Conferință nouă de Holger
Revizuirea conceptelor cosmologice moderne
Prezentăm o imagine de ansamblu a conceptelor cosmologice moderne - discutăm despre dificultățile create de modelul Big Bang și despre posibilele lor soluții în cadrul teoriei inflației. O atenție deosebită este acordată modelului de inflație eternă. De asemenea, discutăm problema principiului antropic.
1. Modelul clasic de Big Bang și problemele sale
Timp de mulți ani, universul a fost considerat neschimbat. Principalul motiv a fost natura statică a modelului newtonian (fără a mai vorbi de noțiunile naturale-filosofice anterioare). Singura problemă a fost paradoxul Olbers: dacă stelele sunt distribuite uniform pe tot universul (și universul este infinit), atunci de ce cerul nu strălucește în mod uniform?
Întrebarea despre dinamica universului a apărut mai întâi în serios după ce Einstein a derivat ecuațiile lui din câmpul gravitațional. Sa dovedit că au forma
care nu admite o soluție staționară (care nu variază în timp). În aceste ecuații Rmn - tensorul Ricci care caracterizează curbura spațiului, R - curbura scalară, acest obiecte construite din Gmn tensor metric (acest fapt tensor este principala caracteristică a geometriei, se caracterizează printr-un câmp gravitațional, la fel ca și un potențial vector caracteristic câmpului electromagnetic ), iar Tmn este tensorul energetic-impuls al materiei (egal cu zero în spațiul gol). Pentru a face încă posibilă soluție staționară, așa-numitul termen cosmologic a fost introdus în ecuația caracterizat Λ constantă cosmologică, atunci ecuația (1) ia forma,
O soluție tipică izotropă a ecuațiilor lui Einstein corespunde următoarei metrice (adică, într-un pătrat infinitezimal al distanței) în spațiu-timp [1, 2]:
a () - factor de scală (adică având o rază de 3 sfere într-un timp dat), t, r, θ, φ - coordonatele în spațiu-timp, și f (r) - o funcție a razei sferei. Tensorul metric (care poate fi scris ca 4 × 4 matrice in patru dimensiuni), în acest caz, (într-un sistem de coordonate sferic) are următoarele componente nenule: gtt = -1, grr = a 2 (t) f (r), gθθ = a 2 (t) r 2. gφφ = a 2 (t) r 2 sin 2 θ, toate celelalte componente sunt egale cu zero. Rețineți că în tensorului metric spațiu plat în același sistem de coordonate are componente nenule gtt = -1, grr = 1, gθθ = r 2. gφφ = r 2 păcat 2 θ (definiție matematic strictă a tensorului metric sunt reprezentate, de exemplu, în [2 ]).
Pentru ecuația Einstein spațiu gol, cu o constantă cosmologică în 1924 a decis să astrofizicianul olandez Willem de Sitter, care a arătat că universul se extinde la un Λ pozitiv exponențială: a (t) = a (0) exp () (strict vorbind, acest lucru este - solutia pentru plat spațiu-timp, pentru curbura non-zero în soluție în locul exponentului va fi prezent în oricare cosinusul hiperbolic, sinusul hiperbolic sau că, cu toate acestea, atunci când o mare expansiune de timp t din nou redus la exponențial). O valoare negativă a Δ cu curbură negativă poate duce la prăbușirea Universului [2]. Ca rezultat, avem prima concluzie neobișnuită - spațiul gol nu este încă staționar.
