Готовый перевод String Theory for Dummies / Теория струн для «чайников»: Introducing the Idea of an Expanding Universe

Введение в теорию расширяющейся вселенной

Даже спустя два столетия после Ньютона Альберт Эйнштейн был сильно подвержен влиянию идеи о неизменяющейся вселенной.

Его общая теория относительности предсказывала динамическую вселенную - такую, которая существенно меняется с течением времени - так что он ввёл в теорию элемент, названный космологической постоянной, чтобы сделать вселенную статичной и постоянной.

Несколько лет спустя это стало считаться ошибкой, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что вселенная расширяется!

Даже сегодня следствия из космологической постоянной в теории общей относительности оказывают огромное воздействие на физику, заставляя приверженцев теории струн целиком пересматривать свои методы.

Уравнения теории общей относительности, которые разработал Эйнштейн, показывали, что сама ткань пространства расширялась либо сжималась.

Для Эйнштейна это не имело никакого смысла, так что в 1917 г. он добавил в уравнения космологическую постоянную.

Этот элемент представлял собой форму отталкивающей гравитации, которая точно уравновешивала притягивающее воздействие гравитации.

Когда Хаббл показал, что вселенная действительно расширяется, Эйнштейн назвал введение космологической постоянной своей "величайшим ошибкой" и удалил её из уравнений.

Годами позже эта идея будет возвращена, как можно увидеть в разделе "Тёмная энергия: разрывая вселенную на части" далее в этой главе.

С открытием тёмной энергии "ошибка" Эйнштейна будет признана необходимым параметром в его теории (хотя физики большую часть века предполагали, что значение космологической постоянной равно нулю).

Открытие того, что энергия и давление имеют притяжение

Согласно теории гравитации Ньютона, тела, обладающие массой, притягиваются друг к другу.

Теория относительности Эйнштейна показала, что масса и энергия связаны.

Следовательно, как масса, так и энергия вызывают гравитационное воздействие.

Кроме того, оказалось возможным, что пространство само может порождать давление, которое искажает пространство.

Чтобы показать, как эта энергия и давление влияют на расширение и сжатие пространства, было построено несколько моделей.

Когда Эйнштейн создал свою первую модель, основанную на общей теории относительности, он понял, что она предусматривает наличие расширяющейся вселенной.

В то время ни у кого не было особых причин считать вселенную расширяющейся, и Эйнштейн предположил, что это недостаток его теории.

Уравнения общей теории относительности Эйнштейна допускали введение дополнительного элемента, оставаясь математически корректными.

Эйнштейн выяснил, что этот элемент может отображать положительную энергию (или отрицательное давление), равномерно распределённую по всей ткани пространства-времени, которая будет действовать как антигравитация, или отталкивающая форма гравитации.

Этот элемент был выбран именно для того, чтобы уравновесить сжатие вселенной, так что она оставалась бы статичной (или неизменной во времени).

В 1917 г., в тот же год, когда Эйнштейн опубликовал свои уравнения, содержащие космологическую постоянную, голландский физик Виллем де Ситтер применил их к вселенной без материи.

(Как я объясняю в главе 4, это часто встречающийся ход в научном анализе - вы удаляете из научной теории все усложнения и рассматриваете её в простейших случаях.)

В этом пространстве де Ситтера единственной существующей вещью была энергия вакуума - сама космологическая постоянная.

Даже во вселенной, в которой полностью отсутствует материя, это значит, что пространство будет расширяться.

Пространство де Ситтера имеет положительное значение космологической постоянной, которая также может быть охарактеризована как положительная кривизна пространства-времени.

Подобная модель с отрицательной космологической константой (или отрицательной кривизной, в которой расширение замедляется) названа пространством анти-де Ситтера.

(Подробнее о кривизне пространства-времени немного позже.)

В 1922 г. русский физик Александр Фридман занялся решением тщательно проработанных уравнений общей относительности, однако решил делать это в самом общем случае, посредством использования космологического принципа (который можно рассматривать как более общий случай принципа Коперника), состоящего из двух предположений:

• Вселенная выглядит одинаково во всех направления (изотропна).

• Вселенная однородна независимо от того, куда вы движетесь (гомогенна).

С этими допущениями уравнения становятся намного проще.

И первоначальная модель Эйнштейна, и модель де Ситтера обернулись особыми случаями этого более общего исследования.

Фридман мог установить решение, зависящее только от трёх параметров:

• константы Хаббла (скорость расширения вселенной)

• лямбды (космологическая константа)

• омеги (средняя плотность материи во вселенной)

По сей день учёные пытаются определить эти значения так точно, как только могут, но даже без реальных значений они способны охарактеризовать три возможных решения.

Каждое из них соответствует определённой "геометрии" пространства, которая в упрощённом виде может быть представлена как естественная кривизна пространства во вселенной, как изображено на рис. 9-2.

• Закрытая вселенная. Во вселенной достаточно материи, чтобы гравитация в конце концов взяла верх над расширением пространства.

Геометрия такой вселенной имеет положительную кривизну, такую, как сфера в левой части рис. 9-2.

(Это сравнимо с первоначальной моделью Эйнштейна без космологической постоянной.)

• Открытая вселенная. Для того, чтобы остановить расширение, материи недостаточно, так что вселенная продолжит расширяться вечно с одной и той же скоростью.

Это пространство-время имеет отрицательную кривизну, и его форма подобна седлу, как изображено в центре рис. 9-2.

• Плоская вселенная. Расширение вселенной и плотность материи идеально сбалансированы, так что расширение вселенной с течением времени замедляется, но никогда не остановится полностью.

Это пространство не имеет общей кривизны, как показано в правой части рис. 9-2.

(Сам Фридман не нашёл это решение; оно было обнаружено годы спустя.)

Рисунок 9-2: Три типа вселенных: закрытые, открытые и плоские.

Эти модели сильно упрощены, но они необходимы, так как уравнения Эйнштейна становятся крайне сложными в случаях, когда вселенная заполнена большим количеством материи, и всё ещё не существует суперкомпьютеров, способных выполнить все математические расчёты (и даже физики время от времени хотят ходить на свидания).

Хаббл находит ответ

В 1927 г. астроном Эдвин Хаббл доказал, что вселенная расширяется.

Учитывая это новое обстоятельство, Эйнштейн удалил космологическую постоянную из своих уравнений.

В 1925 г. Эдвин Хаббл показал, что за пределами нашей галактики существуют и другие.

До этого времени астрономы уже наблюдали белые скопления звёзд в небе, которые они назвали туманностями, но имели разногласия насчёт того, как далеко они располагались.

Работая в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии, Хаббл доказал, что на самом деле это были отдалённые галактики.

Изучая эти удалённые галактики, он заметил, что свет от отдалённых звёзд имеет длину волны, слегка сдвинутую к красному концу электромагнитного спектра по сравнению с тем, что ожидалось.

Это следствие волновой природы света - движущийся объект (относительно наблюдателя) излучает свет с немного отличающейся длиной волны.

Такое явление основано на эффекте Доплера - именно это происходит с длиной волны звука от движущегося источника.

Если вы когда-либо слышали, как тональность сирены меняется по мере того, как она приближается и проносится мимо вас, то знаете, что такое эффект Доплера.

Подобным образом изменяется и длина волны света, когда источник света движется.

Красное смещение света от звезды означает, что она удаляется от наблюдателя.

Хаббл увидел, что это красное смещение звёзд, которое он наблюдал, вызвано не только движением звёзд, но и расширением самого пространства-времени, и в 1929 г. определил, что величина сдвига соотносится с расстоянием от Земли.

Более далёкие звёзды удалялись быстрее, чем находящиеся неподалёку.

Само пространство расширяется.

В этом случае очевидно, что Эйнштейн ошибался, а Фридман был прав, когда исследовал все возможные сценарии, предсказанные общей теорией относительности.

(К несчастью, Фридман умер в 1925 г., так что он так никогда и не узнал, что был прав.)

Внимание! Этот перевод, возможно, ещё не готов.
Его статус: перевод редактируется

Переведено на Нотабеноиде
http://notabenoid.org/book/38781/145385

Переводчики: ilves_ArtO