Najbolj nenavadne in najbolj nenavadne teorije o strukturi vesolja

2024 Avtor: Seth Attwood | [email protected]. Nazadnje spremenjeno: 2023-12-16 16:16

Poleg klasičnih kozmoloških modelov splošna teorija relativnosti omogoča ustvarjanje zelo, zelo, zelo eksotičnih namišljenih svetov.

Obstaja več klasičnih kozmoloških modelov, zgrajenih z uporabo splošne teorije relativnosti, ki jih dopolnjujeta homogenost in izotropnost prostora (glej "PM" št. 6'2012). Einsteinovo zaprto vesolje ima stalno pozitivno ukrivljenost prostora, ki postane statičen zaradi vnosa tako imenovanega kozmološkega parametra v enačbe splošne relativnosti, ki deluje kot antigravitacijsko polje.

V de Sitterjevem pospeševalnem vesolju z neukrivljenim prostorom ni običajne materije, ampak je napolnjena tudi z antigravitacijskim poljem. Obstajajo tudi zaprto in odprto vesolje Aleksandra Friedmana; mejni svet Einstein-de Sitterja, ki sčasoma postopoma zmanjšuje stopnjo širjenja na nič, in končno, vesolje Lemaitre, prednik kozmologije Velikega poka, ki raste iz superkompaktnega začetnega stanja. Vsi, predvsem pa Lemaitrov model, so postali predhodniki sodobnega standardnega modela našega vesolja.

Prostor vesolja v različnih modelih ima različne krivine, ki so lahko negativne (hiperbolični prostor), nič (ploski evklidski prostor, ki ustreza našemu vesolju) ali pozitivne (eliptični prostor). Prva dva modela sta odprta vesolja, ki se neskončno širita, zadnji je zaprt, ki se bo prej ali slej sesul. Na ilustraciji so od zgoraj navzdol prikazani dvodimenzionalni analogi takega prostora.

Obstajajo pa tudi druga vesolja, ki jih generira tudi zelo ustvarjalna, kot je zdaj običajno reči, uporaba enačb splošne relativnosti. Veliko manj (ali pa sploh ne ustrezajo) rezultatom astronomskih in astrofizičnih opazovanj, so pa pogosto zelo lepi in včasih elegantno paradoksalni. Res je, matematiki in astronomi so jih izumili v tolikšni količini, da se bomo morali omejiti le na nekaj najbolj zanimivih primerov namišljenih svetov.

Od vrvice do palačinke

Po pojavu (leta 1917) temeljnega dela Einsteina in de Sitterja so mnogi znanstveniki začeli uporabljati enačbe splošne relativnosti za ustvarjanje kozmoloških modelov. Eden prvih, ki je to storil, je bil newyorški matematik Edward Kasner, ki je svojo rešitev objavil leta 1921.

Njegovo vesolje je zelo nenavadno. Ne manjka le gravitacijske snovi, ampak tudi antigravitacijskega polja (z drugimi besedami, ni Einsteinovega kozmološkega parametra). Zdi se, da se v tem idealno praznem svetu sploh ne more zgoditi nič. Vendar je Kasner priznal, da se je njegovo hipotetično vesolje razvijalo neenakomerno v različnih smereh. Razširi se vzdolž dveh koordinatnih osi, vendar se skrči vzdolž tretje osi.

Zato je ta prostor očitno anizotropen in v geometrijskih obrisih spominja na elipsoid. Ker se tak elipsoid razteza v dveh smereh in se skrči vzdolž tretje, se postopoma spremeni v ravno palačinko. Hkrati Kasnerjevo vesolje sploh ne shujša, njegova prostornina se povečuje sorazmerno s starostjo. V začetnem trenutku je ta starost enaka nič - zato je tudi glasnost enaka nič. Vendar pa Kasnerjeva vesolja niso rojena iz točkovne singularnosti, kot je svet Lemaitra, temveč iz nečesa, kot je neskončno tanka napera - njegov začetni polmer je enak neskončnosti vzdolž ene osi in nič vzdolž drugih dveh.

