Andrey Dmitrievich Linde, Universitatea Stanford (SUA), profesor. 10 iunie 2007, Moscova, FIAN
În primul rând, trebuie să spun că sunt puțin timid. Am vorbit în această sală de multe ori. La început am studiat aici, iar când a început totul, eram student la Universitatea din Moscova, am venit aici la seminarii, la FIAN. Și de fiecare dată când am participat la aceste seminarii, a fost dureros, am fost teribil de interesant și, de asemenea, incredibil de dificil. Tot ce s-a spus, am înțeles, ei bine, cam zece la sută. M-am gândit că, probabil, eu, ei bine, așa un idiot, nu mai înțeleg nimic, fizica nu va funcționa din mine... Dar îmi doream foarte mult, am continuat să merg. Mai am aceste zece la sută înțelegere: practic, la seminariile la care merg, înțeleg cam zece la sută. Și apoi am făcut primul meu raport aici. M-am uitat la fețele oamenilor și am avut impresia că au înțeles și ei zece la sută. Și apoi complexul meu de inferioritate a dispărut, parțial din cauza macar. Puțin, probabil, a mai rămas... De ce spun asta? Subiectul este destul de complex. Și dacă zece la sută este clar, atunci ești pe drumul cel bun.
Ceea ce voi vorbi acum este legat de teoria Universului inflaționist. Univers inflaționist, în rusă a fost numit „Universul inflaționist”, dar numele standard este „inflaționist”. LA timpuri recente a existat un astfel de termen - „Multi-vers”. Acesta este un termen care înlocuiește cuvântul „Univers”. Deci, în loc de un univers - mai multe universuri deodată într-unul. Ei bine, în rusă, poate, cea mai adecvată traducere este „Universul cu multe fețe”. Și despre asta am să vorbesc acum.
Dar mai întâi, o introducere generală în cosmologie în general. De unde a venit cosmologia inflaționistă (de ce a fost nevoie)? Ce a venit înaintea lui (teoria Big Bang-ului). În primul rând, câteva informații biografice. Vârsta Universului, conform ultimelor date observate... Când vorbesc despre vârstă, de fiecare dată când spun și undeva în suflet pun o virgulă mică că ar trebui să revin la asta și apoi să spun că de fapt Universul poate fii infinit de vechi. Ei bine, ceea ce oamenii numesc vârsta universului are o precizie de aproximativ 13,7 miliarde de ani cu... poate mai bine de 10%. Acum oamenii știu asta destul de bine. Dimensiunea părții observabile a universului... Ce înseamnă „observabil”? Ei bine, lumina călătorește către noi de 13,7 miliarde de ani, așa că înmulțiți-o cu viteza luminii și obțineți distanța la care vedem acum lucrurile. Spun asta, dar în sufletul meu se pune imediat din nou o virgulă: de fapt, nu este așa. Pentru că vedem de câteva ori mai departe decât atât, pentru că acele obiecte care ne-au trimis lumină în urmă cu 13,7 miliarde de ani, sunt acum mai departe de noi. Și vedem lumină din ele și sunt mai departe, așa că în realitate vedem mai mult decât viteza luminii înmulțită cu timpul existenței Universului.
Mai departe. Densitatea medie a unei substanțe este de aproximativ 10 -29 g/cm3. Foarte putin. Dar trăim în locul unde s-a condensat... Greutatea părții observabile a Universului este de peste 10 50 de tone. Greutatea la momentul nașterii... dar acesta este cel mai interesant lucru. Când s-a născut universul, dacă numărați chiar din momentul Big Bang-ului, cam timpul t = 0 , atunci greutatea sa trebuie să fie infinită. Dacă numărați dintr-un alt moment... se numește momentul Planck. Momentul Planck este un moment de 10 la minus putere... Ei bine, uneori voi scrie în continuare pe tablă... Deci, t Planck are aproximativ 10 minus patruzeci și trei de secunde ( t p ~ 10–43 s). Acesta este punctul în care, pentru prima dată, putem considera universul în termeni de spațiu-timp normal, pentru că dacă luăm obiecte la ori mai mici decât aceasta, sau la distanțe mai mici decât distanța Planck (adică 10 -33 cm ), - dacă luăm o distanță mai mică, atunci la distanțe mai mici spațiu-timp fluctuează atât de puternic încât va fi imposibil să le măsurăm: riglele se îndoaie, ceasul se rotește, cumva nu este bine... Prin urmare, începe considerația normală. din acest moment. Și în acel moment Universul avea o greutate neobișnuit de mare. Vă spun care dintre ele - puțin mai târziu. Și ce a făcut Universul inflaționist: am învățat cum să explicăm cum poți obține întregul Univers din mai puțin de un miligram de materie. Tot ce vedem acum...
Și să mergem mai departe, date preliminare. Cele mai simple modele ale universului, ceea ce este în manuale, sunt cele trei modele posibile ale lui Friedman. Primul este un univers închis, [al doilea] este un univers deschis și [al treilea] este un univers plat. Aceste imagini sunt doar exemple. Sensul este următorul.
Aici cea mai simpla varianta- univers plat. Geometria unui univers plat este aceeași cu geometria unei mese plate, adică. linii paralele rămâne paralel și nu se intersectează niciodată. Care este diferența, cum este diferită de o masă plată? Faptul că dacă am două linii paralele... de exemplu, două fascicule de lumină au mers paralele între ele... Universul se extinde, așa că, deși sunt paralele, două fascicule de lumină, se îndepărtează unul de celălalt datorită la faptul că întregul univers se extinde. Prin urmare, a spune așa - că geometria unei mese plate - nu este în întregime corectă. Universul este o curbă într-un sens cu patru dimensiuni. Într-un sens tridimensional, este plat.
Un univers închis este ca proprietăți geometrice asupra proprietăților suprafeței unei sfere. Adică, dacă am două linii paralele la ecuator, atunci ele se intersectează la polii nord și sud. Liniile paralele se pot intersecta. Și trăim într-un fel pe suprafața sferei, ca un purice care se târăște pe tot globul. Dar analogia este și superficială - în două sensuri. Universul nostru este ca o sferă tridimensională într-un spațiu cu patru dimensiuni. Trebuie să desenezi, dar în realitate doar analogii... Și, în plus, se extinde. Dacă vrem să mergem de la ecuator la polul nord, atunci nu vom avea suficient timp - un astfel de univers se poate prăbuși sau nu vom ajunge acolo, pentru că se extinde prea repede.
Universul deschis este similar în proprietățile sale cu proprietățile unui hiperboloid, adică dacă încep două linii paralele la gâtul hiperboloidului, acestea vor începe să diverge și să nu se întâlnească niciodată.
Există trei modele principale. Au fost propuși de Friedman cu destul de mult timp în urmă, în anii 20 ai secolului trecut, iar lui Einstein nu i-au plăcut foarte mult. Nu mi-a plăcut, pentru că totul părea să contrazică ideologia în baza căreia au fost crescuți oamenii de atunci. Ideologia a fost că Universul este, până la urmă, un sistem de coordonate, ei bine, coordonate, ele nu se extind, este doar o grilă. Oamenii au crezut întotdeauna în Europa - la început au crezut - că universul este finit și static. Este finit, pentru că Dumnezeu este infinit, iar Universul este mai mic decât Dumnezeu, deci trebuie să fie finit, dar static... ei bine, pentru că ce ar trebui să facă - un sistem de coordonate... Apoi au abandonat prima presupunere, spunând că Dumnezeu nu ar pierde mare lucru, dacă dă unul dintre atributele sale Universului și îl face infinit, dar se considera totuși că este static.
Expansiunea universului a fost o proprietate ciudată împotriva căreia s-a luptat mult timp, până când au văzut că de fapt se extinde. Aceasta înseamnă că ceea ce s-a întâmplat în ultimii ani nu este experimental fizica teoretica, dar în cosmologia experimentală. S-au dovedit două lucruri. Vom începe cu al doilea. În 1998, oamenii au văzut că universul se extinde acum într-un ritm accelerat. Ce înseamnă accelerat? Ei bine, aici se extinde cu o oarecare viteză. De fapt, acest lucru este puțin greșit...
Deci aici A este scara universului A cu un punct ( å ) este rata de expansiune a universului, A cu punct împărțire cu A (å /A) este aici A, de exemplu, distanța de la o galaxie la alta, să-i spunem o literă A. Și asta ( å /A) este viteza cu care galaxiile fug unele de altele. Iată chestia asta å /A= H) este constanta Hubble, depinde de fapt de timp. Dacă acest lucru scade în timp, nu înseamnă că universul încetează să se extindă. Extensia înseamnă că A cu un punct mai mare decat zero ( å > 0). Dar ceea ce oamenii au descoperit acum este că acum acest regim se apropie asimptotic de o constantă ( å /A= H → const), adică nu numai A cu un punct este pozitiv, dar aceasta este relația lor, tinde spre o constantă. Și dacă este ecuație diferențială rezolva, se dovedește că factorul de scară al Universului se comportă asimptotic aproximativ după cum urmează: A ~ e H t- Universul se va extinde exponențial, iar acest lucru nu era prea așteptat înainte. Adică, aceasta este o expansiune accelerată a Universului și, mai devreme, conform teoriei standard, s-a dovedit că Universul ar trebui să se extindă cu decelerare.
Iată descoperirea din ultimii nouă ani. La început, oamenii au crezut că, ei bine, undeva o eroare experimentală, altceva, apoi au început să le numească cuvinte diferite - constanta cosmologică, energia vidului, energia întunecată... Așa că asta s-a întâmplat recent. Teoria despre care voi vorbi acum este cosmologia inflaționistă. Presupune (și acum pare din ce în ce mai mult că probabil a fost o presupunere corectă, încă nu știm sigur - există teorii concurente, deși nu-mi plac acolo, dar, prin urmare, acestea sunt puncte de vedere ) - dar se pare ce este asta lucrul potrivit, - în ce universul timpuriu Aparent, Universul se extindea și el într-un ritm accelerat. Mai mult, cu o accelerație mult mai mare decât cea cu care se extinde acum - cu multe zeci de ordine de mărime o accelerație mai mare. Aceste două descoperiri... aparent, ar trebui încercate să le interpreteze cumva.
Așadar, pozele care sunt deseori desenate în același timp... Aici (nu te uita deocamdată la această poză roșie) este una standard, dintr-un manual. Dacă Universul este închis - adică geometria este asemănătoare cu geometria unei sfere, suprafața unei sfere - atunci ia naștere dintr-o singularitate și dispare într-o singularitate, are o durată de viață finită. Dacă este plat, atunci ia naștere dintr-o singularitate și se extinde la infinit. Dacă este deschis, atunci continuă să se miște cu o viteză constantă.
Ce s-a dovedit, ce tocmai am spus despre această energie întunecată, constanta cosmologică, accelerația Universului - s-a dovedit că se comportă așa. Și s-a dovedit că ea se comportă așa, orice ar fi- deschis, închis, plat... În general, în astfel de cazuri, acesta este așa ceva. Acum, dacă deschidem manuale de astronomie, practic ei încă publică aceste trei imagini aici și asta este ceea ce am fost crescuți în ultimii ani. Prin urmare, existența acestui ultim a fost o descoperire remarcabilă și este legată de faptul că oamenii credeau că există o densitate de energie diferită de zero în vid, în vid. Este foarte mic: este de aceeași ordine cu densitatea energetică a materiei din Univers - 10–29 g/cm 3 . Și când îmi imaginez uneori acești oameni, spun: „Uite, aceștia sunt oameni care au măsurat energia... nimic”. Deci, aici este linia roșie.
Imaginea generală a distribuției energiei... Când spun „energie”, sau spun „materie”, „substanță”, mă refer la același lucru, pentru că, după cum știm, E egală mc pătrat ( E = mc 2), adică aceste două lucruri sunt proporționale unul cu celălalt... Există energie întunecată...
 |
Bugetul total de energie și materie din Univers este reprezentat de o astfel de plăcintă: aproximativ 74% este energie întunecată. Ce este, nimeni nu știe. Fie aceasta este energia vidului, fie este energia unui câmp scalar special distribuit uniform, care se schimbă lent - despre asta mai târziu. Ei bine, aici este parte separată, ea nu se mototolește. Ce vreau să spun prin asta? Ea nu se rătăcește în galaxii. Materia întunecată (aproximativ 22% din bugetul total) este ceva care se aglomerează, dar pe care nu îl vedem. Ceva care se poate rătăci în galaxii, dar pe care nu-l putem vedea, nu strălucește. Și aproximativ 4-5% este materie „normală”. Iată bugetul tuturor problemelor noastre.
Și există mistere acolo. De ce sunt ele de aceeași ordine, aceste cantități și de ce există atât de mult din acest tip de energie care stă în vid? Cum s-a dovedit că noi, atât de mândri, credem că totul este de același tip ca și noi, dar ne-au dat doar patru la sută... Deci...
Acum - Univers inflaționist. Până acum, există doar o referință, ca să fie clar despre ce vorbesc și abia atunci va începe cazul. Inflația este ceea ce este. Iată ce era în imaginile anterioare, că Universul a început și a început să se extindă și, amintiți-vă, arcul era curbat în această direcție... Acum, dacă mă întorc, vă voi arăta toate acestea... vedeți voi , toate arcurile - erau curbate așa așa. Inflația este o parte din traiectoria care a existat, așa cum ar fi, înainte de Big Bang, într-un sens, înainte ca arcul să înceapă să se îndoaie așa. Acesta este momentul în care Universul s-a extins exponențial și Universul s-a extins cu accelerație. Ar putea avea inițial o dimensiune foarte mică, apoi a fost o etapă de expansiune foarte rapidă, apoi a devenit fierbinte și apoi s-a întâmplat tot ce era scris în manuale: că Universul era fierbinte, a explodat ca o minge fierbinte - asta a fost totul după etapa de inflație și în timpul inflației nu ar putea exista deloc particule. Iată o referință.
