De märkligaste och mest ovanliga teorierna om universums struktur

2024 Författare: Seth Attwood | [email protected]. Senast ändrad: 2023-12-16 16:17

Förutom klassiska kosmologiska modeller tillåter allmän relativitet skapandet av väldigt, väldigt, väldigt exotiska föreställningsvärldar.

Det finns flera klassiska kosmologiska modeller konstruerade med hjälp av allmän relativitet, kompletterade med rummets homogenitet och isotropi (se "PM" nr 6'2012). Einsteins slutna universum har en konstant positiv krökning av rymden, som blir statisk på grund av införandet av den så kallade kosmologiska parametern i den allmänna relativitetstekvationen, som fungerar som ett antigravitationsfält.

I de Sitters accelererande universum med icke-krökt rymd finns ingen vanlig materia, utan den är också fylld med ett antigravitationsfält. Det finns också Alexander Friedmans slutna och öppna universum; gränsvärlden för Einstein - de Sitter, som gradvis minskar expansionshastigheten till noll med tiden, och slutligen, Lemaitre-universumet, stamfadern till Big Bang-kosmologin, som växer från ett superkompakt initialtillstånd. Alla av dem, och särskilt Lemaitre-modellen, blev föregångare till den moderna standardmodellen av vårt universum.

Universums rymd i olika modeller har olika krökningar, som kan vara negativa (hyperboliska rymden), noll (platt euklidiska rymden, motsvarande vårt universum) eller positiva (elliptiska rymden). De två första modellerna är öppna universum som expanderar oändligt, den sista är stängd, som förr eller senare kommer att kollapsa. Illustrationen visar från topp till botten tvådimensionella analoger av ett sådant utrymme.

Det finns emellertid andra universum, också genererade av en mycket kreativ, som det nu är vanligt att säga, användning av den allmänna relativitetstekvationen. De motsvarar mycket mindre (eller motsvarar inte alls) resultaten av astronomiska och astrofysiska observationer, men de är ofta mycket vackra, och ibland elegant paradoxala. Det är sant att matematiker och astronomer uppfann dem i sådana mängder att vi måste begränsa oss till bara några av de mest intressanta exemplen på föreställningsvärldar.

Från snöre till pannkaka

Efter uppkomsten (1917) av Einsteins och de Sitters grundläggande arbete började många forskare använda ekvationerna för allmän relativitet för att skapa kosmologiska modeller. En av de första som gjorde detta var New York-matematikern Edward Kasner, som publicerade sin lösning 1921.

Hans universum är väldigt ovanligt. Den saknar inte bara graviterande materia, utan också ett antigravitationsfält (med andra ord, det finns ingen Einsteins kosmologiska parameter). Det verkar som att ingenting kan hända i denna idealiskt tomma värld. Kasner medgav dock att hans hypotetiska universum utvecklats ojämnt i olika riktningar. Den expanderar längs två koordinataxlar, men drar ihop sig längs den tredje axeln.

Därför är detta utrymme uppenbarligen anisotropiskt och liknar en ellipsoid i geometriska konturer. Eftersom en sådan ellipsoid sträcker sig i två riktningar och drar ihop sig längs den tredje, förvandlas den gradvis till en platt pannkaka. Samtidigt går Kasner-universumet inte ner i vikt alls, dess volym ökar i proportion till åldern. I det första ögonblicket är denna ålder lika med noll - och därför är volymen också noll. Kasner-universum är dock inte födda från en punktsingularitet, som Lemaitres värld, utan från något som liknar en oändligt tunn eker - dess initiala radie är lika med oändlighet längs en axel och noll längs de andra två.

Varför googlar vi

Edward Kasner var en briljant populariserare av vetenskap - hans bok Mathematics and the Imagination, författad tillsammans med James Newman, återpubliceras och läses idag. I ett av kapitlen förekommer siffran 10¹⁰⁰… Kazners nioåriga brorson kom på ett namn för detta nummer - googol (Googol), och till och med en otroligt gigantisk nummer 10^Googol- döpt till termen googolplex (Googolplex). När Stanford-studenterna Larry Page och Sergey Brin försökte hitta ett namn på sin sökmotor, rekommenderade deras kompis Sean Anderson det allomfattande Googolplex.

Page gillade dock den mer blygsamma Googol, och Anderson gav sig genast ut för att kontrollera om den kunde användas som en internetdomän. I all hast gjorde han ett stavfel och skickade en förfrågan inte till Googol.com, utan till Google.com. Detta namn visade sig vara gratis och Brin gillade det så mycket att han och Page omedelbart registrerade det den 15 september 1997. Om det hade hänt annorlunda skulle vi inte ha Google!

