Kõige kummalisemad ja ebatavalisemad teooriad universumi ehitusest

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Viimati modifitseeritud: 2023-12-16 16:03

Lisaks klassikalistele kosmoloogilistele mudelitele võimaldab üldrelatiivsusteooria luua väga-väga-väga eksootilisi kujuteldavaid maailmu.

On mitmeid klassikalisi kosmoloogilisi mudeleid, mis on konstrueeritud üldrelatiivsusteooria abil, mida täiendavad ruumi homogeensus ja isotroopsus (vt "PM" nr 6'2012). Einsteini suletud universumis on ruumi pidev positiivne kumerus, mis muutub staatiliseks tänu nn kosmoloogilise parameetri sisestamisele üldrelatiivsusteooria võrranditesse, mis toimib antigravitatsiooniväljana.

De Sitteri kiirenevas mittekõvera ruumiga universumis pole tavalist ainet, vaid see on täidetud ka gravitatsioonivastase väljaga. Samuti on olemas Alexander Friedmani suletud ja avatud universumid; Einsteini - de Sitteri piirimaailm, mis aja jooksul paisumiskiirust järk-järgult nullini vähendab, ja lõpuks ülikompaktsest algseisundist kasvav Suure Paugu kosmoloogia eellane Lemaitre universum. Kõigist neist ja eriti Lemaitre'i mudelist said meie universumi kaasaegse standardmudeli eelkäijad.

Universumi ruumil on erinevates mudelites erinevad kumerused, mis võivad olla negatiivsed (hüperboolne ruum), nulli (meie universumile vastav tasane eukleidiline ruum) või positiivsed (elliptiline ruum). Esimesed kaks mudelit on avatud universumid, mis laienevad lõputult, viimane on suletud, mis varem või hiljem kokku kukub. Illustratsioon näitab ülalt alla sellise ruumi kahemõõtmelisi analooge.

Siiski on ka teisi universumeid, mis on samuti loodud üldrelatiivsusteooria võrrandite väga loomingulise, nagu praegu tavaks öelda, kasutamisega. Need vastavad palju vähem (või ei vasta üldse) astronoomiliste ja astrofüüsikaliste vaatluste tulemustele, kuid on sageli väga ilusad ja mõnikord elegantselt paradoksaalsed. Tõsi, matemaatikud ja astronoomid leiutasid neid sellistes kogustes, et me peame piirduma vaid mõne kõige huvitavama näitega väljamõeldud maailmadest.

Nöörist pannkoogini

Pärast Einsteini ja de Sitteri põhitöö ilmumist (1917. aastal) hakkasid paljud teadlased kasutama üldrelatiivsusteooria võrrandeid kosmoloogiliste mudelite loomiseks. Üks esimesi, kes seda tegi, oli New Yorgi matemaatik Edward Kasner, kes avaldas oma lahenduse 1921. aastal.

Tema universum on väga ebatavaline. Sellel puudub mitte ainult gravitatsiooniline aine, vaid ka gravitatsioonivastane väli (teisisõnu puudub Einsteini kosmoloogiline parameeter). Näib, et selles ideaalselt tühjas maailmas ei saa üldse midagi juhtuda. Kasner tunnistas aga, et tema hüpoteetiline universum arenes erinevates suundades ebaühtlaselt. See laieneb piki kahte koordinaattelge, kuid tõmbub kokku piki kolmandat telge.

Seetõttu on see ruum ilmselgelt anisotroopne ja sarnaneb geomeetriliste piirjoontega ellipsoidile. Kuna selline ellipsoid venib kahes suunas ja tõmbub piki kolmandat kokku, muutub see järk-järgult lamedaks pannkoogiks. Samas ei kaota Kasneri universum üldse kaalu, selle maht suureneb võrdeliselt vanusega. Algsel hetkel on see vanus võrdne nulliga - ja seetõttu on ka helitugevus null. Kasneri universumid ei sünni aga punkt-singulaarsusest, nagu Lemaitre’i maailm, vaid millestki nagu lõpmata õhuke kodara – selle esialgne raadius võrdub lõpmatusega piki üht telge ja null piki teist telge.