Deci de ce au fost necesare toate acestea? Și apoi, oamenii s-au uitat acum 25 de ani - deja puțin mai mult - la teoria Big Bang și au pus întrebări diferite. Voi enumera întrebările.
Ce s-a întâmplat când nu era nimic? Este clar că întrebarea este lipsită de sens, de ce să o întrebi... Manualul lui Landau și Lifshitz spune că soluția ecuațiilor lui Einstein nu poate fi continuată în regiunea timpului negativ, așa că este inutil să ne întrebăm ce s-a întâmplat înainte. Nu are sens, dar toți oamenii au întrebat oricum.
De ce este universul omogen și izotrop?Întrebare: de ce, într-adevăr? Ce înseamnă omogen? Ei bine, dacă ne uităm lângă noi, Galaxia noastră nu este omogenă. Lângă noi se află sistemul solar - neomogenități mari. Dar dacă ne uităm la scara întregii părți a Universului pe care o observăm în prezent, acești 13 miliarde de ani lumină, atunci, în medie, Universul din dreapta și din stânga noastră are aceeași densitate, cu o precizie de aproximativ unu. zecemiimea și chiar mai bine decât atât. Deci cineva l-a lustruit, de ce este atât de uniform? Și la începutul secolului trecut, la aceasta s-a răspuns după cum urmează. Există acest lucru numit „principiul cosmologic”: că universul trebuie să fie omogen.
Obișnuiam să glumesc că oamenii care nu au idei bune au uneori principii. Apoi am încetat să o mai fac, pentru că s-a dovedit că acest principiu a fost introdus, în special, de Albert Einstein. Doar că la vremea aceea oamenii nu știau, și încă în multe cărți de astronomie se discută despre principiul cosmologic - că Universul trebuie să fie omogen, pentru că... ei bine, aici este omogen!
Pe de altă parte, știm că principiile - atunci trebuie să fie complet corecte. Acolo, nu cunosc persoana care ia mic mită, el nu poate fi numit om cu principii. Universul nostru a fost puțin eterogen – are galaxii, ele ne sunt necesare, așa că de undeva trebuie să înțelegem de unde vin galaxiile.
De ce au început toate părțile universului să se extindă în același timp? Acea parte este Universul și acea parte este Universul, ei nu au vorbit între ei când Universul tocmai a început să se extindă. În ciuda faptului că dimensiunea Universului era mică, pentru ca o parte a Universului să știe că cealaltă a început să se extindă, este necesar ca persoana care locuiește aici - ei bine, o persoană imaginară - să știe că această parte a inceput sa se extinda... Și pentru asta ar trebui să primească un semnal de la acea persoană. Și asta ar dura timp, așa că oamenii nu ar putea fi de acord în niciun fel, mai ales în Universul infinit, că, ură, trebuie să începem să ne extindem, ei deja au permis... Deci, acesta este motivul pentru care toate părțile Universului au început să se extindă. extinde in acelasi timp...
De ce este universul plat? Ceea ce se știe acum experimental este că Universul este aproape plat, adică linii paralele, ele nu se intersectează în partea observabilă a Universului. Mijloace, De ce Este universul atât de plat? La școală suntem învățați că liniile paralele nu se intersectează, dar la universitate se spune că Universul poate fi închis și se pot intersecta. Deci de ce avea Euclid dreptate? nu stiu…
De ce există atât de multe în univers particule elementare? Există mai mult de 1087 de particule elementare în partea din Univers pe care o observăm. Răspunsul standard la asta a fost că, ei bine, universul este mare, de aceea... De ce e atat de mare? Și o acumulez uneori așa: de ce au venit atât de mulți oameni la prelegere? - dar pentru că sunt atât de mulți oameni la Moscova... - de ce sunt atât de mulți oameni la Moscova? - și Moscova este doar o parte a Rusiei și sunt mulți oameni în Rusia, unii au venit la prelegere ... - de ce sunt atât de mulți oameni în Rusia și chiar mai mulți în China? În general, trăim doar pe o singură planetă și avem multe planete pe ea sistem solar, și acum și mai multe planete sunt încă găsite în Univers și știți că există 10 11 stele în Galaxia noastră și, prin urmare, undeva sunt planete, undeva sunt oameni, unii dintre ei au venit la prelegere... De ce sunt atâtea stele în galaxia noastră? Știți câte galaxii sunt în partea noastră a Universului? Aproximativ 10 11 -10 12 galaxii, iar în fiecare dintre ele câte 10 11 stele, planete se învârt în jurul lor, iar unii oameni au venit la prelegere. De ce avem atâtea galaxii? Ei bine, pentru că Universul este mare... Deci... și aici terminăm.
Și dacă luăm, de exemplu, Universul - un Univers închis tipic, care ar avea singura dimensiune tipică disponibilă în teorie generală relativitatea împreună cu mecanica cuantică, - 10–33 cm, dimensiune inițială. Deci, pentru a comprima substanța până la densitatea foarte limitativă care este posibilă (aceasta este așa-numita densitate Planck, ρ densitate Planck), este de aproximativ 10 94 g / cm 3 ... De ce este limitativă? Nu în sensul limitării este imposibil să continui, ci în sensul că dacă comprimi materia până la o asemenea densitate, atunci Universul începe să fluctueze atât de mult încât este imposibil să o descrii într-un mod normal. Aceasta înseamnă că dacă luăm și comprimăm materia la cea mai mare densitate, punem în ea un Univers închis de mărime naturală și numărăm numărul de particule elementare acolo, se dovedește că aceasta conține unu particulă elementară. Poate zece particule elementare. Și avem nevoie de 10 87 . Prin urmare ea problema reala- unde, de ce sunt atâtea particule elementare?
Treaba nu se termină aici. De unde a venit toată energia din univers? Nici măcar nu l-am formulat astfel pentru mine înainte, până când am fost invitat în Suedia la un simpozion Nobel dedicat energiei... adică oameni care sunt implicați în producția de petrol, sau altceva, s-au adunat acolo. Și mi-au dat ocazia să deschid această conferință, iar primul raport... Nu am putut înțelege ce vor de la mine? Nu sunt angajat în producția de petrol, nu sunt implicat în energia solară și energia eoliană, ce pot spune despre energie în general? Ei bine, atunci am început raportul cu faptul că am spus: știi de unde a venit energia din Univers? Știți câtă energie avem? Hai să numărăm.
Energia materiei din univers nu este conservată. Primul paradox. Știm că energia este conservată, dar acest lucru nu este corect. Pentru că dacă luăm, de exemplu, punem gaz într-o cutie și lăsăm cutia să se extindă... Iată cutia - acesta este Universul nostru, să lăsăm cutia să se extindă. Gaz - exercită presiune asupra pereților cutiei. Și când cutia se extinde, acest gaz funcționează pe pereții cutiei și, prin urmare, atunci când cutia se extinde, gazul își pierde energia. Pentru că el face treaba, totul este corect, există un echilibru de energie. Dar singurul fapt este că în timpul expansiunii Universului, energia totală a gazului scade. Deoarece există o ecuație standard: modificarea energiei este egală cu minus presiunea ori schimbarea volumului ( dE = –PdV). Volumul Universului crește, presiunea este pozitivă, deci energia scade.
Aici, în toate modelele de Univers, normale, cele care au fost asociate cu teoria Big Bang, energia totală a Universului a scăzut. Dacă acum este de 10 50 de tone, atunci cât era la început? Pentru că energia este doar irosită. Deci, atunci la început ar fi trebuit să fie mai multe. Cineva a trebuit să creeze acest univers cu mult mai multă energie decât are acum. Pe de altă parte, ceva trebuie păstrat. Și unde este cheltuită această energie în timpul expansiunii Universului? Este cheltuit pe faptul că dimensiunea Universului se schimbă, că Universul se extinde cu o anumită viteză. Există ceva energie care este ascunsă în geometria universului. Există o energie care este asociată cu gravitația. Așadar valoare totală energia materiei şi energie gravitațională, este salvat. Dar numai dacă calculezi suma totală. Există diferite metode de numărare - și din nou se pune o virgulă acolo - dar cu o anumită metodă de numărare, suma totală a energiei materiei și gravitației, este pur și simplu egală cu zero. Adică, energia materiei este compensată de energia interacțiunii gravitaționale, deci există zero. Și deci, da, a început de la zero, se va termina cu zero, totul se păstrează, dar numai această lege a conservării, nu ne este foarte utilă. El nu ne explică de unde a venit o energie atât de uriașă. Deci cat de mult?
Aici, conform teoriei Big Bang-ului, masa totală a materiei la început, când s-a născut Universul, ar fi trebuit să depășească 1080 de tone.Aceasta este deja mult. Aceasta este destul de mult... Și dacă aș număra toate acestea chiar și direct din singularitate, atunci pur și simplu ar fi trebuit să existe o cantitate infinită de materie în Univers. Și atunci apare întrebarea: unde ne-a dat cineva această cantitate infinită de materie, dacă înainte de momentul apariției Universului, ei bine, nu era nimic? La început nu a fost nimic, apoi deodată a devenit, și atât de mult încât a fost chiar și cumva puțin ciudat. Adică cine ar fi putut face asta?.. Dar fizicienii nu au vrut să formuleze întrebarea în acest fel, iar acum nu mai vor.
Prin urmare, poate fi bine că s-a găsit o teorie care să permită, cel puțin în principiu, să se explice cum s-ar fi putut face toate acestea, pornind de la o bucată de Univers cu o cantitate inițială de materie mai mică de un miligram. Ei bine, când vorbesc despre asta, cred că persoana normala M-am gândit, dacă așa ceva ar fi spus cu mult timp în urmă sau dacă nu am scris ecuații în același timp și așa mai departe...
Îmi amintesc când am fost însoțit aici la asistentul principal de cercetare, m-au sunat și au început să mă întrebe: „Ce faci?” Și am început să le spun că aici mă angajez, în special, în părți diferite Se poate dovedi că legile fizicii pot fi diferite în univers: în parte există, acolo, interacțiune electromagnetică, în parte - nu ... Mi-au spus: „Ei bine, asta este prea mult!” Dar totuși științificul senior a fost dat. Aceasta este însăși teoria Universului cu multe fețe, despre care vă voi spune.
Acum trecem la treabă, la teoria cosmologiei inflaționiste. În primul rând, cel mai simplu model. Cel mai simplu model arată așa. Aici aveți un câmp scalar a cărui energie este proporțională cu pătratul câmpului scalar. Primele cele mai simple cuvinte - și deja aici se pune întrebarea: ce este un câmp scalar? Unii știu, alții nu. Unii oameni știu că un accelerator uriaș este construit în Elveția pentru a găsi particulele Higgs. Particula Higgs este o particulă care este, parcă, un cuantum de excitație tip special câmp scalar. Adică oamenii folosesc aceste câmpuri de multă vreme, mai bine de treizeci de ani. Dar sensul intuitiv este cel mai ușor de înțeles cu ajutorul unei analogii. Aici, aici, sunt 220 de volți în rețea. Dacă ar fi doar 220 de volți și nu ar fi zero, întregul Univers ar fi umplut cu 220 de volți, atunci nu ar fi curent, nimic nu ar curge nicăieri, pentru că ar fi doar o stare de vid diferită. America are 110 volți. Același lucru - dacă ar fi doar 110 volți, nu ar curge nimic... Dacă prindeți o parte cu o mână, cealaltă mână cu cealaltă, atunci ați fi ucis chiar acolo, pentru că diferența de potențial este ceea ce... trebuie sa ma opresc…
Bun. Deci, deci, un câmp scalar constant este un analog al aceluiași câmp. Aceasta nu este o analogie exactă, ci o analogie aproximativă. Ce este un câmp vectorial? Câmp vectorial - de exemplu, electromagnetic. Are amploare și direcție. Ce este un câmp scalar? Are amploare, dar fără direcție. Asta e toată diferența, adică este mult mai simplu decât câmpul electromagnetic. Nu are direcție, este un scalar lorentzian. Scalar lorentzian - aceasta înseamnă următoarele. Dacă alergi relativ la el, nu vei simți că alergi: nimic nu s-a schimbat. Dacă te întorci, nici nu se va schimba nimic, nu vei simți că te întorci. Arată ca un vid dacă nu se mișcă, dacă este constant. Dar numai acesta este un vid special, pentru că poate avea energie potențială. Aceasta este prima sa proprietate. Și în al doilea rând, dacă aveți un vid diferit în diferite părți ale Universului, atunci există și greutăți diferite ale particulelor elementare, proprietăți diferite, prin urmare, dacă acest câmp scalar există sau nu, a) depind proprietățile particulelor elementare și b) densitatea energiei în vid din Univers depinde, deci aceasta, în principiu, lucru important. Așadar cea mai simplă teorie, pentru care energia acestui câmp scalar este proporțională cu pătratul său.
 |
Să ne uităm la ecuații. Nu voi rezolva nicio ecuație acum, dar le voi arăta, așa că nu vă fie teamă... Prima este o ecuație Einstein ușor simplificată, care spune: aceasta este rata de expansiune a Universului împărțită la dimensiune, aceasta este constanta Hubble pătrat și este proporțională cu densitatea energiei materiei din univers. Și acum vreau să neglijez totul - acolo, gaz, orice... lăsați doar câmpul scalar. Și aici ar fi necesar să scriem constanta gravitațională, mai sunt opt pi cu trei ...
