ყველაზე უცნაური და უჩვეულო თეორიები სამყაროს სტრუქტურის შესახებ

2024 ავტორი: Seth Attwood | [email protected]. ბოლოს შეცვლილი: 2023-12-16 16:09

კლასიკური კოსმოლოგიური მოდელების გარდა, ფარდობითობის ზოგადი თეორია იძლევა ძალიან, ძალიან, ძალიან ეგზოტიკური წარმოსახვითი სამყაროების შექმნის საშუალებას.

არსებობს რამდენიმე კლასიკური კოსმოლოგიური მოდელი, რომელიც აგებულია ფარდობითობის ზოგადი თეორიის გამოყენებით, რომელსაც ავსებს სივრცის ჰომოგენურობა და იზოტროპია (იხ. "PM" No. 6'2012). აინშტაინის დახურულ სამყაროს აქვს სივრცის მუდმივი დადებითი გამრუდება, რომელიც სტატიკური ხდება ზოგადი ფარდობითობის განტოლებებში ეგრეთ წოდებული კოსმოლოგიური პარამეტრის შეყვანის გამო, რომელიც მოქმედებს როგორც ანტიგრავიტაციული ველი.

დე სიტერის აჩქარებულ სამყაროში არამრუდი სივრცით, არ არის ჩვეულებრივი მატერია, მაგრამ ის ასევე სავსეა ანტიგრავიტაციული ველით. ასევე არსებობს ალექსანდრე ფრიდმანის დახურული და ღია სამყარო; აინშტაინის სასაზღვრო სამყარო - დე სიტერი, რომელიც თანდათანობით ამცირებს გაფართოების სიჩქარეს ნულამდე დროთა განმავლობაში და ბოლოს, ლემაიტრის სამყარო, დიდი აფეთქების კოსმოლოგიის წინაპარი, რომელიც იზრდება სუპერკომპაქტური საწყისი მდგომარეობიდან. ყველა მათგანი და განსაკუთრებით ლემაიტრის მოდელი გახდა ჩვენი სამყაროს თანამედროვე სტანდარტული მოდელის წინამორბედები.

სამყაროს სივრცეს სხვადასხვა მოდელში აქვს განსხვავებული გამრუდება, რომელიც შეიძლება იყოს უარყოფითი (ჰიპერბოლური სივრცე), ნული (ბრტყელი ევკლიდური სივრცე, ჩვენი სამყაროს შესაბამისი) ან დადებითი (ელიფსური სივრცე). პირველი ორი მოდელი არის ღია სამყარო, რომელიც უსასრულოდ ფართოვდება, ბოლო დახურულია, რომელიც ადრე თუ გვიან დაინგრევა. ილუსტრაცია გვიჩვენებს ზემოდან ქვემოდან ასეთი სივრცის ორგანზომილებიან ანალოგებს.

თუმცა არის სხვა სამყაროები, რომლებიც ასევე წარმოიქმნება ძალიან კრეატიული, როგორც ახლა ჩვეულებრივად ვამბობთ, ფარდობითობის ზოგადი განტოლებების გამოყენებით. ისინი ბევრად ნაკლებად შეესაბამება (ან საერთოდ არ შეესაბამება) ასტრონომიული და ასტროფიზიკური დაკვირვებების შედეგებს, მაგრამ ისინი ხშირად ძალიან ლამაზი და ზოგჯერ ელეგანტურად პარადოქსულია. მართალია, მათემატიკოსებმა და ასტრონომებმა გამოიგონეს ისინი ისეთი რაოდენობით, რომ ჩვენ უნდა შემოვიფარგლოთ წარმოსახვითი სამყაროების მხოლოდ რამდენიმე ყველაზე საინტერესო მაგალითით.

სიმიდან ბლინიდან

აინშტაინისა და დე სიტერის ფუნდამენტური ნაშრომის გამოჩენის შემდეგ (1917 წელს), ბევრმა მეცნიერმა დაიწყო ფარდობითობის ზოგადი განტოლებების გამოყენება კოსმოლოგიური მოდელების შესაქმნელად. ერთ-ერთი პირველი, ვინც ეს გააკეთა, იყო ნიუ-იორკელი მათემატიკოსი ედვარდ კასნერი, რომელმაც გამოაქვეყნა თავისი ამოხსნა 1921 წელს.

