտարկումներ, որոնք չէին բացատրվում դասական տիեզերագիտական մոդելներով, ինչպես օրինակ տիեզերական մնացորդային ճառագայթման գրեթե կատարյալ համասեռությունը<ref>MԱվելի ճիշտ, դրանք են՝ հարթ լինելու խնդիրը, հորիզոնի խնդիրը և մագնիսական մոնոպոլի խնդիրը. ուսումնական ներածություն կարելի է գտնել {{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 6.4}}, տես նաև {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 9.1}}</ref>, մշակվեց[[տիեզերական ինֆլյացիա|ինֆլյացիոն փուլի]] հիպոթեզը<ref>Լավ ներածություն է {{Harvnb|Linde|1990}}, ավելի վերջին դիտարկումների համար տես{{Harvnb|Linde|2005}}</ref>՝ մեծապես արագացող ընդարձակման հավելյալ փուլ, որը տևել է մոտ 10<sup>−33</sup> վայրկյան։ Մնացորդային ճառագայթման վերջին չափումները վկայում են այս սցենարի օգտին<ref>{{Harvnb|Spergel|Bean|Doré|Nolta|2007|loc=sec. 5,6}}</ref>։ Սակայն հնարավոր ինֆլյացիոն սցենարների շփոթեցնող բազմազանություն կա, որը սահմանափակման ենթակա չէ ներկայիս դիտումներով<ref>Ավելի կոնկրետ՝ ինֆլյացիայի դինամիկան որոշարկելու համար անհրաժեշտ պոտենցիալ ֆունկցիան պարզապես սահմանվում է, սակայն չի արտածվում հիմքում ընկած ֆիզիկական տեսությունօց</ref>։ Էլ ավելի մեծ հարց է ամենավաղ տիեզերքի ֆիզիկան՝ մինչև ինֆլյացիոն փուլը, որին ամենամոտ դասական մոդելները կանխատեսում են մեծ պայթյունի [[գրավիտացիոն սինգուլյարություն|սինգուլյարություն]]։ Հեղինակավոր պատասխանի համար պահանջվում է քվանտային գրավիտացիայի ամբողջական տեսություն, որը սակայն դեռևս մշակված չէ<ref>{{Harvnb|Brandenberger|2007|loc=sec. 2}}</ref> (տես [[Հարաբերականության ընդհանուր տեսություն#Քվանտային գրավիտացիա|քվանտային գրավիտացիա]] բաժինը ստորև)։