Acum să uităm de constanta gravitațională. Oamenii care fac această știință, ei spun: ei bine, să luăm constanta gravitațională egal cu unu, viteza luminii egală cu unu, constanta lui Planck egală cu unu și apoi, când totul este rezolvat, o vom introduce înapoi în soluție pentru a fi mai ușor...
Deci, aceasta este o ecuație ușor simplificată a lui Einstein, am aruncat și câțiva termeni de acolo, care ei înșiși sunt aruncați de acolo după ce Universul începe să explodeze rapid. Aceasta este ecuația de mișcare pentru un câmp scalar. Nu te uita la pula aia acum. Aceasta este accelerația câmpului scalar și aceasta arată forța cu care câmpul vrea să se repeze în energia sa minimă. Și, pentru a fi clar, comparați acest lucru cu ecuația pentru un oscilator armonic. Din nou, nu te uita la acel membru. Aceasta este accelerația oscilatorului armonic, proporțională cu forța de restabilire. Adică forța care trage câmpul oscilator până la un punct X= 0, iar aceasta este accelerația sa. Și știm cum se termină. Oscilatorul oscilează astfel. Și dacă adăugăm un astfel de termen, X cu un punct. Aceasta este viteza oscilatorului. Adică, dacă îl mișcăm în această direcție, va fi clar că aceasta este ca o forță care nu permite oscilatorului să se miște rapid. Parcă dacă bagi un pendul în apă, apa îl va opri să oscileze și va oscila din ce în ce mai lent. Ca și cum forța de frecare sau vâscozitate.
Se pare că Universul are și un termen similar care descrie ecuația pentru un câmp scalar. Ecuația arată exact la fel. Și acest membru este similar cu acesta. Se dovedește că în Univers efectul frecării are loc dacă Universul se extinde rapid. Iată un truc. Acum să revenim la poza anterioară.
Atunci câmpul scalar este aici, atunci câmpul scalar are puțină energie, Universul se extinde încet, nu există frecare. Dacă câmpul scalar este aici, atunci energia este foarte mare. Dacă energia este foarte mare, să vedem ce se întâmplă în imaginea următoare.
Energia este foarte mare, constanta Hubble este mare, coeficientul de frecare este mare. Dacă coeficientul de frecare este mare, câmpul scalar coboară foarte lent. Dacă câmpul scalar se rotește foarte lent, atunci pentru o lungă perioadă de timp rămâne aproape constant. Dacă rămâne aproape constantă, rezolv această ecuație: A cu un punct pe A(å /A) este aproape constantă. Și v-am spus deja care va fi soluția. În cazul în care un A cu un punct pe A(å /A) este aproape constantă, atunci aceasta este o soluție exponențială, cea mai simplă ecuație diferențială. Și în acest caz, Universul începe să se extindă exponențial.
 |
Logica este aceasta: dacă mare importanță câmp scalar φ, viteză mare de expansiune a Universului, coeficient mare de frecare, câmpul φ se rostogolește foarte încet. Rezolvând o ecuație diferențială cu o constantă, obținem o expansiune exponențială, aceasta este inflația. Totul este foarte simplu.
Înainte de asta, era necesar, în general, să suferi pentru a se gândi, pentru a reduce totul la unul simplu. De fapt, totul a început cu unul mult mai complex. Pentru prima dată, Alyosha Starobinsky a început să exprime idei de acest tip în 1979 aici, în Rusia. Versiunea sa a acestei teorii se baza pe gravitația cuantică cu anumite corecții - anomalii conforme, teoria era foarte complexă, nu era clar cum, de unde să începem, dar teoria, totuși, era foarte populară atunci în Uniunea Sovietică, era numit „modelul Starobinsky”. Dar puțin complicat, nu era clar care este scopul lui. A vrut să rezolve problema singularității, dar nu a funcționat...
După aceea, a apărut ceea ce se numește acum vechea teorie a inflației, a fost propusă în 1981 de Alan Guth de la MIT – acum este la MIT, iar înainte a fost la SLAC, lângă Stanford. El a sugerat că, de la bun început, Universul este prins în energia sa într-o stare de vid fals, nu se mișcă nicăieri, energia este constantă acolo, în acest moment se extinde exponențial, iar apoi acest vid fals se destramă cu o prăbușire, se formează bule, se ciocnesc... De ce a fost necesar? Și dorința lui a fost să rezolve acea listă de probleme pe care v-am scris-o mai devreme: de ce este universul omogen, de ce este izotrop, de ce este atât de mare - scopul lui era acesta. Și acesta a fost meritul muncii lui. Nu pentru că ar fi propus un model - teoria lui nu a funcționat, ci pentru că a spus că ar fi grozav să facem așa ceva și atunci vom rezolva toate aceste probleme deodată. Și modelul său nu a funcționat pentru că, după ciocnirea bulelor, Universul a devenit atât de neomogen și izotrop încât, așa cum spunea, nu era nevoie să încercăm...
După aceea, am fost cu toții într-o stare de criză spirituală, pentru că ideea a fost atât de plăcută, atât de drăguță, și am avut un ulcer la stomac, poate din supărare că era imposibil, pur și simplu nu a ieșit. Și apoi mi-am dat seama cum să fac ceea ce am numit noua teorie inflaționistă și apoi am venit cu acest lucru simplu cu inflația haotică, care a fost cel mai ușor. Și atunci a devenit clar că nu vorbim despre un fel de truc, dar totul poate fi la fel de simplu ca teoria unui oscilator armonic.
Dar de ce sunt necesare toate acestea, nu am spus. Dar de ce. În timpul inflației, în această etapă, în timp ce mă rostogoleam, Universul s-ar putea extinde de multe ori. Acesta este în cele mai simple modele. Ce înseamnă acest număr? Ei bine, acum o să vă spun ce înseamnă. Un exemplu din aritmetică. Cea mai mică scară este de 10–33 cm, o înmulțesc cu zece și apoi se trage aici un astfel de număr de zerouri - indiferent câte zerouri. Acum apare întrebarea: care este produsul? Și răspunsul este că aici, este egal cu același lucru - înseamnă că 10-33 nu se mai poate scrie, acesta este un lucru mic. Aceasta înseamnă că universul se dovedește a fi de o dimensiune atât de mare. Cât de mult vedem acum? Acești 13 miliarde de ani, înmulțiți cu viteza luminii, reprezintă aproximativ 10 28 cm.Dar nici măcar nu contează ce - centimetri sau milimetri, nici măcar nu contează ce. Important este că acesta este, ei bine, incomparabil mai mic decât acesta.
Adică, partea noastră observabilă a Universului - suntem undeva aici. ( Îl poți plăti acum?) Universul a început să se extindă, s-a umflat, s-a umflat, s-a umflat și trăim, parcă, pe suprafața acestui glob imens. Și de aceea liniile paralele par a fi paralele, de aceea nimeni nu a văzut acest pol nord și sud. Prin urmare, partea noastră de Univers, undeva aici, a început undeva de aici, de la aproape un punct și, prin urmare, toate proprietățile inițiale sunt aici, ei bine, sunt una lângă alta, erau aproximativ aceleași. Deci aici sunt la fel.
De ce este universul atât de omogen? Ei bine, imaginați-vă că ați luat Himalaya și i-ați despărțit de atâtea ori. Asta înseamnă că nimeni nu va merge acolo cu rucsac, pentru că de la vale până la munte va dura atât de mult. Va fi o zonă plată. Prin urmare, Universul nostru este atât de plat, atât de omogen, același în toate direcțiile.
De ce este izotrop? Ce este izotrop? Ei bine, arată ca o sferă, aceeași în toate direcțiile, dar ar putea fi ca un castravete. Dar dacă umf un castravete de atâtea ori - și trăim pe pielea lui - atunci va fi același în toate direcțiile, așa că Universul va deveni același în toate direcțiile. Adică, în acest fel rezolvăm majoritatea problemelor pe care le-am avut. De ce este universul atât de mare? Și iată de ce! Câte particule elementare există? Dar atâtea! De aceea avem destule...
Adică încă nu știm de unde a venit totul, nu putem rezolva problema singularității inițiale atât de simplu - vom vorbi despre asta puțin mai departe - dar de aceea a fost nevoie de această teorie.
Pe de altă parte, s-ar putea dovedi că am reluat puțin. Pentru că dacă Himalaya este complet aplatizat, atunci întregul Univers va fi atât de plat și omogen încât chiar va fi rău să trăim acolo, atunci nu vom lua galaxii de nicăieri.
Dar s-a dovedit că este posibil să se producă galaxii datorită fluctuațiilor cuantice. Și asta au spus Chibisov și Muhanov aici, la FIAN. Au studiat modelul Starobinsky și au văzut că acolo, dacă te uiți la fluctuațiile cuantice ale spațiului și apoi te uiți la ceea ce se întâmplă în timpul expansiunii Universului, ele pot da naștere la galaxii. Și ne-am uitat la ei și ne-am gândit: despre ce vorbiți aici? Vorbiți despre fluctuații cuantice, iar noi vorbim despre galaxii! Sunt reale... Și apoi asta s-a dovedit. Acesta este deja momentul în care am tradus toate acestea în limbajul unui câmp scalar și așa mai departe... Bravo, în general, oameni buni! Ar fi trebuit să se gândească la asta!
Universul funcționează ca un laser, dar în loc de un câmp laser, el produce galaxii. Asta se întâmplă. Să luăm un câmp scalar, mai întâi de înaltă frecvență, fluctuații cuantice. Fluctuațiile cuantice există întotdeauna. Aici, în această sală, la distanțe mici, există fluctuații cuantice. E bine că mi-ai dat două ore, nu l-aș termina... În două ore, probabil o să termin...
Deci, fluctuațiile cuantice există acum, chiar aici, dar ele oscilează tot timpul; Pur și simplu nu le poți vedea, nu sunt importante pentru noi. Dar în timpul expansiunii rapide a universului, să presupunem că a existat o asemenea fluctuație cuantică. S-a întins, odată cu expansiunea universului. Când este suficient de întins - vă amintiți acea ecuație a câmpului scalar în care este acel termen punctat 3Hφ? Ecuație, termen de frecare. Când aveai un câmp de unde scurte, nu știa nimic despre frecare, pentru că batea cu atâta energie încât nu putea fi oprit prin frecare. Și apoi, când s-a întins, și-a pierdut energia și a simțit brusc că Universul se extinde, că există frecare și așa a înghețat. A înghețat și a continuat să se extindă, întinzând Universul.
După aceea, pe fondul acestei fluctuații care este desenată aici, fluctuațiile anterioare, care înainte erau cu lungime de undă foarte scurtă, energetice și așa mai departe, s-au întins, au văzut că Universul se extinde, au simțit frecare și au înghețat - împotriva fundalul acelor fluctuații care înghețaseră înainte.
După aceea, Universul a continuat să se extindă, iar noi fluctuații au înghețat, iar Universul s-a extins exponențial. Și ce s-a întâmplat ca urmare? Că toate aceste fluctuații s-au umflat la dimensiuni mari.
Voi explica acum ce este: este rezultatul unor calcule care, parcă, simulează apariția fluctuațiilor și evoluția lor ulterioară. Voi explica ce va fi, ce este. Ideea este aceasta. Că am luat aceste fluctuații cuantice. Sunt înghețați. Universul a devenit exponențial neomogen scară largă. Aceste neomogenități sunt eu t, o sută eu t, o sută eu t… Apoi inflația sa încheiat. Atunci - această parte a Universului nu vede încă această parte a Universului. Și apoi timpul a trecut și s-au văzut. Și când au văzut-o, această parte a Universului a spus: „Ah, eu am mai puțină energie, iar tu ai mai multă energie; haide, toate pietrele de la mine vor zbura în această direcție, pentru că gravitația este mai puternică aici. Și aceste fluctuații se deblochează. Adică, la început au fost înghețate - din cauza expansiunii rapide a universului. Și apoi, când cele două părți ale Universului s-au văzut, aceste fluctuații au înghețat, iar asta este literalmente... conform baronului Munchausen.
Nu știu, de copil te învață acum, îl citesc acolo pe baronul Munchausen? Am fost cititi. În timp ce călătorea prin Rusia. Deși era un mincinos german, a călătorit prin Rusia, în Siberia. Au vânat. Și a fost un ger atât de groaznic, încât când a vrut să-și cheme prietenii să se întâlnească, a spus „tu-tu-tu-tu!”, dar nu s-a întâmplat nimic, pentru că sunetul a înghețat în claxon. Ei bine, atunci, era frig, a săpat o peșteră în zăpadă, ca un om cu experiență, s-a îngropat acolo... A doua zi dimineață aude brusc: „Tu-tutu-tutu!”. Ce s-a întâmplat? Sunetul se estompează. Pentru că dimineața a apărut soarele, totul, zăpada s-a topit și sunetul s-a stins...
Iată la fel: mai întâi, fluctuațiile cuantice au înghețat, s-au răspândit pe o distanță lungă, iar apoi, când a fost vorba de formarea galaxiilor, au înghețat, iar neomogenitățile s-au adunat și au devenit o galaxie.
Mai întâi am început cu fluctuațiile cuantice. Apoi le-am făcut repede uriașe. Și când le-am făcut uriașe, chiar le-am făcut clasice. Pe vremea aceea nu oscilau, nu dispăreau, înghețau, erau mari. Iată acest truc - cum să faci ceva clasic din ceva cuantic.