Acum, pentru moment ne uităm despre constanta cosmologică, și să încerce să rezolve ecuațiile lui Einstein în cazul în care este zero. Se pare că în acest caz universul se extinde. Această soluție scalabilă pentru prima dată a găsit compatriotul nostru ilustrului AA Friedman în 1922, așa că avem tot dreptul să spunem cu mândrie că cosmologia - este știința noastră (în acest sens, vă puteți aminti acest nume ca AD Linde - pionierul de expansiune inflaționistă a universului, pe care o considerăm mai jos). După cum rezultă din această soluție, care are forma
unde k este semnul curburii spațiului, adică +1 pentru curbură pozitivă, 0 pentru zero și $ -1 $ pentru curbură negativă; Această soluție a devenit acum clasic și analizate în detaliu în cartea lui Landau și Lifshitz, „Teoria câmpului“ [3]) univers fără limite se extinde, atunci când densitatea sa este sub o anumită valoare critică egală cu ρ0 =, unde H - constanta Hubble. Această constantă este determinată de deplasarea spre roșu în spectrul galaxiilor conform observații, mai departe o galaxie este, cu atât mai mică frecvența la care maximul radiației sale. Este firesc înțeleasă ca o manifestare a efectului Doppler - pentru observator frecvență radiații emise obiect recesiv întotdeauna mai mică decât în cazul în care același obiect în repaus, și viteza v îndepărtarea departe de galaxii, care este determinată de efectul Doppler asociat cu distanța până la r sale ambele v = hr. De fapt, H, probabil depinde de vârsta de evoluția universului, acum este de aproximativ 100 km / (c × Mpc), iar valoarea tH = 1 / H≈15 x 10 9 ani au o primă aproximare a universului de expansiune (cealaltă, estimările mai precise dau o valoare de aproximativ aceeași comandă). Având în vedere proprietățile soluțiilor de ecuații de Einstein a factorului de scalare a () este dependent de timp: în limita joasă densitate (densitatea universului și este într-adevăr foarte mică și comparabil critic în ordine, adică aproximativ egal cu 10 -30 g / cm3), se obține printr-un (t)
t 2/3. care corespunde predominării materiei din univers. În perioada de expansiune inițială, obținem un (t)
t 1/2. care corespunde predominării radiației în univers [2]. În general, ecuația generală a stării universului are forma
unde p - presiunea, ρ - densitatea, w - parametru ce caracterizează starea materiei (este 0 la praf, adică având o rată neglijabilă de materie și radiație pentru 1/3 -1 vid descris constanta cosmologica nenul) , iar în cazul general a (t))
t - în cazul vidului, se observă o creștere exponențială (soluția de Sitter).
Așa cum am spus, în cazul în care densitatea medie a materiei din univers este mai mică decât valoarea critică, atunci extensia va fi infinit (factorul de scara crește fără limită), acest scenariu corespunde unei curbe negative. În cazul în care densitatea medie este critică, atunci factorul de scara tinde asimptotic la o limită finită, acest scenariu corespunde la zero curbură, în cazul în care densitatea medie depășește valoarea critică, expansiunea la un moment dat trebuie să cedeze contracției, acest scenariu corespunde curburii pozitive.
Observațiile arată că pentru regiunea universului apropiat de noi regulile obținute prin soluția Friedmann sunt complet satisfăcute. Cea mai mare succes răsunător al teoriei Friedmann a expansiunii universului a fost descoperirea experimentală a acestei teorii a prezis CMB, care a fost format în stadiul incipient al expansiunii, iar de atunci temperatura scade continuu, și să stea acum 2.7 K. Cu toate acestea, după cum vom vedea, în studierea dinamicii zonelor mai îndepărtate Situația începe să difere semnificativ în univers. Pe lângă soluțiile Friedman slab definite pentru momentul t = 0 ( „Start Time“) - în mod oficial, în acest caz, universul este comprimat la un punct de densitate infinită (factor de scalare este egal cu zero, așa cum este indicat de dependența proporțională a celor de mai sus). Întrebarea naturală - ce se întâmplă în acest punct? La urma urmei, densitatea infinită pare fizic lipsită de sens și, în plus, de ce a început extensia însăși? Și o altă întrebare - cum să țineți cont de efectele cuantice (care ar putea schimba foarte mult imaginea).
Pe aceste probleme, precum și un număr de alte persoane (de exemplu, de ce densitatea medie a materiei din univers este atât de aproape de critic, de ce universul este omogen și izotrop pe scară largă, de ce domina materia peste antimaterie) întâlnește teoria inflației a universului în expansiune, dezvoltat de un alt compatrioatei noastre remarcabile - AD Linde [3].
