Koinot tuzilishining eng g'alati va g'ayrioddiy nazariyalari

2024 Muallif: Seth Attwood | [email protected]. Oxirgi o'zgartirilgan: 2023-12-16 16:19

Klassik kosmologik modellardan tashqari, umumiy nisbiylik juda, juda, juda ekzotik xayoliy olamlarni yaratishga imkon beradi.

Umumiy nisbiylik nazariyasidan foydalangan holda tuzilgan bir nechta klassik kosmologik modellar mavjud bo'lib, ular kosmosning bir xilligi va izotropiyasi bilan to'ldiriladi ("PM" № 6'2012 ga qarang). Eynshteynning yopiq olamida doimiy musbat koinot egriligi mavjud bo‘lib, u kosmologik parametr deb ataladigan umumiy nisbiylik nazariyasi tenglamalariga antigravitatsion maydon vazifasini o‘taydigan kiritilishi hisobiga statik holatga keladi.

De Sitterning egri bo'lmagan fazoga ega tezlanayotgan olamida oddiy materiya yo'q, lekin u ham tortishishga qarshi maydon bilan to'ldirilgan. Aleksandr Fridmanning yopiq va ochiq olamlari ham bor; vaqt o'tishi bilan kengayish tezligini asta-sekin nolga tushiradigan Eynshteyn - de Sitterning chegara olami va nihoyat, o'ta ixcham boshlang'ich holatdan o'sib borayotgan Katta Portlash kosmologiyasining asoschisi bo'lgan Lemaitre koinoti. Ularning barchasi, ayniqsa Lemaitre modeli bizning koinotimizning zamonaviy standart modelining peshqadamlariga aylandi.

Turli modellardagi koinot fazosi turli xil egriliklarga ega bo'lib, ular salbiy (giperbolik bo'shliq), nol (tekis Evklid fazosi, bizning koinotimizga mos keladi) yoki ijobiy (elliptik bo'shliq) bo'lishi mumkin. Birinchi ikkita model ochiq olam bo'lib, ular cheksiz ravishda kengayib boradi, oxirgisi yopiq, ertami-kechmi qulab tushadi. Rasmda yuqoridan pastgacha bunday makonning ikki o'lchovli analoglari ko'rsatilgan.

Biroq, umumiy nisbiylik tenglamalaridan foydalanish odatiy holga aylangan juda ijodiy tomonidan yaratilgan boshqa olamlar ham mavjud. Ular astronomik va astrofizik kuzatishlar natijalariga kamroq mos keladi (yoki umuman mos kelmaydi), lekin ular ko'pincha juda chiroyli, ba'zan esa nafis paradoksaldir. To'g'ri, matematiklar va astronomlar ularni shunday miqdorda ixtiro qilishganki, biz o'zimizni xayoliy olamlarning eng qiziqarli misollaridan bir nechtasi bilan cheklashimiz kerak.

Ipdan krepgacha

Eynshteyn va de Sitterning fundamental ishlari paydo bo'lgandan keyin (1917 yilda) ko'plab olimlar kosmologik modellarni yaratish uchun umumiy nisbiylik tenglamalaridan foydalanishni boshladilar. Buni birinchilardan bo'lib Nyu-Yorklik matematik Edvard Kasner 1921 yilda o'z yechimini nashr etgan.

Uning koinoti juda g'ayrioddiy. Unda nafaqat tortishish kuchi, balki tortishishga qarshi maydon ham yo‘q (boshqacha aytganda, Eynshteynning kosmologik parametri yo‘q). Bu ideal bo'sh dunyoda hech narsa bo'lishi mumkin emasdek tuyuladi. Biroq, Kasner uning faraziy olami turli yo'nalishlarda notekis ravishda rivojlanganligini tan oldi. U ikkita koordinata o'qi bo'ylab kengayadi, lekin uchinchi o'q bo'ylab qisqaradi.

