De merkeligste og mest uvanlige teoriene om universets struktur

2024 Forfatter: Seth Attwood | [email protected]. Sist endret: 2023-12-16 16:13

I tillegg til klassiske kosmologiske modeller tillater generell relativitet å skape veldig, veldig, veldig eksotiske forestillingsverdener.

Det er flere klassiske kosmologiske modeller konstruert ved hjelp av generell relativitet, supplert med homogeniteten og isotropien i rommet (se "PM" nr. 6'2012). Einsteins lukkede univers har en konstant positiv krumning av rommet, som blir statisk på grunn av introduksjonen av den såkalte kosmologiske parameteren i ligningene til generell relativitet, som fungerer som et antigravitasjonsfelt.

I de Sitters akselererende univers med ikke-buet rom er det ingen vanlig materie, men den er også fylt med et antigravitasjonsfelt. Det er også de lukkede og åpne universene til Alexander Friedman; grenseverdenen til Einstein - de Sitter, som gradvis reduserer ekspansjonshastigheten til null over tid, og til slutt, Lemaitre-universet, stamfaderen til Big Bang-kosmologien, som vokser fra en superkompakt utgangstilstand. Alle av dem, og spesielt Lemaitre-modellen, ble forløperne til den moderne standardmodellen av universet vårt.

Rommet til universet i ulike modeller har forskjellige krumninger, som kan være negativt (hyperbolsk rom), null (flat euklidisk rom, tilsvarende vårt univers) eller positivt (elliptisk rom). De to første modellene er åpne universer, ekspanderer uendelig, den siste er lukket, som før eller siden vil kollapse. Illustrasjonen viser fra topp til bunn todimensjonale analoger av et slikt rom.

Det er imidlertid andre universer, også generert av en veldig kreativ, som det nå er vanlig å si, bruk av ligningene til generell relativitet. De samsvarer mye mindre (eller samsvarer ikke i det hele tatt) med resultatene av astronomiske og astrofysiske observasjoner, men de er ofte veldig vakre, og noen ganger elegant paradoksale. Det er sant at matematikere og astronomer oppfant dem i slike mengder at vi må begrense oss til bare noen få av de mest interessante eksemplene på imaginære verdener.

Fra hyssing til pannekake

Etter fremkomsten (i 1917) av det grunnleggende arbeidet til Einstein og de Sitter, begynte mange forskere å bruke ligningene til generell relativitet for å lage kosmologiske modeller. En av de første som gjorde dette var New York-matematikeren Edward Kasner, som publiserte sin løsning i 1921.

Universet hans er veldig uvanlig. Den mangler ikke bare gravitasjonsstoff, men også et antigravitasjonsfelt (med andre ord er det ingen Einsteins kosmologiske parameter). Det ser ut til at ingenting kan skje i denne ideelt tomme verden. Kasner innrømmet imidlertid at hans hypotetiske univers utviklet seg ujevnt i forskjellige retninger. Den utvider seg langs to koordinatakser, men trekker seg sammen langs den tredje aksen.

Derfor er dette rommet åpenbart anisotropisk og ligner en ellipsoid i geometriske konturer. Siden en slik ellipsoid strekker seg i to retninger og trekker seg sammen langs den tredje, blir den gradvis til en flat pannekake. Samtidig går ikke Kasner-universet ned i vekt i det hele tatt, volumet øker proporsjonalt med alderen. I det første øyeblikket er denne alderen lik null - og derfor er volumet også null. Kasner-universene er imidlertid ikke født fra en punktsingularitet, som Lemaitres verden, men fra noe som en uendelig tynn eik - dens innledende radius er lik uendelig langs en akse og null langs de to andre.