2. Expansiunea inflaționistă a universului
Semnificația teoriei inflaționiste a expansiunii universului este după cum urmează. După cum am mai spus, gravitatea este un câmp cuantic, descris de un tensor metric. Acest câmp este dat într-un vid (contrar opiniei populare, un vid cuantic nu este o stare în care nu există nimic, ci o stare cu cea mai mică energie). După cum știm din mecanica cuantică, energia unui sistem fizic poate fluctua cu o valoare ΔE pentru un timp t, cu condiția ca condiția t × ΔE выполня să fie satisfăcută. Prin urmare, într-un vid, configurațiile particulelor virtuale, fluctuațiile câmpurilor cuantice etc. apar întotdeauna pe scurt și dispar. Din cauza acestor fluctuații ar putea apărea cu ușurință „minge“, starea (în primul rând densitatea de energie), diferită de spațiul din jur (vid), cu un diametru de aproximativ lungimea Planck (LPL =) - lungimea Planck reprezintă mărimea caracteristică a acestor fluctuații - și, astfel, cu o dinamică foarte netrivială, manifestată într-o ecuație neobișnuită de stare - această "minge" trebuie să se extindă rapid exponențial: a (t)
e kt. Această expansiune extrem de rapidă (în comparație cu raportul de expansiune, următoarele soluții de Friedmann) a fost numită expansiune inflație (așa cum este prezentat în [3], în care extinderea timp de 10 -35 secunde factor de scara de timp a crescut foarte brusc - și în cazul în care, în conformitate cu o primă versiune a inflaționist modelul, o creștere de 29 de ordine de mărime, de la 10 -33 cm la 10 -4 cm, estimarea dată în [3] prevede o creștere de 60.000 de comenzi, astfel încât partea omogenă a universului are un diametru de 10 cm 60.000, iar unele estimări dau naștere la nu mai nu mai puțin de "inflația" în limba latină înseamnă "umflarea", "inflația" (de exemplu, inflația din economie "umflă" cantitatea de bani în circulație), iar " care este zona noastră a universului, este, de asemenea, extins extrem de rapid (și particule exotice, cum ar fi monopolurile Dirac - particule cu o încărcătură magnetică - precum și toate celelalte neomogenitati se găsesc pe „suprafață“, „mingea“, care este exponențial departe datorită expansiunii foarte rapidă). Această extensie este un Superlight, ca urmare a expansiunii unui orizont de evenimente care înconjoară regiunea noastră a universului (acum este de aproximativ 10 28 cm), motiv pentru care noi nu vedem ce este în spatele ei (de exemplu, ca și în cazul în care suntem pe toate laturile înconjurat de o gaură neagră). Mai mult, odată cu creșterea razei, desigur, curbura scade, iar deoarece expansiunea este foarte puternică, atunci curbura universului observabil este aproape de zero (raza mai mare a bilei, mai mica curbura acesteia). Apoi, tranziția de fază a avut loc (schimbarea legii, descriind starea, cum ar fi modul în care apa în stare de gheață și în stare lichidă sunt supuse unor ecuații diferite de stat), datorită scăderii temperaturii universului sub o anumită limită, și de atunci expansiunea universului a fost descrisă de celălalt, „clasic (Adică, Friedmann) (4) și cu toate consecințele descrise în [1] (expansiunea încetinită etc.).
Mecanismul tranziției de fază în termeni generali este următorul. După cum știm, un vid - un stat cu cea mai mică energie (pentru domeniu, precum și pentru particule, are sens să vorbim despre energia potențială și cinetică, suntem mai interesați de energia potențială ca energie cinetică este întotdeauna non-negativ, depinde de derivatele câmpurilor și domeniile constante este egal cu zero). Forma tipică a energiei potențiale a câmpului φ are forma [4:]
Dacă atunci numai unul dintre potențialul minim de energie, sau - două (proces de selecție aleatorie între aceste două minime se numește rupere spontană de simetrie, în acest caz, simetrie este rupt relativă înlocuind φ → -φ, utilizat de fapt, în modelele corespunzătoare unificarea interacțiunilor fundamentale într-un mod similar simetria dintre câmpurile responsabile de interacțiunile electromagnetice și cele slabe este încălcată). Prin urmare, pe măsură ce crește temperatura, structura minimelor se modifică, la o temperatură critică, o tranziție asemănătoare cu saltul se produce într-o stare în care se modifică profilul energiei potențiale; temperatura este coborâtă brusc încetează să mai fie cel puțin minimum, respectiv, schimba brusc imaginea nivelelor energetice, măsurate de joasă - și teoria dinamicii întregi.