Miks me googeldame

Edward Kasner oli hiilgav teaduse populariseerija – tema James Newmaniga kahasse kirjutatud raamat Mathematics and the Imagination ilmub uuesti ja seda loetakse täna. Ühes peatükis ilmub number 10¹⁰⁰… Kazneri üheksa-aastane vennapoeg mõtles sellele numbrile nime - googol (Googol) ja isegi uskumatult hiiglasliku numbri 10^Googol- ristiti terminiks googolplex (Googolplex). Kui Stanfordi magistrandid Larry Page ja Sergey Brin püüdsid oma otsingumootorile nime leida, soovitas nende sõber Sean Anderson kõikehõlmavat Googolplexi.

Tagasihoidlikum Googol aga meeldis Page’ile ja Anderson asus kohe uurima, kas seda saab kasutada internetidomeenina. Kiiruga tegi ta kirjavea ja saatis päringu mitte Googol.com-ile, vaid Google.com-ile. See nimi osutus vabaks ja Brinile meeldis see nii väga, et ta ja Page registreerisid selle kohe 15. septembril 1997. aastal. Kui see oleks juhtunud teisiti, poleks meil Google'it!

Mis on selle tühja maailma evolutsiooni saladus? Kuna selle ruum "nihkub" erineval viisil eri suundades, tekivad gravitatsioonilised loodete jõud, mis määravad selle dünaamika. Näib, et neist saab vabaneda, kui ühtlustada paisumiskiirused piki kõiki kolme telge ja seeläbi kõrvaldada anisotroopia, kuid matemaatika ei võimalda selliseid vabadusi.

Tõsi, kolmest kiirusest kaks saab määrata nulliga (teisisõnu fikseerida universumi mõõtmed piki kahte koordinaattelge). Sel juhul kasvab Kasneri maailm ainult ühes suunas ja rangelt proportsionaalselt ajaga (seda on lihtne mõista, sest nii peab selle maht suurenema), kuid see on kõik, mida me saame saavutada.

Kasneri universum saab jääda iseendaks ainult täieliku tühjuse tingimustes. Kui lisada sellele veidi ainet, hakkab see järk-järgult arenema nagu Einstein-de Sitteri isotroopne universum. Samamoodi, kui selle võrranditesse lisatakse nullist erinev Einsteini parameeter, siseneb see (koos ainega või ilma) asümptootiliselt eksponentsiaalse isotroopse paisumise režiimi ja muutub de Sitteri universumiks. Sellised "täiendused" muudavad aga tegelikult ainult juba olemasoleva universumi arengut.

Tema sünnihetkel nad praktiliselt ei mängi rolli ja universum areneb sama stsenaariumi järgi.

Kuigi Kasneri maailm on dünaamiliselt anisotroopne, on selle kõverus igal ajal kõigil koordinaattelgedel ühesugune. Üldrelatiivsusteooria võrrandid tunnistavad aga universumite olemasolu, mis mitte ainult ei arene anisotroopse kiirusega, vaid millel on ka anisotroopne kõverus.

Sellised mudelid ehitas 1950. aastate alguses Ameerika matemaatik Abraham Taub. Selle ruumid võivad teatud suundades käituda avatud universumitena, teistes aga suletud universumitena. Lisaks võivad nad aja jooksul muuta märki plussist miinusteks ja miinusest plussiks. Nende ruum mitte ainult ei pulseeri, vaid muutub sõna otseses mõttes pahupidi. Füüsiliselt võib neid protsesse seostada gravitatsioonilainetega, mis deformeerivad ruumi nii tugevalt, et muudavad lokaalselt selle geomeetriat sfäärilisest sadulakujuliseks ja vastupidi. Kokkuvõttes kummalised maailmad, kuigi matemaatiliselt võimalikud.

Erinevalt meie universumist, mis paisub isotroopselt (st sama kiirusega sõltumata valitud suunast), paisub Kasneri universum üheaegselt (mööda kahte telge) ja tõmbub kokku (mööda kolmandat telge).

Maailmade kõikumised

Varsti pärast Kazneri teose avaldamist ilmusid Aleksander Fridmani artiklid, esimene 1922. aastal, teine 1924. aastal. Need artiklid esitasid üllatavalt elegantseid lahendusi üldrelatiivsusteooria võrranditele, millel oli kosmoloogia arengule äärmiselt konstruktiivne mõju.