მისი სამყარო ძალიან უჩვეულოა. მას აკლია არა მხოლოდ გრავიტაციული მატერია, არამედ ანტიგრავიტაციული ველიც (სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, არ არსებობს აინშტაინის კოსმოლოგიური პარამეტრი). როგორც ჩანს, ამ იდეალურ ცარიელ სამყაროში საერთოდ არაფერი შეიძლება მოხდეს. თუმცა, კასნერმა აღიარა, რომ მისი ჰიპოთეტური სამყარო არათანაბრად ვითარდებოდა სხვადასხვა მიმართულებით. იგი ფართოვდება ორი კოორდინატული ღერძის გასწვრივ, მაგრამ იკუმშება მესამე ღერძის გასწვრივ.

მაშასადამე, ეს სივრცე აშკარად ანისოტროპულია და გეომეტრიული მონახაზებით ელიფსოიდს წააგავს. ვინაიდან ასეთი ელიფსოიდი გადაჭიმულია ორი მიმართულებით და იკუმშება მესამეზე, ის თანდათან იქცევა ბრტყელ ბლინად. ამავდროულად, კასნერის სამყარო საერთოდ არ იკლებს წონაში, მისი მოცულობა იზრდება ასაკის პროპორციულად. საწყის მომენტში ეს ასაკი ნულის ტოლია - და, შესაბამისად, მოცულობაც ნულის ტოლია. თუმცა, კასნერის სამყაროები არ იბადებიან წერტილოვანი სინგულარობიდან, როგორც ლემაიტრის სამყარო, არამედ რაღაც უსასრულოდ თხელი ლაპარაკის მსგავსი - მისი საწყისი რადიუსი უდრის უსასრულობას ერთი ღერძის გასწვრივ და ნულის ტოლია დანარჩენი ორის გასწვრივ.

რატომ ვგუგლობთ

ედვარდ კასნერი იყო მეცნიერების ბრწყინვალე პოპულარიზატორი - მისი წიგნი მათემატიკა და წარმოსახვა, რომელიც ჯეიმს ნიუმენთან თანაავტორობით არის გამოქვეყნებული და დღეს იკითხება. ერთ-ერთ თავში ჩნდება ნომერი 10¹⁰⁰… კაზნერის ცხრა წლის ძმისშვილმა გამოიგონა სახელი ამ ნომრისთვის - googol (Googol) და თუნდაც წარმოუდგენლად გიგანტური ნომერი 10.^{გუგოლი}- მონათლეს ტერმინი googolplex (Googolplex). როდესაც სტენფორდის კურსდამთავრებულები ლარი პეიჯი და სერგეი ბრინი ცდილობდნენ სახელი ეპოვათ საძიებო სისტემისთვის, მათმა მეგობარმა შონ ანდერსონმა ურჩია ყოვლისმომცველი Googolplex.

თუმცა, პეიჯს მოეწონა უფრო მოკრძალებული Googol და ანდერსონმა მაშინვე გადაწყვიტა შეემოწმებინა, შეიძლებოდა თუ არა მისი გამოყენება ინტერნეტ დომენად. საჩქაროდ მან შეცდომა დაუშვა და თხოვნა გაგზავნა არა Googol.com-ზე, არამედ Google.com-ზე. ეს სახელი უფასო აღმოჩნდა და ბრინს ისე მოეწონა, რომ მან და პეიჯმა მაშინვე დაარეგისტრირეს იგი 1997 წლის 15 სექტემბერს. სხვანაირად რომ მომხდარიყო, გუგლი არ გვექნებოდა!

