Главная страница
qrcode

Альманах - Космос. C I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей


Скачать 11.93 Mb.
НазваниеC I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей
АнкорАльманах - Космос.pdf
Дата14.12.2017
Размер11.93 Mb.
Формат файлаpdf
Имя файлаAlmanakh_-_Kosmos.pdf
оригинальный pdf просмотр
ТипСборник статей
#51569
страница9 из 36
Каталогid50384802

С этим файлом связано 45 файл(ов). Среди них: и ещё 35 файл(а).
Показать все связанные файлы
1   ...   5   6   7   8   9   10   11   12   ...   36
Рождение постоянной
Общая теория относительности появилась как результат работы Эйнштейна по развитию его ключевого открытия в 1907 г. – эквивалентности гравитации и ускоренного движения. Эйнштейн показал, что физика в неподвижном лифте в гравитационном поле напряженностью g ничем не отличается от той, что в лифте, движущемся в пустом пространстве с постоянным ускорением На Эйнштейна оказали большое влияние философские воззрения австрийского ученого Эрнста
Маха (Ernst Mach), который отказался от идеи абсолютной системы отсчета для пространства-вре(
мени. В физике Ньютона инерция определяется как стремление тела двигаться с постоянной скоростью, если на него не действует сила. Понятие постоянной скорости требует инерциальной те. не испытывающей ускорения) системы отсчета. Но ускорения по отношению к чему Ньютон постулировал существование абсолютного пространства – неподвижной системы отсчета, определяющей все местные инерциальные, которые, по мнению Маха, определяются распределением материи в пространстве, и общая теория относительности вобрала всебя это представление.
Теория Эйнштейна стала первой концепцией,
которая позволила бы дать согласованную картину Вселенной и описать не только то, как движутся тела в пространстве ивремени, но и динамические изменения самих пространства и времени.
Пытаясь использовать новую теорию для описания Вселенной, ученый хотел получить конечное стационарное решение, связанное с принципом
Маха (например, конечное распределение материи, разлетающейся в пустом пространстве, не соответствовало представлению Маха о том, что для определения пространства необходима материя. Это побудило Эйнштейна ввести в уравнения космологический член и получить стационарное решение, не имеющее границ, – его Вселенная искривлялась подобно поверхности шара
(см. рис. на стр. 58). В масштабе Солнечной системы космологический член не поддавался физическому обнаружению, нов более крупных Альманах КОСМОС меняются и значения того рубежа, когда замедление расширения сменилось его ускорением. Если с расширением Вселенной плотность темной энергии уменьшается, этот рубеж будет в более раннее время, чем в случае роста плотности темной энергии с расширением Вселенной. Модели,
основанные на новых теориях гравитации, также приводят к различным значениям времени перехода от замедления к ускорению. Последние наблюдения сверхновых согласуются с теориями, в которых плотность темной энергии остается постоянной, ноне противоречат и тем моделям, в которых она слабо меняется. Отброшены были только варианты, предполагающие значительное изменение плотности темной энергии.
До сих пор телескоп «Хаббл» остается единственным инструментом для поиска далеких сверхновых, рассказывающих о ранних этапах расширения Вселенной. Но ему уже помогают несколько наземных программ, повышающих точность измерений. Министерство энергетики США и NASA готовят совместный проект – Объединенная миссия по изучению темной энергии (Joint Dark Energy
Mission, JDEM), в котором для поиска тысяч сверхновых типа Ia используется двухметровый широкоугольный космический телескоп. Охотники за сверхновыми надеются, что JDEM будет запущен вначале следующего десятилетия.
Раскрыв тайну ускорения расширения Вселенной, ученые смогут прогнозировать ее судьбу. Если плотность темной энергии остается постоянной или растет со временем, то примерно через млрд. лет красное смещение почти всех галактик станет таким большим, что их уже нельзя будет увидеть. Если же плотность темной энергии уменьшается, тов будущем снова станет преобладать вещество и мы не потеряем возможность изучать Вселенную. Если плотность темной энергии непрерывно растет, то Вселенная со временем придет к «гиперускоренному» расширению,
в результате чего сначала галактики, а затем звездные системы, планеты и даже атомные ядра разлетятся в разные стороны. Если же темная энергия уменьшится до отрицательных значений, Вселенная коллапсирует. Единственный способ предсказать наше космическое будущее выяснить природу темной энергии.


(«В мире науки, №5, ВСЕЛЕННАЯ bbА дам Рисс, Майкл Тернер
Наблюдения далеких сверхновых показывают, что до начала ускорения расширение Вселенной замедлялось (см.
левый график внизу. Астрономы нашли, что сверхновые типа Ia с красными смещениями более 0,6 ярче, чем они могли быть, если бы расширение Вселенной всегда ускорялось или если бы их свет ослабляла межгалактическая пыль. Каждая точка на графике есть среднее для сверхновых с близкими значениями красного смещения) Точка перехода в расширении Вселенной от замедляющегося к ускоряющемуся отстоит от нашей эпохи примерно на
5 млрд. лет в прошлое. Если астрономы сумеют определить данный момент точнее, они узнают плотность темной энергии в то время и, возможно, поймут природу этой энергии правый график)
.
ТОЧКА ПЕРЕХОДА
КОСМИЧЕСКАЯ ЗАГАДКА
Лоренс Кросс и Майкл Тернер
Если расширение Вселенной будет ускоряться, то она может стать пустынной. Оранжевые шары – это видимая часть Вселенной, которая растет со скоростью света, а голубые – расширяющаяся часть пространства. По мере того как скорость расширения растет, все меньшее число скоплений галактик остается видимым
измерены. В частности, виртуальные частицы влияют на спектр водорода, причем расчеты экспериментально подтверждены.
Приняв данное положение, мы должны рассмотреть возможность того, что виртуальные частицы могут наделять пустое пространство некоторой ненулевой энергией. Таким образом, квантовая механика заставляет учитывать эйнштейновскую космологическую постоянную, которая не может быть отвергнута как теоретически неудовлетворительная. Однако все расчеты и оценки величины энергии пустого пространства приводят к абсурдно большим значениям – на 55–120 порядков превышающим энергию всей материи и излучения в наблюдаемой области Вселенной. Будь плотность энергии вакуума действительно столь большой, все вещество во Вселенной мгновенно разлетелось бы в разные стороны.
Эта проблема появилась еще в х гг., когда были проведены первые расчеты свойств виртуальных частиц. Однако во всех областях физики,
не связанных с гравитацией, абсолютная энергия системы не имеет значения, существенна только разность энергий различных состояний. Если ко всем значениям энергии добавить некоторую константу, из результатов вычислений она выпадет, так что ею легко пренебречь. Кроме того, в те времена немногие физики относились к космологии настолько серьезно, чтобы подумать о приложении к ней квантовой теории.
Однако теория относительности требует, чтобы в качестве источников гравитации рассматривались все формы энергии, включая энергию пустоты. В конце х гг. советский физик Яков
Борисович Зельдович предпринял первые попытки оценить плотность энергии вакуума. С тех пор теоретики и бьются над вопросом, почему их расчеты дают такие абсурдно большие значения энергии. Они полагают, что подавляющую часть энергии, если не всю ее, должен аннулировать ка(
кой-то механизм. Они считают, что самым правдоподобным значением плотности энергии вакуума должен быть ноль ничто, даже квантовое, не должно ни на что влиять.
Пока теоретики в глубине души верили, что такой механизм компенсации энергии может существовать, они могли отложить решение проблемы космологической постоянной на будущее, так как ею можно было пренебречь. Однако вмешалась природа.
Шаг назад Первое свидетельство неких несообразностей было получено в результате исследований замедления расширения Вселенной. Как мы помним,
Хаббл обнаружил, что относительные скорости удаления далеких галактик пропорциональны их расстояниям от нашей Галактики. Сточки зрения общей теории относительности, соотношение обусловлено расширением самого пространства, которое должно замедляться из-за гравитационного притяжения. Но поскольку очень далекие галактики видны такими, какими они были
А ль м ан ах КОСМОС КОСМИЧЕСКАЯ ЗАГАДКА
масштабах он должен был создавать космическое
«расталкивание», препятствующее гравитационному притяжению удаленных тел.
Однако интерес Эйнштейна к космологическому члену быстро погас. В 1917 г. голландский ученый Виллем де Ситтер (Willem de Sitter) показал,
что он может получить для пространства-времени решение с космологическим членом даже в отсутствие материи. В 1922 г. советский физик Александр Фридман построил модели расширяющейся и сжимающейся вселенных, обойдясь без космологической постоянной. В 1930 г. британский астрофизик Артур Эддингтон (Arthur Eddington) показал, что вселенная Эйнштейна не стационарна:
раз гравитационный и космологический члены так точно согласованы, малейшее возмущение должно привести к ее стремительному сжатию или расширению. В 1931 г, когда Хаббл убедительно доказал расширение Вселенной, Эйнштейн отказался от космологического члена.
Открытие Хаббла устранило необходимость в космологической постоянной для противодействия гравитации, которая в расширяющейся вселенной замедляет расширение. Но достаточно ли сильна гравитация, чтобы остановить расширение вселенной и заставить ее сжиматься ив конце концов, коллапсировать? Или космос будет расширяться вечно В моделях Фридмана ответ зависит от средней плотности материи с высокой она коллапсирует, ас малой – будет расширяться вечно. Пограничным случаем станет вселенная критической плотности, которая будет расширяться, нос постоянно уменьшающейся скоростью. Поскольку втеории Эйнштейна средняя кривизна вселенной определяется средней плотностью материи, геометрия и конечная ее судьба связаны между собой. Вселенная высокой плотности имеет положительную кривизну, как поверхность шара, малой – отрицательную, как поверхность седла, а Вселенная критической плотности – пространственно плоская. В итоге космологи пришли к заключению, что определение геометрии Вселенной и ее плотности позволит судить о ее конечной судьбе.
Энергия пустоты
В течение 60 лет космологический член был выброшен из космологии (кроме периода, когда он был включен в предложенную в конце х гг. теорию стационарной вселенной, решительно отвергнутую в х гг.). Если бы Эйнштейн не ввел эту постоянную после разработки общей теории относительности, ее присутствие все равно было бы неизбежным. Сегодня космологический член возник не из теории относительности, которая описывает природу в самых крупных масштабах, а из квантовой механики, физики самых малых масштабов.
Новая концепция космологического члена совершенно отлична от введенной Эйнштейном. Его первоначальное уравнение поля
G
μν = 8πGTμν, где G – гравитационная постоянная, характеризующая интенсивность гравитационного поля, связывает кривизну Gμν пространства с распределением Tμν материи и энергии. Когда Эйнштейн добавил космологический член, он поместил его в левой части уравнения,
считая его свойством самого пространства (см.
врез справа. Но если переставить этот член в правую часть, он получит совершенно иное значение – то самое, которое ему приписывают сегодня. Теперь он представляет загадочную новую форму плотности энергии, которая остается постоянной даже при расширении Вселенной, а итоговая гравитация оказывается силой отталкивания, а не притяжения.
В соответствии с лоренц-инвариантностью,
фундаментальной симметрией, связанной как с частной, таки с общей теориями относительности, такой вид энергии может существовать только в пустом пространстве. Поэтому космологический член представляется еще более загадочным. На вопрос, чему равна энергия пустого пространства, большинство людей ответит – ничему.
В конце концов, это единственное интуитивно понятное значение.
К сожалению, квантовая механика отнюдь не интуитивна. В очень малых масштабах, где квантовые эффекты становятся ощутимыми, даже пустое пространство не является таковым. В нем из вакуума появляются виртуальные пары частица-античастица, пролетают небольшое расстояние и вновь исчезают, причем все это происходит в столь незначительном промежутке времени, что их невозможно наблюдать. Однако косвенные эффекты очень важны и могут быть
56
В СЕЛЕН НА Я
Лоренс Кросс, Майкл Тернер
ОБЗОР: ВОЗВРАЩАЯСЬ К ПРОШЛОМУ Квантовая механика и теория относительности, а также полученные недавно свидетельства ускорения расширения Вселенной привели к тому, что ученые вновь вспомнили про космологический член, который сначала ввела потом отбросил Эйнштейн. Сегодня он представляет таинственную форму энергии, которая пронизывает пустое пространство и вызывает ускорение расширения Вселенной Попытки понять природу загадочной энергии могут вывести физиков за пределы эйнштейновской теории, что может изменить наше представление о Вселенной.
В основе общей теории относительности лежит уравнение поля, которое утверждает, что геометрия пространст*
ва-времени (Эйнштейнов тензор кривизны G
μν
) зависит от распределения вещества и энергии (тензора T
μν
энер*
гии-импульса). Тензор – это геометрическая или физическая величина, которая может быть представлена совокупностью (матрицей) чисел Иными словами, кривизну поля определяют вещество и энергия где G – ньютоновская постоянная, определяющая интенсивность гравитационного поля.
Чтобы получить модель стационарной Вселенной, Эйнштейн ввел космологическую постоянную для компенсации гравитационного притяжения в космических масштабах. Он добавил ее (умноженную на метрический тензор, определяющий расстояния) клевой части уравнения поля, полагая, что эта постоянная является свойством самого пространства-времени:
G
μν
+
Λg
μν
= Когда выяснилось, что Вселенная расширяется, Эйнштейн отказался от нее. Необходимость в новой космологической постоянной, которую сегодня рассматривают физики,
обусловлена квантовой теорией, согласно которой вакуум
(пустое пространство) может обладать некоторой небольшой плотностью энергии. Плотность энергии вакуума, умноженная на g
μν
, должна находиться в правой части уравнения вместе с другой формой энергии Хотя в математическом отношении космологическая постоянная Эйнштейна и энергия вакуума эквивалентны,
концептуально они различны первая является свойством пространства, а вторая – формой энергии, обусловленной виртуальными парами частица-античастица. Квантовая теория утверждает, что частицы постоянно появляются в вакууме, существуют очень короткое время и исчезают
(см. схему).
СМЕНА ПРЕДСТАВЛЕНИЙ
критической. Для того чтобы Вселенная была плоской, необходимо существование иной формы однородно распределенной энергии, не оказывающей заметного влияния на местную кластеризацию, но способной составить недостающие критической плотности. Нужный эффект может дать энергия вакуума или что-то подобное.
Есть еще и третий ряд доводов в пользу того,
что ускорение расширения Вселенной было недостающей частью космологической головоломки. В течение двух десятков лет основным объяснением структуры Вселенной были парадигма инфляции в сочетании с холодным темным веществом.
Теория инфляции утверждает, что впервые моменты своего существования Вселенная мгновенно расширилась до огромных размеров, что обусловило плоскостность ее геометрии и вызвало квантовые флуктуации плотности энергии в масштабах от субатомного до космического. Быстрое расширение привело к наблюдаемой неоднородности
КМФ и способствовало формированию нынешней структуры Вселенной. Образованием этих структур управляла гравитация холодного темного вещества, которого намного больше, чем обычного.
Однако к середине х гг. данные наблюдений поставили эту парадигму под сомнение. Предсказанный уровень кластеризации вещества значительно отличался от измеренного, и Вселенная оказалась младше самых старых звезд. В 1995 г.
авторы данной статьи указали, что расхождения исчезают, если принять, что около 2/3 критической плотности составляет энергия вакуума.
(Предложенная модель отличается от замкнутой
Вселенной Эйнштейна, в которой значение плотности космологической постоянной составляла половину плотности вещества) Наше предположение было по меньшей мере дерзким.
Однако теперь, спустя почти 10 лет, все сошлось. Возрожденная космологическая постоянная позволила не только объяснить нынешнее ускорение расширения Вселенной и предшествовавшее ему замедление, но и увеличить возраст
Вселенной до 14 млрд. лети добавить ровно столько энергии, чтобы довести ее плотность до критического значения. Однако физики все еще не знают, действительно ли источником такой энергии служит квантовый вакуум. Поскольку необходимо было установить природу космологической постоянной, ученые стали заниматься количественным определением энергии вакуума, и головоломка стала еще более запутанной, чем тогда, когда физики пытались построить теорию, которая исключала бы энергию вакуума. Сегодня ученым необходимо понять, почему она может быть отличной от нуля, но настолько малой, что ее влияние на космос стало существенным лишь несколько миллиардов лет назад.
Эйнштейн, рассматривая несовместимость частной теории относительности с теорией гравитации Ньютона, сделал открытие. Также и современные физики, рассматривая теорию Эйнштейна, стремятся включить в нее законы квантовой механики. Возможно, космологические наблюдения позволят выявить связи гравитации скванто(
вой механикой. Эйнштейну помогла эквивалентность гравитации и физики ускоренных систем отсчета. Возможно, что сегодня путеводной звездой станет другой вид ускорения – ускорение расширения Вселенной. Мир суперсимметрии

Многие физики считают, что объединить квантовую механику с гравитацией может теория струн (М-теория). Одно из ее основных положений существование суперсимметрии, те. симметрии между частицами с полуцелым спином (такие фермионы, как кварки и лептоны) и частицами с целочисленным спином (такие бозоны, как фотоны,
глюоны и другие носители сил взаимодействия).
Там, где проявляется суперсимметрия, массы частицы и ее партнеры должны быть одинаковыми.
Например, суперсимметричный электрон (сэлек(
трон) должен быть таким же легким, как электрон,
и т.д. Кроме того, можно доказать, что в «суперми(
ре» квантовое ничто не будет иметь никакой массы, а вакуум должен иметь нулевую энергию.
Предполагается, что в реальном мире сэлектрона с массой, равной массе электрона, не существует,
иначе физики бы его обнаружили. Теоретики считают, что частицы-суперпартнеры в миллионы раз тяжелее электрона и поэтому, чтобы их обнаружить, нужны супермощные ускорители элементарных частиц. Возможно, что суперсимметрия это нарушенная симметрия, при которой квантовое ничто может иметь некоторую массу.
Физики построили модели нарушенной суперсимметрии, в которых плотность энергии вакуума намного меньше абсурдно завышенных оценок,
полученных ранее. Но даже эти значения намного больше тех, на которые указывают данные космологических наблюдений. Недавно выяснилось, что
М-теория допускает бесконечное множество различных решений, которые приводят к слишком большим значениям плотности энергии вакуума.
Но есть и такие, при которых она оказывается достаточно малой, чтобы согласовать ее с результатами космологических наблюдений см. Ландшафт теории струн, В мире науки, №12, 2004 г.)
.
1   ...   5   6   7   8   9   10   11   12   ...   36

перейти в каталог файлов


связь с админом