Космологическая загадка-2

«Закат» космологической постоянной

С наблюдательным подтверждением нестационарности Вселенной необходимость в космологической постоянной отпала. Как говорят, Эйнштейн в один раз назвал её введение в уравнения собственной «самой громадной оплошностью (blunder)», да и большая часть физиков не испытывало к данной идее громадной симпатии. Чтобы выяснить вероятную обстоятельство для того чтобы неприятия, нужно отыскать в памяти записанное выше в очень вольной форме правило и уравнение Эйнштейна из школьного курса алгебры: любое слагаемое из левой части уравнения возможно перенести в правую, поменяв наряду с этим его символ. В случае если перенести в правую часть слагаемое с космологической постоянной, оно будет неотличимо от выражения, обрисовывающего плотность энергии вакуума.
Стоит ли отождествлять космологическую постоянную и плотность энергии вакуума — отдельный вопрос, что до сих пор обсуждается, не смотря на то, что на первый взгляд это выглядит в полной мере естественным.

Стоит подметить, что в самом по себе выражении «плотность энергии вакуума» несоответствия нет. Квантовая механика — второе по окончании ОТО величайшее достижение физики XX века — продемонстрировала, что главное состояние любой физической совокупности — вакуум — владеет ненулевой энергией, и эту энергию возможно посчитать. Но в квантовой механике самой по себе эти «нулевые колебания» ни на что не воздействуют — по крайней мере, , пока они не начинают взаимодействовать с другими совокупностями. Выбрать нуль-пункт отсчёта энергии возможно любой — возможности физических явлений от этого не изменятся. Последнее неверно в ОТО: тут наличие любой плотности энергии, в соответствии с главному уравнению, воздействует на геометрию пространства-времени.

Рассуждения тут, но, вступают на достаточно скользкую землю, потому, что теории, объединяющей ОТО и квантовую механику, до сих пор нет. В её отсутствие возможно было бы положиться на синтетический подход, в котором плотность энергии вакуума рассчитывается исходя из квантовомеханических мыслей, а полученный итог подставляется в уравнения ОТО.

Трудность тут лишь в том, что квантовомеханический расчёт предвещает значения, несовместимые с самим существованием Вселенной таковой, какой мы её знаем.

По-видимому, первым на это несоответствие обратил внимание Вольфганг Паули, и результаты собственные он кроме того не решился публиковать.

Полученное им число было намного больше критической плотности. В случае если подставить это значение в эйнштейновскую модель, размер вселенной окажется равным всего нескольким десяткам километров — как заметил Паули, в таковой вселенной нет места кроме того для Луны. Применение в расчётах вместо электромагнитных куда более энергичных ядерных сотрудничеств только усугубляет обстановку.

Подлинные масштабы Вселенной разрешают только значения космологической постоянной, каковые на большое количество порядков величины меньше предвещаемых квантовой механикой.

В таковой ситуации, физическая интуиция в связке со необычной эстетикой физиков трудятся примерно по схеме «в случае если чего-то очевидного не отмечается — возможно, его вовсе нет». В применении к обсуждаемой обстановке, это возможно сформулировать, как «возможно, обязан существовать некий, малоизвестный ещё физический закон, что превращает подлинное значение космологической постоянной в точности в нуль». К примеру, возможно не отождествлять космологическую постоянную и энергию вакуума, и думать что первая именно и уравновешивает вторую, причём в точности. В отсутствии единой теории, это предположение не противоречивее вторых, но наряду с этим владеет эстетической привлекательностью, у других отсутствующей.

Неприятности стандартной космологии

Такое положение вещей более либо менее устраивало учёных до недавнего времени. Фридмановские модели превосходно справлялись с описанием Вселенной при нулевой космологической постоянной (либо, если не отождествлять космологическую постоянную с энергией вакуума, — их нулевой сумме). Созданная на их базе теория Громадного взрыва была талантливой обрисовать расширение Вселенной от весьма ранних стадий, на которых наполнявшие её излучение и вещество были весьма плотными и тёплыми до настоящих дней, химический состав и происхождение частиц вещества, формирование галактик и другое.

Но у данной модели были собственные трудности. В большинстве случаев, выделяют четыре главные неприятности.

Во-первых, это так называемая неприятность «плоскостности» Вселенной. Модель, в которой геометрия пространства есть эвклидовой — для этого, по Фридману, необходимо, дабы полная плотность Вселенной равнялась критической — очень неустойчива. Если бы исходная плотность была всего на процент меньше критической, в ходе расширения она не так долго осталось ждать бы упала до низкого уровня, если бы она была чуть выше критической — на данный момент расширение бы уже закончилось и сменилось сжатием. В это же время наблюдения показывали, что плотность заключена в пределах, по крайней мере, от одной сотой до десятка критических значений. Для этого требовалось, дабы исходное значение плотности было равняется критическому с точностью до десяти в минус шестидесятой степени. Само собой разумеется, нам имело возможность просто так повезти, и однако столь узкая подстройка заставляла космологов ощущать себя неуютно.

Во-вторых, Вселенная была на удивление однородна и изотропна. В течение продолжительного времени, до запуска спутника COBE, вовсе не получалось подметить никаких неоднородностей в распределении реликтового микроволнового излучения — того самого, что осталось остывать во Вселенной с того момента, в то время, когда горячее вещество стало более либо менее прозрачно для света. В принципе, изотропия и однородность входят в само построение теории, но оставалась непонятным, как участки Вселенной, каковые за всё время собственного существования не имели времени обменяться кроме того несложными световыми сигналами, успели стать столь похожими друг на друга. Эта несуразность именуется проблемой горизонта.