Vad är hemligheten bakom utvecklingen av denna tomma värld? Eftersom dess rymd "skiftar" på olika sätt längs olika riktningar uppstår gravitationella tidvattenkrafter som bestämmer dess dynamik. Det verkar som att man kan bli av med dem genom att utjämna expansionshastigheterna längs alla tre axlarna och därigenom eliminera anisotropin, men matematiken tillåter inte sådana friheter.

Det är sant att man kan sätta två av de tre hastigheterna lika med noll (med andra ord fixera universums dimensioner längs två koordinataxlar). I det här fallet kommer Kasners värld att växa i endast en riktning, och strikt proportionell mot tiden (detta är lätt att förstå, eftersom det är så dess volym måste öka), men det är allt vi kan uppnå.

Kasneruniversumet kan förbli av sig självt endast under villkoret av fullständig tomhet. Om du lägger till lite materia till det kommer det gradvis att börja utvecklas som Einstein-de Sitters isotropiska universum. På samma sätt, när en Einstein-parameter som inte är noll läggs till dess ekvationer, kommer den (med eller utan materia) asymptotiskt in i regimen av exponentiell isotrop expansion och förvandlas till de Sitters universum. Men sådana "tillägg" förändrar egentligen bara utvecklingen av det redan existerande universum.

I ögonblicket för hennes födelse spelar de praktiskt taget ingen roll, och universum utvecklas enligt samma scenario.

Även om Kasnervärlden är dynamiskt anisotropisk, är dess krökning när som helst densamma längs alla koordinataxlar. Emellertid erkänner ekvationerna för allmän relativitet att det finns universum som inte bara utvecklas med anisotropa hastigheter, utan också har anisotropisk krökning.

Sådana modeller byggdes i början av 1950-talet av den amerikanske matematikern Abraham Taub. Dess utrymmen kan bete sig som öppna universum i vissa riktningar och som slutna universum i andra. Dessutom kan de med tiden ändra tecken från plus till minus och från minus till plus. Deras utrymme pulserar inte bara utan vänder sig bokstavligen ut och in. Fysiskt kan dessa processer förknippas med gravitationsvågor, som deformerar rymden så kraftigt att de lokalt ändrar dess geometri från sfärisk till sadel och vice versa. Allt som allt konstiga världar, om än matematiskt möjliga.

Till skillnad från vårt universum, som expanderar isotropiskt (det vill säga med samma hastighet oavsett vald riktning), expanderar Kasners universum samtidigt (längs två axlar) och drar ihop sig (längs den tredje).

Världarnas fluktuationer

Strax efter publiceringen av Kazners verk dök det upp artiklar av Alexander Fridman, den första 1922, den andra 1924. Dessa artiklar presenterade förvånansvärt eleganta lösningar på den allmänna relativitetstekvationen, som hade en extremt konstruktiv effekt på utvecklingen av kosmologi.

Friedmans koncept bygger på antagandet att materia i genomsnitt är fördelad i yttre rymden så symmetriskt som möjligt, det vill säga helt homogent och isotropiskt. Detta betyder att rymdens geometri vid varje ögonblick av en enda kosmisk tid är densamma i alla dess punkter och i alla riktningar (strängt taget måste en sådan tidpunkt fortfarande bestämmas korrekt, men i detta fall är detta problem lösbart). Det följer att universums expansion (eller sammandragning) vid varje givet ögonblick återigen är oberoende av riktning.

Friedmanns universum är därför helt olik Kasners modell.

I den första artikeln byggde Friedman en modell av ett slutet universum med en konstant positiv krökning av rymden. Denna värld uppstår från ett initialt punkttillstånd med en oändlig densitet av materia, expanderar till en viss maximal radie (och därför maximal volym), varefter den kollapsar igen till samma singulära punkt (i matematiskt språk, en singularitet).

Friedman stannade dock inte där. Enligt hans åsikt behöver den hittade kosmologiska lösningen inte begränsas av intervallet mellan den initiala och slutliga singulariteten, den kan fortsätta i tiden både framåt och bakåt. Resultatet är ett oändligt gäng universum uppträdda på tidsaxeln, som gränsar till varandra vid singularitetspunkter.

På fysikens språk betyder detta att Friedmanns slutna universum kan svänga oändligt, dö efter varje sammandragning och återfödas till nytt liv i den efterföljande expansionen. Detta är en strikt periodisk process, eftersom alla svängningar fortsätter under lika lång tid. Därför är varje cykel av universums existens en exakt kopia av alla andra cykler.

Så här kommenterade Friedman denna modell i sin bok "The World as Space and Time": "Vidare finns det fall då krökningsradien ändras periodiskt: universum drar ihop sig till en punkt (till ingenting), sedan igen från en punkt bringar dess radie till ett visst värde, för att sedan återigen minska krökningsradien, den förvandlas till en punkt, etc. Man minns ofrivilligt till legenden om hinduisk mytologi om livets perioder; det är också möjligt att tala om "skapandet av världen från ingenting", men allt detta bör betraktas som märkliga fakta som inte kan bekräftas med ett otillräckligt astronomiskt experimentellt material.

