екзотични вселени
В допълнение към класическите космологични модели, общата теория на относителността ви позволява да създавате много, много, много екзотични въображаеми светове.
„Айнщайн и де Ситер достигат до два възможни типа вселена; Айнщайн получава така наречения цилиндричен свят, в който пространството има постоянна кривина, която не се променя с времето; de Sitter е сферичен свят, в който не само пространството, но и целият свят вече има до известна степен характера на свят на постоянна кривина. Тази бележка има цел. показват възможността за получаване на специален свят, кривината на който. промени във времето." А. А. Фридман, „За кривината на пространството“, 1922 г
Съществуват няколко класически космологични модела, изградени с помощта на общата теория на относителността, допълнени от хомогенността и изотропността на пространството (виж „PM” № 6, 2012 г., Как е открито разширението на Вселената). Затворената вселена на Айнщайн има постоянна положителна кривина на пространството, което става статично поради въвеждането на така наречения космологичен параметър в уравненията на GR, който действа като антигравитационно поле. В ускоряващата се вселена на де Ситер с неизвито пространство няма обикновена материя, но тя също е изпълнена с антигравитиращо поле. Има и затворени и отворени вселени на Александър Фридман; граничният свят на Айнщайн-де Ситер, който постепенно намалява скоростта на разширяване до нула с течение на времето, и накрая, вселената на Льометр, израстваща от свръхкомпактно първоначално състояние, прародителят на космологията на Големия взрив. Всички те, и особено моделът на Леметр, станаха предшественици на съвременния стандартен модел на нашата Вселена.
Има обаче и други вселени, също генерирани от много креативни, както е обичайно сегаговори с помощта на уравненията на общата теория на относителността. Те съответстват много по-малко (или изобщо не отговарят) на резултатите от астрономически и астрофизични наблюдения, но често са много красиви, а понякога дори елегантно парадоксални. Вярно е, че математиците и астрономите са ги изобретили в такива количества, че ще трябва да се ограничим само до няколко от най-интересните примери за въображаеми светове.
От конец до палачинка
Неговата вселена е много необичайна. Той не само няма гравитираща материя, но и антигравитиращо поле (с други думи, няма космологичен параметър на Айнщайн). Изглежда, че в този идеално празен свят нищо не може да се случи. Каснер обаче призна, че неговата хипотетична вселена се е развила неравномерно в различни посоки. Той се разширява по две координатни оси, но се стеснява по третата ос. Следователно това пространство очевидно е анизотропно и геометрично подобно на елипсоид. Тъй като такъв елипсоид се разтяга в две посоки и се свива по третата, той постепенно се превръща в плоска палачинка. В същото време вселената на Каснер в никакъв случай не изтънява, обемът й нараства пропорционално на възрастта. В началния момент тази възраст е равна на нула - и следователно обемът също е нула. Вселените на Каснер обаче се раждат не от точкова сингулярност, като света на Льометр, а от нещо като безкрайно тънка спица – нейният първоначален радиус е равен на безкрайност по едната ос и нула по другите две.
Каква е тайната на еволюцията на този празен свят? Тъй като пространството му се "измества" различно в различни посоки, възникват гравитационни приливни сили, които определят неговата динамика. Изглежда, че можем да се отървем от тях, ако изравним скоростите на разширение по трите оси и по този начинелиминират анизотропията, но математиката не позволява подобни свободи. Вярно е, че можете да зададете две от трите скорости равни на нула (с други думи, да фиксирате размерите на Вселената по две координатни оси). В този случай светът на Каснер ще расте само в една посока и строго пропорционално на времето (това е лесно за разбиране, тъй като така трябва да нараства обемът му), но това е всичко, което можем да постигнем.
Вселената Казнер може да остане себе си само при условие на пълна пустота. Ако добавите малко материя към него, той постепенно започва да се развива като изотропна вселена на Айнщайн-де Ситер. По същия начин, когато ненулев параметър на Айнщайн се добави към неговите уравнения, той (със или без материя) асимптотично ще влезе в режим на експоненциално изотропно разширение и ще се превърне във вселена на де Ситер. Но такива „добавки“ наистина променят само еволюцията на вече възникналата вселена. В момента на раждането си те практически не играят роля и Вселената се развива по същия сценарий.