Deci asta arată filmul. Dacă începem cu ceva aproape omogen, ca acum, și apoi începem să adăugăm aceste sinusoide aici... Fiecare cadru nou arată un Univers exponențial de mare. Dar computerul nu s-a putut extinde, așa că am comprimat imaginile. De fapt, trebuie să înțelegeți că fiecare imagine corespunde unui univers exponențial din ce în ce mai mare. Și lungimile de undă ale tuturor acestor valori, toate sunt aproximativ aceleași în momentul în care sunt create. Și apoi se întind, dar aici nu puteți vedea că acesta este un sinusoid sănătos. Se pare că acesta este un vârf, acolo, turnul este ascuțit... Acest lucru se întâmplă pur și simplu pentru că computerul le-a comprimat.
Nici un alt lucru nu este vizibil: că în acele locuri în care câmpul scalar a sărit întâmplător foarte sus, în acest loc energia câmpului scalar se dovedește a fi atât de mare încât în acest loc Universul începe să se extindă chiar mai repede decât el. extins aici. Și, prin urmare, în realitate, dacă ar fi corect să desenezi o imagine - ei bine, este doar că un computer nu o poate face și nu este vina computerului, este doar fizică așa: nu îți poți imagina un spațiu curbat așezat. în spațiul nostru, este doar strâmb, ca o suprafață curbată, nu reușește întotdeauna, așa că nu se poate face nimic aici - trebuie doar să înțelegi că acestea sunt vârfurile, ceea ce înseamnă că dimensiunea de aici până aici este mult peste dimensiune de aici până aici. Aceasta este de fapt o bulă sănătoasă.
Acesta este ceea ce ... - de asemenea avantajul educației rusești - ceea ce am aflat când eram în practica afacerilor militare la universitate: că distanța de-a lungul unei linii drepte este mult mai mare decât distanța de-a lungul unei curbe, dacă linie dreaptă trece pe lângă ofițer... Aici, dacă mergi în linie dreaptă lângă acest vârf, nu vei ajunge niciodată la el, căci distanța va fi din ce în ce mai mare. Spațiul curbat poate fi gândit în două moduri. Primul - putem vorbi despre expansiunea Universului, iar al doilea - putem vorbi despre comprimarea omului. Omul este măsura tuturor lucrurilor. Dacă mergi de aici și ajungi în apropierea vârfului, atunci poți spune că pașii tăi sunt din ce în ce mai mici și din ce în ce mai mici și, prin urmare, îți este greu, greu să mergi. Este o înțelegere diferită a ce este bula aici - este doar un loc în care tu însuți te micșorezi în comparație cu universul. Acestea sunt lucruri aproape echivalente.
 |
De unde știm toate acestea? De unde știm că toate acestea sunt adevărate? Ei bine, în primul rând, să fiu sincer, am știut de la bun început că acest lucru este adevărat. Pentru că, ei bine, teoria a fost atât de frumoasă, a explicat totul atât de ușor încât, după aceea, nici măcar dovezile experimentale nu a mai fost nevoie, pentru că Universul este, ei bine... mare? - Mare. Liniile paralele nu se intersectează? - Nu te intersecta... Și așa mai departe. Nu exista altă explicație.
Prin urmare, așa cum ar fi, iată datele experimentale. Dar oamenii, totuși, vor nu doar așa, ci vor să prezică altceva pe care noi nu știam și să-l confirme. Și una dintre predicții este aceste fluctuații cuantice... Ar fi bine să le vedem pe cer, dar noi nu le-am văzut. Și unul după altul, au început să fie lansate diferite sisteme, sateliți, primul satelit remarcabil a fost Kobe (COBE), lansat la începutul anilor 90, iar oamenii tocmai anul trecut au primit premii Nobel pentru asta. Au văzut următoarele. Ei au văzut că radiația cu microunde care vine la noi din diferite părți ale universului este ușor anizotropă.
Acum voi explica ce este în joc. La mijlocul anilor ’60, oamenii au văzut că pe Pământ venea radiații cu o temperatură de aproximativ 2,7 K. Așa ceva, unde radio, cu energie foarte scăzută, dar din toate părțile. Apoi și-au dat seama ce era. Universul, când a explodat, era fierbinte. Apoi, când s-a extins, acești fotoni și-au pierdut energia, iar când au ajuns la noi, au ajuns așa morți, cu puțină, puțină energie. Și din toate părțile a existat aceeași energie - 2,7 K. Temperatura este o măsură a energiei. Apoi au început să se uite mai atent și au văzut că în această direcție temperatura era de 2,7 la care se adauga inca vreo 10 -3, dar in aceasta directie 2.7 minusîncă 10 -3 . Și de ce este asta? Și iată de ce: pentru că Pământul se mișcă în raport cu întregul univers. Și există această schimbare spre roșu. În direcția în care ne mișcăm, acolo cerul devine mai albastru, fotonii vin ceva mai energici. Și de unde ne mutăm, se înroșesc puțin. A fost un efect simplu. Și am înțeles imediat cât de repede ne mișcăm în raport cu CMB, totul a fost simplu.
Și atunci oamenii au vrut să știe dacă există vreo altă structură? Și așa au lansat sateliți, unul dintre ei este Kobe, iar aici, în imagine, este desenat WMAP, un astfel de satelit. Și o imagine care arată, parcă, evoluția în timp.
Mai întâi a fost Big Bang, apoi a fost această accelerare a Universului - inflația, apoi au fost fluctuații cuantice care au înghețat, apoi aceste fluctuații cuantice care au înghețat au dus la apariția unei structuri mici în Univers. În acest moment, universul era foarte fierbinte. A fost atât de cald încât semnalele pur și simplu nu au ajuns la noi, așa cum Soarele este opac pentru noi aici: este foarte cald, așa că putem vedea doar câteva sute de kilometri adâncime în Soare. Aici…
 |
Și apoi, deodată, Universul a devenit transparent pentru radiațiile obișnuite, deoarece electronii s-au combinat cu protonii în atomi, iar apoi, când Universul a devenit mai mult sau mai puțin neutru, lumina a început să treacă către noi. Și aici vedem radiația care a trecut din acest moment. Și acești sateliți, s-au uitat și au măsurat temperatura de la puncte diferiteîn Univers cu o precizie de 10 -5 K. Imaginează-ți doar că în laborator era greu să obții, acolo, o temperatură de un grad Kelvin. Oamenii au măsurat temperatura Universului, 2,7 K plus, sunt multe semne după aceea, iar apoi au măsurat inexactitățile din această temperatură cu o precizie de 10 -5 . Ei bine, science fiction! Nu am crezut deloc că este posibil, dar apoi am început să am încredere în prietenii mei experimentali, pentru că știm că suntem teoreticieni, dar se dovedește că experimentatorii...
Deci, aici, au măsurat pete atât de mici pe cer, aceste pete mici - sunt pictate aici. Știm că acolo unde energia este mai mare - aceasta este schimbarea spre albastru, unde energia este mai mică - aceasta este schimbarea roșie, dar aici este adevărat opusul. Oamenii care au colorat această hartă au înțeles că psihologia oamenilor nu funcționează așa. Totuși nu este lumina vizibila, aceasta este emisie radio, prin urmare nu roșu, nu alb, nici unul. Așa că l-au pictat artificial. Și asta este roșu, asta pentru a înțelege ce e fierbinte acolo. Și acolo unde e albastru, este să înțelegi că e frig. Așa că au pictat exact opusul. Dar nu contează. Important este că aceste pete de pe cer sunt precise la 10 -5.
Dacă te uiți mai atent la o bucată din acest cer, atunci aceasta este imaginea care se dovedește aici. Iată petele. Ce este? Și asta este. Aceste fluctuații cuantice ale câmpului scalar au apărut, s-au extins pe tot cerul, au înghețat acolo, au schimbat puțin geometria Universului și densitatea materiei de acolo, au schimbat temperatura datorită acestui fapt. radiații relicve, care vine la noi, și deci această temperatură, aceste neomogenități, sunt o fotografie a acelor fluctuații cuantice care au apărut în ultimele etape ale inflației - au apărut și au înghețat. Adică, acum vedem întregul cer, iar acest întreg cer este ca o placă fotografică, care înfățișează fluctuații cuantice care au apărut în stadiul final al inflației, la aproximativ 10–30 s. Vedem o fotografie a ceea ce s-a întâmplat la 10 până la 30 de secunde după Big Bang. Ei bine, minuni, ce să spun!
Nu numai că vedem această fotografie, ci i-am studiat proprietățile spectrale. Adică aceste pete la dimensiuni unghiulare mari au o singură intensitate, la dimensiuni unghiulare mici au o intensitate diferită. Am calculat spectrul acestor fluctuații și am aflat că spectrul este așa: punctele negre sunt ceea ce vede experimental acest satelit WMAP. De atunci, au apărut și alte rezultate care se extind în această zonă, dar nu am început să le prezint aici acum. Dar linia roșie reprezintă predicțiile teoretice ale celui mai simplu model al Universului inflaționist, iar punctele negre sunt ceea ce este vizibil experimental.
Există câteva anomalii aici. La unghiuri mari, cele mai mari distanțe sunt mici. Aici l- ceea ce este aici, aici, pe această axă, este numărul de armonici. Adică cu atât mai mult l, cu cât sunt mai multe armonice, cu atât unghiul este mai mic. La unghiuri mici, acord excelent cu datele experimentale. La unghiuri înalte se întâmplă ceva care nu este complet clar. Dar poate că acest lucru se datorează pur și simplu inexactităților, pentru că ni se oferă o singură bucată din Univers: studiem statistici și avem statistici - cum ai aruncat o monedă odată, ce fel de statistici ai nevoie? Trebuie să-l arunci de o sută de ori pentru a vedea ce s-a întâmplat cam 50/50. Prin urmare, la unghiuri mari, statisticile nu sunt foarte precise. Totuși, câteva puncte cad - există o anumită problemă, ce se întâmplă aici. Există unele anizotropii în Univers pe care nu le putem explica încă la scară largă. Dar, cu toate acestea, adevărul este că toate celelalte puncte, se dovedește, se potrivesc perfect. Și astfel acordul dintre teorie și experiment este foarte impresionant.
 |
Am hotărât pentru mine că ar trebui să găsesc o modalitate de a explica schimbarea în imaginea lumii limbaj simplu. Și imaginea lumii... Acum, nu am ajuns încă la această teorie a Universului cu multe fețe. Aceasta este încă o imagine simplă... Deci. Schimbând imaginea lumii, arată așa. Că stăm pe Pământ, ne uităm în jur. Și acum înconjurat de această sferă de cristal. Nu putem vedea nimic mai departe, dar există stele, planete... Și știm că ne folosim cosmologia ca o mașină a timpului.
Dacă luăm și privim, acolo, la Soare, vedem Soarele așa cum era acum câteva minute. Să ne uităm la stelele îndepărtate. Vom vedea stelele așa cum erau acum mulți ani, cu sute de ani, cu mii de ani în urmă.
Dacă mergem și mai departe, vom vedea acest loc în care Universul tocmai a devenit fierbinte, iar în acel moment fotonii au venit la noi, așa văd acești sateliți, aici am văzut acest foc cosmic. Și atunci universul este opac. Mai mult, mai aproape de acest Big Bang, care s-a întâmplat acum 13 miliarde de ani, nu ne putem apropia. Dar, desigur, dacă ar fi să folosim, de exemplu, neutrini care sunt emiși în acest moment - știm că putem obține neutrini care provin din centrul Soarelui - am putea obține neutrini care au fost emiși mai aproape de acest Big Bang. . Acum vedem doar ce a fost la aproximativ 400.000 de ani după Big Bang. Ei bine, totuși... comparativ cu 13 miliarde, patru sute de mii este destul de bine... Dar dacă ar exista neutrini, ne-am putea apropia mult. Dacă ar exista unde gravitaționale, ne-am putea apropia foarte mult de Big Bang, chiar până la propriu de data aceasta de la Big Bang.
 |
Ce spune inflația? Și inflația spune asta. Că, de fapt, întreg acest foc este cosmic, a apărut după inflație și aici există o cantitate exponențial de mare de spațiu, când întregul Univers era umplut doar cu un câmp scalar, când nu existau particule și chiar dacă ar fi fost, atunci densitatea lor ar scădea exponențial tot timpul, deoarece universul s-a extins exponențial.
Prin urmare, orice a fost înainte de inflație, nu contează deloc. Universul de aici era practic gol, iar energia se afla în acest câmp scalar. Și după ea - amintiți-vă această imagine: câmpul scalar a coborât, în jos, în jos, apoi treptat, când a ajuns la fund, constanta Hubble a devenit mică - a început să oscileze, în acel moment, datorită oscilațiilor sale, a generat normal materie. În acest timp, universul devenea fierbinte. În acest moment, acest incendiu a izbucnit. Și credeam că acest foc este de la începutul lumii. Eram la fel ca lupii cărora le este frică să sară peste foc, știam că acesta este începutul lumii.
Acum se dovedește că pentru a explica de ce acest incendiu a fost distribuit atât de uniform, trebuia să avem o etapă care să egaleze totul. Și aceasta este etapa inflației.
 |
Și apoi poți merge mult, mult dincolo de acest loc de pe cer, pentru că Universul este atât de mare, atât de mult era. Și dacă mergem mai departe, vom vedea aceste locuri în care au loc fluctuații cuantice care dau naștere la galaxii. Și vom vedea acele locuri în care aceste fluctuații sunt atât de mari încât au dat naștere unor noi părți ale Universului, care s-au extins rapid și care sunt generate și iau naștere. și acum. Universul, datorită acestor fluctuații cuantice, se generează în sine, nu numai galaxii, ci și mari părți din el însuși. Și devine un univers infinit și care se reproduce pe sine.
Dar pe lângă toate acestea, mai există un efect. Așa că v-am povestit despre Univers, în care exista un câmp scalar de un singur tip. Un câmp scalar cu un potențial atât de simplu... Știm că dacă vrem să descriem teoria particulelor elementare complet, atunci avem nevoie de o mulțime de câmpuri scalare. De exemplu, în teoria interacțiunilor electroslabe există un câmp Higgs. Și câmpul Higgs face toate particulele corpului nostru grele. Adică electronii dobândesc mase, protonii dobândesc mase, fotonii nu dobândesc mase. Alte particule dobândesc mase. În funcție de câmpul scalar, acestea capătă mase diferite.
Dar acesta nu este sfârșitul chestiunii. Există și teoria Marii Unificări, în care apare un alt tip de câmp scalar. Acesta este un domeniu diferit. Dacă nu ar fi acolo, atunci nu ar exista nicio diferență fundamentală între leptoni și barioni, atunci protonii s-ar putea descompune cu ușurință în pozitroni, nu ar exista nicio diferență între materie și antimaterie. Pentru a explica ce sa întâmplat acolo, cum s-au separat aceste lucruri, a trebuit să fie introdus încă un câmp scalar... În principiu, pot exista multe dintre aceste câmpuri scalare. Dacă te uiți la cea mai simplă teorie - supersimetrică - teoria Marii Unificări, se dovedește că energia potențială din ea este desenată astfel ...
Ei bine, aceasta este și o imagine aproximativă, de fapt. Acesta este un câmp, care este de fapt o matrice. Și acum, la o valoare a acestui câmp, nu există nicio încălcare a simetriei între interacțiunile electromagnetice slabe și puternice, nu există nicio diferență între leptoni și barioni. Există o altă valoare de câmp în care un tip special de rupere de simetrie nu este deloc ceea ce vedem. Există un al treilea minim, în care doar fizica lumii noastre. De fapt, mai trebuie să ne scriem câmpul scalar, iar dacă scriem totul împreună, atunci vor exista o duzină de astfel de minime. Toate au, într-o primă aproximare, aceeași energie și trăim doar în una dintre aceste minime.
Și atunci apare întrebarea: cum am ajuns în acest minim? Și în universul foarte timpuriu, când temperatura era caldă, exista doar acest minim. Și a apărut problema: cum am pătruns atunci în acest minim, pentru că în Universul timpuriu, în conformitate cu teoria pe care am dezvoltat-o aici împreună cu David Abramovici Kirzhnits, care a venit cu această idee în cap, despre faptul că în universul timpuriu, simetria dintre toate interacțiunile este restaurată. Și atunci ar trebui să stăm aici. Cum am ajuns aici atunci? Și singura modalitate prin care am putea ajunge acolo este prin fluctuațiile cuantice care au fost generate în timpul inflației.
Dar și acest câmp scalar a sărit și a înghețat. Și ar putea să sară la acest minim, să sară la acesta, să sară înapoi. Apoi, dacă a sărit într-una dintre acele minime, partea din Univers în care am atins acele minime, a început să fie exponențial de mare. Acesta a început să fie exponențial de mare, acesta... Și universul sa spart într-un număr exponențial de mare de părți de o dimensiune exponențial de mare. Cu toate tipurile posibile de fizică în fiecare dintre ele.
Ce inseamna asta? Că, în primul rând, pot exista multe câmpuri scalare. În al doilea rând, pot exista multe minime diferite. Și după aceea, în funcție de unde am ajuns, universul s-ar putea împărți în mari dimensiuni, exponențial suprafețe mari, fiecare dintre care, prin toate proprietățile sale, arată - local - ca univers imens. Fiecare dintre ele este imens. Dacă trăim în ea, nu vom ști că există alte părți ale universului. Și legile fizicii, efectiv, vor fi diferite acolo.
Adică, de fapt, legea fizicii - poate fi la fel, ai aceeași teorie - dar este la fel ca apa, care poate fi lichidă, gazoasă, solidă. Dar peștii pot trăi doar în apă lichidă. Nu putem trăi decât în acest minim. De aceea locuim acolo. Nu pentru că aceste părți ale universului nu există, ci pentru că nu putem trăi decât aici. Așa că apare această imagine, care se numește „Univers cu mai multe fețe” sau „Multiverse” în loc de „Univers”.
Altă limbă. Știm că proprietățile noastre sunt determinate de codul genetic - codul pe care l-am moștenit de la părinții noștri. De asemenea, știm că există mutații. Mutațiile apar atunci când se întâmplă ceva ciudat. Când raze cosmice când ceva chimie este greșită - ei bine, știi mai bine decât mine ce este nevoie pentru ca mutațiile să se întâmple. Și știm, de asemenea, că totul aici este un număr imens de specii - era necesar ca aceste mutații să fie.
Deci, în timpul expansiunii Universului, au existat și mutații. Ai Universul, chiar dacă de la bun început a fost într-un minim, apoi a început să sară de la un minim la altul și a spart în tipuri diferite Univers. Și acest mecanism al fluctuațiilor cuantice, care a transferat Universul dintr-un loc, dintr-o stare în alta - ele pot fi numite ... acesta poate fi numit mecanismul mutațiilor cosmice.
 |
(Din păcate, aici, desigur, o parte din ceea ce urma să arăt nu este vizibilă. Ei bine, în cuvinte...) peisaj. Această terminologie a apărut deoarece această terminologie, această imagine, s-a dovedit a fi foarte importantă în contextul teoriei corzilor. Oamenii vorbesc de mult despre teoria corzilor ca fiind principalul candidat pentru o teorie a tuturor forțelor. Sunt în acest loc, din păcate, „plutitor”... Deși sunt unul dintre coautorii acestei imagini, care este aici. Adică, timp de mulți ani oamenii nu au știut cum să descrie spațiul nostru cu patru dimensiuni folosind teoria corzilor.
Faptul este că teoria corzilor se formulează cel mai ușor în spațiul zece-dimensional. Dar într-un spațiu zece dimensiuni, șase dimensiuni sunt de prisos, trebuie să scapi de ele cumva. Ideea este că trebuie să fie cumva comprimate într-o minge mică, astfel încât nimeni să nu le vadă, astfel încât nimeni să nu poată merge în șase direcții, iar noi am vedea doar patru dimensiuni mari - trei spații și un timp. Și așa ne-am plimba în aceste trei dimensiuni spațiale și ne-am gândi că Universul nostru este tridimensional plus o dată, dar în realitate, undeva în inima Universului, s-ar stoca informații că are o origine proletară - zece-dimensională. Și și ea ar dori să devină zece-dimensională. Așa că în teoria corzilor s-a dovedit întotdeauna că vrea să fie zece-dimensionale și până de curând nu știau cum să-l facă în patru dimensiuni, lăsați-o normal. În toate cazurile, s-a dovedit că această stare este instabilă.
De la mijlocul anilor 1970, fizicienii au început să lucreze modele teoretice Marea unificare a celor trei forțe fundamentale - puternică, slabă și electromagnetică. Multe dintre aceste modele au condus la concluzia că, la scurt timp după Big Bang, particulele foarte masive care poartă o singură sarcină magnetică trebuie să fi fost produse din abundență. Când vârsta Universului a ajuns la 10 -36 de secunde (după unele estimări, chiar și puțin mai devreme), interacțiunea puternică s-a separat de cea electroslabă și a câștigat independență. În acest caz, s-au format în vid defecte topologice punctuale cu o masă 10 15 - 10 16 mai mare decât masa protonului care încă nu exista. Când, la rândul său, forța electroslabă s-a împărțit în forța slabă și forța electromagnetică și a apărut adevăratul electromagnetism, aceste defecte au dobândit sarcini magnetice și au început să viață nouă- sub formă de monopol magnetic.
 |
Separarea interacțiunilor fundamentale în universul nostru timpuriu a fost de natură faza de tranzitie. La temperaturi foarte ridicate, interacțiunile fundamentale au fost combinate, dar când s-a răcit sub temperatura critică, nu a avut loc separarea [aceasta poate fi comparată cu suprarăcirea apei]. În acest moment, energia câmpului scalar asociat cu unificarea a depășit temperatura universului, ceea ce a înzestrat câmpul cu presiune negativă și a provocat inflație cosmologică. Universul a început să se extindă foarte rapid, iar în momentul ruperii simetriei (la o temperatură de aproximativ 10 28 K), dimensiunile lui au crescut de 10 50 de ori. Câmpul scalar asociat cu unificarea interacțiunilor a dispărut, iar energia sa a fost transformată într-o extindere ulterioară a Universului. |
ANI FĂRBUIE |
Acest model frumos a prezentat cosmologiei cu o problemă neplăcută. Monopolurile magnetice „de Nord” se anihilează atunci când se ciocnesc cu „sud”, dar altfel aceste particule sunt stabile. Din cauza masei la scară nanogramă, uriașă după standardele microcosmosului, la scurt timp după naștere, aceștia au fost obligați să încetinească la viteze non-relativiste, să se împrăștie prin spațiu și să supraviețuiască până în vremurile noastre. Conform modelului standard Big Bang, densitatea lor actuală ar trebui să se potrivească aproximativ cu cea a protonilor. Dar în acest caz, densitatea totală a energiei cosmice ar fi de cel puțin un cvadrilion de ori mai mare decât cea reală.
Toate încercările de a detecta monopolurile s-au încheiat până acum cu un eșec. După cum arată căutarea monopolurilor în minereuri de fierși apa de mare, raportul dintre numărul lor și numărul de protoni nu depășește 10 -30 . Fie aceste particule nu există deloc în regiunea noastră de spațiu, fie sunt atât de puține încât instrumentele nu sunt în măsură să le înregistreze, în ciuda semnăturii magnetice clare. De asemenea, observațiile astronomice confirmă acest lucru: prezența monopolurilor ar trebui să afecteze campuri magnetice Galaxia noastră, dar aceasta nu a fost descoperită.
Desigur, se poate presupune că monopolurile nu au existat deloc. Unele modele de unificare a interacțiunilor fundamentale nu prescriu de fapt aspectul lor. Dar problemele orizontului și ale universului plat rămân. S-a întâmplat că, la sfârșitul anilor 1970, cosmologia s-a confruntat cu obstacole serioase, care necesitau în mod clar noi idei de depășit.
PRESIUNE NEGATIVA
Și aceste idei nu au întârziat să apară. Principala a fost ipoteza conform căreia în spațiul cosmic, pe lângă materie și radiații, există un câmp (sau câmpuri) scalar care creează presiune negativă. Această situație pare paradoxală, dar apare în Viata de zi cu zi. Un sistem de presiune pozitivă, cum ar fi un gaz comprimat, pierde energie pe măsură ce se extinde și se răcește. O bandă elastică, în schimb, se află într-o stare de presiune negativă, deoarece, spre deosebire de gaz, tinde să nu se extindă, ci să se contracte. Dacă o astfel de bandă este întinsă rapid, se va încălzi și energie termală va creste. Pe măsură ce Universul se extinde, câmpul de presiune negativă acumulează energie care, atunci când este eliberată, este capabilă să genereze particule și cuante de lumină.
PROBLEMA PLATA |
Astronomii au fost de mult convinși că, dacă spațiul cosmic actual este deformat, este destul de moderat. |
PROBLEMA PLATA |
Presiunea negativă poate avea o valoare diferită. Dar acolo este un caz special când este egală cu densitatea de energie cosmică cu semnul opus. În acest scenariu, această densitate rămâne constantă odată cu expansiunea spațiului, deoarece presiunea negativă compensează „rarefacția” în creștere a particulelor și a cuantelor luminoase. Din ecuațiile Friedmann-Lemaitre rezultă că Universul în acest caz se extinde exponențial.
Ipoteza expansiunii exponențiale rezolvă toate cele trei probleme de mai sus. Să presupunem că Universul provine dintr-o „bulă” minusculă de spațiu foarte curbat, care a suferit o transformare care a înzestrat spațiul cu presiune negativă și l-a forțat astfel să se extindă exponențial. În mod firesc, după dispariția acestei presiuni, Universul va reveni la expansiunea sa „normală”.
REZOLVAREA PROBLEMELOR
Vom presupune că raza Universului înainte de a ajunge la exponențial era doar cu câteva ordine de mărime mai mare decât lungimea Planck, 10 -35 m. Dacă în faza exponențială crește, să zicem, de 1050 de ori, atunci până la sfârșitul său va ajunge la mii de ani lumină. Oricare ar fi diferența dintre parametrul de curbură a spațiului față de unitate înainte de începutul expansiunii, până la sfârșitul acestuia va scădea de 10 -100 de ori, adică spațiul va deveni perfect plat!
Problema monopolurilor este rezolvată în mod similar. Dacă defectele topologice care au devenit precursorii lor au apărut înainte sau chiar în timpul expansiunii exponențiale, atunci până la sfârșitul acesteia ar trebui să se îndepărteze unele de altele la distanțe gigantice.De atunci, Universul s-a extins considerabil, iar densitatea monopolurilor a scăzut aproape la zero. Calculele arată că, chiar dacă examinăm un cub cosmic cu o muchie de un miliard de ani lumină, atunci acolo cel mai înalt grad probabilitatea să nu existe un singur monopol.
