Cosmologii au presupus de mult că universul este infinit, dar nu nelimitat. Asta înseamnă că are dimensiuni limitate, dar este imposibil să ajungi la „sfârșitul lumii”. Chiar dacă ar fi cineva care ar încerca să traverseze Universul, s-ar întoarce la punctul de la care a plecat – asemănător celor care au făcut o călătorie în jurul Pământului în jurul lumii.

Ipoteza de lungă durată a caracterului finit al universului a devenit deosebit de populară ca urmare a studiului fundalului cosmic cu microunde sau radiația cosmică de fond cu microunde rămasă în univers după Big Bang. Oamenii de știință sugerează că dacă universul ar avea dimensiuni nelimitate, ar fi posibil să se găsească în el unde de toate lungimile probabile. Cu toate acestea, știm cu toții că spectrul fundalului cu microunde este foarte limitat - și de aceea se numește așa.

„Universul are proprietățile unui instrument muzical”, explică Frank Steiner de la Universitatea din Ulm din Germania. „Și lungimile de undă din interiorul acestuia nu pot depăși lungimea instrumentului în sine.

Până în prezent, cosmologii au venit cu mai multe ipoteze pentru forma universului. Cele mai populare au fost un dovleac (sau o minge de fotbal american) și un bagel, precum și trei covrigi, legați în mod bizar unul de celălalt. Unii fizicieni au propus chiar un model frumos, aparent împrumutat din filozofia orientală, despre Univers, care este un culoar de oglinzi cu imagini ale diverselor obiecte care se repetă de multe ori pe cer. Aceste „portrete ușoare” pot fi reflectate de pretinșii pereți ai universului și astfel duplicate de multe ori. Glen Starkman de la Case Western Reserve University din Cleveland (Ohio, SUA) și colegii săi au început să încerce să combine cumva modelele propuse cu datele experimentale, dar încă nu au ales care formă se potrivește cel mai mult Universului nostru.

În același timp, Steiner și colegii săi au început să reanalizeze datele de la sonda spațială a NASA din 2003, cunoscută sub numele de Sonda anizotropă Wilkinson Microwave, și au încercat să o folosească pentru a-și susține ipoteza că universul are forma unei gogoși și trei gogoși. Oamenii de știință au vrut, de asemenea, să testeze ipoteza larg răspândită a unui univers fără limite și „fără dimensiuni”.

S-a dovedit că datele de la sonda spațială susțin cel mai bine teoria universului sub forma unei gogoși. Oamenii de știință au încercat, de asemenea, să ghicească dimensiunea probabilă a universului - conform informațiilor obținute cu ajutorul Sondei, acesta poate ajunge la 56 de miliarde de ani lumină.

Jean-Pierre Luminet de la Observatorul din Paris din Franța susține ipoteza că universul are forma unui fotbal american sau a unui dovleac. Cu toate acestea, i-a plăcut foarte mult munca lui Steiner.În opinia sa, analiza unui coleg din Germania arată că o gogoașă este o formă destul de probabilă a Universului, dar totuși nu respinge ideea unui dovleac (minge de fotbal). „Cred că mingea mea de fotbal este încă vie și bine”, glumește Lumine.

Steiner însuși crede că studiul radiației cosmice de fond cu microunde, care este acum realizat de satelitul european Planck, va determina mai precis forma universului. De asemenea, Glen Starkman crede că încă nu există suficiente date. „Din punct de vedere filozofic, îmi place ideea că universul este finit”, spune el. „Cu toate acestea, filozofia nu poate avea încredere în fizică și, prin urmare, voi avea grijă să nu trag concluzii până când apar noi date experimentale.”