Третья в перечне — неприятность магнитных монополей, необычных тяжёлых частиц, воображающих собой изолированные южный либо северный полюса магнита. Ничего аналогичного ни при каких обстоятельствах не наблюдалось в реальности — в случае если разрезать магнит на две половинки, любая из них так же, как и прежде будет владеть как южным, так и северным полюсами. В это же время, существование магнитных монополей было бы весьма желательным для теории, и она предвещала, что они в обилии оказались в ранней Вселенной. Так как действенного механизма исчезновения таких частиц предложено не было, оставалось непонятным, куда они все подевались.

Наконец, неприятность начальных флуктуаций кроме этого не давала астрологам спокойствия. В случае если плотность вещества в какой-то области чуть-чуть превышает среднее значение, и сама эта область велика, такая неоднородность будет расти — её чуть более сильное гравитационное поле притянет к себе частицы из соседних, менее плотных регионов. Но откуда взяться этим начальным неоднородностям в таковой идеально однородной Вселенной? Более того, изначальный пространственный контраст плотности, казалось, описывался несложным законом — так называемым спектром Зельдовича-Харрисона, — но из-за чего как раз им, ясно не было.

Рождение Вселенной из ничего: Инфляция

В середине 1960-х годов Эраст Глинер высказал предположение, что перед началом «стандартной» эволюции, была фаза, в то время, когда расширение происходило экспоненциально — т.е., размеры Вселенной возрастали в одно да и то же количество раз за единицу времени.

Такая фаза могла быть весьма маленькой, но разрешала разом решить первые три из этих неприятностей.

Во-первых, такое расширение сделало бы Вселенную весьма похожей на эвклидову с плотностью, весьма близкой к критической. Хороший пример тут — надувание воздушного шарика: каким бы кривым и ребристым он не был в начале, в случае если мы раздуем его до размеров Почвы, он, как и почва, покажется плоским до горизонта; от этого «раздувания» сама теория позднее взяла наименование «инфляционной».

Во-вторых, разнесённые на данный момент на огромные расстояния участки Вселенной в таковой модели когда-то жили по соседству, и в полной мере имели возможность прийти в равновесие (в современном варианте теории эта однородность уже есть не следствием, а обстоятельством стремительного расширения). Монополи же — они образовывались до инфляции — были столь редкими в этом огромном пространстве, что шансов встретить какой-нибудь поблизости у нас практически не осталось.

Для реализации таковой фазы правая часть уравнений Эйнштейна должна была принять вид, обрисовывающий вакуум. С позиций космологии под вакуумом понимается среда, свойства которой не изменяются с расширением — как ни раздувай вакуум, она пустотой и останется.

Выясняется, для этого не обязательно, дабы энергия данной среды равнялась нулю — она возможно кроме того большой, необходимо только, дабы давление для того чтобы вещества было отрицательным и равным энергии (в некоторых особых единицах).

Но в то время мысль казалась через чур радикальной, и всерьёз её воспринял только Андрей Дмитриевич Сахаров, постаравшийся в рамках данной модели решить четвёртую из вышеперечисленных неприятностей.

За последующие пятнадцать лет Андреем Линде и Давидом Киржницем была создана более физическая теория вакуума в космологическом контексте. Они продемонстрировали, что в случае если во Вселенной присутствует некое поле, характеризуемое определённым числом в каждой точке пространства-времени — такое поле именуется скалярным, в отличие, к примеру, от векторных полей, задаваемых ещё и направлением (таких, как электрическое поле), — поведение таковой среды будет, при определённых условиях, весьма близко напоминать поведение вакуума. Как следствие, инфляционная модель возможно реализована.

Сначала необычная «инерция мышления» физиков, много лет трудившихся с теорией тёплой вселенной, не разрешала добиться громадных удач на этом пути — детальные расчёты показывали, что варианты инфляции, предложенные Алексеем Старобинским и Аланом Гутом, в действительности не смогут трудиться.

Но скоро упрочнениями Линде и других физиков инерцию удалось преодолеть и выстроить трудящуюся инфляционную теорию — Вселенная вправду имела возможность иметь фазу стремительного расширения (как позже выяснилось, это не обязательно экспоненциальный закон).

На данный момент большая часть космологов уверены, что так оно и было. Неизбежные квантовые флуктуации энергии инфляционного поля в ходе раздувания выросли до макроскопических масштабов. Более того, распределение их контраста описывалось законом Зельдовича-Харрисона — забесплатно космология взяла элегантное ответ четвёртой неприятности.

За последние двадцать лет инфляционная космология претерпела большие модификации, к одной из которых — модели «вечной» инфляции мы ещё возвратимся при дискуссии вероятных ответов неприятности космологической постоянной. К тому же, инфляционные модели продемонстрировали, что вакуум — либо, по крайней мере, что-то на него весьма похожее — есть в полной мере допустимой компонентой в энергетическом балансе Вселенной. Но необходимости в ней до поры до времени не ощущалось.

В следующей лекции я поведаю об открытии, коренным образом поменявшем обстановку.

Космологическая шкала времени, часть 2


Читать также:

Понравилась статья? Поделиться с друзьями: