Первые три минуты - Берков Александр Викторович (книги онлайн без регистрации .TXT) 📗
В теории фазовых переходов и доменов (областей с различными свойствами, возникающих после фазового перехода в ранней Вселенной) в настоящее время есть значительный произвол, и поэтому можно представить себе различные варианты.
В одном варианте возникают домены двух типов, которые условно назовем + и —. В этих доменах некоторые тонкие эффекты имеют разный знак. Физики, живущие в разных доменах и обменивающиеся информацией, могли бы это обнаружить. Важнее, однако, тот факт, отмеченный Я.Б. Зельдовичем, И.Ю. Кобзаревым и Л.Б. Окунем (1974 год), что домены + и — разделены тяжелой стенкой. Оценки ее массы дают значение около 1 кг на квадратный сантиметр. Такие стенки создали бы грандиозные возмущения в распределении галактик и в микроволновом излучении. Можно с уверенностью сказать, что таких стенок нет, а следовательно, нужно обратиться к другому варианту теории.
Действительно, существуют теории, согласно которым после понижения температуры физические условия и законы во всем пространстве становятся одинаковыми, но иными по сравнению с условиями при высокой температуре. При этом есть такие разновидности теории, которые предсказывают образование тяжелых изолированных нитей. Возникает вопрос, нельзя ли начало Вселенной до перехода представить в виде идеального однородного мира. Образование нитей при охлаждении могло бы дать возмущения, необходимые для образования современной структуры.
Наконец, возможны и такие теории, в которых фазовый переход из горячего в холодное состояние почти не оставляет заметных следов. В таком случае мы возвращаемся к предположению об изначально возмущенной Вселенной (см. дополнение редактора 11 о гравитационных волнах).
Наличие различных возможностей указывает на недостаточный уровень наших знаний в настоящее время. Принципиально важно, что в ряде случаев космология становится арбитром в выборе между теориями явлений в микромире — в том выборе, который бы должен был быть сделан путем опытов на ускорителях, но для которого мощность ускорителей еще долго будет недостаточной.
ДОПОЛНЕНИЕ 11. ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ
Вайнберг пишет о гравитационных волнах, которые находились в термодинамическом равновесии при сверхвысокой температуре, а в настоящее время имеют температуру около 1 К. Их типичная длина волны около 1 см, а частота 30 миллиардов герц (колебаний в секунду).
Однако можно предполагать, что существуют также чрезвычайно длинные гравитационные волны другого происхождения.
Теория Фридмана несомненно является лишь хорошим приближением к действительности. Существование структуры — галактик и скоплений галактик — свидетельствует о том, что в начальном состоянии были определенные возмущения плотности и возмущения метрики пространства. В этом случае естественно предположить, что возмущения разного типа (и в том числе те, которые превращаются в гравитационные волны) имели примерно одинаковую амплитуду. Эту гипотезу «равнораспределения» выдвинули в 1968 году Я.Б. Зельдович и И.Д. Новиков.
Общая плотность порожденного таким образом гравитационного излучения меньше плотности теплового гравитационного излучения, но именно в области сверхдлинных волн от парсеков до мегапарсеков гравитационные волны, связанные с начальными возмущениями, неизмеримо сильнее тепловых. Обнаружение сверхдлинных волн принципиально не исключено. Интересные соображения о квантовом рождении гравитационных волн высказывают советские теоретики Л.И. Грищук и А.А. Старобинский.
ДОПОЛНЕНИЕ 12. ДАЛЕКОЕ БУДУЩЕЕ ОТКРЫТОЙ ВСЕЛЕННОЙ
Вайнберг говорит о превращении горячих звезд в карликовые звезды, или нейтронные звезды, или черные дыры — в зависимости от начальной массы звезды и особенностей ее эволюции. Эти процессы происходят за время, сравнимое с сегодняшним возрастом Вселенной (10–18 миллиардов лет).
Предположим, что Вселенная открытая или плоская, т. е. суммарная плотность всех видов вещества (излучения, нейтрино и «обычной» материи — барионов) меньше или равна критической. Такая Вселенная как целое неограниченно расширяется.