În antichitate, oamenii credeau că pământul este plat și stă pe trei balene, apoi s-a dovedit că ecumenul nostru este rotund și dacă navighezi tot timpul spre vest, atunci după un timp te vei întoarce la punctul tău de plecare de la Est. Vederile asupra universului s-au schimbat într-un mod similar. La un moment dat, Newton credea că spațiul este plat și infinit. Einstein a permis ca Lumea noastră să fie nu numai nemărginită și strâmbă, ci și închisă. Cele mai recente date obținute în procesul de studiere a radiației de fond indică faptul că Universul poate fi foarte închis în sine. Se pare că, dacă zburați de pe pământ tot timpul, atunci la un moment dat veți începe să vă apropiați de el și, în cele din urmă, veți reveni înapoi, ocolind întregul Univers și făcând o călătorie în jurul lumii, la fel ca una dintre navele lui Magellan, după ce a înconjurat întregul glob, a navigat către portul spaniol Sanlúcar de Barrameda.

Ipoteza că universul nostru s-a născut ca urmare a Big Bang-ului este acum considerată general acceptată. Materia la început era foarte fierbinte, densă și s-a extins rapid. Apoi temperatura universului a scăzut la câteva mii de grade. Substanța în acel moment era formată din electroni, protoni și particule alfa (nuclee de heliu), adică era un gaz puternic ionizat - plasmă, opac la lumină și orice unde electromagnetice. Recombinarea (conectarea) nucleelor ​​și electronilor care a început în acel moment, adică formarea atomilor neutri de hidrogen și heliu, a schimbat radical proprietățile optice ale Universului. A devenit transparent pentru majoritatea undelor electromagnetice.

Astfel, studiind lumina și undele radio, se poate vedea doar ceea ce s-a întâmplat după recombinare, iar tot ce s-a întâmplat înainte ne este închis de un fel de „perete de foc” de materie ionizată. Este posibil să privim mult mai adânc în istoria Universului doar dacă învățăm cum să înregistrăm neutrinii relicve, pentru care materia fierbinte a devenit transparentă mult mai devreme, și undele gravitaționale primare, pentru care materia de orice densitate nu este un obstacol, dar acest lucru. este o chestiune de viitor, și departe de asta, cea mai apropiată.

De la formarea atomilor neutri, Universul nostru s-a extins de aproximativ 1.000 de ori, iar radiația erei recombinării este astăzi observată pe Pământ ca un fundal relicvă de microunde cu o temperatură de aproximativ trei grade Kelvin. Acest fundal, descoperit pentru prima dată în 1965 la testarea unei antene radio mari, este practic același în toate direcțiile. Conform datelor moderne, există de o sută de milioane de ori mai mulți fotoni relicve decât atomi, așa că lumea noastră se scaldă pur și simplu în fluxuri de lumină puternic înroșită emise în primele minute de viață ale Universului.

Topologie spațială clasică

La scari mai mari de 100 de megaparsecs, partea din Univers pe care o vedem este destul de omogenă. Toate aglomerările dense de materie - galaxiile, clusterele și superclusterele lor - sunt observate doar la distanțe mai scurte. În plus, Universul este și izotrop, adică proprietățile sale sunt aceleași pe orice direcție. Aceste fapte experimentale stau la baza tuturor modelelor cosmologice clasice care presupun simetria sferică și omogenitatea spațială a distribuției materiei.

Soluțiile cosmologice clasice ale ecuațiilor de relativitate generală (GR) ale lui Einstein, care au fost găsite în 1922 de Alexander Friedman, au cea mai simplă topologie. Secțiunile lor spațiale seamănă cu planuri (pentru soluții infinite) sau cu sfere (pentru soluții mărginite). Dar astfel de universuri, se dovedește, au o alternativă: un univers fără margini și granițe, un univers de volum finit închis pe sine.

Primele soluții găsite de Friedman descriu universuri pline cu un singur fel de materie. Din cauza diferenței de densitate medie a materiei au apărut diferite imagini: dacă aceasta a depășit nivelul critic, s-a obținut un univers închis cu curbură spațială pozitivă, dimensiuni finite și durata de viață. Expansiunea sa a încetinit treptat, s-a oprit și a fost înlocuită de contracție până la un punct. Universul cu o densitate sub cea critică a avut o curbură negativă și s-a extins la infinit, rata sa de inflație tinde spre o valoare constantă. Acest model se numește deschis. Universul plat, un caz intermediar cu o densitate exact egală cu cea critică, este infinit și secțiunile sale spațiale instantanee sunt spațiu euclidian plat cu curbură zero. Un plat, ca unul deschis, se extinde la infinit, dar rata expansiunii sale tinde spre zero. Ulterior, au fost inventate modele mai complexe, în care un univers omogen și izotrop a fost umplut cu o materie multicomponentă care se modifică în timp.