Friedmani kontseptsioon põhineb eeldusel, et keskmiselt jaotub aine avakosmoses võimalikult sümmeetriliselt ehk täiesti homogeenselt ja isotroopselt. See tähendab, et ruumi geomeetria ühe kosmilise aja igal hetkel on kõigis oma punktides ja kõikides suundades ühesugune (rangelt võttes tuleb selline aeg veel õigesti määrata, kuid antud juhul on see probleem lahendatav). Sellest järeldub, et universumi paisumise (või kokkutõmbumise) kiirus igal ajahetkel on jällegi suunast sõltumatu.

Friedmanni universumid on seega täiesti erinevad Kasneri mudelist.

Esimeses artiklis ehitas Friedman suletud universumi mudeli, millel on ruumi pidev positiivne kõverus. See maailm tekib lõpmatu ainetihedusega algpunktiseisundist, paisub teatud maksimaalse raadiuse (ja seega ka maksimaalse ruumalani), misjärel see variseb uuesti kokku samasse ainsuse punkti (matemaatikas singulaarsus).

Kuid Friedman ei piirdunud sellega. Tema arvates ei pea leitud kosmoloogilist lahendust piirama intervall alg- ja lõppsingulaarsuste vahel, seda saab ajaliselt jätkata nii edasi kui ka tagasi. Tulemuseks on lõputu hunnik ajateljele tõmmatud universumeid, mis piirnevad üksteisega singulaarsuspunktides.

Füüsika keeles tähendab see seda, et Friedmanni suletud universum võib lõpmatult võnkuda, suredes pärast iga kokkutõmbumist ja sündides uuesti elule järgneval paisumisel. See on rangelt perioodiline protsess, kuna kõik võnked jätkuvad sama kaua. Seetõttu on iga universumi olemasolu tsükkel kõigi teiste tsüklite täpne koopia.

Friedman kommenteeris seda mudelit oma raamatus "Maailm kui ruum ja aeg" nii: "Lisaks on juhtumeid, kus kõverusraadius muutub perioodiliselt: universum tõmbub kokku punktini (millekski), siis jälle punktist. viib selle raadiuse teatud väärtuseni, siis jällegi, kõverusraadiust vähendades, muutub punktiks jne. Tahes-tahtmata meenub hinduistliku mütoloogia legend eluperioodide kohta; võib rääkida ka "maailma loomisest eimillestki", kuid seda kõike tuleks pidada kurioosseteks faktideks, mida ei saa ebapiisava astronoomilise katsematerjaliga kindlalt kinnitada.

Mixmasteri universumi potentsiaali graafik näeb nii ebatavaline välja – potentsiaalsel süvendil on kõrged seinad, mille vahel on kolm "orgu". Allpool on sellise "universumi segistis" ekvipotentsiaalikõverad.

Mõni aasta pärast Friedmani artiklite avaldamist kogusid tema modellid kuulsust ja tunnustust. Einstein hakkas tõsiselt huvi tundma võnkuva universumi idee vastu ja ta polnud üksi. 1932. aastal võttis selle üle Caltechi matemaatilise füüsika ja füüsikalise keemia professor Richard Tolman. Ta ei olnud puhas matemaatik, nagu Friedman, ega astronoom ja astrofüüsik, nagu de Sitter, Lemaitre ja Eddington. Tolman oli tunnustatud ekspert statistilise füüsika ja termodünaamika alal, mille ta ühendas esmalt kosmoloogiaga.

Tulemused olid väga ebaolulised. Tolman jõudis järeldusele, et kosmose koguentroopia peaks tsüklist tsüklisse kasvama. Entroopia kuhjumine toob kaasa asjaolu, et üha suurem osa universumi energiast koondub elektromagnetkiirgusesse, mis tsüklist tsüklisse mõjutab üha enam selle dünaamikat. Seetõttu pikeneb tsüklite pikkus, iga järgmine muutub eelmisest pikemaks.

Võnkumised püsivad, kuid lakkavad olemast perioodilised. Pealegi suureneb igas uues tsüklis Tolmani universumi raadius. Järelikult on see maksimaalse paisumise staadiumis väikseima kumerusega ja selle geomeetria on üha suurem ja läheneb üha pikemaks ajaks eukleidilisele.

Richard Tolman jättis oma modelli kujundades kasutamata huvitava võimaluse, millele John Barrow ja Mariusz Dombrowski 1995. aastal tähelepanu juhtisid. Nad näitasid, et Tolmani universumi võnkerežiim hävib pöördumatult, kui kasutusele võetakse antigravitatsiooniline kosmoloogiline parameeter.