Ipoteza expansiunii exponențiale sugerează, de asemenea, o soluție simplă la problema orizontului. Să presupunem că dimensiunea „bulei” germinale care a pus bazele Universului nostru nu a depășit calea pe care lumina a avut timp să o parcurgă după Big Bang. În acest caz, s-a putut stabili în el un echilibru termic, care a asigurat egalitatea temperaturilor pe tot volumul, care s-a păstrat în timpul expansiunii exponențiale. O astfel de explicație este prezentă în multe manuale de cosmologie, dar te poți descurca fără ea.
DIN O SINGURĂ BULĂ
La începutul anilor 1970 și 1980, mai mulți teoreticieni, primul dintre care a fost fizicianul sovietic Alexei Starobinsky, au considerat modele ale evoluției timpurii a Universului cu o scurtă etapă de expansiune exponențială. În 1981, americanul Alan Guth a publicat o lucrare care a adus ideea în prim-plan. El a fost primul care a înțeles că o astfel de extindere (cel mai probabil se termină la vârsta de 10 -34 s) înlătură problema monopolurilor, de care s-a ocupat inițial, și arată calea către rezolvarea inconsecvențelor cu geometria plană și orizontul. Guth a numit frumos această expansiune inflație cosmologică, iar termenul a devenit general acceptat.
AOLO, PESTE ORIZONT |
PROBLEMA ORIZONTULUI ESTE ASOCIATĂ CU RADIAȚII RELICTE DIN CARE PUNCT AL ORIZONTULUI VENE, TEMPERATURA SA ESTE CONSTANTĂ CU O PRECIZIȚIE DE 0,001%. |
PROBLEMA PLATA |
Dar modelul lui Guth mai avea un dezavantaj serios. A permis apariția multor zone inflaționiste aflate în ciocniri între ele. Acest lucru a dus la formarea unui cosmos extrem de dezordonat, cu o densitate neomogenă a materiei și radiațiilor, care este complet diferită de cea reală. spaţiu. Cu toate acestea, în curând Andrei Linde de la Institutul de Fizică al Academiei de Științe (FIAN) și puțin mai târziu Andreas Albrecht și Paul Steinhardt de la Universitatea din Pennsylvania au arătat că, dacă schimbi ecuația câmpului scalar, atunci totul cade la locul său. De aici a urmat un scenariu conform căruia întregul nostru Univers observabil a apărut dintr-o bula de vid, separată de alte regiuni inflaționiste prin distanțe inimaginabil de mari.
INFLAȚIE HAOTICĂ
În 1983, Andrey Linde a făcut o nouă descoperire prin dezvoltarea teoriei inflației haotice, care a făcut posibilă explicarea atât a compoziției Universului, cât și a omogenității radiației cosmice de fond cu microunde. În timpul inflației, orice neomogenități anterioare din câmpul scalar sunt întinse atât de mult încât practic dispar. În etapa finală a inflației, acest câmp începe să oscileze rapid în apropierea minimului său. energie potențială. În acest caz, particulele și fotonii se nasc în abundență, care interacționează intens între ele și ating o temperatură de echilibru. Deci, la sfârșitul inflației, avem un Univers plat fierbinte, care apoi se extinde conform scenariului Big Bang. Acest mecanism explică de ce astăzi observăm radiații cosmice de fond cu microunde cu mici fluctuații de temperatură care pot fi atribuite fluctuațiilor cuantice din prima fază a existenței Universului. Astfel, teoria inflației haotice a rezolvat problema orizontului fără a presupune că înainte de începerea expansiunii exponențiale, Universul embrionar se afla într-o stare de echilibru termic.
Conform modelului lui Linde, distribuția materiei și a radiațiilor în spațiu după inflație trebuie pur și simplu să fie aproape perfect omogenă, cu excepția urmelor de fluctuații cuantice primare. Aceste fluctuații au dat naștere la fluctuații locale ale densității, care au dat naștere în cele din urmă la grupuri galactice și goluri spațiale care le separă. Este foarte important ca, fără „întindere” inflaționistă, fluctuațiile ar fi prea slabe și nu ar putea deveni embrionii galaxiilor. În general, mecanismul inflaționist are o creativitate cosmologică extrem de puternică și universală - dacă doriți, apare ca un demiurg universal. Deci titlul acestui articol nu este deloc o exagerare.
La scari de ordinul a sutimii din dimensiunea Universului (acum este de sute de megaparsecs), compoziția sa a fost și rămâne omogenă și izotropă. Cu toate acestea, la scara întregului cosmos, omogenitatea dispare. Inflația se oprește într-o zonă și începe în alta și așa mai departe la infinit. Acesta este un proces fără sfârșit de auto-reproducere care dă naștere unui set ramificat de lumi - Multiversul. Aceleași legi fizice fundamentale pot fi realizate acolo sub diferite forme - de exemplu, forțele intranucleare și sarcina unui electron din alte universuri se pot dovedi a fi diferite de ale noastre. Această imagine fantastică este în prezent discutată serios atât de fizicieni, cât și de cosmologi.
LUPTA IDEILOR
„Principalele idei ale scenariului inflaționist au fost formulate în urmă cu trei decenii”, explică Andrey Linde, unul dintre autorii cosmologiei inflaționiste, profesor la Universitatea Stanford. - După aceea, sarcina principală a fost să dezvolte teorii realiste bazate pe aceste idei, dar doar criteriile pentru realism s-au schimbat de mai multe ori. În anii 1980, opinia predominantă era că inflația ar putea fi înțeleasă folosind modelele Marii Unificări. Apoi speranțele s-au topit, iar inflația a început să fie interpretată în contextul teoriei supergravitației, iar mai târziu - al teoriei superstringurilor. Cu toate acestea, această cale s-a dovedit a fi foarte dificilă. În primul rând, ambele teorii folosesc extrem de mult matematică complexă, iar în al doilea rând, sunt aranjate în așa fel încât să fie foarte, foarte dificil să implementezi un scenariu inflaționist cu ajutorul lor. Prin urmare, progresul aici a fost destul de lent. În 2000, trei oameni de știință japonezi, cu dificultăți considerabile, au obținut, în cadrul teoriei supergravitației, un model de inflație haotică, pe care l-am inventat cu aproape 20 de ani mai devreme. Trei ani mai târziu, noi, cei de la Stanford, am făcut o lucrare care a arătat posibilitatea fundamentală de a construi modele inflaționiste folosind teoria superstringurilor și a explicat patrudimensionalitatea lumii noastre pe baza ei. Mai exact, am aflat că astfel se poate obține o stare de vid cu o constantă cosmologică pozitivă, care este necesară pentru declanșarea inflației. Abordarea noastră a fost dezvoltată cu succes de alți oameni de știință, iar acest lucru a contribuit în mare măsură la progresul cosmologiei. Acum este clar că teoria superstringurilor permite existența unui număr gigantic de stări de vid care dau naștere expansiunii exponențiale a universului.
Acum ar trebui să mai facem un pas și să înțelegem structura Universului nostru. Aceste lucrări se execută, dar întâmpină dificultăți tehnice uriașe, iar care va fi rezultatul nu este încă clar. În ultimii doi ani, eu și colegii mei am lucrat la o familie de modele hibride care se bazează atât pe superstringuri, cât și pe supergravitație. Există progrese, suntem deja capabili să descriem multe lucruri din viața reală. De exemplu, suntem aproape de a înțelege de ce densitatea energiei în vid este acum atât de scăzută, care este de doar trei ori mai mare decât densitatea particulelor și a radiațiilor. Dar este necesar să mergem mai departe. Așteptăm cu nerăbdare rezultatele observațiilor de la observatorul spațial Planck, care măsoară caracteristicile spectrale ale CMB cu rezoluție foarte mare. Este posibil ca citirile instrumentelor ei să pună sub cuțit clase întregi de modele inflaționiste și să ofere un stimulent pentru dezvoltarea teoriilor alternative.
Cosmologia inflaționistă se mândrește cu o serie de realizări remarcabile. Ea a prezis geometria plată a universului nostru cu mult înainte ca astronomii și astrofizicienii să confirme acest fapt. Până la sfârșitul anilor 1990, se credea că, luând în considerare întreaga materie din Univers, valoarea numerică a parametrului Ω nu depășește 1/3. A fost nevoie de descoperirea energiei întunecate pentru a ne asigura că această valoare este practic egală cu unu, după cum reiese din scenariul inflaționist. Au fost prezise fluctuații ale temperaturii radiației relicve și spectrul acestora a fost calculat în avans. Exemple similare mult. Încercările de infirmare a teoriei inflaționiste au fost făcute în mod repetat, dar nimeni nu a reușit. În plus, potrivit lui Andrei Linde, în ultimii ani s-a dezvoltat conceptul de pluralitate de universuri, a căror formare poate fi numită o revoluție științifică: „În ciuda caracterului incomplet, acesta devine parte a culturii unei noi generații de fizicieni. și cosmologi.”
PE UN STANDARD CU EVOLUȚIE
„Paradigma inflaționistă a fost acum implementată într-o varietate de opțiuni, printre care nu există un lider recunoscut”, spune Alexander Vilenkin, directorul Institutului de Cosmologie de la Universitatea Tufts. - Sunt multe modele, dar nimeni nu știe care este corect. Prin urmare, să vorbim despre un progres dramatic în anul trecut, Nu aș. Și da, există o mulțime de complicații. De exemplu, nu este complet clar cum se compară probabilitățile evenimentelor prezise de un anumit model. LA univers etern orice eveniment trebuie să aibă loc de un număr infinit de ori. Deci, pentru a calcula probabilitățile, trebuie să comparați infinite, ceea ce este foarte dificil. Există și o problemă nerezolvată a începutului inflației. Cel mai probabil, nu te poți descurca fără el, dar nu este încă clar cum să te apropii de el. Și totuși, tabloul inflaționist al lumii nu are concurenți serioși. Aș compara-o cu teoria lui Darwin, care la început a avut și multe inconsecvențe. Cu toate acestea, ea nu a avut o alternativă, iar în cele din urmă a câștigat recunoașterea oamenilor de știință. Mi se pare că conceptul de inflație cosmologică va face față perfect tuturor dificultăților.”
Imediat după nașterea sa, universul s-a extins incredibil de rapid.
Din anii 1930, astrofizicienii știu deja că, conform legii lui Hubble, universul se extinde, ceea ce înseamnă că și-a avut începutul în anumit momentîn trecut. Sarcina astrofizicienilor, prin urmare, în exterior părea simplă: să urmărească toate etapele expansiunii Hubble în cronologie inversă, aplicând legile fizice adecvate în fiecare etapă și, după ce au mers în acest fel până la sfârșit - mai precis, până la început. - să înțeleagă exact cum s-a întâmplat totul.
La sfârșitul anilor 1970, însă, mai multe probleme au rămas nerezolvate. probleme fundamentale asociat cu universul timpuriu, și anume:
- Problema antimateriei. Conform legilor fizicii, materia și antimateria au dreptul egal de a exista în Univers ( cm. Antiparticule), dar universul este compus aproape în întregime din materie. De ce s-a întâmplat?
- Problema orizontului.În funcție de radiația cosmică de fond ( cm. Big Bang), putem determina că temperatura Universului este aproximativ aceeași peste tot, dar părțile sale individuale (clusters de galaxii) nu au putut fi în contact (cum se spune, erau în exterior). orizont fiecare). Cum s-a întâmplat să se stabilească echilibrul termic între ei?
- Problema îndreptării spațiului. Universul pare să aibă exact masa și energia necesare pentru a încetini și opri expansiunea Hubble. De ce, dintre toate masele posibile, universul o are pe aceasta?
Cheia pentru rezolvarea acestor probleme a fost ideea că, imediat după naștere, universul era foarte dens și foarte fierbinte. Toată materia din ea era o masă încinsă de quarci și leptoni ( cm. Model standard), care nu avea nicio modalitate de a se combina în atomi. Funcționează în universul modern diverse forţe(cum ar fi electromagnetice și forte gravitationale) corespundea apoi unui singur câmp de interacțiune a forței ( cm. teorii universale). Dar când Universul s-a extins și s-a răcit, ipoteticul câmp unificat s-a rupt în mai multe forțe ( cm. universul timpuriu).
În 1981 fizician american Alan Guth și-a dat seama că separarea interacțiunilor puternice de un câmp unificat, care s-a petrecut la aproximativ 10 -35 de secunde după nașterea Universului (doar gândește-te - adică 34 de zerouri și unul după virgulă zecimală!), a fost un punct de cotitură în dezvoltarea lui. . s-a întâmplat faza de tranzitie materia de la o stare la alta la scara universului - un fenomen asemanator cu transformarea apei in gheata. Și la fel cum atunci când apa îngheață, moleculele ei care se mișcă aleatoriu „prind” brusc și formează o structură cristalină strictă, așa sub influența interacțiunilor puternice eliberate, a avut loc o rearanjare instantanee, un fel de „cristalizare” a materiei în Univers.
Oricine a văzut că țevile de apă au spart sau țevile radiatoarelor de mașini au izbucnit în îngheț puternic, de îndată ce apa din ele se transformă în gheață, va propria experiențăștie că apa se dilată atunci când îngheață. Alan Guth a reușit să arate că atunci când interacțiunile puternice și slabe au fost separate, ceva similar s-a întâmplat în Univers - o expansiune asemănătoare săriturii. Această extensie este numită inflaţionist, de multe ori mai rapid decât expansiunea obișnuită Hubble. În aproximativ 10 -32 de secunde, Universul s-a extins cu 50 de ordine de mărime - era mai mic decât un proton și a devenit de dimensiunea unui grapefruit (pentru comparație: când apa îngheață, se extinde cu doar 10%). Și această expansiune inflaționistă rapidă a universului înlătură două dintre cele trei probleme de mai sus, explicându-le direct.