Hvorfor googler vi

Edward Kasner var en strålende popularisator av vitenskap - hans bok Mathematics and the Imagination, skrevet sammen med James Newman, er utgitt og lest i dag. I et av kapitlene dukker tallet 10 opp¹⁰⁰… Kazners ni år gamle nevø kom opp med et navn for dette nummeret - googol (Googol), og til og med et utrolig gigantisk nummer 10^Googol- døpt begrepet googolplex (Googolplex). Da Stanford-studentene Larry Page og Sergey Brin prøvde å finne et navn til søkemotoren deres, anbefalte kameraten deres Sean Anderson den altomfattende Googolplex.

Page likte imidlertid den mer beskjedne Googol, og Anderson satte umiddelbart i gang for å sjekke om den kunne brukes som et internettdomene. I all hast skrev han en skrivefeil og sendte en forespørsel ikke til Googol.com, men til Google.com. Dette navnet viste seg å være gratis og Brin likte det så godt at han og Page registrerte det umiddelbart 15. september 1997. Hvis det hadde skjedd annerledes, ville vi ikke hatt Google!

Hva er hemmeligheten bak utviklingen av denne tomme verden? Siden dets rom "forskyver" seg på forskjellige måter langs forskjellige retninger, oppstår gravitasjonelle tidevannskrefter, som bestemmer dynamikken. Det ser ut til at man kan bli kvitt dem ved å utjevne ekspansjonshastighetene langs alle tre aksene og dermed eliminere anisotropien, men matematikken tillater ikke slike friheter.

Riktignok kan man sette to av de tre hastighetene lik null (med andre ord, fiksere universets dimensjoner langs to koordinatakser). I dette tilfellet vil Kasners verden vokse i bare én retning, og strengt proporsjonal med tiden (dette er lett å forstå, siden dette er hvordan volumet må øke), men dette er alt vi kan oppnå.

Kasner-universet kan bare forbli av seg selv under betingelse av fullstendig tomhet. Hvis du legger til litt materie til det, vil det gradvis begynne å utvikle seg som det isotropiske universet til Einstein-de Sitter. På samme måte, når en Einstein-parameter som ikke er null legges til ligningene, vil den (med eller uten materie) asymptotisk gå inn i regimet med eksponentiell isotrop ekspansjon og bli til de Sitters univers. Imidlertid endrer slike "tilføyelser" egentlig bare utviklingen av det allerede eksisterende universet.

I det øyeblikket hun ble født, spiller de praktisk talt ingen rolle, og universet utvikler seg i henhold til samme scenario.

Selv om Kasner-verdenen er dynamisk anisotropisk, er krumningen til enhver tid den samme langs alle koordinataksene. Imidlertid innrømmer ligningene for generell relativitet eksistensen av universer som ikke bare utvikler seg med anisotrope hastigheter, men som også har anisotropisk krumning.

Slike modeller ble bygget på begynnelsen av 1950-tallet av den amerikanske matematikeren Abraham Taub. Dens rom kan oppføre seg som åpne universer i noen retninger, og som lukkede universer i andre. Dessuten kan de over tid endre fortegn fra pluss til minus og fra minus til pluss. Rommet deres pulserer ikke bare, men vender bokstavelig talt inn og ut. Fysisk kan disse prosessene assosieres med gravitasjonsbølger, som deformerer rommet så kraftig at de lokalt endrer dets geometri fra sfærisk til sadel og omvendt. Alt i alt merkelige verdener, om enn matematisk mulig.

I motsetning til vårt univers, som ekspanderer isotropisk (det vil si med samme hastighet uavhengig av den valgte retningen), utvider Kasners univers seg samtidig (langs to akser) og trekker seg sammen (langs den tredje).

Svingninger i verdener

Rett etter publiseringen av Kazners verk dukket det opp artikler av Alexander Fridman, den første i 1922, den andre i 1924. Disse papirene presenterte overraskende elegante løsninger på ligningene for generell relativitet, som hadde en ekstremt konstruktiv effekt på utviklingen av kosmologi.

Friedmans konsept er basert på antakelsen om at materie i gjennomsnitt er fordelt i det ytre rom så symmetrisk som mulig, det vil si fullstendig homogen og isotropisk. Dette betyr at geometrien til rommet i hvert øyeblikk av en enkelt kosmisk tid er den samme i alle sine punkter og i alle retninger (strengt tatt må en slik tid fortsatt bestemmes riktig, men i dette tilfellet er dette problemet løsbart). Det følger at ekspansjonshastigheten (eller sammentrekningen) av universet i et gitt øyeblikk igjen er uavhengig av retning.

Friedmanns universer er derfor helt ulikt Kasners modell.

I den første artikkelen bygget Friedman en modell av et lukket univers med en konstant positiv krumning av rommet. Denne verden oppstår fra en innledende punkttilstand med en uendelig tetthet av materie, utvider seg til en viss maksimal radius (og derfor maksimalt volum), hvoretter den kollapser igjen til det samme entallspunktet (i matematisk språk, en singularitet).

Friedman stoppet imidlertid ikke der. Etter hans mening trenger ikke den funnet kosmologiske løsningen å være begrenset av intervallet mellom den innledende og endelige singulariteten; den kan fortsettes i tid både fremover og bakover. Resultatet er en endeløs haug med universer strukket på tidsaksen, som grenser til hverandre ved singularitetspunkter.

På fysikkens språk betyr dette at Friedmanns lukkede univers kan svinge uendelig, dø etter hver sammentrekning og gjenfødes til nytt liv i den påfølgende ekspansjonen. Dette er en strengt periodisk prosess, siden alle oscillasjoner fortsetter like lenge. Derfor er hver syklus av universets eksistens en eksakt kopi av alle andre sykluser.

Dette er hvordan Friedman kommenterte denne modellen i sin bok "Verden som rom og tid": "Videre er det tilfeller når krumningsradius endres periodisk: universet trekker seg sammen til et punkt (til ingenting), så igjen fra et punkt bringer dens radius til en viss verdi, for så å redusere krumningsradiusen, den blir til et punkt osv. Man husker ufrivillig legenden om hinduistisk mytologi om livets perioder; det er også mulig å snakke om "skapelsen av verden fra ingenting", men alt dette bør betraktes som nysgjerrige fakta som ikke kan bekreftes solid av utilstrekkelig astronomisk eksperimentelt materiale."

Grafen over potensialet til Mixmaster-universet ser så uvanlig ut - den potensielle gropen har høye vegger, mellom dem er det tre "daler". Nedenfor er ekvipotensialkurvene til et slikt "univers i en mikser".

Noen år etter publiseringen av Friedmans artikler, fikk modellene hans berømmelse og anerkjennelse. Einstein ble seriøst interessert i ideen om et oscillerende univers, og han var ikke alene. I 1932 ble det overtatt av Richard Tolman, professor i matematisk fysikk og fysisk kjemi ved Caltech. Han var verken en ren matematiker, som Friedman, eller en astronom og astrofysiker, som de Sitter, Lemaitre og Eddington. Tolman var en anerkjent ekspert på statistisk fysikk og termodynamikk, som han først kombinerte med kosmologi.

Resultatene var veldig ikke-trivielle. Tolman kom til den konklusjon at den totale entropien til kosmos skulle øke fra syklus til syklus. Akkumuleringen av entropi fører til at mer og mer av universets energi er konsentrert i elektromagnetisk stråling, som fra syklus til syklus i økende grad påvirker dynamikken. På grunn av dette øker lengden på syklusene, hver neste blir lengre enn den forrige.

Oscillasjoner vedvarer, men slutter å være periodiske. Dessuten, i hver ny syklus øker radiusen til Tolmans univers. Følgelig, på stadiet med maksimal ekspansjon, har den den minste krumningen, og dens geometri er mer og mer og nærmer seg den euklidiske i mer og mer lang tid.

Richard Tolman, mens han designet sin modell, gikk glipp av en interessant mulighet, som John Barrow og Mariusz Dombrowski trakk oppmerksomhet til i 1995. De viste at det oscillerende regimet til Tolmans univers blir irreversibelt ødelagt når en antigravitasjonskosmologisk parameter blir introdusert.

I dette tilfellet trekker Tolmans univers på en av syklusene seg ikke lenger sammen til en singularitet, men utvides med økende akselerasjon og blir til de Sitters univers, noe som i en lignende situasjon også gjøres av Kasner-universet. Antigravitasjon, som flid, overvinner alt!

Entitetsmultiplikasjon

"Den naturlige utfordringen med kosmologi er å forstå best mulig opprinnelsen, historien og strukturen til vårt eget univers," forklarer til Popular Mechanics av matematikkprofessor John Barrow ved Cambridge University. – Samtidig gjør generell relativitetsteori, selv uten å låne fra andre grener av fysikken, det mulig å beregne et nesten ubegrenset antall ulike kosmologiske modeller.

Selvfølgelig er valget deres gjort på grunnlag av astronomiske og astrofysiske data, ved hjelp av hvilke det ikke bare er mulig å teste ulike modeller for samsvar med virkeligheten, men også å bestemme hvilke av komponentene som kan kombineres for den mest passende beskrivelse av vår verden. Slik ble den nåværende standardmodellen av universet til. Så selv av denne grunn alene, har den historisk utviklede variasjonen av kosmologiske modeller vist seg å være svært nyttig.

Men det er ikke bare det. Mange av modellene ble laget før astronomene hadde samlet den mengde data de har i dag. For eksempel har universets sanne grad av isotropi blitt etablert takket være romutstyr bare i løpet av de siste par tiårene.

Det er klart at romdesignere tidligere hadde mye mindre empiriske begrensninger. I tillegg er det mulig at selv eksotiske modeller etter dagens standarder vil være nyttige i fremtiden for å beskrive de delene av universet som ennå ikke er tilgjengelige for observasjon. Og til slutt kan oppfinnelsen av kosmologiske modeller ganske enkelt presse ønsket om å finne ukjente løsninger på ligningene til generell relativitet, og dette er også et kraftig insentiv. Generelt er overfloden av slike modeller forståelig og berettiget.

Den nylige foreningen av kosmologi og elementærpartikkelfysikk er begrunnet på samme måte. Dets representanter ser på det tidligste stadiet av universets liv som et naturlig laboratorium, ideelt egnet for å studere de grunnleggende symmetriene i vår verden, som bestemmer lovene for grunnleggende interaksjoner. Denne alliansen har allerede lagt grunnlaget for en hel fan av fundamentalt nye og veldig dype kosmologiske modeller. Det er ingen tvil om at det i fremtiden vil gi like fruktbare resultater."

Universet i mikseren

I 1967 oppdaget amerikanske astrofysikere David Wilkinson og Bruce Partridge at relikvie-mikrobølgestråling fra alle retninger, oppdaget tre år tidligere, kommer til jorden med praktisk talt samme temperatur. Ved hjelp av et svært følsomt radiometer, oppfunnet av deres landsmann Robert Dicke, viste de at temperatursvingninger til reliktfotoner ikke overstiger en tidel prosent (ifølge moderne data er de mye mindre).

Siden denne strålingen oppsto tidligere enn 4.00.000 år etter Big Bang, ga resultatene til Wilkinson og Partridge grunn til å tro at selv om universet vårt ikke var nesten ideelt isotropt i fødselsøyeblikket, fikk det denne egenskapen uten mye forsinkelse.

Denne hypotesen utgjorde et betydelig problem for kosmologien. I de første kosmologiske modellene ble rommets isotropi lagt helt fra begynnelsen bare som en matematisk antagelse. Tilbake i midten av forrige århundre ble det imidlertid kjent at likningene for generell relativitet gjør det mulig å konstruere et sett med ikke-isotropiske universer. I sammenheng med disse resultatene krevde den nesten ideelle isotropien til CMB en forklaring.