Observațiile moderne arată că Universul se extinde acum cu accelerație (vezi „Dincolo de orizontul de evenimente al universului”, nr. 3, 2006). Un astfel de comportament este posibil dacă spațiul este umplut cu o substanță (deseori numită energie întunecată) cu o presiune negativă mare apropiată de densitatea energetică a acestei substanțe. Această proprietate a energiei întunecate duce la apariția unui fel de antigravitație, care învinge forțele atractive ale materiei obișnuite pe scară largă. Primul astfel de model (cu așa-numitul termen lambda) a fost propus chiar de Albert Einstein.

Un mod special de expansiune a Universului apare dacă presiunea acestei materii nu rămâne constantă, ci crește cu timpul. În acest caz, creșterea dimensiunii se acumulează atât de rapid încât universul devine infinit într-o perioadă finită de timp. O astfel de umflare bruscă a dimensiunilor spațiale, însoțită de distrugerea tuturor obiectelor materiale, de la galaxii la particule elementare, se numește Big Rip.

Toate aceste modele nu presupun proprietăți topologice speciale ale Universului și îl reprezintă similar cu spațiul nostru obișnuit. Această imagine este în bună concordanță cu datele pe care astronomii le primesc cu ajutorul telescoapelor care înregistrează radiațiile în infraroșu, vizibile, ultraviolete și cu raze X. Și numai datele observațiilor radio, și anume un studiu detaliat al fundalului relictei, i-au făcut pe oamenii de știință să se îndoiască de faptul că lumea noastră este aranjată atât de simplu.

Oamenii de știință nu vor putea privi în spatele „zidul de foc” care ne desparte de evenimentele primelor mii de ani din viața Universului nostru. Dar cu ajutorul laboratoarelor lansate în spațiu, în fiecare an aflăm din ce în ce mai multe despre ceea ce s-a întâmplat după transformarea plasmei fierbinți în gaz cald.

Receptor radio orbital

Primele rezultate obținute de observatorul spațial WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), care a măsurat puterea radiației cosmice de fond cu microunde, au fost publicate în ianuarie 2003 și au conținut atât de multe informații așteptate, încât înțelegerea sa nu a fost finalizată nici în prezent. De obicei, fizica este folosită pentru a explica noi date cosmologice: ecuațiile de stare a materiei, legile expansiunii și spectrele perturbațiilor inițiale. Dar de data aceasta, natura neomogenității unghiulare detectate a radiației a necesitat o explicație complet diferită - una geometrică. Mai exact - topologic.

Scopul principal al WMAP a fost acela de a construi o hartă detaliată a temperaturii fondului cosmic cu microunde (sau, așa cum este numit și, fundalul cu microunde). WMAP este un receptor radio ultra-sensibil care înregistrează simultan semnale care vin din două puncte aproape diametral opuse de pe cer. Observatorul a fost lansat în iunie 2001 pe o orbită deosebit de calmă și „liniștită”, situată în așa-numitul punct lagrangian L2, la un milion și jumătate de kilometri de Pământ. Acest satelit de 840 kg se află de fapt pe orbită în jurul Soarelui, dar datorită acțiunii combinate a câmpurilor gravitaționale ale Pământului și Soarelui, perioada sa de revoluție este de exact un an și nu zboară departe de Pământ nicăieri. Satelitul a fost lansat pe o orbită atât de îndepărtată, astfel încât interferențele din activitatea terestră creată de om să nu interfereze cu recepția emisiilor radio relicte.

Pe baza datelor obținute de observatorul radio spațial, a fost posibil să se determine un număr imens de parametri cosmologici cu o acuratețe fără precedent. În primul rând, raportul dintre densitatea totală a Universului și cea critică este 1,02 ± 0,02 (adică Universul nostru este plat sau închis cu o curbură foarte mică). În al doilea rând, constanta Hubble, care caracterizează expansiunea lumii noastre pe scară largă, este de 72±2 km/s/Mpc. În al treilea rând, vârsta Universului este de 13,4 ± 0,3 miliarde de ani, iar deplasarea către roșu corespunzătoare timpului de recombinare este de 1088 ± 2 (aceasta este o valoare medie, grosimea limitei de recombinare este mult mai mare decât eroarea indicată). Rezultatul cel mai senzațional pentru teoreticieni a fost spectrul unghiular al perturbărilor radiațiilor relicve, mai exact, valoarea prea mică a armonicii a doua și a treia.

Un astfel de spectru este construit prin reprezentarea hărții temperaturii ca o sumă a diferitelor armonici sferice (multipoli). În acest caz, componentele variabile se disting de imaginea generală a perturbațiilor care se potrivesc pe sferă de un număr întreg de ori: un cvadrupol - de 2 ori, un octupol - de 3 ori și așa mai departe. Cu cât numărul armonicii sferice este mai mare, cu atât mai multe oscilații de înaltă frecvență ale fondului pe care îl descrie și cu atât dimensiunea unghiulară a „petelor” corespunzătoare este mai mică. Teoretic, numărul de armonici sferice este infinit, dar pentru o hartă de observație reală este limitat de rezoluția unghiulară cu care au fost făcute observațiile.

Pentru măsurarea corectă a tuturor armonicilor sferice este necesară o hartă a întregii sfere cerești, iar WMAP primește versiunea sa verificată doar într-un an. Primele astfel de hărți nu foarte detaliate au fost obținute în 1992 în experimentele Relic și COBE (Cosmic Background Explorer).

Cum arată un bagel ca o ceașcă de cafea?
Există o astfel de ramură a matematicii - topologia, care explorează proprietățile corpurilor care sunt păstrate sub oricare dintre deformațiile lor fără goluri și lipire. Imaginați-vă că corpul geometric care ne interesează este flexibil și ușor deformat. În acest caz, de exemplu, un cub sau o piramidă poate fi ușor transformată într-o sferă sau o sticlă, un torus („goasă”) într-o ceașcă de cafea cu mâner, dar nu va fi posibil să se transforme o sferă într-un ceașcă cu mâner dacă nu rupeți și lipiți acest corp ușor deformabil. Pentru a împărți o sferă în două bucăți neconectate, este suficient să faceți o tăietură închisă, iar pentru a face același lucru cu un tor, puteți face doar două tăieturi. Topologii pur și simplu iubesc tot felul de construcții exotice, cum ar fi un tor plat, o sferă cu coarne sau o sticlă Klein, care pot fi reprezentate corect doar într-un spațiu cu dimensiuni de două ori mai multe. Deci Universul nostru tridimensional, închis pe sine, poate fi ușor imaginat doar trăind într-un spațiu cu șase dimensiuni. Topologii cosmici nu au încălcat timpul încă, lăsându-i posibilitatea de a curge pur și simplu liniar, fără a se bloca în nimic. Deci, capacitatea de a lucra în spațiul de șapte dimensiuni astăzi este suficientă pentru a înțelege cât de complex este Universul nostru dodecaedral.

Harta finală a temperaturii CMB se bazează pe o analiză minuțioasă a hărților care arată intensitatea emisiei radio în cinci intervale de frecvență diferite.

O decizie neașteptată

Pentru majoritatea armonicilor sferice, datele experimentale obținute au coincis cu calculele modelului. Doar două armonice, cvadrupol și octupol, s-au dovedit a fi net sub nivelul așteptat de teoreticieni. Mai mult, probabilitatea ca abateri atât de mari să apară întâmplător este extrem de mică. Suprimarea cvadrupolului și octupolului a fost observată încă din datele COBE. Totuși, hărțile obținute în acei ani aveau rezoluție slabă și zgomot mare, așa că discuția despre această problemă a fost amânată până la vremuri mai bune. Din ce motiv amplitudinile celor două fluctuații de cea mai mare scară ale intensității fondului cosmic cu microunde s-au dovedit a fi atât de mici, încât la început a fost complet de neînțeles. Nu a fost încă posibil să se vină cu un mecanism fizic pentru suprimarea lor, deoarece acesta trebuie să acționeze la scara întregului Univers observabil, făcându-l mai omogen și, în același timp, să înceteze să funcționeze la scari mai mici, permițându-i să fluctueze. mai puternic. Acesta este probabil motivul pentru care au început să caute căi alternative și au găsit un răspuns topologic la întrebarea care a apărut. Soluția matematică a problemei fizice s-a dovedit a fi surprinzător de elegantă și de neașteptată: a fost suficient să presupunem că Universul este un dodecaedru închis pe sine. Apoi, suprimarea armonicilor de joasă frecvență poate fi explicată prin modularea spațială de înaltă frecvență a radiației de fond. Acest efect apare din cauza observării repetate a aceleiași regiuni a plasmei recombinante prin diferite părți ale spațiului dodecaedral închis. Se dovedește că armonicele joase, parcă, se sting din cauza trecerii unui semnal radio prin diferite fațete ale Universului. Într-un astfel de model topologic al lumii, evenimentele care au loc în apropierea uneia dintre fețele dodecaedrului se dovedesc a fi aproape și pe fața opusă, deoarece aceste regiuni sunt identice și, de fapt, sunt una și aceeași parte a Universului. Din această cauză, lumina relictă care vine pe Pământ din părți diametral opuse se dovedește a fi emisă de aceeași regiune a plasmei primare. Această circumstanță duce la suprimarea armonicilor inferioare ale spectrului CMB chiar și într-un Univers care este doar puțin mai mare decât orizontul de evenimente vizibil.

Harta anizotropiei
Cvadrupolul menționat în textul articolului nu este cea mai joasă armonică sferică. Pe lângă acesta, există un monopol (armonică zero) și un dipol (armonică întâi). Mărimea monopolului este determinată de temperatura medie a radiației de fond, care astăzi este de 2,728 K. După scăderea acesteia din fondul general, componenta dipolului se dovedește a fi cea mai mare, arătând cât de mult este temperatura într-una dintre emisfere. a spațiului care ne înconjoară este mai mare decât în ​​celălalt. Prezența acestei componente este cauzată în principal de mișcarea Pământului și a Căii Lactee în raport cu CMB. Datorită efectului Doppler, temperatura crește în sensul de mișcare și scade în sens opus. Această împrejurare va face posibilă determinarea vitezei oricărui obiect în raport cu CMB și, astfel, introducerea mult așteptatului sistem de coordonate absolut, care este local în repaus față de întregul Univers.

Valoarea anizotropiei dipolului asociată mișcării Pământului este de 3,353*10-3 K. Aceasta corespunde mișcării Soarelui în raport cu radiația de fond la o viteză de aproximativ 400 km/s. În același timp, „zburăm” în direcția graniței constelațiilor Leu și Potir și „zburăm departe” de constelația Vărsător. Galaxia noastră, împreună cu grupul local de galaxii, de care aparține, se mișcă față de relicvă cu o viteză de aproximativ 600 km/s.

Toate celelalte perturbări (începând cu cvadrupolul și mai sus) de pe harta de fundal sunt cauzate de neomogenități în densitatea, temperatura și viteza materiei la limita de recombinare, precum și emisiile radio din galaxia noastră. După scăderea componentei dipol, amplitudinea totală a tuturor celorlalte abateri se dovedește a fi de numai 18 * 10-6 K. Pentru a exclude radiația proprie a Căii Lactee (concentrată în principal în planul ecuatorului galactic), observațiile cu microunde. fundalul sunt efectuate în cinci benzi de frecvență în intervalul de la 22,8 GHz la 93,5 GHz.

Combinații cu Thor

Cel mai simplu corp cu o topologie mai complexă decât o sferă sau un plan este un tor. Oricine a ținut o gogoașă în mâini și-o poate imagina. Un alt model matematic mai corect al unui tor plat este demonstrat de ecranele unor jocuri pe calculator: este un pătrat sau un dreptunghi, ale cărui laturi opuse sunt identificate, iar dacă obiectul în mișcare coboară, acesta apare de sus; trecând marginea din stânga a ecranului, apare din spatele din dreapta și invers. Un astfel de tor este cel mai simplu exemplu de lume cu o topologie non-trivială, care are un volum finit și nu are granițe.

În spațiul tridimensional, o procedură similară se poate face cu un cub. Dacă îi identificați fețele opuse, atunci se formează un tor tridimensional. Dacă te uiți în interiorul unui astfel de cub la spațiul înconjurător, poți vedea o lume infinită constând din copii ale părții sale unice și unice (nerepetă), al cărei volum este destul de finit. Într-o astfel de lume, nu există granițe, dar există trei direcții selectate paralele cu marginile cubului original, de-a lungul cărora sunt observate rânduri periodice ale obiectelor originale. Această imagine este foarte asemănătoare cu ceea ce poate fi văzut în interiorul unui cub cu pereți în oglindă. Adevărat, privind oricare dintre fațetele ei, locuitorul unei astfel de lumi își va vedea capul, și nu fața, ca în camera pământească a râsului. Un model mai corect ar fi o camera dotata cu 6 camere TV si 6 monitoare LCD plate, care afiseaza imaginea facuta de camera de film situata vizavi. În acest model, lumea vizibilă se închide pe ea însăși datorită ieșirii într-o altă dimensiune a televiziunii.

Imaginea suprimării armonicilor de joasă frecvență descrisă mai sus este corectă dacă timpul pentru care lumina traversează volumul inițial este suficient de mic, adică dacă dimensiunile corpului inițial sunt mici în comparație cu scările cosmologice. Dacă dimensiunile părții din Univers accesibile pentru observare (așa-numitul orizont al Universului) se dovedesc a fi mai mici decât dimensiunile volumului topologic inițial, atunci situația nu va diferi în niciun fel de ceea ce vedem în Universul infinit obișnuit Einsteinian și nu vor fi observate anomalii în spectrul CMB.

Scara spațială maximă posibilă într-o astfel de lume cubică este determinată de dimensiunea corpului original - distanța dintre oricare două corpuri nu poate depăși jumătate din diagonala principală a cubului original. Lumina care vine la noi de la limita recombinării poate traversa cubul original de mai multe ori pe parcurs, ca și cum ar fi reflectată în pereții săi oglinzi, din această cauză, structura unghiulară a radiației este distorsionată și fluctuațiile de joasă frecvență devin de înaltă frecvență. Ca urmare, cu cât volumul inițial este mai mic, cu atât este mai puternică suprimarea celor mai mici fluctuații unghiulare la scară mare, ceea ce înseamnă că, studiind fundalul relicvei, se poate estima dimensiunea Universului nostru.

mozaicuri 3D

Un Univers tridimensional complex din punct de vedere topologic plat poate fi construit doar pe baza de cuburi, paralelipipedi și prisme hexagonale. În cazul spațiului curbat, o clasă mai largă de figuri posedă astfel de proprietăți. În acest caz, spectrele unghiulare obținute în experimentul WMAP sunt cel mai bine în acord cu modelul dodecaedral al Universului. Acest poliedru obișnuit, care are 12 fețe pentagonale, seamănă cu o minge de fotbal cusută din pete pentagonale. Se pare că într-un spațiu cu o curbură pozitivă mică, dodecaedrele obișnuite pot umple întregul spațiu fără găuri și intersecții reciproce. Cu un anumit raport între dimensiunea dodecaedrului și curbură, pentru aceasta sunt necesare 120 de dodecaedre sferice. Mai mult, această structură complexă de sute de „bile” poate fi redusă la una echivalentă topologic, constând dintr-un singur dodecaedru, în care sunt identificate fețe opuse rotite cu 180 de grade.