Decizie probleme de îndreptare a spațiului Următorul exemplu ilustrează cel mai bine acest lucru: imaginați-vă o grilă de coordonate desenată pe o hartă elastică subțire, care este apoi mototolită la întâmplare. Dacă acum luăm și scuturăm cu putere această hartă elastică șifonată, va reveni la o formă plată, iar liniile de coordonate de pe ea vor fi restabilite, oricât de mult am deformat-o când am mototolit-o. În mod similar, indiferent cât de curbat era spațiul Universului la momentul începerii expansiunii sale inflaționiste, principalul lucru este că la sfârșitul acestei expansiuni, spațiul s-a dovedit a fi complet îndreptat. Și din moment ce știm din teoria relativității că curbura spațiului depinde de cantitatea de materie și energie din el, devine clar de ce există suficientă materie în Univers pentru a echilibra expansiunea Hubble.
Explică modelul inflaţionist şi problema orizontului, deși nu atât de direct. Din teoria radiației corpului negru, știm că radiația emisă de un corp depinde de temperatura acestuia. Astfel, din spectrele de emisie ale părților îndepărtate ale Universului, putem determina temperatura acestora. Astfel de măsurători au dat rezultate uimitoare: s-a dovedit că în orice punct observabil al Universului temperatura (cu o eroare de măsurare de până la patru zecimale) este aceeași. Dacă pornim de la modelul expansiunii obișnuite Hubble, atunci problema imediat după Big Bang ar fi trebuit să se împrăștie prea mult pentru ca temperaturile să se egaleze. Conform modelului inflaționist, materia Universului până în momentul t = 10 -35 secunde a rămas mult mai compactă decât în timpul expansiunii Hubble. Acest lucru este extrem de perioadă scurtă a fost suficient pentru a stabili echilibrul termic, care nu a fost perturbat în stadiul de expansiune inflaționistă și s-a păstrat până în zilele noastre.
Fizician american, specialist în particule elementare și cosmologie. Născut în New Brunswick, New Jersey. dr primit la Massachusetts Institute of Technology, unde s-a întors în 1986, devenind profesor de fizică. Guth și-a dezvoltat teoria expansiunii inflaționiste a Universului în timp ce era încă la Universitatea Stanford, în timp ce lucra la teoria particulelor elementare. Cunoscut pentru recenzia sa asupra universului ca o „față de masă nesfârșită cu auto-asamblare”.
Teoria general acceptată a Big Bang-ului are multe probleme în descrierea universului timpuriu. Chiar dacă lăsăm deoparte ciudățenia stării singulare, care nu este susceptibilă de niciuna explicație fizică, nu sunt mai puține lacune. Și acest lucru trebuie luat în considerare. Uneori micile inconsecvențe duc la respingerea întregii teorii. Prin urmare, apar de obicei teorii complementare și auxiliare, menite să clarifice blocajele și să rezolve tensiunea situației. În acest caz, teoria inflației joacă acest rol. Deci, să vedem care este problema.
Materia și antimateria au drepturi egale la existenţă. Atunci cum să explic că Universul este aproape în întregime compus din materie?
Pe baza radiației de fond, s-a stabilit că temperatura în Univers este aproximativ aceeași. Dar părțile sale individuale nu au putut fi în contact în timpul expansiunii. Atunci cum a fost stabilit echilibrul termic?
De ce masa universului este așa încât să încetinească și să oprească expansiunea Hubble?
În 1981, fizicianul și cosmologul american, Ph.D. Alan Harvey Guth, profesor asociat la Universitatea din Massachusetts, probleme matematice fizicienii particulelor, au sugerat că de la zece la minus treizeci și cinci de putere dintr-o secundă după Big Bang, materia superdensă și fierbinte, constând în principal din quarci și leptoni, a suferit o tranziție cuantică similară cu cristalizarea. Acest lucru s-a întâmplat când interacțiunile puternice au fost separate de câmpul unificat. Alan Guth a reușit să arate că atunci când interacțiunile puternice și slabe au fost separate, a avut loc o expansiune bruscă, ca în apa înghețată. Această expansiune, de multe ori mai rapidă decât cea Hubble, a fost numită inflaționistă.
În aproximativ zece până la minus treizeci și secunde de gradul de secundă, Universul s-a extins cu 50 de ordine de mărime - era mai mic decât un proton, a devenit de dimensiunea unui grapefruit. Apropo, apa se extinde cu doar 10%. Această expansiune inflaționistă rapidă rezolvă două dintre cele trei probleme identificate. Expansiunea nivelează curbura spațiului, care depinde de cantitatea de materie și energie din acesta. Și nu încalcă echilibrul termic, care a avut timp să se dezvolte până la începutul inflației. Problema antimateriei se explică prin faptul că stadiul inițial formarea a apărut încă câteva particule obișnuite. După anihilare, s-a format o bucată de materie obișnuită din care s-a format substanța Universului.
Modelul inflaționist al formării Universului.
Protouniversul a fost umplut cu un câmp scalar. La început a fost omogen, dar au apărut fluctuații cuantice și au apărut neomogenități în el. Odată cu acumularea acestor neomogenități, are loc o rarefacție cu crearea unui vid. Câmpul scalar menține tensiunea și bula rezultată devine din ce în ce mai mare, extinzându-se în toate direcțiile. Procesul merge exponențial, de foarte mult un timp scurt. Aici, caracteristicile inițiale ale terenului joacă un rol decisiv. Dacă forța este constantă în timp, atunci pentru o perioadă de la zece până la minus treizeci și șase de gradul de secundă, bula inițială de vid se poate extinde cu zece până la gradul douăzeci și șase de timp. Și acest lucru este în concordanță cu teoria relativității, vorbim despre mișcarea spațiului însuși în laturi diferite.
Ca urmare, se dovedește că nu a avut loc o explozie, a avut loc o inflație foarte rapidă și o expansiune a bulei Universului nostru. Termenul inflation provine din engleza inflate - a pompa, umfla. Dar vidul se extindea, de unde proveneau energia și materia care au format stelele, galaxiile? Și de ce se crede că universul era fierbinte? Poate golirea să fie la temperatură ridicată?
Când întinde bula universului, începe să acumuleze energie. Datorită tranziției de fază, temperatura crește brusc. La sfârșitul perioadei de inflație, Universul se dovedește a fi foarte fierbinte, despre care se crede că se datorează singularității. Vidul a primit energie de curbura spațiului. Potrivit lui Einstein, gravitația nu este forța de atracție dintre două mase, ci curbura spațiului. Dacă spațiul este curbat, are deja energie, chiar dacă nu are masă. Orice energie curbează spațiul. Ceea ce împinge galaxiile în direcții diferite și ceea ce numim energie întunecată face parte din câmpul scalar. Și câmpul Higgs dorit este generat de acest câmp scalar.
Printre criticii teoriei inflației se numără Sir Roger Pentrose, un matematician englez, expert în domeniul relativității generale și teoria cuantica, Șef al Departamentului de Matematică Universitatea Oxford. El credea că toate argumentele despre inflație sunt exagerate și nu fac obiectul dovezilor. Adică există o problemă a valorilor inițiale. Cum să demonstrăm că în Universul timpuriu neomogenitățile erau de așa natură încât puteau da naștere lumii omogene care se observă acum? Și dacă inițial a existat o curbură mare, atunci fenomenele sale reziduale ar trebui observate în prezent.
Cu toate acestea, studiile efectuate în cadrul Proiectului de Cosmologie Supernova au arătat că inflația este observată în prezent într-o etapă târzie a evoluției Universului. Factorul care provoacă acest fenomen se numește energie întunecată. În prezent, completările lui Linde au fost făcute la teoria inflației sub forma inflației haotice. Nu trebuie să vă grăbiți să-l ignorați, teoria Universului inflaționist va servi în continuare cosmologiei.
Informație:
Okun L.B. „Leptoni și quarci”, M., Nauka, 1981
www.cosmos-journal.ru
V.V. Kazyutinsky
Cosmologia inflaționistă: teorie și imagine științifică a lumii*
Acum există o nouă revizuire fundamentală a cunoștințelor despre Univers în ansamblu, adică. cel mai mare fragment din întreaga lume, pe care știința este capabilă să-l izoleze cu mijloacele disponibile la un moment dat. Această revizuire se referă la două niveluri conceptuale: 1) construirea de noi teorii cosmologice; 2) schimbări în blocul „lume ca întreg” în tabloul științific al lumii (SCM).
Schimbările moderne în cosmologie aduc o contribuție extrem de mare, dar încă insuficient de apreciată la NCM modernă, ca să nu mai vorbim de interesul ideologic pe care îl reprezintă. Esența lor este o întoarcere la limbaj exprimat idei de fizică neclasică un număr infinit lumi, infinitatea spatiului si timpului, infinitatea proceselor de evolutie si autoorganizare din Univers (Metaunivers), dintre care unele au fost considerate pentru totdeauna respinse din punctul de vedere al stiintei.
Teoria universului în expansiune a fost un program de cercetare excepțional de eficient. A făcut posibilă rezolvarea unui număr de probleme legate de structura și evoluția Metagalaxiei noastre, inclusiv etapele incipiente ale dezvoltării acesteia. De exemplu, realizare remarcabilă a fost teoria „Universului fierbinte” G.A. Gamov, confirmată de descoperirea în 1965 a radiației cosmice de fond cu microunde. Numeroase alternative la cosmologia lui Friedmann s-au dovedit neconvingătoare.
În același timp, teoria universului în expansiune s-a confruntat cu o serie de probleme serioase. Unele dintre ele erau, ca să spunem așa, de natură „tehnică”. De exemplu, este oarecum descurajator faptul că, în ciuda cercetărilor intense, nu a fost încă posibil să se construiască un model suficient de adecvat al Metagalaxiei în expansiune în cadrul teoriei lui A.A. Fridman, deoarece faptele cunoscute necesare pentru construirea unui astfel de model fie nu sunt suficient de precise sau contradictorii. Alte probleme sunt mai fundamentale. Ca „sabie a lui Damocles” asupra cosmologilor, „paradoxul masei” a rămas de mult timp atârnat, conform căruia 90-95% din masa Metagalaxiei ar trebui să fie într-o stare invizibilă, a cărei natură este încă neclară. Dezvoltare modernă teoria Universului în expansiune a dat naștere la o serie de probleme și mai grave, în esență, arătând clar limitările teoriei, incapacitatea acesteia de a face față acestor probleme fără schimbări conceptuale semnificative. Mai ales o mulțime de necazuri a adus teoria problemei celor mai mulți etapele inițiale evolutia universului. Problema singularității este bine cunoscută: când raza Universului este inversată, adică. a Metagalaxiei noastre, la zero, mulți parametri au devenit infiniti. S-a dovedit a fi neclar sens fizicîntrebarea: ce a fost „înainte” de singularitate (uneori această întrebare în sine a fost declarată lipsită de sens, deoarece timpul, așa cum a susținut Augustin, a apărut odată cu Universul. (Dar răspunsuri de genul: „înainte” aceasta nu era timp și, prin urmare, întrebarea în sine a fost pusă incorect, mulți cosmologi nu au fost foarte mulțumiți.) Teoria în versiunea sa non-cuantică nu a putut explica motivul care a provocat Big Bang-ul, expansiunea Universului. În plus, există o listă impresionantă de mai mult de alte o duzină de probleme cărora teoria lui A.A.Fridman nu le-a putut face față Iată doar câteva dintre ele: 1) Problema planeității (sau euclidianului spațial) a Universului: proximitatea curburii spațiului față de zero, care diferă după ordine. de amploare din „aşteptările teoretice”; 2) problema mărimii Universului: ar fi mai firesc, din punct de vedere al teoriei, să ne așteptăm ca Universul nostru să nu conțină mai mult de câteva particule elementare, și nu 10 88 conform estimărilor moderne - un alt imens discrepanță între așteptările teoretice și observații! 3) problema orizontului: suficient puncte îndepărtateîn Universul nostru nu au avut încă timp să interacționeze și nu pot avea parametri comuni (cum ar fi
densitate, temperatură etc.). Dar Universul nostru, Metagalaxia, la scară largă refuză să fie surprinzător de omogen, în ciuda imposibilității cauzalitateîntre zonele sale îndepărtate.
Acum, după ce cosmologia inflaționistă a fost capabilă să rezolve cel mai Aceste probleme, dificultățile cosmologiei relativiste, sunt adesea enumerate, și chiar cumva de foarte bună voie. Dar în anii 60-70, chiar și mențiunile lor erau foarte reținute și dozate, mai ales în fața lui Nefridman. programe de cercetare. În primul rând, mulți și-au amintit încă soartă tragică cosmologie relativistă, supusă atacurilor ideologice nu numai la noi. În al doilea rând, a existat o înțelegere generală că aproape de „început” începe să joace rolul decisiv efecte cuantice. De aici a rezultat că este necesară transmiterea în continuare a noilor cunoștințe din fizica particulelor elementare și teoria cuantică a câmpului. Discuția problemelor cosmologice la nivelul NCM a condus la concluzii foarte interesante. Au fost prezentate două principii fundamentale care au provocat o puternică „schimbare progresivă” în cosmologie.
1) Principiul nașterii cuantice a Universului. Singularitatea cosmologică este o caracteristică inevitabilă a structurii conceptuale cosmologie cuantică. Dar în cosmologia cuantică aceasta este doar o aproximare grosieră, care trebuie înlocuită cu conceptul de fluctuații spontane în vid (Tryon, 1973).
2) Principiul inflației, conform căruia, la scurt timp după începutul expansiunii Universului, a avut loc procesul de inflație exponențială a acestuia. A durat aproximativ 10 -35 s, dar în acest timp regiunea de umflătură ar trebui să atingă, după spusele lui A.D. Linde, „dimensiuni inimaginabile”. Conform unor modele de inflație, scara Universului (în cm) va ajunge la 10 la puterea lui 10 12 , adică. valori care sunt cu multe ordine de mărime mai mari decât distanțele până la cele mai îndepărtate obiecte din universul observabil.
Prima versiune a inflației a fost luată în considerare de A.A. Starobinsky în 1979, apoi au apărut succesiv trei scenarii ale Universului umflat: scenariul lui A. Gus (1981), așa-numitul scenariu nou (A.D. Linde, A. Albrecht, P.J. . Steinhardt, 1982), scenariul inflației haotice (A.D. Linde, 1986). Scenariul inflației haotice pornește din faptul că mecanismul care generează inflația rapidă a Universului timpuriu se datorează câmpurilor scalare, care joacă un rol cheie ca
în fizica particulelor elementare și în cosmologie. Câmpurile scalare din universul timpuriu pot lua valori arbitrare; de unde și numele, balonare haotică.
Bloat explică multe dintre proprietățile universului care au pus probleme insolubile pentru cosmologia lui Friedmann. De exemplu, motivul expansiunii Universului este acțiunea forțelor antigravitaționale în vid. Conform cosmologiei inflaționiste, universul trebuie să fie plat. A.D. Linde consideră chiar acest fapt ca o predicție a cosmologiei inflaționiste, confirmată de observații. Nici sincronizarea comportamentului regiunilor îndepărtate ale Universului nu este o problemă.
Teoria Universului umflat introduce (deocamdată la nivel ipotetic) schimbări serioase în blocul „lumea ca întreg” al NCM.
1. În deplină concordanță cu analiza filozofică a conceptului de „Univers în ansamblu”, care a condus la concluzia că este „tot ce există” din punctul de vedere al unei teorii sau model cosmologic dat (și nu în oarecare sens absolut), teoria a făcut o extindere fără precedent a domeniului de aplicare a acestui concept în comparație cu cosmologia relativistă. punct comun opinia că Metagalaxia noastră este întregul Univers, a fost abandonată. În cosmologia inflaționistă, este introdus conceptul de Metavers, în timp ce termenul de „miniuniversuri” este propus pentru regiunile la scara Metagalaxiei. Acum, Metauniversul este considerat „tot ce există” din punctul de vedere al cosmologiei inflaționiste, iar Metagalaxia – ca zonă locală. Dar este posibil ca dacă este creat teorie unificată interacțiuni fizice(ETT, TVO), atunci domeniul de aplicare al conceptului Universului ca întreg va fi din nou extins (sau modificat) semnificativ.
2. Teoria lui Friedman s-a bazat pe principiul uniformității Universului (Metagalaxie). Cosmologia inflaționistă, în timp ce explică faptul omogenității pe scară largă a Universului cu ajutorul mecanismului inflației, introduce simultan un nou principiu - eterogenitatea extremă a Metaversului. Fluctuațiile cuantice asociate cu apariția miniverselor duc la diferențe legi fiziceși condiții, dimensiuni spațiu-timp, proprietăți ale particulelor elementare și alte obiecte extra-metagalactice. Trebuie să vă reamintesc că principiul varietății infinite Lumea materială, în special, a lui forme fizice- aceasta este o idee filozofică destul de veche, care își găsește acum o nouă confirmare în cosmologie.
3. Metauniversul ca o colecție de multe miniuniversuri care decurg din fluctuațiile „spumei” spațiu-timp este în mod evident infinit, nu are început și sfârșit în timp (I.D. Novikov l-a numit „Universul etern tânăr”, fără a bănui că această metaforă a fost începutul secolului al XX-lea a fost inventat de K.E. Ciolkovski, criticând teoria morții termice a Universului).
4. Teoria Universului în expansiune consideră procesele evoluției cosmice într-un mod semnificativ diferit față de cel al lui Friedmann. Ea refuză ideea că întregul univers a apărut acum 10 9 ani dintr-o stare singulară. Aceasta este doar vârsta mini-universului nostru, Metagalaxia, care a apărut din „spumă” de vid. În consecință, „înainte” de începutul expansiunii Metagalaxiei a existat un vid, pe care știința modernă îl consideră una dintre formele fizice ale materiei. Dar chiar înainte ca această concluzie să fie făcută într-un context cosmologic, relativitatea și deloc absolutitatea și caracterul complet firesc, și nu transcendent al expansiunii, au fost fundamentate din considerații filozofice. Astfel, conceptul de „creare a lumii”, găsit cândva în textele lui A.A. Fridman și de nenumărate ori - în lucrări teologice, filosofice și de fapt cosmologice de-a lungul celei mai mari a secolului al XX-lea, se dovedește a fi nimic mai mult decât o metaforă. care nu decurge din esenţa cosmologiei inflaţioniste. Metaversul, conform teoriei, se poate dovedi a fi staționar deloc, deși evoluția miniuniversurilor incluse în el este descrisă de teoria big bang-ului.
A.D. Linde a introdus conceptul de inflație eternă, care descrie proces evolutiv, continuând ca reacție în lanț. Dacă Metaverse conține cel puțin o regiune de balonare, va genera continuu noi regiuni de balonare. Apare o structură ramificată a mini-universurilor, asemănătoare unui fractal.
5. Cosmologia inflaționistă a făcut posibilă o înțelegere complet nouă a problemei singularității. Conceptul de singularitate, inamovibil în cadrul modelului relativist standard bazat pe metoda clasică de descriere și explicație, își schimbă semnificativ sensul în metoda cuantică de descriere și explicație folosită în cosmologia inflaționistă. Se pare că nu este deloc necesar să presupunem că a existat un fel de început unic al lumii, deși această presupunere întâmpină unele dificultăți. Dar, potrivit lui A.D. Linde, în scenariile inflației haotice a Universului, „se vede mai ales clar că
în locul tragediei nașterii întregii lumi dintr-o singularitate, înainte de care nimic nu exista și transformarea ei ulterioară în nimic, avem de-a face cu un proces nesfârșit de transformare reciprocă a fazelor în care fluctuațiile cuantice ale metricii sunt mici sau, invers, mare. De aici rezultă că concluzia recent de neclintit despre existența unei singularități cosmologice generale la începutul expansiunii își pierde credibilitatea. Nu este nevoie să pretindem că toate părțile universului au început să se extindă simultan. Singularitatea este înlocuită în teoria Universului în expansiune de o fluctuație cuantică a vidului.
6. În stadiul actual al dezvoltării sale, cosmologia inflaționistă revizuiește ideile anterioare despre moartea termică a Universului. A.D. Linde vorbește despre un „Univers umflat cu auto-reproducere”, adică. proces de autoorganizare nesfârșită. Miniversele vin și pleacă, dar nu există un singur sfârșit pentru aceste procese.
7. Principiul antropic (AP) joacă un rol semnificativ atât în cosmologia relativistă, cât și în cea inflaționistă. Ea conectează parametrii fundamentali ai universului nostru, Metagalaxia, parametrii particulelor elementare și faptul existenței umane în Metagalaxie. Condițiile cosmologice necesare pentru apariția omului includ următoarele: Universul (Metagalaxia) trebuie să fie suficient de mare, plat și omogen. Aceste proprietăți ale acestuia sunt cele care decurg din teoria universului în expansiune. Este imposibil de explicat uniformitatea structurii și proprietăților sale în regiunea acoperită de observații fără a implica procesul de inflație din Universul timpuriu.
Este ușor de observat că bazele filozofice ale cosmologiei inflaționiste împleteau idei și imagini separate, traduse din sisteme filosofice diferite. De exemplu, ideea unui număr infinit de lumi are o lungă tradiție filozofică încă de pe vremea lui Leucip, Democrit, Epicur, Lucretius. Mai ales profund a fost dezvoltat de Nicholas of Cusa și Giordano Bruno. Ideea metafizicii aristotelice despre transformarea potențialului posibil în real a avut un impact nu numai asupra metodei cuantice de descriere și explicație folosită de cosmologia inflaționistă, ci se dovedește și - într-un mod paradoxal! - predecesor idei evolutive această teorie. Este paradoxal deoarece Aristotel însuși considera Universul ca fiind singurul și, considerând apariția și distrugerea ca fiind procesele pământului, atribuită invariabilității cerului în
timp și închidere în spațiu. Dar ideile exprimate de el despre ființa potențială și actuală au fost transferate, contrar părerilor lui Aristotel, în Metaversul infinit. De asemenea, ei găsesc influența ideilor lui Platon în fundamentele filozofice ale cosmologiei inflaționiste. Ea poate fi urmărită, în orice caz, prin neoplatoniștii Renașterii.
Unii cercetători (de exemplu, A.N. Pavlenko) cred că cosmologia inflaționistă ar trebui considerată ca o nouă etapă în revoluția modernă în știința Universului, deoarece nu numai că creează un nou NCM, dar duce și la o revizuire a unor idealuri și norme de cunoaștere (de exemplu, idealuri dovezi ale cunoașterii, care se reduc la factori intra-teoretici). Ca prognoză sau evaluare de expert, un astfel de punct de vedere este acceptabil dacă luăm în considerare, totuși, următoarele circumstanțe.
Desigur, dezvoltarea unei teorii care provoacă o schimbare majoră în cunoașterea noastră despre lume și consecințe ideologice grave este un semn necesar al unei anumite etape. revoluție științifică. Această caracteristică ar trebui totuși completată de justificare. noua teorie, confesiunile ei către comunitate stiintifica, care este inclus și în structura trecerii revoluționare. Prin gradul de radicalitate cu care cosmologia inflaționistă (în special varianta inflației haotice) revizuiește imaginea lumii în ansamblu, ea depășește clar teoria lui A.A. Fridman. În comunitatea cosmologilor, ea a început să folosească mare influență, care a fost stabilit, însă, nu imediat. În prima jumătate a anilor 1980, diferite scenarii de naștere cuantică a Universului din vid erau considerate competitive, cosmologia inflaționistă fiind unul dintre ele. Acest lucru s-a datorat deficiențelor semnificative ale primelor scenarii de balonare. Abia după apariția scenariului inflaționist haotic a avut loc o descoperire în recunoașterea noii cosmologii. Cu toate acestea, problema fundamentării acestei teorii cosmologice rămâne deocamdată deschisă, tocmai pentru că nu corespunde idealurilor și standardelor de cunoaștere bazate pe dovezi acceptate în prezent (alte Universuri sunt fundamental neobservabile). Speranțele pentru o schimbare a acestor idealuri în viitorul apropiat (eliminarea obligației de „justificare externă”) sunt încă mici. Strict vorbind, revoluția potențial întruchipată în cosmologia inflaționistă poate avea loc sau nu. Până acum, se poate doar spera la dezvoltarea sa, fără a exclude complet alte întorsături neașteptate și încă imprevizibile în acest domeniu.
Asimilarea socioculturală a cosmologiei inflaționiste conține un punct curios. Fiind extrem de revoluționar în esența sa, noul teoria cosmologică nu a provocat prea mult „boom”. Au trecut aproximativ 20 de ani de la apariția primei versiuni a acestei teorii, dar ea aproape că nu a depășit un cerc destul de restrâns de specialiști, nu a devenit o sursă de discuții filozofice, semănând chiar și pe departe cu bătălii aprige din jurul teoriei lui Copernic, care a entuziasmat mințile chiar înainte de publicarea tratatului său nemuritor sau în jurul teoriei lui A.A. Fridman. Această împrejurare izbitoare are nevoie de o explicație.
Este posibil ca motivul principal să fie, din păcate, declinul interesului pentru cunoștințele științifice, în special, fizice și matematice, care sunt intens înlocuite de alt fel surogate, provocând adesea nemăsurat mai multă emoție decât cei mai de primă clasă realizările științifice. Acum doar câteva descoperiri ale științei care găsesc o legătură directă cu problemele existenței umane găsesc un răspuns.
Mai mult, cosmologia inflaționistă este extrem de teorie complexă, ceea ce nu este foarte clar nici măcar specialiştilor din domeniile învecinate ale fizicii, şi cu atât mai mult nespecialiştilor, şi numai în virtutea acestui lucru este în afara sferei acestor interese.
În cele din urmă, ideea unui univers unic și finit în timp și-a luat rădăcini prea adânci în cultură, a avut prea mult efect asupra ei. influență puternică pentru a face loc cu ușurință unei teorii care seamănă în mod clar cu modelele cosmologice aruncate de mult timp.
Cu toate acestea, progresul în cosmologie continuă, iar anii următori vor conduce probabil la estimări mai sigure ale teoriei universului în expansiune.
Literatură
1. Linde A.D. Fizica particulelor elementare și cosmologia inflaționistă. M., 1990.
2. Kazyutinsky V.V. Conceptul de „Univers” // Infinitul și Universul. M., 1969.
3. Kazyutinsky V.V. Ideea universului // Probleme de filozofie și viziune asupra lumii stiinta moderna. M., 1981.