Zakaj googlamo

Edward Kasner je bil sijajen popularizator znanosti – njegova knjiga Matematika in domišljija, ki je nastala v soavtorstvu z Jamesom Newmanom, je danes ponovno izdana in prebrana. V enem od poglavij se pojavi številka 10¹⁰⁰… Kaznerjev devetletni nečak si je izmislil ime za to številko - googol (Googol) in celo neverjetno velikansko številko 10^Googol- krstil izraz googolplex (Googolplex). Ko sta podiplomska študenta Stanforda Larry Page in Sergey Brin poskušala najti ime za svoj iskalnik, je njun prijatelj Sean Anderson priporočil vseobsegajoč Googolplex.

Vendar je bil Pageu všeč skromnejši Googol in Anderson se je takoj odločil preveriti, ali ga je mogoče uporabiti kot internetno domeno. V naglici se je zmotil in poslal zahtevo ne na Googol.com, ampak na Google.com. To ime se je izkazalo za brezplačno in Brinu je bilo tako všeč, da sta ga s Page 15. septembra 1997 takoj registrirala. Če bi bilo drugače, ne bi imeli Googla!

Kaj je skrivnost razvoja tega praznega sveta? Ker se njen prostor "premika" na različne načine po različnih smereh, nastanejo gravitacijske plimske sile, ki določajo njegovo dinamiko. Zdi se, da se jih lahko znebimo tako, da izenačimo stopnje ekspanzije vzdolž vseh treh osi in s tem odpravimo anizotropijo, vendar matematika takšnih svoboščin ne dopušča.

Res je, da lahko nastavite dve od treh hitrosti enaki nič (z drugimi besedami, določite dimenzije vesolja vzdolž dveh koordinatnih osi). Kasnerjev svet bo v tem primeru rasel le v eni smeri in to strogo sorazmerno s časom (to je lahko razumeti, saj se tako mora povečati njegov obseg), a to je vse, kar lahko dosežemo.

Kasnerjev univerzum lahko ostane samo pod pogojem popolne praznine. Če ji dodate malo snovi, se bo postopoma začela razvijati kot izotropno vesolje Einstein-de Sitterja. Na enak način, ko se njegovim enačbam doda Einsteinov parameter, ki ni nič, bo ta (z materijo ali brez nje) asimptotično vstopil v režim eksponentne izotropne ekspanzije in se spremenil v de Sitterjevo vesolje. Vendar takšni »dodatki« v resnici le spremenijo evolucijo že obstoječega vesolja.

V trenutku njenega rojstva praktično ne igrajo vloge in vesolje se razvija po istem scenariju.

Čeprav je Kasnerjev svet dinamično anizotropen, je njegova ukrivljenost v vsakem trenutku enaka vzdolž vseh koordinatnih osi. Vendar pa enačbe splošne relativnosti priznavajo obstoj vesolj, ki se ne razvijajo le z anizotropnimi hitrostmi, ampak imajo tudi anizotropno ukrivljenost.

Takšne modele je v zgodnjih petdesetih letih prejšnjega stoletja zgradil ameriški matematik Abraham Taub. Njegovi prostori se lahko v nekaterih smereh obnašajo kot odprta vesolja, v drugih pa kot zaprta vesolja. Poleg tega lahko sčasoma spremenijo predznak iz plusa v minus in iz minusa v plus. Njihov prostor ne samo utripa, ampak se dobesedno obrne navzven. Fizično lahko te procese povežemo z gravitacijskimi valovi, ki tako močno deformirajo prostor, da lokalno spremenijo njegovo geometrijo iz sferične v sedlasto in obratno. Skratka, čudni svetovi, čeprav matematično možni.

Za razliko od našega Vesolja, ki se širi izotropno (torej z enako hitrostjo ne glede na izbrano smer), se Kasnerjevo vesolje istočasno širi (po dveh oseh) in krči (po tretji).

Nihanja svetov

Kmalu po objavi Kaznerjevega dela so se pojavili članki Aleksandra Fridmana, prvi leta 1922, drugi leta 1924. Ti prispevki so predstavili presenetljivo elegantne rešitve enačb splošne relativnosti, ki so izjemno konstruktivno vplivale na razvoj kozmologije.

Friedmanov koncept temelji na predpostavki, da je snov v vesolju v povprečju razporejena čim bolj simetrično, torej popolnoma homogeno in izotropno. To pomeni, da je geometrija prostora v vsakem trenutku posameznega kozmičnega časa enaka v vseh njegovih točkah in v vseh smereh (strogo gledano je treba tak čas še pravilno določiti, vendar je v tem primeru ta problem rešljiv). Iz tega sledi, da je stopnja širjenja (ali krčenja) vesolja v danem trenutku spet neodvisna od smeri.

Friedmannova vesolja so torej popolnoma drugačna od Kasnerjevega modela.

V prvem članku je Friedman zgradil model zaprtega vesolja s konstantno pozitivno ukrivljenostjo prostora. Ta svet nastane iz začetnega točkovnega stanja z neskončno gostoto snovi, se razširi do določenega največjega polmera (in s tem do največjega volumna), nato pa se spet zruši v isto singularno točko (v matematičnem jeziku singularnost).

Vendar se Friedman pri tem ni ustavil. Najdene kozmološke rešitve po njegovem mnenju ni treba omejevati z intervalom med začetno in končno singularnostjo, temveč jo je mogoče časovno nadaljevati tako naprej kot nazaj. Rezultat je neskončen kup vesolj, nanizanih na časovno os, ki mejijo drug na drugega v točkah singularnosti.

V jeziku fizike to pomeni, da lahko Friedmannovo zaprto vesolje niha neskončno, umira po vsakem krčenju in se ponovno rodi v novo življenje v naslednjem širjenju. To je strogo periodičen proces, saj se vsa nihanja nadaljujejo enako dolgo. Zato je vsak cikel obstoja vesolja natančna kopija vseh drugih ciklov.

Takole je Friedman komentiral ta model v svoji knjigi "Svet kot prostor in čas": "Poleg tega obstajajo primeri, ko se polmer ukrivljenosti občasno spreminja: vesolje se skrči do točke (v nič), nato pa spet od točke. prinese svoj polmer na določeno vrednost, nato pa spet, zmanjša polmer njegove ukrivljenosti, se spremeni v točko itd. Nehote se spomnimo legende hindujske mitologije o življenjskih obdobjih; mogoče je govoriti tudi o "ustvarjenju sveta iz nič", a vse to je treba obravnavati kot radovedna dejstva, ki jih ni mogoče trdno potrditi z nezadostnim astronomskim eksperimentalnim gradivom."

Graf potenciala vesolja Mixmaster je videti tako nenavaden – potencialna jama ima visoke stene, med katerimi so tri »doline«. Spodaj so ekvipotencialne krivulje takšnega "vesolja v mešalniku".

Nekaj let po objavi Friedmanovih člankov so njegovi modeli pridobili slavo in priznanje. Einsteina je resno zanimala ideja o nihajočem vesolju in ni bil sam. Leta 1932 ga je prevzel Richard Tolman, profesor matematične fizike in fizikalne kemije na Caltechu. Ni bil niti čisti matematik, kot je Friedman, niti astronom in astrofizik, kot de Sitter, Lemaitre in Eddington. Tolman je bil priznan strokovnjak za statistično fiziko in termodinamiko, ki ju je najprej združil s kozmologijo.

Rezultati so bili zelo netrivialni. Tolman je prišel do zaključka, da bi se skupna entropija kozmosa morala povečevati iz cikla v cikel. Kopičenje entropije vodi v dejstvo, da je vedno več energije vesolja koncentrirano v elektromagnetnem sevanju, ki iz cikla v cikel vse bolj vpliva na njegovo dinamiko. Zaradi tega se dolžina ciklov poveča, vsak naslednji postane daljši od prejšnjega.

Oscilacije vztrajajo, vendar prenehajo biti periodične. Poleg tega se v vsakem novem ciklu povečuje polmer Tolmanovega vesolja. Posledično ima na stopnji največjega raztezanja najmanjšo ukrivljenost, njegova geometrija pa je vedno večja in se vse dlje časa približuje evklidski.

Richard Tolman je pri oblikovanju svojega modela zamudil zanimivo priložnost, na katero sta leta 1995 opozorila John Barrow in Mariusz Dombrowski. Pokazali so, da je oscilatorni režim Tolmanovega vesolja nepovratno uničen, ko se uvede antigravitacijski kozmološki parameter.

V tem primeru se Tolmanovo vesolje na enem od ciklov ne skrči več v singularnost, ampak se z naraščajočim pospeškom širi in spremeni v de Sitterjevo vesolje, kar v podobni situaciji počne tudi Kasnerjevo vesolje. Antigravitacija, tako kot marljivost, premaga vse!

Množenje entitet

"Naravni izziv kozmologije je čim bolje razumeti izvor, zgodovino in strukturo našega lastnega vesolja," pojasnjuje profesor matematike na univerzi Cambridge John Barrow za Popular Mechanics. - Hkrati pa splošna teorija relativnosti, tudi brez izposojanja iz drugih vej fizike, omogoča izračun skoraj neomejenega števila različnih kozmoloških modelov.

Seveda je njihova izbira narejena na podlagi astronomskih in astrofizičnih podatkov, s pomočjo katerih je mogoče ne le preizkušati različne modele glede skladnosti z realnostjo, ampak se tudi odločiti, katere njihove komponente je mogoče združiti za najustreznejše opis našega sveta. Tako je nastal trenutni standardni model vesolja. Tudi zaradi tega se je zgodovinsko razvita raznolikost kozmoloških modelov izkazala za zelo koristno.

Ampak ni samo to. Mnogi modeli so bili ustvarjeni, preden so astronomi zbrali bogastvo podatkov, ki jih imajo danes. Na primer, prava stopnja izotropije vesolja je bila ugotovljena zahvaljujoč vesoljski opremi šele v zadnjih nekaj desetletjih.

Jasno je, da so imeli v preteklosti vesoljski oblikovalci veliko manj empiričnih omejitev. Poleg tega je možno, da bodo celo eksotični modeli po današnjih standardih v prihodnosti uporabni za opis tistih delov vesolja, ki še niso na voljo za opazovanje. In končno, izum kozmoloških modelov lahko preprosto spodbudi željo po iskanju neznanih rešitev za enačbe splošne relativnosti, kar je tudi močna spodbuda. Na splošno je številčnost takšnih modelov razumljiva in upravičena.

Nedavna zveza kozmologije in fizike osnovnih delcev je upravičena na enak način. Njegovi predstavniki menijo, da je najzgodnejša faza življenja vesolja naravni laboratorij, ki je idealno primeren za preučevanje osnovnih simetrij našega sveta, ki določajo zakone temeljnih interakcij. To zavezništvo je že postavilo temelje za celoten ljubitelj bistveno novih in zelo globokih kozmoloških modelov. Nobenega dvoma ni, da bo v prihodnosti prinesla enako plodne rezultate."

Vesolje v mešalniku

Leta 1967 sta ameriška astrofizika David Wilkinson in Bruce Partridge odkrila, da reliktno mikrovalovno sevanje iz katere koli smeri, odkrito tri leta prej, prispe na Zemljo s skoraj enako temperaturo. S pomočjo visoko občutljivega radiometra, ki ga je izumil njihov rojak Robert Dicke, so pokazali, da temperaturna nihanja reliktnih fotonov ne presegajo desetinke odstotka (po sodobnih podatkih so precej manjša).

Ker je to sevanje nastalo prej kot 4.00.000 let po velikem poku, so rezultati Wilkinsona in Partridgea dali razlog za domnevo, da tudi če naše vesolje v trenutku rojstva ni bilo skoraj idealno izotropno, je to lastnost pridobilo brez velikega odlašanja.

Ta hipoteza je predstavljala velik problem za kozmologijo. V prvih kozmoloških modelih je bila izotropija vesolja že od samega začetka postavljena preprosto kot matematična predpostavka. Vendar pa je že sredi prejšnjega stoletja postalo znano, da enačbe splošne relativnosti omogočajo konstruiranje niza ne-izotropnih vesolj. V kontekstu teh rezultatov je skoraj idealna izotropija CMB zahtevala razlago.

Ta razlaga se je pojavila šele v zgodnjih osemdesetih letih in je bila povsem nepričakovana. Zgrajena je bila na temeljno novem teoretičnem konceptu superhitrega (kot običajno rečejo, inflacijskega) širjenja Vesolja v prvih trenutkih njegovega obstoja (glej "PM" št. 7'2012). V drugi polovici šestdesetih let prejšnjega stoletja znanost preprosto ni bila zrela za tako revolucionarne ideje. Toda, kot veste, v odsotnosti žigosanega papirja pišejo v navadnem.

Ugledni ameriški kozmolog Charles Misner je takoj po objavi članka Wilkinsona in Partridgea poskušal razložiti izotropijo mikrovalovnega sevanja s povsem tradicionalnimi sredstvi. Po njegovi hipotezi so nehomogenosti zgodnjega vesolja postopoma izginile zaradi medsebojnega "trenja" njegovih delov, ki ga povzroča izmenjava nevtrinskih in svetlobnih tokov (v svoji prvi publikaciji je Mizner ta domnevni učinek poimenoval nevtrinska viskoznost).

Po njegovem mnenju lahko taka viskoznost hitro zgladi začetni kaos in naredi Vesolje skoraj popolnoma homogeno in izotropno.

Misnerjev raziskovalni program je bil videti čudovit, vendar ni prinesel praktičnih rezultatov. Glavni razlog za neuspeh je bil ponovno razkrit z mikrovalovno analizo. Vsak proces, ki vključuje trenje, proizvaja toploto, to je elementarna posledica zakonov termodinamike. Če bi primarne nehomogenosti vesolja zgladili zaradi nevtrina ali kakšne druge viskoznosti, bi se energijska gostota CMB bistveno razlikovala od opazovane vrednosti.

Kot sta konec sedemdesetih let pokazala ameriški astrofizik Richard Matzner in njegov že omenjeni angleški kolega John Barrow, lahko viskozni procesi odpravijo le najmanjše kozmološke nehomogenosti. Za popolno "zglajenje" vesolja so bili potrebni drugi mehanizmi, ki so bili najdeni v okviru inflacijske teorije.

Kljub temu je Mizner prejel veliko zanimivih rezultatov. Zlasti leta 1969 je objavil nov kozmološki model, katerega ime si je sposodil … od kuhinjskega aparata, domačega mešalnika Sunbeam Products! Mixmaster Universe nenehno bije v najmočnejših krčih, zaradi katerih po Miznerjevih besedah svetloba kroži po zaprtih poteh, meša in homogenizira njeno vsebino.

Vendar je kasnejša analiza tega modela pokazala, da čeprav fotoni v Miznerjevem svetu opravljajo dolga potovanja, je njihov mešalni učinek zelo nepomemben.

Kljub temu je Mixmaster Universe zelo zanimiv. Tako kot Friedmanovo zaprto vesolje izhaja iz ničelnega volumna, se razširi do določenega maksimuma in se pod vplivom lastne gravitacije ponovno skrči. Toda ta evolucija ni gladka, kot Friedmanova, ampak popolnoma kaotična in zato popolnoma nepredvidljiva v podrobnostih.

V mladosti to vesolje intenzivno niha, širi se v dve smeri in krči v tretjo – tako kot Kasnerjevo. Vendar usmeritve razširitev in krčenja niso konstantne - naključno se menjajo mesta. Poleg tega je frekvenca nihanj odvisna od časa in se nagiba k neskončnosti, ko se približuje začetnemu trenutku. Takšno vesolje je podvrženo kaotičnim deformacijam, kot je žele, ki tresejo na krožniku. Te deformacije lahko ponovno razlagamo kot manifestacijo gravitacijskih valov, ki se premikajo v različnih smereh, veliko bolj silovite kot v Kasnerjevem modelu.

Mixmaster Universe se je zapisal v zgodovino kozmologije kot najbolj zapleteno izmed namišljenih vesolj, ustvarjenih na podlagi "čiste" splošne teorije relativnosti. Od zgodnjih osemdesetih let prejšnjega stoletja so najzanimivejši tovrstni koncepti začeli uporabljati ideje in matematični aparat kvantne teorije polja in teorije osnovnih delcev, nato pa brez velikega odlašanja teorije superstrun.