Tranziția de fază de la 10 -35 secunde este de obicei asociat cu faptul că de acum încolo există asimetrie barionic, și anume predominarea materiei asupra antimateriei (particule de antimaterie în razele cosmice, dar cât mai multe stele, galaxii etc. antimaterie nimeni vizionat) . Această asimetrie baryon este o consecință a încălcării recent descoperite a simetriei C și CP, care are loc la energii foarte mari, adică ca urmare a reacțiilor specifice particulelor sunt formate cu o probabilitate mult mai mare decât antiparticulă (C-simetrie este particule de înlocuire invarianță asupra antiparticula și CP-simetrie - un nivel relativ simultane particule înlocuitoare antiparticula și reflecție spațiu) și încălcarea legii conservării numărului baryon (barionii numitele particule compuse din trei cuarci, cum ar fi protoni și neutroni, anterior se credea că numărul baryon, adică numărul de barionii minus numărul de antiparticulele lor, întotdeauna salvate, cu toate acestea, este de afișare normal Sa dovedit a fi incorect - au fost descoperite dezintegrări de quark, ca urmare a faptului că cuarcile devin leptoni, iar numărul baryonului nu este conservat) [2]. La răcire la temperaturi la mai scăzute faza ulterioară apar tranziții, rezultând într-una dintre care sunt protoni și neutroni, apoi fluctuații ale densității (adică concentrația de densitate a substanței, care rezultă întotdeauna într-un volum suficient de mare a universului) duce la formarea de stele și galaxii precum și sistemele planetare și tot ce există.
Astfel, în cadrul cosmologiei inflaționiste a fost în măsură să rezolve problema singularității (de fapt, datorită faptului că avem de-a face cu fluctuațiile care au o dimensiune de ordinul lungimii Planck, „punctul“ este pur și simplu nici un obiect) și problema asimetriei baryon. Practic clar și de ce universul este omogen și izotrop - pur și simplu, din cauza simetriei soluției (de exemplu, simetria extinde „minge“). Mai multe mai greu a aparut pentru a rezolva problema densității de proximitate a universului la critică (soluția sa necesită o motivare mai complexă în cadrul modelului de inflație, care a redus în mare măsură la faptul că, în calitate de extinderea densității materiei universul a crescut în detrimentul sintezei de particule și antiparticule, iar densitatea de energie cauzate de curbura (care este într-un stadiu incipient este foarte mare și are semnul minus, și, de fapt, tocmai din cauza curbură negativă poate fi extinsă) a scăzut în valoare absolută, ca urmare, la un moment dat de nici practic nu s-au echilibrat, vezi [2]). Una dintre cele mai frumoase consecințe ale cosmologiei inflaționiste este conceptul de așa-numită inflație eternă [5,6]. Conform acestei idei, în afara universului nostru (de exemplu, în afara de „minge“ nostru) va exista întotdeauna undeva zonă cu o densitate mare satisface ecuația inflației de stat și, prin urmare, inflaționiste extinderea - deși un mesaj de informare cu ei va fi în continuare imposibilă, pe măsură ce se îndepărtează de noi cu o viteză mai mare decât viteza luminii (ca toți cei din afara "mingii" noastre). Ca urmare, există ideea existenței așa-numitei multivers (multivers) [7], care se presupune a fi aplicate pentru a rezolva o varietate de probleme, cum ar fi studiul principiului antropic, sau o explicație de ce valorile constantelor fundamentale este astfel (a se vedea. Dezbatere [8] ) - în principiu, cam același lucru și a spus conceptul de auto-vindecare a universului [3], conform căreia, la granița oricărei „infliruyuschey“ suprafață datorită fluctuației se va produce o densitate de concentrare, generând noi „inf „Câmp iruyuschie. Trebuie remarcat faptul că acest concept are o serie de motivații netriviale care rezultă din teoria corzilor [9] (în special, unele dintre aceste constatări conduc la faptul că numai diferența de parametru șir poate da naștere la aproximativ 10120 universuri diferite).
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: