-ћузыка

 -ѕодписка по e-mail

 

 -ѕоиск по дневнику

ѕоиск сообщений в -Ёѕќ’ј_¬ќƒќЋ≈я-

 -–убрики

 -—татистика

—татистика LiveInternet.ru: показано количество хитов и посетителей
—оздан: 03.05.2008
«аписей:
 омментариев:
Ќаписано: 6608

 омментарии (0)

ћ»‘ ќ Ќј„јЋ≈ ¬–≈ћ≈Ќ.

ƒневник

¬торник, 10 ‘еврал€ 2009 г. 18:40 + в цитатник

ћ»‘ ќ Ќј„јЋ≈ ¬–≈ћ≈Ќ

√абриель ¬енециано


—огласно теории струн, Ѕольшой взрыв был не началом образовани€ ¬селенной, а лишь следствием ее предыдущего состо€ни€.


Ѕыл ли Ѕольшой взрыв началом времени или ¬селенна€ существовала и до него? Ћет дес€ть назад такой вопрос казалс€ нелепым. ¬ размышлени€х о том, что было до Ѕольшого взрыва, космологи видели не больше смысла, чем в поисках пути, идущего от —еверного полюса на север. Ќо развитие теоретической физики и, в частности, по€вление теории струн заставило ученых снова задуматьс€ о предначальной эпохе.

¬опрос о начале начал занимал философов и богословов с давних времен. ќн переплетаетс€ с множеством фундаментальных проблем, нашедших свое отражение в знаменитой картине ѕол€ √огена "D'ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous?" ("ќткуда мы пришли?  то мы такие?  уда мы идем?"). ѕолотно изображает извечный цикл: рождение, жизнь и смерть - происхождение, идентификаци€ и предназначение каждого индивидуума. ѕыта€сь разобратьс€ в своем происхождении, мы возводим свою родословную к минувшим поколени€м, ранним формам жизни и протожизни, химическим элементам, возникшим в молодой ¬селенной, и, наконец, к аморфной энергии, некогда заполн€вшей пространство. ”ходит ли наше фамильное древо корн€ми в бесконечность или космос так же не вечен, как и мы?

ќЅ«ќ–: —“–”ЌЌјя  ќ—ћќЋќ√»я
  • — давних пор философы спор€т о том, есть ли у ¬селенной определенное происхождение или она существовала всегда. ќбща€ теори€ относительности подразумевает конечность быти€ - расшир€юща€с€ ¬селенна€ должна была возникнуть в результате Ѕольшого взрыва.
  • ќднако в самом начале Ѕольшого взрыва теори€ относительности не действовала, поскольку все происходившие в тот момент процессы носили квантовый характер. ¬ теории струн, котора€ претендует на звание квантовой теории гравитации, вводитс€ нова€ фундаментальна€ физическа€ посто€нна€ - минимальный квант длины. ¬ результате старый сценарий ¬селенной, рожденной в Ѕольшом взрыве, становитс€ несосто€тельным.
  • Ѕольшой взрыв все же имел место, но плотность материи в тот момент не была бесконечной, а ¬селенна€, возможно, существовала и до него. —имметри€ теории струн предполагает, что у времени нет ни начала, ни конца. ¬селенна€ могла возникнуть почти пустой и сформироватьс€ к моменту Ѕольшого взрыва или пройти несколько циклов гибели и возрождени€. ¬ любом случае эпоха до Ѕольшого взрыва оказала огромное вли€ние на современный космос.
  • ≈ще древние греки ожесточенно спорили о происхождении времени. јристотель отвергал идею о наличии некоего начала, объ€сн€€ это тем, что из ничего ничто не возникает. ј поскольку ¬селенна€ не могла возникнуть из небыти€, значит, она существовала всегда. “аким образом, врем€ должно бесконечно простиратьс€ в прошлое и в будущее. ’ристианские богословы отстаивали противоположную точку зрени€. “ак, Ѕлаженный јвгустин утверждал, что Ѕог существует вне пространства и времени и может создавать их точно так же, как и другие аспекты нашего мира. Ќа вопрос "„то Ѕог делал прежде, чем создал мир?" знаменитый теолог отвечал: "¬рем€ само €вл€етс€ частью божьего творени€, просто не было никакого прежде!"

    —овременные космологи пришли к похожему заключению на основании общей теории относительности Ёйнштейна, согласно которой пространство и врем€ - м€гкие, податливые сущности. ¬о вселенских масштабах пространство по своей природе динамично: со временем оно расшир€етс€ или сокращаетс€, увлека€ за собой материю. ¬ 1920-х гг. астрономы подтвердили, что наша ¬селенна€ в насто€щее врем€ расшир€етс€: галактики удал€ютс€ друг от друга. »з этого следует, что врем€ не может бесконечно простиратьс€ в прошлое - еще в 1960-х гг. это доказали —тивен ’окинг (Steven Hawking) и –оджер ѕенроуз (Roger Penrose). ≈сли мы будем просматривать космическую историю в обратном пор€дке, то увидим, как все галактики будто проваливаютс€ в черную дыру и сжимаютс€ в единственную бесконечно малую точку - сингул€рность. ѕри этом плотность материи, ее температура и кривизна пространства-времени обращаютс€ в бесконечность. Ќа сингул€рности наша космическа€ родословна€ обрываетс€ и дальше в прошлое простиратьс€ не может.

    —транное совпадение

    Ќеизбежна€ сингул€рность представл€ет собой серьезную космологическую проблему. ¬ частности, она плохо согласуетс€ с высокой степенью однородности и изотропности, которой характеризуетс€ ¬селенна€ в глобальном масштабе. –аз уж космос в широком смысле слова стал всюду одинаковым, значит, между отдаленными област€ми пространства существовала кака€-то св€зь, координировавша€ его свойства. ќднако это противоречит старой космологической парадигме.

    ƒавайте рассмотрим, что произошло за 13,7 млрд. лет, прошедших с момента возникновени€ реликтового излучени€. »з-за расширени€ ¬селенной рассто€ние между галактиками выросло в 10 тыс. раз, тогда как радиус наблюдаемой ¬селенной увеличилс€ значительно больше - приблизительно в 1 млн раз (потому что скорость света превышает скорость расширени€). —егодн€ мы наблюдаем те области ¬селенной, которые не могли бы видеть 13,7 млрд. лет назад. ¬первые в космической истории свет от наиболее отдаленных галактик достиг ћлечного пути.

    “ем не менее свойства ћлечного пути в основном такие же, как у отдаленных галактик. ≈сли на вечеринке вы встретите двух одинаково одетых людей, то это можно объ€снить простым совпадением. ќднако если в похожих нар€дах будут дес€ть человек - значит, они заранее договорились о форме одежды. —егодн€ мы наблюдаем дес€тки тыс€ч независимых участков небесной сферы со статистически идентичными характеристиками реликтового фона. ¬озможно, такие области пространства уже при рождении были одинаковыми, т.е. однородность ¬селенной - простое совпадение. ќднако физики придумали два более правдоподобных объ€снени€: на начальной стадии развити€ ¬селенна€ была либо намного меньше, либо намного старше, чем считалось раньше.

    „аще всего предпочтение отдаетс€ первой альтернативе. —читаетс€, что молода€ ¬селенна€ прошла период инфл€ции, т.е. ускор€ющегос€ расширени€. ƒо него галактики (точнее, их прародители) были очень плотно упакованы и поэтому стали похожи друг на друга. ¬о врем€ инфл€ции они потер€ли контакт, ибо свет не успевал за неистовым расширением.  огда инфл€ци€ закончилась, расширение начало замедл€тьс€ и галактики снова оказались в поле зрени€ друг друга.

    ¬иновницей стремительного инфл€ционного всплеска физики считают потенциальную энергию, накопленную спуст€ 10-35 с после Ѕольшого взрыва в особом квантовом поле - инфлатоне. ѕотенциальна€ энерги€, в отличие от массы поко€ и кинетической энергии, приводит к гравитационному отталкиванию. “€готение обычной материи замедл€ло бы расширение, а инфлатон, напротив, ускор€л его. ѕо€вивша€с€ в 1981 г. теори€ инфл€ции точно объ€сн€ет результаты целого р€да наблюдений (см. специальный репортаж "„етыре ключа к космологии", "¬ мире науки", є5, 2004 г.). ќднако до сих пор не €сно, что представл€л собой инфлатон и откуда у него вз€лось столько потенциальной энергии.

    ¬тора€ альтернатива подразумевает отказ от сингул€рности. ≈сли врем€ началось не в момент Ѕольшого взрыва, а ¬селенна€ возникла задолго до начала нынешнего космического расширени€, то у материи было достаточно времени, чтобы плавно самоорганизоватьс€. ѕоэтому ученые решили пересмотреть рассуждени€, привод€щие к мысли о сингул€рности.