რა არის ამ ცარიელი სამყაროს ევოლუციის საიდუმლო? მას შემდეგ, რაც მისი სივრცე სხვადასხვა მიმართულებით „ინაცვლებს“სხვადასხვა მიმართულებით, წარმოიქმნება გრავიტაციული მოქცევის ძალები, რომლებიც განსაზღვრავენ მის დინამიკას. როგორც ჩანს, მათგან თავის დაღწევა შესაძლებელია სამივე ღერძის გასწვრივ გაფართოების ტემპების გათანაბრებით და ამით ანიზოტროპიის აღმოფხვრით, მაგრამ მათემატიკა არ იძლევა ასეთ თავისუფლებებს.

მართალია, სამი სიჩქარიდან ორი შეიძლება დააყენოთ ნულის ტოლი (სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, დააფიქსიროთ სამყაროს ზომები ორი კოორდინატთა ღერძის გასწვრივ). ამ შემთხვევაში, კასნერის სამყარო გაიზრდება მხოლოდ ერთი მიმართულებით და დროის მკაცრად პროპორციულად (ამის გაგება ადვილია, რადგან ასე უნდა გაიზარდოს მისი მოცულობა), მაგრამ ეს არის ყველაფერი, რისი მიღწევაც შეგვიძლია.

კასნერის სამყარო თავისთავად შეიძლება დარჩეს მხოლოდ სრული სიცარიელის პირობებში. თუ მას ცოტა მატერიას დაუმატებთ, ის თანდათან დაიწყებს ევოლუციას, როგორც აინშტაინ-დე სიტერის იზოტროპული სამყარო. ანალოგიურად, როდესაც მის განტოლებებს ემატება აინშტაინის არანოლოვანი პარამეტრი, ის (მატერიით ან მის გარეშე) ასიმპტომურად შევა ექსპონენციალური იზოტროპული გაფართოების რეჟიმში და გადაიქცევა დე სიტერის სამყაროში. თუმცა, ასეთი „დამატებები“მართლაც მხოლოდ ცვლის უკვე არსებული სამყაროს ევოლუციას.

მისი დაბადების მომენტში ისინი პრაქტიკულად არ თამაშობენ როლს და სამყარო ვითარდება იმავე სცენარის მიხედვით.

მიუხედავად იმისა, რომ კასნერის სამყარო დინამიურად ანისოტროპულია, მისი გამრუდება ნებისმიერ დროს ერთნაირია ყველა კოორდინატთა ღერძის გასწვრივ. ამასთან, ფარდობითობის ზოგადი განტოლებები აღიარებენ სამყაროების არსებობას, რომლებიც არა მხოლოდ ანისოტროპული სიჩქარით ვითარდებიან, არამედ აქვთ ანისოტროპული გამრუდებაც.

ასეთი მოდელები 1950-იანი წლების დასაწყისში ამერიკელმა მათემატიკოსმა აბრაამ ტაუბმა ააგო. მისი სივრცეები შეიძლება მოიქცეს როგორც ღია სამყაროები ზოგიერთი მიმართულებით, და როგორც დახურული სამყაროები ზოგიერთ მიმართულებით. უფრო მეტიც, დროთა განმავლობაში მათ შეუძლიათ შეცვალონ ნიშანი პლუსიდან მინუსზე და მინუსიდან პლუსზე. მათი სივრცე არა მხოლოდ პულსირებს, არამედ ფაქტიურად იქცევა შიგნით. ფიზიკურად, ეს პროცესები შეიძლება ასოცირებული იყოს გრავიტაციულ ტალღებთან, რომლებიც ისე ძლიერ დეფორმირებენ სივრცეს, რომ ადგილობრივად ცვლის მის გეომეტრიას სფერულიდან უნაგირამდე და პირიქით. საერთოდ, უცნაური სამყაროები, თუმცა მათემატიკურად შესაძლებელია.

ჩვენი სამყაროსგან განსხვავებით, რომელიც ფართოვდება იზოტროპულად (ანუ იმავე სიჩქარით, არჩეული მიმართულების მიუხედავად), კასნერის სამყარო ერთდროულად ფართოვდება (ორი ღერძის გასწვრივ) და იკუმშება (მესამის გასწვრივ).

სამყაროების რყევები

კაზნერის ნაშრომის გამოქვეყნებიდან მალევე გამოჩნდა ალექსანდრე ფრიდმანის სტატიები, პირველი 1922 წელს, მეორე 1924 წელს. ეს ნაშრომები წარმოადგენდა ფარდობითობის ზოგადი განტოლებების გასაოცრად ელეგანტურ ამონახსნებს, რამაც უკიდურესად კონსტრუქციული გავლენა მოახდინა კოსმოლოგიის განვითარებაზე.

ფრიდმანის კონცეფცია ემყარება იმ ვარაუდს, რომ საშუალოდ მატერია განაწილებულია გარე სივრცეში რაც შეიძლება სიმეტრიულად, ანუ სრულიად ერთგვაროვანი და იზოტროპული. ეს ნიშნავს, რომ სივრცის გეომეტრია ერთი კოსმოსური დროის ყოველ მომენტში ერთნაირია მისი ყველა წერტილით და ყველა მიმართულებით (მკაცრად რომ ვთქვათ, ასეთი დრო ჯერ კიდევ სწორად უნდა განისაზღვროს, მაგრამ ამ შემთხვევაში ეს პრობლემა გადასაჭრელია). აქედან გამომდინარეობს, რომ სამყაროს გაფართოების (ან შეკუმშვის) სიჩქარე ნებისმიერ მოცემულ მომენტში კვლავ დამოუკიდებელია მიმართულებისგან.

ამრიგად, ფრიდმანის სამყაროები სრულიად განსხვავდებიან კასნერის მოდელისგან.

პირველ სტატიაში ფრიდმანმა ააგო დახურული სამყაროს მოდელი სივრცის მუდმივი დადებითი გამრუდებით.ეს სამყარო წარმოიქმნება საწყისი წერტილის მდგომარეობიდან მატერიის უსასრულო სიმკვრივით, ფართოვდება გარკვეულ მაქსიმალურ რადიუსამდე (და, შესაბამისად, მაქსიმალურ მოცულობამდე), რის შემდეგაც იგი კვლავ იშლება იმავე სინგულარულ წერტილში (მათემატიკურ ენაში, სინგულარობა).

თუმცა ფრიდმანი ამით არ გაჩერებულა. მისი აზრით, ნაპოვნი კოსმოლოგიური ამოხსნა არ უნდა შემოიფარგლოს საწყის და საბოლოო სინგულარობათა შორის ინტერვალით; ის შეიძლება გაგრძელდეს დროში როგორც წინ, ასევე უკან. შედეგი არის სამყაროების უსასრულო თაიგულები, რომლებიც დაჭიმულია დროის ღერძზე, რომლებიც ერთმანეთს ესაზღვრება სინგულარობის წერტილებში.

ფიზიკის ენაზე ეს ნიშნავს, რომ ფრიდმანის დახურულ სამყაროს შეუძლია უსასრულოდ რხევა, კვდება ყოველი შეკუმშვის შემდეგ და ხელახლა იბადება ახალ სიცოცხლეში შემდგომი გაფართოების დროს. ეს არის მკაცრად პერიოდული პროცესი, რადგან ყველა რხევა გრძელდება იმავე დროის განმავლობაში. ამრიგად, სამყაროს არსებობის თითოეული ციკლი არის ყველა სხვა ციკლის ზუსტი ასლი.

ასე კომენტარს აკეთებს ფრიდმენი ამ მოდელზე თავის წიგნში „სამყარო, როგორც სივრცე და დრო“: „უფრო მეტიც, არის შემთხვევები, როდესაც გამრუდების რადიუსი პერიოდულად იცვლება: სამყარო იკუმშება წერტილამდე (არაფერში), შემდეგ ისევ წერტილიდან. მოაქვს მისი რადიუსი გარკვეულ მნიშვნელობამდე, შემდეგ ისევ, მცირდება მისი გამრუდების რადიუსი, ის იქცევა წერტილად და ა.შ. უნებურად იხსენებს ინდუისტური მითოლოგიის ლეგენდას ცხოვრების პერიოდების შესახებ; ასევე შესაძლებელია საუბარი "სამყაროს შექმნაზე არაფრისგან", მაგრამ ეს ყველაფერი უნდა ჩაითვალოს კურიოზულ ფაქტებად, რომლებიც არ შეიძლება მყარად დადასტურდეს არასაკმარისი ასტრონომიული ექსპერიმენტული მასალით".

Mixmaster სამყაროს პოტენციალის გრაფიკი ასე უჩვეულოდ გამოიყურება – პოტენციურ ორმოს აქვს მაღალი კედლები, რომელთა შორის არის სამი „ველი“. ქვემოთ მოცემულია ასეთი „სამყაროს მიქსერის“თანაბარი პოტენციური მრუდები.

ფრიდმანის სტატიების გამოქვეყნებიდან რამდენიმე წლის შემდეგ მისმა მოდელებმა მოიპოვეს პოპულარობა და აღიარება. აინშტაინი სერიოზულად დაინტერესდა რხევადი სამყაროს იდეით და ის მარტო არ იყო. 1932 წელს იგი აიღო რიჩარდ ტოლმანმა, მათემატიკური ფიზიკისა და ფიზიკური ქიმიის პროფესორმა Caltech-ში. ის არც წმინდა მათემატიკოსი იყო, როგორიც ფრიდმენი იყო, არც ასტრონომი და ასტროფიზიკოსი, როგორც დე სიტერი, ლემერი და ედინგტონი. ტოლმანი იყო სტატისტიკური ფიზიკისა და თერმოდინამიკის აღიარებული ექსპერტი, რომელიც მან პირველად გააერთიანა კოსმოლოგიასთან.

შედეგები ძალიან არატრივიალური იყო. ტოლმანი მივიდა დასკვნამდე, რომ კოსმოსის მთლიანი ენტროპია ციკლიდან ციკლამდე უნდა გაიზარდოს. ენტროპიის დაგროვება იწვევს იმ ფაქტს, რომ სამყაროს უფრო და უფრო მეტი ენერგია კონცენტრირებულია ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებაში, რაც ციკლიდან ციკლამდე სულ უფრო მეტ გავლენას ახდენს მის დინამიკაზე. ამის გამო, ციკლების ხანგრძლივობა იზრდება, ყოველი შემდეგი უფრო გრძელი ხდება ვიდრე წინა.

რხევები გრძელდება, მაგრამ წყვეტს პერიოდულობას. უფრო მეტიც, ყოველ ახალ ციკლში ტოლმანის სამყაროს რადიუსი იზრდება. შესაბამისად, მაქსიმალური გაფართოების სტადიაზე მას აქვს უმცირესი გამრუდება და მისი გეომეტრია უფრო და უფრო მეტია და უფრო და უფრო დიდხანს უახლოვდება ევკლიდესს.

რიჩარდ ტოლმანმა თავისი მოდელის დიზაინის დროს ხელიდან გაუშვა საინტერესო შესაძლებლობა, რაზეც ჯონ ბაროუმ და მარიუშ დომბროვსკიმ 1995 წელს მიიპყრეს ყურადღება. მათ აჩვენეს, რომ ტოლმანის სამყაროს რხევითი რეჟიმი შეუქცევადად ნადგურდება ანტიგრავიტაციული კოსმოლოგიური პარამეტრის დანერგვისას.

ამ შემთხვევაში, ტოლმანის სამყარო ერთ-ერთ ციკლზე აღარ იკუმშება სინგულარობაში, არამედ ფართოვდება მზარდი აჩქარებით და გადაიქცევა დე სიტერის სამყაროდ, რასაც მსგავს სიტუაციაში აკეთებს კასნერის სამყაროც. ანტიგრავიტაცია, ისევე როგორც მონდომება, ყველაფერს სძლევს!