Grafen över potentialen i Mixmaster-universum ser så ovanlig ut - den potentiella gropen har höga väggar, mellan vilka det finns tre "dalar". Nedan är ekvipotentialkurvorna för ett sådant "universum i en mixer".

Några år efter publiceringen av Friedmans artiklar fick hans modeller berömmelse och erkännande. Einstein blev allvarligt intresserad av idén om ett oscillerande universum, och han var inte ensam. 1932 togs det över av Richard Tolman, professor i matematisk fysik och fysikalisk kemi vid Caltech. Han var varken en ren matematiker, som Friedman, eller en astronom och astrofysiker, som de Sitter, Lemaitre och Eddington. Tolman var en erkänd expert inom statistisk fysik och termodynamik, som han först kombinerade med kosmologi.

Resultaten var mycket icke-triviala. Tolman kom fram till att den totala entropin i kosmos skulle öka från cykel till cykel. Ansamlingen av entropi leder till att mer och mer av universums energi koncentreras i elektromagnetisk strålning, som från cykel till cykel alltmer påverkar dess dynamik. På grund av detta ökar längden på cyklerna, varje nästa blir längre än den föregående.

Svängningar kvarstår, men upphör att vara periodiska. Dessutom, i varje ny cykel ökar radien av Tolmans universum. Följaktligen, vid det skede av maximal expansion, har den den minsta krökningen, och dess geometri är mer och mer och för mer och mer lång tid närmar sig den euklidiska.

Richard Tolman, när han designade sin modell, missade ett intressant tillfälle, som John Barrow och Mariusz Dombrowski uppmärksammade 1995. De visade att den oscillerande regimen i Tolmans universum förstörs oåterkalleligt när en antigravitationell kosmologisk parameter introduceras.

I det här fallet drar Tolmans universum på en av cyklerna inte längre ihop sig till en singularitet, utan expanderar med ökande acceleration och förvandlas till de Sitters universum, vilket i en liknande situation också görs av Kasner-universumet. Antigravitation, som flit, övervinner allt!

Entitetsmultiplikation

"Kosmologins naturliga utmaning är att på bästa sätt förstå ursprunget, historien och strukturen för vårt eget universum", förklarar matematikprofessorn John Barrow för Popular Mechanics till Popular Mechanics. – Samtidigt gör den allmänna relativitetsteorien, även utan att låna från andra grenar av fysiken, att man kan beräkna ett nästan obegränsat antal olika kosmologiska modeller.

Naturligtvis görs deras val på grundval av astronomiska och astrofysiska data, med hjälp av vilka det inte bara är möjligt att testa olika modeller för överensstämmelse med verkligheten, utan också att bestämma vilka av deras komponenter som kan kombineras för den mest adekvata beskrivning av vår värld. Så här kom den nuvarande standardmodellen av universum till. Så även av denna anledning har den historiskt utvecklade variationen av kosmologiska modeller visat sig vara mycket användbara.

Men det är inte bara det. Många av modellerna skapades innan astronomerna hade samlat på sig den mängd data de har idag. Till exempel har den sanna graden av isotropi av universum fastställts tack vare rymdutrustning endast under de senaste decennierna.

Det är tydligt att rymddesigners tidigare hade mycket mindre empiriska begränsningar. Dessutom är det möjligt att även exotiska modeller enligt dagens standarder kommer att vara användbara i framtiden för att beskriva de delar av universum som ännu inte är tillgängliga för observation. Och slutligen kan uppfinningen av kosmologiska modeller helt enkelt driva på önskan att hitta okända lösningar på den allmänna relativitetstekvationen, och detta är också ett kraftfullt incitament. I allmänhet är överflödet av sådana modeller förståeligt och motiverat.

Den senaste tidens förening av kosmologi och elementarpartikelfysik motiveras på samma sätt. Dess representanter betraktar det tidigaste skedet av universums liv som ett naturligt laboratorium, idealiskt för att studera de grundläggande symmetrierna i vår värld, som bestämmer lagarna för grundläggande interaktioner. Denna allians har redan lagt grunden för ett helt fan av fundamentalt nya och mycket djupa kosmologiska modeller. Det råder ingen tvekan om att det i framtiden kommer att ge lika fruktbara resultat."