Въпреки че светът на Каснер е динамично анизотропен, неговата кривина във всеки даден момент е еднаква по всички координатни оси. Въпреки това уравненията на GR позволяват съществуването на вселени, които не само се развиват с анизотропни скорости, но също така имат анизотропна кривина. Такива модели са построени в началото на 50-те години на миналия век от американския математик Ейбрахам Тауб. Неговите пространства могат да се държат като отворени вселени в някои посоки и като затворени в други. Освен това с течение на времето те могат да променят знака от плюс на минус и от минус на плюс. Тяхното пространство не само пулсира, но буквално се обръща отвътре навън. Физически тези процеси могат да бъдат свързани с гравитационни вълни, които се деформират толкова силнопространство, което локално променя своята геометрия от сферична към седловина и обратно. Като цяло, странни светове, макар и математически възможни.
Защо търсим в Google
Световете се променят
В първата статия Фридман изгражда модел на затворена вселена с постоянна положителна кривина на пространството. Този свят възниква от първоначално точково състояние с безкрайна плътност на материята, разширява се до определен максимален радиус (и, следователно, максимален обем), след което отново се свива в същата сингулярна точка (на математически език, сингулярност).
Фридман обаче не спира дотук. Според него намереното космологично решение в никакъв случай не се ограничава непременно до интервала между първоначалната и крайната сингулярност, то може да бъде продължено във времето както напред, така и назад. Резултатът е безкраен куп вселени, нанизани по времевата ос, които граничат една с друга в точки на сингулярност. На езика на физиката това означава, че затворената вселена на Фридман може да осцилира безкрайно, умирайки след всяко свиване и прераждайки се за нов живот при последващото разширяване. Това е строго периодичен процес, тъй като всички колебания продължават еднакво дълго време. Следователно всеки цикъл от съществуването на Вселената е точно копие на всички останали цикли.
Умножение на обекти
„Естествената задача на космологията е да разбере възможно най-добре произхода, историята и структурата на нашата собствена вселена“, обяснява Джон Бароу, професор по математика в университета в Кеймбридж, пред Popular Mechanics. „В същото време, дори без да заимства от други клонове на физиката, общата теория на относителността позволява да се изчислят почти неограничен брой много различни космологични модели. Разбира се, те се избират въз основа наастрономически и астрофизични данни, с които можете не само да тествате различни модели за съответствие с реалността, но и да решите кои от техните компоненти могат да бъдат комбинирани, за да опишат най-адекватно нашия свят. Така се появи настоящият стандартен модел на Вселената. Така че дори само поради тази причина историческото разнообразие от космологични модели е било много полезно.
Но не е само това. Много модели са създадени, когато астрономите все още не са натрупали изобилието от данни, с които разполагат днес. Например, истинската степен на изотропност на Вселената е установена от космически кораби едва през последните две десетилетия. Ясно е, че в миналото космическите моделисти са имали много по-малко емпирични ограничения. Освен това е възможно дори модели, които са екзотични по днешните стандарти, да бъдат полезни в бъдеще за описание на онези части от Вселената, които все още са недостъпни за наблюдение. И накрая, изобретяването на космологични модели може просто да подтикне желанието да се намерят неизвестни решения на GR уравненията и това също е мощен стимул. Като цяло, изобилието от такива модели е съвсем разбираемо и оправдано.
Неотдавнашният съюз между космологията и физиката на елементарните частици е оправдан по същия начин. Неговите представители разглеждат най-ранния етап от живота на Вселената като естествена лаборатория, идеално пригодена за изучаване на основните симетрии на нашия свят, които определят законите на фундаменталните взаимодействия. Този съюз вече е положил основата за цяла поредица от фундаментално нови и много дълбоки космологични модели. Няма съмнение, че в бъдеще то ще донесе не по-малко ползотворни резултати.“
Резултатите бяха много нетривиални. Толман стигна до извода, че общата ентропия на космоса от цикъл на цикълтрябва да се увеличи. Натрупването на ентропия води до факта, че все по-голяма част от енергията на Вселената се концентрира в електромагнитно излъчване, което от цикъл на цикъл влияе все по-силно на нейната динамика. Поради това дължината на циклите се увеличава, всеки следващ става по-дълъг от предишния. Трептенията продължават, но престават да бъдат периодични. Освен това във всеки нов цикъл радиусът на Вселената на Толман се увеличава. Следователно, в етапа на максимално разширение, той има най-малката кривина, а геометрията му става все по-голяма и за все повече време се доближава до евклидовата.