Shuning uchun bu bo'shliq aniq anizotropik va geometrik konturlarda ellipsoidga o'xshaydi. Bunday ellipsoid ikki yo'nalishda cho'zilib, uchinchisi bo'ylab qisqarganligi sababli, u asta-sekin tekis pankekka aylanadi. Shu bilan birga, Kasner koinoti umuman vazn yo'qotmaydi, uning hajmi yoshga mutanosib ravishda ortadi. Dastlabki daqiqada bu yosh nolga teng - va shuning uchun hajm ham nolga teng. Biroq, Kasner koinotlari Lemaitre dunyosi kabi nuqtali yagonalikdan emas, balki cheksiz nozik tilga o'xshash narsadan tug'iladi - uning boshlang'ich radiusi bir o'q bo'ylab cheksizlikka va qolgan ikkitasi bo'ylab nolga teng.

Nima uchun biz google

Edvard Kasner ilm-fanning yorqin targʻibotchisi edi – uning Jeyms Nyuman bilan hammualliflikdagi “Matematika va tasavvur” kitobi bugun qayta nashr etilgan va oʻqilmoqda. Boblarning birida 10 raqami paydo bo'ladi¹⁰⁰… Kaznerning to'qqiz yoshli jiyani bu raqamga ism - googol (Googol) va hatto 10-sonli ajoyib raqamni taklif qildi.^Googol- googolplex (Googolplex) atamasini suvga cho'mdirdi. Stenford aspirantlari Larri Peyj va Sergey Brin qidiruv tizimiga nom topishga urinayotganlarida, ularning do'sti Shon Anderson hamma narsani qamrab oluvchi Googolplexni tavsiya qildi.

Biroq, Peyj oddiyroq Googolni yoqtirdi va Anderson darhol undan Internet domeni sifatida foydalanish mumkinligini tekshirishga kirishdi. Shoshilinch ravishda u matn terish xatosiga yo‘l qo‘yib, so‘rovni Googol.com ga emas, Google.com ga yubordi. Bu ism bepul bo'lib chiqdi va Bringa bu juda yoqdi, u va Peyj uni darhol 1997 yil 15 sentyabrda ro'yxatdan o'tkazishdi. Agar bu boshqacha sodir bo'lganida, bizda Google bo'lmas edi!

Bu bo'sh dunyo evolyutsiyasining siri nimada? Uning fazosi turli yo'nalishlar bo'ylab turli yo'llar bilan "siljiganligi" sababli, uning dinamikasini belgilaydigan tortishish kuchlari paydo bo'ladi. Ko'rinishidan, uchta o'q bo'ylab kengayish tezligini tenglashtirish va shu bilan anizotropiyani yo'q qilish orqali ulardan xalos bo'lish mumkin, ammo matematika bunday erkinliklarga yo'l qo'ymaydi.

To'g'ri, uchta tezlikdan ikkitasini nolga tenglashtirish mumkin (boshqacha qilib aytganda, koinotning o'lchamlarini ikkita koordinata o'qi bo'ylab mahkamlang). Bunday holda, Kasnerning dunyosi faqat bitta yo'nalishda va vaqtga mutanosib ravishda o'sadi (buni tushunish oson, chunki uning hajmi shu tarzda oshishi kerak), ammo biz erisha oladigan narsa shu.

Kasner olami faqat to'liq bo'shlik sharoitida o'z-o'zidan qolishi mumkin. Agar siz unga ozgina materiya qo'shsangiz, u Eynshteyn-de Sitterning izotrop koinoti kabi asta-sekin rivojlana boshlaydi. Xuddi shu tarzda, uning tenglamalariga nolga teng bo'lmagan Eynshteyn parametri qo'shilsa, u (materiya bilan yoki moddasiz) asimptotik tarzda eksponensial izotropik kengayish rejimiga kiradi va de Sitter olamiga aylanadi. Biroq, bunday "qo'shimchalar" haqiqatan ham mavjud koinotning evolyutsiyasini o'zgartiradi.

Uning tug'ilishi paytida ular deyarli rol o'ynamaydi va koinot xuddi shu stsenariy bo'yicha rivojlanadi.

Kasner dunyosi dinamik anizotrop bo'lsa-da, uning egriligi har qanday vaqtda barcha koordinata o'qlari bo'ylab bir xil bo'ladi. Biroq, umumiy nisbiylik tenglamalari nafaqat anizotrop tezliklar bilan rivojlanadigan, balki anizotrop egrilikka ham ega bo'lgan koinotlarning mavjudligini tan oladi.