Denne forklaringen dukket opp først på begynnelsen av 1980-tallet og var helt uventet. Den ble bygget på et fundamentalt nytt teoretisk konsept om superrask (som de vanligvis sier, inflasjonsdrivende) utvidelse av universet i de første øyeblikkene av dets eksistens (se "PM" nr. 7'2012). I andre halvdel av 1960-tallet var vitenskapen rett og slett ikke moden for slike revolusjonerende ideer. Men, som du vet, i mangel av stemplet papir, skriver de i vanlig en.

Den fremtredende amerikanske kosmologen Charles Misner prøvde umiddelbart etter publiseringen av artikkelen til Wilkinson og Partridge å forklare isotropien til mikrobølgestråling ved hjelp av ganske tradisjonelle midler. I følge hans hypotese forsvant inhomogenitetene til det tidlige universet gradvis på grunn av den gjensidige "friksjonen" av dets deler, forårsaket av utveksling av nøytrino og lysstrømmer (i sin første publikasjon kalte Mizner denne antatte effekten nøytrinoviskositet).

Ifølge ham kan en slik viskositet raskt jevne ut det innledende kaoset og gjøre universet nesten perfekt homogent og isotropisk.

Misners forskningsprogram så vakkert ut, men ga ikke praktiske resultater. Hovedårsaken til feilen ble igjen avslørt gjennom mikrobølgeanalyse. Alle prosesser som involverer friksjon genererer varme, dette er en elementær konsekvens av termodynamikkens lover. Hvis de primære inhomogenitetene til universet ble jevnet ut på grunn av nøytrino eller annen viskositet, ville CMB-energitettheten avvike betydelig fra den observerte verdien.

Som den amerikanske astrofysikeren Richard Matzner og hans allerede nevnte engelske kollega John Barrow viste på slutten av 1970-tallet, kan viskøse prosesser eliminere bare de minste kosmologiske inhomogenitetene. For fullstendig "utjevning" av universet var det nødvendig med andre mekanismer, og de ble funnet innenfor rammen av inflasjonsteorien.

Likevel fikk Mizner mange interessante resultater. Spesielt publiserte han i 1969 en ny kosmologisk modell, navnet som han lånte … fra et kjøkkenapparat, en hjemmemikser laget av Sunbeam Products! Mixmaster-universet slår stadig inn de sterkeste krampene, som ifølge Mizner får lyset til å sirkulere langs lukkede baner, blander og homogeniserer innholdet.

Senere analyse av denne modellen viste imidlertid at selv om fotoner i Mizners verden gjør lange reiser, er blandingseffekten veldig ubetydelig.

Ikke desto mindre er Mixmaster Universe veldig interessant. I likhet med Friedmans lukkede univers oppstår det fra null volum, ekspanderer til et visst maksimum og trekker seg sammen igjen under påvirkning av sin egen tyngdekraft. Men denne utviklingen er ikke jevn, som Friedmans, men absolutt kaotisk og derfor fullstendig uforutsigbar i detalj.

I ungdommen svinger dette universet intensivt, ekspanderer i to retninger og trekker seg sammen i en tredje - som Kasners. Orienteringene til utvidelsene og sammentrekningene er imidlertid ikke konstante - de bytter plass tilfeldig. Dessuten avhenger frekvensen av oscillasjonene av tid og har en tendens til uendelig når man nærmer seg det første øyeblikket. Et slikt univers gjennomgår kaotiske deformasjoner, som gelé som skjelver på en tallerken. Disse deformasjonene kan igjen tolkes som en manifestasjon av gravitasjonsbølger som beveger seg i forskjellige retninger, mye mer voldsomme enn i Kasner-modellen.

Mixmaster-universet gikk ned i kosmologiens historie som det mest komplekse av de imaginære universene skapt på grunnlag av "ren" generell relativitet. Siden tidlig på 1980-tallet begynte de mest interessante konseptene av denne typen å bruke ideene og det matematiske apparatet til kvantefeltteori og elementærpartikkelteori, og deretter, uten mye forsinkelse, superstrengteori.