Известный теоретик Ф. Дайсон поставил вопрос об очень отдаленном будущем такой Вселенной. При этом он учитывал явление квантового испарения черных дыр, масса которых полностью превращается в излучение за время 10 62лет для М= M ?( M ?— масса Солнца). Это время пропорционально кубу массы (см. дополнение редактора 8).
Относительно карликов и нейтронных звезд Дайсон замечает, что квантовомеханическим подбарьерным механизмом они также превращаются в черные дыры (за еще большее время) и затем испаряются.
Таким образом, конечная судьба открытой Вселенной — неограниченное расширение совокупности фотонов и нейтрино и исчезновение всякой структуры и организации.
По замечанию Я.Б. Зельдовича и Р.А. Сюняева, нестабильность протонов, т. е. несохранение барионного числа (см. дополнение редактора 6), резко ускорит исчезновение карликов и нейтронных звезд: вместо 10 70лет у Дайсона время исчезновения окажется всего в несколько раз больше времени распада протона, по современной оценке 10 33лет. Любопытно, что нейтронные звезды на определенном этапе распада будут взрываться.
Конечный вывод о мире, в котором останутся лишь фотоны и нейтрино, почти не меняется — небольшое количество избежавших аннигиляции электронов и позитронов не делает картину далекого будущего более привлекательной.
Возможно, однако, что суммарная плотность вещества Вселенной превышает критическую (в частности, за счет массивных нейтрино?). Тогда Вселенная замкнута и через время порядка 5 ? 10 10?10 11лет предстоит общее сжатие Вселенной. Теоретическое исследование этого процесса еще не продвинулось достаточно далеко.
ПРЕДЛОЖЕНИЯ ДЛЯ ДАЛЬНЕЙШЕГО ЧТЕНИЯ
А. КОСМОЛОГИЯ И ОБЩАЯ ТЕОРИЯ ОТНОСИТЕЛЬНОСТИ
Нижеследующие руководства дают введение в различные разделы космологии и те части общей теории относительности, которые относятся к космологии, на уровне, в целом более техническом, чем использованный в данной книге.
Bondi Н. Cosmology. England, Cambridge. Cambridge University Press, 1960.
Бонди Г. Космология. В настоящее время несколько устарела, но содержит интересные обсуждения Космологического Принципа, космологии стационарного состояния, парадокса Ольберса и т. п. Очень легко читается.
Eddington A.S. The Mathematical Theory of Relativity. 2nd ed. England, Cambridge. Cambridge University Press, 1924.
Рус. пер.: Эддингтон А.С. Математическая теория относительности. М., Гос. науч-техн. изд-во, 1933.
В течение многих лет ведущая книга по общей теории относительности. С исторической точки зрения интересно раннее обсуждение красных смещений, модели де Ситтера и т. п.
Einstein А. е. a. The Principle of Relativity, London, Methuen and Co., Ltd., 1923; reprinted by Dover Publ., Inc., N. Y.
Рус. пер. в книгах: Эйнштейн А. Собрание научных трудов. Т. I. М., Наука, 1965, с. 452; Принцип относительности. Сб. статей. М., Атомиздат, 1973; Альберт Эйнштейн и теория гравитации. Сб. статей. М., Мир, 1979.
Бесценные перепечатки оригинальных статей по частной и общей теории относительности Эйнштейна, Минковского, Вейля, в переводе на английский. Включает перепечатку статьи Эйнштейна 1917 года, посвященной космологии.
Field G.B., Arp Н., Bahcall J.N. The Redshift Controversy. Reading, Mass., W.A.Benjamin, Inc., 1973.
Филд Г.В., Арп Г. и Бакалл Дж. Н. Спор о красном смещении. Интересная дискуссия об интерпретации красных смещений в терминах космологического разбегания, кроме того, полезные перепечатки оригинальных работ.
Hawking S.W., Ellis G.F.R. The Large Scale Structure of Space-Time. England, Cambridge, Cambridge University Press, 1973.