Universum i mixern

1967 upptäckte de amerikanska astrofysikerna David Wilkinson och Bruce Partridge att mikrovågsstrålning från alla håll, upptäckt tre år tidigare, anländer till jorden med praktiskt taget samma temperatur. Med hjälp av en mycket känslig radiometer, uppfunnen av deras landsman Robert Dicke, visade de att temperaturfluktuationer hos reliktfotoner inte överstiger en tiondels procent (enligt moderna data är de mycket mindre).

Eftersom denna strålning uppstod tidigare än 4 00 000 år efter Big Bang, gav resultaten av Wilkinson och Partridge anledning att tro att även om vårt universum inte var nästan idealiskt isotropiskt vid födelseögonblicket, så fick det denna egenskap utan större fördröjning.

Denna hypotes utgjorde ett stort problem för kosmologin. I de första kosmologiska modellerna lades rymdens isotropi från första början helt enkelt som ett matematiskt antagande. Men redan i mitten av förra seklet blev det känt att den allmänna relativitetstekvationen gör det möjligt att konstruera en uppsättning icke-isotropa universum. I samband med dessa resultat krävde den nästan idealiska isotropin av CMB en förklaring.

Denna förklaring dök upp först i början av 1980-talet och var helt oväntad. Den byggdes på ett fundamentalt nytt teoretiskt koncept av supersnabb (som man brukar säga, inflationsdrivande) expansion av universum under de första ögonblicken av dess existens (se "PM" nr 7'2012). Under andra hälften av 1960-talet var vetenskapen helt enkelt inte mogen för sådana revolutionära idéer. Men, som ni vet, i avsaknad av stämplat papper, skriver de i vanligt.

Den framstående amerikanske kosmologen Charles Misner försökte omedelbart efter publiceringen av artikeln av Wilkinson och Partridge att förklara mikrovågsstrålningens isotropi med ganska traditionella metoder. Enligt hans hypotes försvann inhomogeniteterna i det tidiga universum gradvis på grund av den ömsesidiga "friktionen" mellan dess delar, orsakad av utbytet av neutrino och ljusflöden (i sin första publikation kallade Mizner denna förmodade effekt neutrinoviskositet).

Enligt honom kan en sådan viskositet snabbt jämna ut det initiala kaoset och göra universum nästan perfekt homogent och isotropiskt.

Misners forskningsprogram såg vackert ut, men gav inga praktiska resultat. Huvudorsaken till dess misslyckande avslöjades återigen genom mikrovågsanalys. Alla processer som involverar friktion genererar värme, detta är en elementär konsekvens av termodynamikens lagar. Om universums primära inhomogeniteter utjämnades på grund av neutrino eller någon annan viskositet, skulle CMB-energitätheten skilja sig väsentligt från det observerade värdet.

Som den amerikanske astrofysikern Richard Matzner och hans redan nämnda engelska kollega John Barrow visade i slutet av 1970-talet, kan viskösa processer eliminera endast de minsta kosmologiska inhomogeniteterna. För den fullständiga "utjämningen" av universum krävdes andra mekanismer, och de hittades inom ramen för inflationsteorin.

Ändå fick Mizner många intressanta resultat. I synnerhet publicerade han 1969 en ny kosmologisk modell, vars namn han lånade … från en köksapparat, en hemblandare tillverkad av Sunbeam Products! Mixmaster-universumet slår ständigt i de starkaste konvulsioner, som enligt Mizner får ljuset att cirkulera längs slutna banor, blanda och homogenisera dess innehåll.

Senare analys av denna modell visade dock att även om fotoner i Mizners värld gör långa resor, är deras blandningseffekt mycket obetydlig.

Ändå är Mixmaster Universe mycket intressant. Liksom Friedmans slutna universum uppstår det från noll volym, expanderar till ett visst maximum och drar ihop sig igen under påverkan av sin egen gravitation. Men denna utveckling är inte jämn, som Friedmans, utan absolut kaotisk och därför helt oförutsägbar i detalj.

I ungdomen svänger detta universum intensivt, expanderar i två riktningar och drar ihop sig i en tredje - som Kasners. Orienteringarna för expansionerna och sammandragningarna är dock inte konstanta - de byter plats slumpmässigt. Dessutom beror svängningarnas frekvens på tid och tenderar till oändlighet när man närmar sig det initiala ögonblicket. Ett sådant universum genomgår kaotiska deformationer, som gelé som darrar på ett fat. Dessa deformationer kan återigen tolkas som en manifestation av gravitationsvågor som rör sig i olika riktningar, mycket våldsammare än i Kasner-modellen.

Mixmaster-universumet gick ner i kosmologins historia som det mest komplexa av de imaginära universum som skapats på basis av "ren" allmän relativitet. Sedan början av 1980-talet började de mest intressanta begreppen av detta slag att använda idéerna och den matematiska apparaten från kvantfältteorin och elementarpartikelteorin, och sedan, utan större fördröjning, supersträngteorin.