Sel juhul ei tõmbu Tolmani universum ühel tsüklil enam kokku singulaarsuseks, vaid laieneb suureneva kiirendusega ja muutub de Sitteri universumiks, mida sarnases olukorras teeb ka Kasneri universum. Antigravitatsioon, nagu ka töökus, võidab kõik!

Olemi korrutamine

"Kosmoloogia loomulik väljakutse on mõista võimalikult hästi meie enda universumi päritolu, ajalugu ja struktuuri," selgitab Cambridge'i ülikooli matemaatikaprofessor John Barrow ajakirjale Popular Mechanics. - Samal ajal võimaldab üldrelatiivsusteooria, isegi ilma teistelt füüsikaharudelt laenamata, arvutada peaaegu piiramatul hulgal erinevaid kosmoloogilisi mudeleid.

Loomulikult tehakse nende valik astronoomiliste ja astrofüüsikaliste andmete põhjal, mille abil on võimalik mitte ainult testida erinevaid mudeleid tegelikkusele vastavuse osas, vaid ka otsustada, milliseid nende komponente saab kõige adekvaatsemalt kombineerida. meie maailma kirjeldus. Nii tekkis praegune universumi standardmudel. Nii et isegi ainuüksi sel põhjusel on ajalooliselt välja töötatud kosmoloogiliste mudelite mitmekesisus osutunud väga kasulikuks.

Kuid see pole ainult see. Paljud mudelid loodi enne, kui astronoomid olid kogunud nii palju andmeid, mis neil praegu on. Näiteks on universumi tegelik isotroopia aste kindlaks tehtud tänu kosmoseseadmetele alles viimase paarikümne aasta jooksul.

On selge, et varem oli ruumikujundajatel palju vähem empiirilisi piiranguid. Lisaks on võimalik, et isegi tänapäevaste standardite järgi eksootilised mudelid on tulevikus kasulikud kirjeldamaks neid Universumi osi, mis pole veel vaatluseks kättesaadavad. Ja lõpuks, kosmoloogiliste mudelite leiutamine võib lihtsalt tõugata soovi leida üldrelatiivsusteooria võrranditele tundmatuid lahendusi ja see on ka võimas stiimul. Üldiselt on selliste mudelite rohkus mõistetav ja õigustatud.

Samamoodi on õigustatud hiljutine kosmoloogia ja elementaarosakeste füüsika liit. Selle esindajad peavad Universumi elu varaseimat etappi looduslikuks laboriks, mis sobib ideaalselt meie maailma põhisümmeetriate uurimiseks, mis määravad fundamentaalsete vastastikmõjude seadused. See liit on juba pannud aluse tervele põhimõtteliselt uute ja väga sügavate kosmoloogiliste mudelite fännile. Pole kahtlust, et tulevikus toob see sama viljakaid tulemusi.

Universum mikseris

1967. aastal avastasid Ameerika astrofüüsikud David Wilkinson ja Bruce Partridge, et kolm aastat varem avastatud reliikvia mikrolainekiirgus mis tahes suunast jõuab Maale praktiliselt sama temperatuuriga. Nende kaasmaalase Robert Dicke’i leiutatud ülitundliku radiomeetri abil näitasid nad, et reliktfootonite temperatuurikõikumised ei ületa kümnendikku protsenti (tänapäevastel andmetel on neid palju vähem).

Kuna see kiirgus tekkis varem kui 4 00 000 aastat pärast Suurt Pauku, andsid Wilkinsoni ja Partridge'i tulemused alust arvata, et isegi kui meie universum ei olnud sünnihetkel peaaegu ideaalis isotroopne, omandas see selle omaduse ilma suurema viivituseta.

See hüpotees kujutas endast kosmoloogia jaoks märkimisväärset probleemi. Esimestes kosmoloogilistes mudelites pandi ruumi isotroopia algusest peale lihtsalt matemaatilise eeldusena. Kuid juba eelmise sajandi keskel sai teatavaks, et üldrelatiivsusteooria võrrandid võimaldavad konstrueerida mitteisotroopsete universumite komplekti. Nende tulemuste kontekstis nõudis KMB peaaegu ideaalne isotroopia selgitust.