Universul format dintr-un astfel de dodecaedru are o serie de proprietăți interesante: nu are direcții preferate și descrie mai bine decât majoritatea celorlalte modele mărimea celor mai joase armonici unghiulare ale CMB. O astfel de imagine apare doar într-o lume închisă cu un raport dintre densitatea reală a materiei și cea critică de 1,013, care se încadrează în intervalul de valori permis de observațiile de astăzi (1,02±0,02).

Pentru un locuitor obișnuit al Pământului, toate aceste complexități topologice la prima vedere nu au prea multă semnificație. Dar pentru fizicieni și filozofi - o chestiune complet diferită. Atât pentru viziunea asupra lumii în ansamblu, cât și pentru o teorie unificată care explică structura lumii noastre, această ipoteză este de mare interes. Prin urmare, după ce au descoperit anomalii în spectrul relicvei, oamenii de știință au început să caute alte fapte care ar putea confirma sau infirma teoria topologică propusă.

Plasmă care sună
Pe spectrul de fluctuație CMB, linia roșie indică predicțiile modelului teoretic. Coridorul gri din jurul lui reprezintă abaterile permise, iar punctele negre sunt rezultatul observațiilor. Majoritatea datelor au fost obținute în experimentul WMAP și numai pentru cele mai înalte armonici se adaugă rezultatele studiilor CBI (balon) și ACBAR (sol antarctic). Pe graficul normalizat al spectrului unghiular al fluctuațiilor radiației relicve, se văd mai multe maxime. Acestea sunt așa-numitele „vârfuri acustice” sau „oscilații Saharov”. Existența lor a fost prezisă teoretic de Andrei Saharov. Aceste vârfuri se datorează efectului Doppler și sunt cauzate de mișcarea plasmei în momentul recombinării. Amplitudinea maximă a oscilațiilor cade pe dimensiunea regiunii legate cauzal (orizontul sonor) în momentul recombinării. La scară mai mică, oscilațiile plasmei au fost atenuate de viscozitatea fotonului, în timp ce la scară mare, perturbațiile erau independente unele de altele și nu erau în fază. Prin urmare, fluctuațiile maxime observate în epoca modernă cad la unghiurile la care orizontul sonor este vizibil astăzi, adică regiunea plasmei primare care a trăit o singură viață în momentul recombinării. Poziția exactă a maximului depinde de raportul dintre densitatea totală a Universului și cea critică. Observațiile arată că primul, cel mai înalt vârf este situat aproximativ la armonica a 200-a, care, conform teoriei, corespunde cu mare precizie unui Univers euclidian plat.

O mulțime de informații despre parametrii cosmologici sunt conținute în al doilea și următorii vârfuri acustice. Însăși existența lor reflectă faptul „fazării” oscilațiilor acustice în plasmă în era recombinării. Dacă nu ar exista o astfel de conexiune, atunci ar fi observat doar primul vârf, iar fluctuațiile la toate scările mai mici ar fi la fel de probabile. Dar pentru ca o astfel de relație cauzală a fluctuațiilor la scari diferite să apară, aceste regiuni (foarte departe una de cealaltă) trebuie să fi putut interacționa între ele. Această situație apare în mod natural în modelul inflaționist al Universului, iar detectarea cu încredere a celui de-al doilea și a vârfurilor ulterioare din spectrul unghiular al fluctuațiilor CMB este una dintre cele mai importante confirmări ale acestui scenariu.

Radiația relictă a fost observată într-o regiune apropiată de maximul spectrului termic. Pentru o temperatură de 3K, este la o lungime de undă radio de 1 mm. WMAP și-a efectuat observațiile la lungimi de undă puțin mai mari: de la 3 mm la 1,5 cm. Acest interval este destul de aproape de maxim și are zgomot mai mic de la stelele galaxiei noastre.