Bunday modellar 1950-yillarning boshlarida amerikalik matematik Avraam Taub tomonidan qurilgan. Uning bo'shliqlari o'zini ba'zi yo'nalishlarda ochiq olam, boshqalarida esa yopiq olam kabi tutishi mumkin. Bundan tashqari, vaqt o'tishi bilan ular belgini ortiqcha dan minusga va minusdan plyusga o'zgartirishi mumkin. Ularning maydoni nafaqat pulsatsiyalanadi, balki tom ma'noda ichkariga aylanadi. Jismoniy jihatdan, bu jarayonlar gravitatsiyaviy to'lqinlar bilan bog'liq bo'lishi mumkin, ular makonni shunchalik kuchli deformatsiya qiladilarki, ular mahalliy ravishda uning geometriyasini sharsimondan egarga va aksincha o'zgartiradilar. Umuman olganda, matematik jihatdan mumkin bo'lsa-da, g'alati dunyolar.

Izotropik (ya'ni tanlangan yo'nalishdan qat'i nazar, bir xil tezlikda) kengayadigan bizning koinotimizdan farqli o'laroq, Kasner olami bir vaqtning o'zida (ikki eksa bo'ylab) kengayadi va qisqaradi (uchinchi o'q bo'ylab).

Dunyolarning tebranishlari

Kaznerning ishi nashr etilgandan ko'p o'tmay, birinchisi 1922 yilda, ikkinchisi 1924 yilda Aleksandr Fridmanning maqolalari paydo bo'ldi. Ushbu maqolalar umumiy nisbiylik nazariyasi tenglamalarining hayratlanarli darajada oqlangan echimlarini taqdim etdi, bu kosmologiyaning rivojlanishiga juda konstruktiv ta'sir ko'rsatdi.

Fridman kontseptsiyasi materiyaning o'rtacha koinotda imkon qadar simmetrik taqsimlanganligi, ya'ni butunlay bir jinsli va izotropik ekanligi haqidagi farazga asoslanadi. Bu shuni anglatadiki, yagona kosmik vaqtning har bir momentida fazoning geometriyasi uning barcha nuqtalarida va barcha yo'nalishlarida bir xil bo'ladi (qat'iy aytganda, bunday vaqtni hali ham to'g'ri aniqlash kerak, ammo bu holda bu muammoni hal qilish mumkin). Bundan kelib chiqadiki, har qanday vaqtda koinotning kengayish (yoki qisqarish) tezligi yana yo'nalishga bog'liq emas.

Fridmanning koinotlari Kasner modeliga mutlaqo o'xshamaydi.

Birinchi maqolada Fridman kosmosning doimiy ijobiy egriligiga ega bo'lgan yopiq olam modelini qurdi. Bu dunyo materiyaning cheksiz zichligiga ega bo'lgan boshlang'ich nuqta holatidan kelib chiqadi, ma'lum bir maksimal radiusga (demak, maksimal hajmga) kengayadi, shundan so'ng u yana bir xil yagona nuqtaga (matematik tilda, birlik) qulab tushadi.

Biroq, Fridman bu bilan to'xtab qolmadi. Uning fikricha, topilgan kosmologik yechim boshlang'ich va oxirgi singulyativliklar orasidagi interval bilan cheklanishi shart emas, uni vaqt bo'yicha ham oldinga, ham orqaga davom ettirish mumkin. Natijada vaqt o'qiga bog'langan cheksiz koinotlar to'plami paydo bo'ladi, ular bir-birini alohida nuqtalarda chegaralaydi.

Fizika tili bilan aytganda, bu Fridmanning yopiq olami cheksiz tebranishi, har bir qisqarishdan keyin o'lishi va keyingi kengayishda yangi hayotga qayta tug'ilishi mumkinligini anglatadi. Bu qat'iy davriy jarayon, chunki barcha tebranishlar bir xil vaqt davomida davom etadi. Demak, olam mavjudligining har bir tsikli boshqa barcha davrlarning aniq nusxasidir.

Fridman o'zining "Olam fazo va vaqt sifatida" kitobida ushbu modelni shunday izohlagan: "Bundan tashqari, egrilik radiusi davriy ravishda o'zgarib turadigan holatlar mavjud: koinot bir nuqtaga (hech narsaga), keyin yana bir nuqtaga qisqaradi. uning radiusini ma'lum bir qiymatga keltiradi, keyin yana egrilik radiusini kamaytirib, nuqtaga aylanadi va hokazo. Inson beixtiyor hind mifologiyasining hayot davrlari haqidagi afsonasini esga oladi; "dunyoning yo'qdan yaratilishi" haqida ham gapirish mumkin, ammo bularning barchasini astronomik eksperimental materiallar etarli emasligi bilan tasdiqlab bo'lmaydigan qiziq faktlar deb hisoblash kerak.

Mixmaster olamining potentsial grafigi juda g'ayrioddiy ko'rinadi - potentsial chuqurning baland devorlari bor, ular orasida uchta "vodiy" mavjud. Quyida bunday "mikserdagi koinot" ning ekvipotentsial egri chiziqlari keltirilgan.

Fridmanning maqolalari nashr etilganidan bir necha yil o'tgach, uning modellari shon-sharaf va e'tirofga sazovor bo'ldi. Eynshteyn tebranuvchi olam g'oyasi bilan jiddiy qiziqib qoldi va u yolg'iz emas edi. 1932 yilda uni Kaltekdagi matematik fizika va fizik kimyo professori Richard Tolman egalladi. U na Fridman kabi sof matematik edi, na de Sitter, Lemaitre va Eddington kabi astronom va astrofizik edi. Tolman statistik fizika va termodinamika bo'yicha taniqli mutaxassis bo'lib, u birinchi marta kosmologiya bilan birlashtirdi.

Natijalar juda ahamiyatsiz edi. Tolman koinotning umumiy entropiyasi sikldan siklga oshib borishi kerak degan xulosaga keldi. Entropiyaning to'planishi koinot energiyasining tobora ko'proq elektromagnit nurlanishda to'planishiga olib keladi, bu tsikldan tsiklgacha uning dinamikasiga tobora ko'proq ta'sir qiladi. Shu sababli, tsikllarning uzunligi oshadi, har bir keyingisi oldingisiga qaraganda uzunroq bo'ladi.

Tebranishlar davom etadi, lekin davriy bo'lishni to'xtatadi. Bundan tashqari, har bir yangi tsiklda Tolman koinotining radiusi ortadi. Shunday qilib, maksimal kengayish bosqichida u eng kichik egrilikka ega va uning geometriyasi tobora ko'proq va uzoq vaqt davomida Evklidga yaqinlashadi.

Richard Tolman o'z modelini loyihalashda, 1995 yilda Jon Barrou va Mariush Dombrovski e'tiborini tortgan qiziqarli imkoniyatni qo'ldan boy berdi. Ular antigravitatsion kosmologik parametr kiritilganda Tolman koinotining tebranish rejimi qaytarib bo'lmaydigan tarzda yo'q qilinishini ko'rsatdi.

Bunday holda, Tolman koinoti sikllarning birida endi singularlikka qisqarmaydi, balki ortib borayotgan tezlashuv bilan kengayadi va de Sitter koinotiga aylanadi, xuddi shunga o'xshash vaziyatda Kasner koinotida ham amalga oshiriladi. Antigravitatsiya, tirishqoqlik kabi, hamma narsani engadi!

Ob'ektni ko'paytirish

Kembrij universiteti matematika professori Jon Barrou “Ommaviy mexanika”ga “Kosmologiyaning tabiiy muammosi olamimizning kelib chiqishi, tarixi va tuzilishini iloji boricha yaxshiroq tushunishdir”, deb tushuntiradi. - Shu bilan birga, umumiy nisbiylik nazariyasi, hatto fizikaning boshqa sohalaridan ham qarz olmasdan, deyarli cheksiz miqdordagi turli kosmologik modellarni hisoblash imkonini beradi.

Albatta, ularning tanlovi astronomik va astrofizik ma'lumotlar asosida amalga oshiriladi, ularning yordami bilan nafaqat turli modellarni haqiqatga muvofiqligini sinab ko'rish, balki ularning qaysi tarkibiy qismlarini eng adekvat birlashtirish uchun birlashtirilishi mumkinligini ham hal qilish mumkin. dunyomizning tavsifi. Koinotning hozirgi standart modeli shunday paydo bo'ldi. Shunday qilib, faqat shu sababdan ham, kosmologik modellarning tarixan ishlab chiqilgan xilma-xilligi juda foydali ekanligini isbotladi.

Lekin bu nafaqat. Ko'pgina modellar astronomlar bugungi kunda mavjud bo'lgan ma'lumotlarning boyligini to'plashdan oldin yaratilgan. Masalan, koinotning haqiqiy izotropiya darajasi kosmik uskunalar tufayli so'nggi ikki o'n yillikda aniqlandi.

O'tmishda kosmik dizaynerlarning empirik cheklovlari ancha kam bo'lganligi aniq. Bundan tashqari, bugungi standartlar bo'yicha hatto ekzotik modellar ham kelajakda koinotning hali kuzatish uchun mavjud bo'lmagan qismlarini tasvirlash uchun foydali bo'lishi mumkin. Va nihoyat, kosmologik modellarning ixtirosi umumiy nisbiylik tenglamalariga noma'lum echimlarni topish istagini shunchaki rag'batlantirishi mumkin va bu ham kuchli rag'batdir. Umuman olganda, bunday modellarning ko'pligi tushunarli va oqlanadi.

Kosmologiya va elementar zarralar fizikasining yaqinda birlashishi ham xuddi shunday asoslanadi. Uning vakillari koinot hayotining eng dastlabki bosqichini bizning dunyomizning asosiy o'zaro ta'sir qonunlarini belgilaydigan asosiy simmetriyalarini o'rganish uchun juda mos keladigan tabiiy laboratoriya deb bilishadi. Ushbu ittifoq allaqachon tubdan yangi va juda chuqur kosmologik modellarning butun muxlislari uchun poydevor qo'ygan. Kelajakda ham xuddi shunday samarali natijalar berishiga shubha yo‘q”.

Mikserdagi koinot

1967 yilda amerikalik astrofiziklar Devid Uilkinson va Bryus Partridge uch yil avval kashf etilgan istalgan yo'nalishdagi relikt mikroto'lqinli nurlanish Yerga deyarli bir xil haroratda kelishini aniqladilar. Ularning vatandoshlari Robert Dik tomonidan ixtiro qilingan o'ta sezgir radiometr yordamida ular relikt fotonlarning harorat o'zgarishi foizning o'ndan bir qismidan oshmasligini ko'rsatdilar (zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, ular ancha kam).

Ushbu radiatsiya Katta portlashdan 4 00 000 yil oldin paydo bo'lganligi sababli, Uilkinson va Partridjning natijalari bizning koinotimiz tug'ilish paytida deyarli ideal darajada izotrop bo'lmagan bo'lsa ham, u bu xususiyatni juda kechiktirmasdan egalladi, deb hisoblashga asos bo'ldi.

Bu gipoteza kosmologiya uchun katta muammo edi. Birinchi kosmologik modellarda fazoning izotropiyasi boshidanoq oddiy matematik taxmin sifatida qo'yilgan. Biroq, o'tgan asrning o'rtalarida, umumiy nisbiylik tenglamalari izotrop bo'lmagan olamlar to'plamini yaratishga imkon berishi ma'lum bo'ldi. Ushbu natijalar kontekstida CMB ning deyarli ideal izotropiyasi tushuntirishni talab qildi.

Bu tushuntirish faqat 1980-yillarning boshlarida paydo bo'lgan va mutlaqo kutilmagan edi. U koinotning mavjudligining dastlabki daqiqalarida o'ta tez (odatda, inflyatsion) kengayishning tubdan yangi nazariy kontseptsiyasi asosida qurilgan (qarang, "PM" № 7'2012). 1960-yillarning ikkinchi yarmida ilm-fan bunday inqilobiy g'oyalar uchun oddiygina pishmagan edi. Ammo, siz bilganingizdek, muhrlangan qog'oz yo'q bo'lganda, ular oddiy tarzda yozadilar.

Mashhur amerikalik kosmolog Charlz Misner, Wilkinson va Partridge maqolasi nashr etilgandan so'ng, an'anaviy vositalar yordamida mikroto'lqinli nurlanishning izotropiyasini tushuntirishga harakat qildi. Uning gipotezasiga ko'ra, neytrino va yorug'lik oqimlarining almashinuvi natijasida paydo bo'lgan uning qismlarining o'zaro "ishqalanishi" tufayli dastlabki olamning bir hil bo'lmaganligi asta-sekin yo'q bo'lib ketdi (Mizner o'zining birinchi nashrida bu ta'sirni neytrino yopishqoqligi deb atagan).

Uning so'zlariga ko'ra, bunday yopishqoqlik dastlabki tartibsizlikni tezda yumshata oladi va Olamni deyarli bir hil va izotropik qiladi.

Misnerning tadqiqot dasturi go'zal ko'rinishga ega edi, ammo amaliy natija bermadi. Mikroto'lqinli tahlil orqali uning ishlamay qolishining asosiy sababi yana aniqlandi. Ishqalanish bilan bog'liq har qanday jarayonlar issiqlik hosil qiladi, bu termodinamika qonunlarining elementar natijasidir. Agar koinotning birlamchi nomutanosibliklari neytrino yoki boshqa yopishqoqlik tufayli tekislangan bo'lsa, CMB energiya zichligi kuzatilgan qiymatdan sezilarli darajada farq qiladi.

Amerikalik astrofizik Richard Matzner va uning yuqorida aytib o'tilgan ingliz hamkasbi Jon Barrou 1970-yillarning oxirida ko'rsatganidek, yopishqoq jarayonlar faqat eng kichik kosmologik bir xilliklarni yo'q qilishi mumkin. Olamni to'liq "tekislash" uchun boshqa mexanizmlar kerak edi va ular inflyatsiya nazariyasi doirasida topildi.

Shunga qaramay, Mizner juda ko'p qiziqarli natijalarga erishdi. Xususan, 1969 yilda u yangi kosmologik modelni nashr etdi, uning nomi … oshxona jihozidan, Sunbeam Products tomonidan ishlab chiqarilgan uy mikseridan! Mixmaster olami doimiy ravishda eng kuchli konvulsiyalarda uriladi, bu Miznerning so'zlariga ko'ra, yorug'likni yopiq yo'llar bo'ylab aylantirib, tarkibini aralashtirib, bir hil holga keltiradi.

Biroq, ushbu modelning keyingi tahlillari shuni ko'rsatdiki, Mizner dunyosidagi fotonlar uzoq sayohat qilishsa ham, ularning aralashtirish effekti juda ahamiyatsiz.

Shunga qaramay, Mixmaster olami juda qiziq. Fridmanning yopiq olami kabi, u nol hajmdan paydo bo'ladi, ma'lum bir maksimal darajaga qadar kengayadi va o'z tortishish kuchi ta'sirida yana qisqaradi. Ammo bu evolyutsiya Fridmannikiga o'xshab silliq emas, balki mutlaqo xaotik va shuning uchun tafsilotlarni oldindan aytib bo'lmaydi.

Yoshlikda bu koinot intensiv ravishda tebranadi, ikki yo'nalishda kengayadi va uchinchi tomonda qisqaradi - Kasner kabi. Biroq, kengayish va qisqarishning yo'nalishlari doimiy emas - ular tasodifiy joylarni o'zgartiradi. Bundan tashqari, tebranishlar chastotasi vaqtga bog'liq va dastlabki lahzaga yaqinlashganda cheksizlikka intiladi. Bunday koinot likopchada titrayotgan jele kabi xaotik deformatsiyalarga uchraydi. Ushbu deformatsiyalarni yana Kasner modeliga qaraganda ancha shiddatli, turli yo'nalishlarda harakatlanadigan tortishish to'lqinlarining namoyon bo'lishi sifatida talqin qilish mumkin.

Mixmaster koinoti kosmologiya tarixiga “sof” umumiy nisbiylik nazariyasi asosida yaratilgan xayoliy olamlarning eng murakkabi sifatida kirdi. 1980-yillarning boshidan boshlab ushbu turdagi eng qiziqarli tushunchalar kvant maydon nazariyasi va elementar zarralar nazariyasi g'oyalari va matematik apparatlaridan, keyin esa ko'p kechiktirmasdan, superstring nazariyasidan foydalana boshladi.