See seletus ilmus alles 1980. aastate alguses ja oli täiesti ootamatu. See oli üles ehitatud põhimõtteliselt uuele teoreetilisele kontseptsioonile Universumi ülikiirest (nagu tavaliselt öeldakse, inflatsioonilisest) paisumisest selle olemasolu esimestel hetkedel (vt "PM" nr 7'2012). 1960. aastate teisel poolel polnud teadus sellisteks revolutsioonilisteks ideedeks lihtsalt küps. Kuid nagu teate, kirjutavad nad templipaberi puudumisel tavalises kirjas.

Väljapaistev Ameerika kosmoloog Charles Misner püüdis vahetult pärast Wilkinsoni ja Partridge'i artikli avaldamist mikrolainekiirguse isotroopiat selgitada üsna traditsiooniliste vahenditega. Tema hüpoteesi kohaselt kadusid varajase Universumi ebahomogeensused järk-järgult selle osade vastastikuse "hõõrdumise" tõttu, mis oli põhjustatud neutriinode ja valgusvoogude vahetusest (oma esimeses publikatsioonis nimetas Mizner seda oletatavat efekti neutriino viskoossuseks).

Tema sõnul võib selline viskoossus esialgse kaose kiiresti siluda ning muuta Universumi peaaegu ideaalselt homogeenseks ja isotroopseks.

Misneri uurimisprogramm nägi ilus välja, kuid praktilisi tulemusi ei toonud. Selle ebaõnnestumise peamine põhjus selgus taas mikrolaineanalüüsi abil. Kõik protsessid, mis hõlmavad hõõrdumist, tekitavad soojust, see on termodünaamika seaduste elementaarne tagajärg. Kui Universumi primaarsed ebahomogeensused tasandataks neutriino või mõne muu viskoossuse tõttu, erineks CMB energiatihedus oluliselt vaadeldavast väärtusest.

Nagu Ameerika astrofüüsik Richard Matzner ja tema juba mainitud inglise kolleeg John Barrow 1970. aastate lõpus näitasid, suudavad viskoossed protsessid kõrvaldada vaid väikseimad kosmoloogilised ebahomogeensused. Universumi täielikuks "silumiseks" oli vaja teisi mehhanisme ja need leiti inflatsiooniteooria raames.

Sellegipoolest sai Mizner palju huvitavaid tulemusi. Eelkõige avaldas ta 1969. aastal uue kosmoloogilise mudeli, mille nime ta laenas … Sunbeam Productsi kodumikserist köögimasinalt! Mixmaster Universum lööb pidevalt kõige tugevamates krampides, mis Mizneri sõnul panevad valguse ringlema mööda suletud radu, segades ja homogeniseerides selle sisu.

Selle mudeli hilisem analüüs näitas aga, et kuigi footonid Mizneri maailmas teevad pikki teekondi, on nende segunemisefekt väga tühine.

Sellegipoolest on Mixmasteri universum väga huvitav. Nagu Friedmani suletud universum, tekib see nullmahust, paisub teatud maksimumini ja tõmbub uuesti kokku oma gravitatsiooni mõjul. Kuid see areng ei ole sujuv, nagu Friedmanil, vaid absoluutselt kaootiline ja seetõttu detailides täiesti ettearvamatu.

Nooruses see universum võngub intensiivselt, paisudes kahes suunas ja tõmbub kokku kolmandas – nagu Kasneril. Laienemiste ja kokkutõmbumiste orientatsioonid ei ole aga püsivad – need vahetavad kohti juhuslikult. Veelgi enam, võnkesagedus sõltub ajast ja kipub alghetkele lähenedes lõpmatuseni. Selline universum läbib kaootilisi deformatsioone, nagu taldriku peal värisev tarretis. Neid deformatsioone võib jällegi tõlgendada erinevates suundades liikuvate gravitatsioonilainete ilminguna, palju ägedamalt kui Kasneri mudelis.

Mixmasteri universum läks kosmoloogia ajalukku kui "puhta" üldrelatiivsusteooria alusel loodud kujuteldavatest universumitest kõige keerulisem. Alates 1980. aastate algusest hakati sedalaadi huvitavamates kontseptsioonides kasutama kvantväljateooria ja elementaarosakeste teooria ideid ja matemaatilist aparaati ning seejärel ilma suurema viivituseta superstringiteooriat.