ერთეულის გამრავლება

„კოსმოლოგიის ბუნებრივი გამოწვევა არის ჩვენი სამყაროს წარმოშობის, ისტორიისა და სტრუქტურის მაქსიმალურად კარგად გაგება“, განუმარტავს კემბრიჯის უნივერსიტეტის მათემატიკის პროფესორმა ჯონ ბაროუმ Popular Mechanics-ს. - ამავდროულად, ფარდობითობის ზოგადი თეორია, თუნდაც ფიზიკის სხვა დარგებიდან სესხის აღების გარეშე, შესაძლებელს ხდის გამოთვალოს სხვადასხვა კოსმოლოგიური მოდელების თითქმის შეუზღუდავი რაოდენობა.

რა თქმა უნდა, მათი არჩევანი კეთდება ასტრონომიული და ასტროფიზიკური მონაცემების საფუძველზე, რომელთა დახმარებით შესაძლებელია არა მხოლოდ სხვადასხვა მოდელების გამოცდა რეალობასთან შესაბამისობაში, არამედ გადაწყვიტოს, თუ რომელი კომპონენტი შეიძლება გაერთიანდეს ყველაზე ადეკვატურად. ჩვენი სამყაროს აღწერა. ასე გაჩნდა სამყაროს ამჟამინდელი სტანდარტული მოდელი. ასე რომ, მხოლოდ ამ მიზეზითაც კი, კოსმოლოგიური მოდელების ისტორიულად განვითარებული მრავალფეროვნება ძალიან სასარგებლო აღმოჩნდა.

მაგრამ მხოლოდ ეს არ არის. ბევრი მოდელი შეიქმნა მანამ, სანამ ასტრონომები დააგროვებდნენ დღეს არსებული მონაცემების სიმდიდრეს. მაგალითად, სამყაროს იზოტროპიის ნამდვილი ხარისხი კოსმოსური აღჭურვილობის წყალობით დადგინდა მხოლოდ ბოლო რამდენიმე ათწლეულის განმავლობაში.

ნათელია, რომ წარსულში კოსმოსურ დიზაინერებს გაცილებით ნაკლები ემპირიული შეზღუდვები ჰქონდათ. გარდა ამისა, შესაძლებელია, რომ დღევანდელი სტანდარტებით ეგზოტიკური მოდელებიც კი გამოდგეს მომავალში სამყაროს იმ ნაწილების აღსაწერად, რომლებიც ჯერ არ არის ხელმისაწვდომი დაკვირვებისთვის. და ბოლოს, კოსმოლოგიური მოდელების გამოგონებამ შეიძლება უბრალოდ უბიძგოს ზოგადი ფარდობითობის განტოლებების უცნობი ამონახსნების პოვნის სურვილს და ეს ასევე ძლიერი სტიმულია. ზოგადად, ასეთი მოდელების სიმრავლე გასაგები და გამართლებულია.

კოსმოლოგიისა და ელემენტარული ნაწილაკების ფიზიკის ბოლოდროინდელი გაერთიანება ასევე გამართლებულია. მისი წარმომადგენლები სამყაროს ცხოვრების ადრეულ ეტაპს თვლიან, როგორც ბუნებრივ ლაბორატორიას, რომელიც იდეალურად შეეფერება ჩვენი სამყაროს ძირითადი სიმეტრიების შესასწავლად, რომლებიც განსაზღვრავენ ფუნდამენტური ურთიერთქმედების კანონებს. ამ ალიანსმა უკვე ჩაუყარა საფუძველი ფუნდამენტურად ახალი და ძალიან ღრმა კოსმოლოგიური მოდელების მთელ გულშემატკივარს. ეჭვგარეშეა, რომ მომავალში ეს თანაბრად ნაყოფიერ შედეგებს მოიტანს.”

სამყარო მიქსერში

1967 წელს ამერიკელმა ასტროფიზიკოსებმა დევიდ უილკინსონმა და ბრიუს პარტრიჯმა აღმოაჩინეს, რომ სამი წლით ადრე აღმოჩენილი მიკროტალღური გამოსხივება დედამიწაზე თითქმის იგივე ტემპერატურით მოდის. მათი თანამემამულე რობერტ დიკის მიერ გამოგონილი უაღრესად მგრძნობიარე რადიომეტრის დახმარებით მათ აჩვენეს, რომ რელიქტური ფოტონების ტემპერატურის მერყეობა არ აღემატება პროცენტის მეათედს (თანამედროვე მონაცემებით, ისინი ბევრად ნაკლებია).

ვინაიდან ეს გამოსხივება წარმოიშვა დიდი აფეთქებიდან 4 00 000 წელზე ადრე, უილკინსონისა და პარტრიჯის შედეგებმა საფუძველი მისცა ვიფიქროთ, რომ მაშინაც კი, თუ ჩვენი სამყარო თითქმის იდეალური იზოტროპული არ იყო დაბადების მომენტში, მან ეს თვისება დიდი შეფერხების გარეშე შეიძინა.

ეს ჰიპოთეზა წარმოადგენდა მნიშვნელოვან პრობლემას კოსმოლოგიისთვის. პირველ კოსმოლოგიურ მოდელებში სივრცის იზოტროპია თავიდანვე უბრალოდ მათემატიკური ვარაუდის სახით იყო ჩამოყალიბებული. თუმცა ჯერ კიდევ გასული საუკუნის შუა ხანებში ცნობილი გახდა, რომ ფარდობითობის ზოგადი განტოლებები შესაძლებელს ხდის არაიზოტროპული სამყაროების კომპლექტის აგებას. ამ შედეგების კონტექსტში, CMB-ის თითქმის იდეალური იზოტროპია მოითხოვდა ახსნას.

ეს ახსნა მხოლოდ 1980-იანი წლების დასაწყისში გამოჩნდა და სრულიად მოულოდნელი იყო. იგი აგებული იყო სამყაროს ზესწრაფი (როგორც ჩვეულებრივ ამბობენ, ინფლაციური) გაფართოების ფუნდამენტურად ახალ თეორიულ კონცეფციაზე მისი არსებობის პირველ მომენტებში (იხ. "PM" No. 7'2012). 1960-იანი წლების მეორე ნახევარში მეცნიერება უბრალოდ არ იყო მომწიფებული ასეთი რევოლუციური იდეებისთვის. მაგრამ, მოგეხსენებათ, ბეჭედი ქაღალდის არარსებობის შემთხვევაში, ისინი წერენ უბრალო.

გამოჩენილი ამერიკელი კოსმოლოგი ჩარლზ მისნერი, უილკინსონისა და პარტრიჯის სტატიის გამოქვეყნებისთანავე, ცდილობდა აეხსნა მიკროტალღური გამოსხივების იზოტროპია საკმაოდ ტრადიციული საშუალებების გამოყენებით. მისი ჰიპოთეზის თანახმად, ადრეული სამყაროს არაჰომოგენურობა თანდათან გაქრა მისი ნაწილების ურთიერთ „ხახუნის“გამო, რომელიც გამოწვეული იყო ნეიტრინოსა და სინათლის ნაკადების გაცვლით (თავის პირველ პუბლიკაციაში მიზნერმა ამ სავარაუდო ეფექტს ნეიტრინოს სიბლანტე უწოდა).

მისი თქმით, ასეთ სიბლანტეს შეუძლია სწრაფად გამოასწოროს საწყისი ქაოსი და სამყარო გახადოს თითქმის იდეალურად ერთგვაროვანი და იზოტროპული.

Misner-ის კვლევის პროგრამა ლამაზად გამოიყურებოდა, მაგრამ პრაქტიკული შედეგი არ მოიტანა. მისი წარუმატებლობის მთავარი მიზეზი კვლავ მიკროტალღური ანალიზით გამოიკვეთა. ნებისმიერი პროცესი, რომელიც მოიცავს ხახუნს, წარმოქმნის სითბოს, ეს არის თერმოდინამიკის კანონების ელემენტარული შედეგი. თუ სამყაროს პირველადი არაერთგვაროვნება გამოსწორდებოდა ნეიტრინოს ან სხვა სიბლანტის გამო, CMB ენერგიის სიმკვრივე მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდა დაკვირვებული სიდიდისგან.

როგორც ამერიკელმა ასტროფიზიკოსმა რიჩარდ მაცნერმა და მისმა უკვე ხსენებულმა ინგლისელმა კოლეგამ ჯონ ბაროუმ აჩვენეს 1970-იანი წლების ბოლოს, ბლანტი პროცესებს შეუძლიათ აღმოფხვრას მხოლოდ უმცირესი კოსმოლოგიური არაერთგვაროვნება. სამყაროს სრული „დაგლუვებისთვის“სხვა მექანიზმები იყო საჭირო და ისინი აღმოაჩინეს ინფლაციური თეორიის ფარგლებში.

მიუხედავად ამისა, მიზნერმა ბევრი საინტერესო შედეგი მიიღო. კერძოდ, 1969 წელს მან გამოაქვეყნა ახალი კოსმოლოგიური მოდელი, რომლის სახელიც ისესხა … სამზარეულოს ტექნიკიდან, სახლის მიქსერიდან, რომელიც დამზადებულია Sunbeam Products-ის მიერ! Mixmaster Universe გამუდმებით სცემს უძლიერეს კრუნჩხვებს, რაც, მიზნერის აზრით, აიძულებს სინათლეს ცირკულირებს დახურულ ბილიკებზე, ურევს და ახდენს მის შიგთავსს ჰომოგენიზაციას.

თუმცა, ამ მოდელის შემდგომმა ანალიზმა აჩვენა, რომ მიუხედავად იმისა, რომ მიზნერის სამყაროში ფოტონები გრძელ მოგზაურობებს ატარებენ, მათი შერევის ეფექტი ძალიან უმნიშვნელოა.

მიუხედავად ამისა, Mixmaster Universe ძალიან საინტერესოა. ფრიდმანის დახურული სამყაროს მსგავსად, ის წარმოიქმნება ნულოვანი მოცულობიდან, ფართოვდება გარკვეულ მაქსიმუმამდე და ისევ იკუმშება საკუთარი გრავიტაციის გავლენით. მაგრამ ეს ევოლუცია არ არის გლუვი, როგორც ფრიდმენის, არამედ აბსოლუტურად ქაოტური და, შესაბამისად, სრულიად არაპროგნოზირებადი დეტალებში.

ახალგაზრდობაში ეს სამყარო ინტენსიურად რხევა, ფართოვდება ორი მიმართულებით და იკუმშება მესამეში - კასნერის მსგავსად. თუმცა, გაფართოებისა და შეკუმშვის ორიენტაცია არ არის მუდმივი - ისინი ადგილებს შემთხვევით იცვლიან. უფრო მეტიც, რხევების სიხშირე დამოკიდებულია დროზე და მიდრეკილია უსასრულობისკენ საწყის მომენტთან მიახლოებისას. ასეთი სამყარო განიცდის ქაოტურ დეფორმაციებს, როგორიცაა ჟელე, რომელიც თეფშზე კანკალებს. ეს დეფორმაციები კვლავ შეიძლება განიმარტოს, როგორც გრავიტაციული ტალღების გამოვლინება, რომლებიც მოძრაობენ სხვადასხვა მიმართულებით, ბევრად უფრო ძალადობრივი, ვიდრე კასნერის მოდელში.

Mixmaster Universe შევიდა კოსმოლოგიის ისტორიაში, როგორც ყველაზე რთული წარმოსახვითი სამყაროდან, რომელიც შეიქმნა "სუფთა" ზოგადი ფარდობითობის საფუძველზე. 1980-იანი წლების დასაწყისიდან, ამ ტიპის ყველაზე საინტერესო ცნებებმა დაიწყეს კვანტური ველის თეორიისა და ელემენტარული ნაწილაკების თეორიის იდეებისა და მათემატიკური აპარატის გამოყენება, შემდეგ კი, დიდი შეფერხების გარეშე, სუპერსიმების თეორია.