    ƒ¬≈ ¬≈–—»» Ќј„јЋј
    ¬ нашей расшир€ющейс€ ¬селенной галактики разбегаютс€, словно рассеивающа€с€ толпа. ќни удал€ютс€ друг от друга со скоростью, пропорциональной рассто€нию между ними: галактики, разделенные 500 млн. световых лет, разбегаютс€ вдвое быстрее, чем галактики, разнесенные на 250 млн. световых лет. “аким образом, все наблюдаемые нами галактики должны были в момент Ѕольшого взрыва одновременно стартовать из одного и того же места. Ёто справедливо даже в том случае, если космическое расширение проходит периоды ускорени€ и замедлени€. Ќа диаграммах пространства и времени (см. ниже) галактики перемещаютс€ по извилистым пут€м в наблюдаемую часть пространства и из нее (желтый клин). ќднако пока точно неизвестно, что же происходило в тот момент, когда галактики (или их предшественники) начали разлетатьс€.
    ƒиаграммы  пространства и времени, галактики перемещаютс€ по извилистым  пут€м в наблюдаемую часть пространства и из нее (желтый клин)
    ¬ стандартной модели с Ѕольшим взрывом, основанной на общей теории относительности, рассто€ние между любыми двум€ галактиками в определенный момент нашего прошлого равн€лось нулю. ƒо этого момента врем€ не имеет смысла.¬ модел€х, учитывающих квантовые эффекты, в момент старта любые две галактики были разделены некоторым минимальным рассто€нием. “акие сценарии не исключают возможности существовани€ ¬селенной до Ѕольшого взрыва.

    ¬есьма сомнительным представл€етс€ предположение о том, что теори€ относительности справедлива всегда. ¬едь в ней не учитываютс€ квантовые эффекты, которые должны были доминировать вблизи сингул€рности. „тобы окончательно во всем разобратьс€, нужно включить общую теорию относительности в квантовую теорию гравитации. Ќад этой задачей теоретики бились со времен Ёйнштейна, но лишь в середине 1980-х гг. дело сдвинулось с мертвой точки.

    Ёволюци€ революции

    —егодн€ рассматриваютс€ два подхода. ¬ теории петлевой квантовой гравитации теори€ относительности сохран€етс€ по существу нетронутой, измен€етс€ только процедура ее применени€ в квантовой механике (см. статью Ћи —молина "јтомы пространства и времени", "¬ мире науки", є4, 2004 г.). ¬ последние годы сторонники петлевой квантовой гравитации добились больших успехов и достигли глубокого понимани€, однако их подход недостаточно кардинален дл€ решени€ фундаментальных проблем квантовани€ т€готени€. — похожей проблемой столкнулись специалисты по теории элементарных частиц. ¬ 1934 г. Ёнрико ‘ерми (Enrico Fermi) предложил эффективную теорию слабого €дерного взаимодействи€, но попытки построить ее квантовый вариант поначалу потерпели фиаско. “ребовалась не нова€ методика, а концептуальные изменени€, которые были воплощены в теории электрослабого взаимодействи€, предложенной Ўелдоном √лэшоу (Sheldon Glashow), —тивеном ¬ейнбергом (Steven Weinberg) и јбдусом —аламом (Abdus Salam) в конце 1960-х гг.

    Ѕолее обещающим мне представл€етс€ второй подход - теори€ струн, действительно революционна€ модификаци€ теории Ёйнштейна. ќна выросла из модели, предложенной мною в 1968 г. дл€ описани€ €дерных частиц (протонов и нейтронов) и их взаимодействий.   сожалению, модель оказалась не совсем удачной, и через несколько лет от нее отказались, предпочт€ квантовую хромодинамику, согласно которой протоны и нейтроны состо€т из кварков. ѕоследние ведут себ€ так, словно св€заны между собой упругими струнами. »значально теори€ струн была посв€щена описанию струнных свойств €дерного мира. ќднако вскоре ее стали рассматривать как возможный вариант объединени€ общей теории относительности и квантовой механики.