Ричард Толман, при конструирането на своя модел, пропусна интересна възможност, на която Джон Бароу и Мариуш Домбровски обърнаха внимание през 1995 г. Те показаха, че осцилаторният режим на Вселената на Толман е необратимо разрушен от въвеждането на антигравитационен космологичен параметър. В този случай вселената на Толман в един от циклите вече не се свива в сингулярност, а се разширява с нарастващо ускорение и се превръща във вселена на де Ситер, което вселената на Казнер също прави в подобна ситуация. Антигравитацията, както и старанието, преодолява всичко!
Вселена в миксер
През 1967 г. американските астрофизици Дейвид Уилкинсън и Брус Партридж откриват, че реликтовото микровълново лъчение, открито три години по-рано от всяка посока, идва на Земята с почти същата температура. С помощта на високочувствителен радиометър, изобретен от техния сънародник Робърт Дике, те показаха, че температурните флуктуации на фотоните на космическия микровълнов фон не надвишават една десета от процента (според съвременните данни те са много по-малко). Тъй като тази радиация е възникнала преди 400 000 години след Големия взрив, резултатите на Уилкинсън иПартридж получи основание да вярва, че дори нашата вселена да не е била почти съвършено изотропна по време на раждането си, тя е придобила това свойство без много забавяне.
Тази хипотеза представлява значителен проблем за космологията. В първите космологични модели изотропността на пространството се приема от самото начало просто като математическо предположение. Но още в средата на миналия век стана известно, че уравненията на GR позволяват да се конструират много неизотропни вселени. В контекста на тези резултати, почти идеалната изотропия на космическия микровълнов фон изисква обяснение.
Подобно обяснение се появява едва в началото на 80-те години и се оказва напълно неочаквано. Тя е изградена върху принципно нова теоретична концепция за свръхбързо (както обикновено се казва, инфлационно) разширяване на Вселената в първите моменти от нейното съществуване (виж "ПМ" № 7, 2012 г., Всемогъщата инфлация). През втората половина на 60-те години науката просто не беше узряла за подобни революционни идеи. Но, както знаете, при липса на печатна хартия, те пишат в обикновен текст.
Изследователската програма на Мизнер изглеждаше красива, но не доведе до практически резултати. Основната причина за повредата му отново беше разкрита чрез анализ на микровълново излъчване. Всички процеси, свързани с триене, генерират топлина, това е елементарно следствие от законите на термодинамиката. Ако първичните нехомогенности на Вселената бяха изгладени поради неутрино или някакъв друг вискозитет, енергийната плътност на космическото микровълново фоново лъчение би се различавала значително от наблюдаваната стойност.
Както показаха американският астрофизик Ричард Мацнър и неговият вече споменат английски колега Джон Бароу в края на 70-те години, вискозните процеси могат да елиминират само най-малките космологични нехомогенности. За пълно "изглаждане"Вселената се нуждаеше от други механизми и те бяха открити в рамките на инфлационната теория.
Въпреки товаMixmaster Universeе много интересен. Подобно на затворената вселена на Фридман, тя излиза от нулев обем, разширява се до определен максимум и отново се свива под собствената си гравитация. Но тази еволюция не е плавна, като тази на Фридман, а абсолютно хаотична и следователно напълно непредвидима в детайлите. В младостта тази вселена осцилира интензивно, като се разширява в две посоки и се свива в трета - като при Каснер. Ориентациите на разширенията и свиванията обаче не са постоянни - те произволно сменят местата си. Освен това честотата на трептенията зависи от времето и клони към безкрайност с приближаването на началния момент. Такава вселена претърпява хаотични деформации, подобно на треперещо желе върху чинийка. Тези деформации отново могат да се тълкуват като проява на гравитационни вълни, движещи се в различни посоки, много по-силни, отколкото в модела на Kasner.
Mixmaster Universeвлезе в историята на космологията като най-сложната въображаема вселена, създадена на базата на „чистата“ обща теория на относителността. От началото на 80-те години най-интересните концепции от този вид започват да използват идеите и математическия апарат на квантовата теория на полето и теорията на елементарните частици, а след това, без много забавяне, теорията на суперструните.