    ќсновна€ иде€ состоит в том, что элементарные частицы - не точечные, а бесконечно тонкие одномерные объекты, называемые струнами. ќбширное семейство разнообразных элементарных частиц отражено множеством возможных форм колебаний струны.  ак же столь бесхитростна€ теори€ описывает сложный мир частиц и их взаимодействий? —екрет в так называемой магии квантовых струн.  ак только правила квантовой механики примен€ютс€ к вибрирующей струне, вдоль которой колебани€ распростран€ютс€ со скоростью света, у нее по€вл€ютс€ новые свойства, тесно св€занные с физикой элементарных частиц и космологией.

    ¬о-первых, квантовые струны имеют конечный размер. ќбычную (неквантовую) скрипичную струну можно было бы разрезать пополам, затем одну из половинок снова порвать на две части и так далее, пока не получилась бы точечна€ частица с нулевой массой. ќднако принцип неопределенности √ейзенберга не позвол€ет нам разделить струну на части длиной меньше, чем приблизительно 10-34 м. ћельчайший квант длины обозначаетс€ ls и представл€ет собой природную константу, котора€ в теории струн стоит в одном р€ду со скоростью света c и посто€нной ѕланка h.

    ¬о-вторых, даже безмассовые квантовые струны могут иметь угловой момент. ¬ классической физике тело с нулевой массой не может обладать угловым моментом, поскольку он определ€етс€ как произведение скорости, массы и рассто€ни€ до оси. Ќо квантовые флуктуации измен€ют ситуацию. ”гловой момент крошечной струны может достигать 2h, даже если ее масса равн€етс€ нулю, что в точности соответствует свойствам переносчиков всех известных фундаментальных сил, таких как фотон и гравитон. »сторически именно эта особенность углового момента привлекла внимание к теории струн, как к кандидату на звание теории квантовой гравитации.

    ¬-третьих, квантовые струны требуют существовани€ дополнительных пространственных измерений.  лассическа€ скрипична€ струна будет колебатьс€ независимо от того, каковы свойства пространства и времени.  вантова€ струна более привередлива: уравнени€, описывающие ее колебани€, остаютс€ непротиворечивыми только в том случае, если пространство-врем€ сильно искривлено (что противоречит наблюдени€м) или содержит шесть дополнительных измерений.

    ¬-четвертых, физические посто€нные, которые определ€ют свойства природы и вход€т в уравнени€, отражающие закон  улона и закон всемирного т€готени€, перестают быть независимыми, фиксированными константами. ¬ теории струн их значени€ динамически задаютс€ пол€ми, похожими на электромагнитное. ¬озможно, напр€женность полей была неодинакова на прот€жении различных космологических эпох или в отдаленных област€х пространства. “еори€ струн получит серьезное экспериментальное подтверждение, если ученым удастс€ зарегистрировать хот€ бы незначительное изменение физических констант.

    ÷ентральное место в теории струн занимает одно из таких полей - дилатон. ќно определ€ет общую силу всех взаимодействий. ¬еличину дилатона можно истолковать как размер дополнительного пространственного измерени€ - 11-го по счету.

    “≈ќ–»я —“–”Ќ
    “еори€ струн - сама€ многообещающа€ (хот€ и не единственна€) теори€, пытающа€с€ описать, что происходило в момент Ѕольшого взрыва. —труны представл€ют собой материальные объекты, очень похожие на струны скрипки.  огда скрипач перемещает пальцы по деке инструмента, он уменьшает длину струн и вызывает повышение частоты колебаний и, следовательно, их энергии. ≈сли укоротить струну до субсубатомных размеров, начнут действовать квантовые эффекты, преп€тствующие дальнейшему уменьшению длины.

    “еори€ струн

    —убатомна€ струна может не только перемещатьс€ целиком или колебатьс€, но и завиватьс€, как пружина. ѕредположим, что пространство имеет цилиндрическую форму. ≈сли длина окружности больше, чем минимальна€ допустима€ длина струны, увеличение скорости перемещени€ требует малого приращени€ энергии, а каждый виток - большого. ќднако если окружность короче минимальной длины, на дополнительный виток затрачиваетс€ меньше энергии, чем на приращение скорости. —ледовательно, полна€ эффективна€ энерги€ остаетс€ неизменной. —труна не может быть короче кванта длины, поэтому вещество в принципе не может быть бесконечно плотным.

    —убатомна€ струна

    —в€зывание свободных концов

    „итать далее...
    –убрики:  —ознание эволюционных процессов.
    Ќј” ј » “≈’Ќ» ј.
     ќ—ћќ—.

    ћетки:  

     —траницы: [1]