Lume cu mai multe fațete

În modelul dodecaedral, orizontul evenimentelor și granița de recombinare situată foarte aproape de acesta intersectează fiecare dintre cele 12 fețe ale dodecaedrului. Intersecția graniței de recombinare și poliedrul original formează 6 perechi de cercuri pe harta de fundal cu microunde situate în puncte opuse ale sferei cerești. Diametrul unghiular al acestor cercuri este de 70 de grade. Aceste cercuri se află pe fețele opuse ale dodecaedrului original, adică coincid geometric și fizic. Ca urmare, distribuția fluctuațiilor radiației cosmice de fond cu microunde de-a lungul fiecărei perechi de cercuri ar trebui să coincidă (ținând cont de rotația cu 180 de grade). Pe baza datelor disponibile, astfel de cercuri nu au fost încă detectate.

Dar acest fenomen, după cum sa dovedit, este mai complex. Cercurile vor fi aceleași și simetrice numai pentru un observator care este staționar în raport cu fundalul de fundal. Pământul, pe de altă parte, se mișcă față de el cu o viteză suficient de mare, datorită căreia o componentă dipol semnificativă apare în radiația de fond. În acest caz, cercurile se transformă în elipse, dimensiunea lor, locația pe cer și temperatura medie de-a lungul cercului se modifică. Devine mult mai dificil să detectați cercuri identice în prezența unor astfel de distorsiuni, iar acuratețea datelor disponibile astăzi devine insuficientă - sunt necesare noi observații pentru a ajuta să ne dăm seama dacă sunt sau nu acolo.

Inflația multilinkată

Poate cea mai serioasă problemă dintre toate modelele cosmologice complexe din punct de vedere topologic, și un număr considerabil dintre ele au apărut deja, este în principal de natură teoretică. Astăzi, scenariul inflaționist al evoluției Universului este considerat standard. S-a propus să explice omogenitatea și izotropia ridicată a universului observabil. Potrivit lui, la început Universul care s-a născut a fost destul de neomogen. Apoi, în procesul inflației, când Universul s-a extins după o lege apropiată de exponențială, dimensiunile sale inițiale au crescut cu multe ordine de mărime. Astăzi vedem doar o mică parte a Universului Mare, în care încă mai rămân eterogenități. Adevărat, au o întindere spațială atât de mare încât sunt invizibile în interiorul zonei accesibile nouă. Scenariul inflaționist este de departe cea mai bine dezvoltată teorie cosmologică.

Pentru un univers multiconectat, o astfel de secvență de evenimente nu este potrivită. În ea, toate părțile sale unice și unele dintre cele mai apropiate copii ale sale sunt disponibile pentru observare. În acest caz, structurile sau procesele descrise de scări mult mai mari decât orizontul observat nu pot exista.

Direcțiile în care va trebui dezvoltată cosmologia dacă se confirmă conexiunea multiplă a Universului nostru sunt deja clare: acestea sunt modele neinflaționiste și așa-numitele modele cu inflație slabă, în care dimensiunea universului în timpul inflației crește doar. de câteva ori (sau de zeci de ori). Nu există încă astfel de modele, iar oamenii de știință, încercând să păstreze imaginea familiară a lumii, caută în mod activ defecte în rezultatele obținute folosind un radiotelescop spațial.

Prelucrarea artefactelor

Unul dintre grupurile care a efectuat studii independente ale datelor WMAP a atras atenția asupra faptului că componentele cvadrupol și octupol ale radiației cosmice de fond cu microunde au orientări apropiate unele de altele și se află într-un plan care coincide aproape cu ecuatorul galactic. Concluzia acestui grup este că a existat o eroare la scăderea fundalului Galaxiei din datele de observații ale fondului cu microunde și mărimea reală a armonicilor este complet diferită.

Observațiile WMAP au fost efectuate la 5 frecvențe diferite, special pentru a separa corect mediul cosmologic și local. Iar echipa de bază WMAP consideră că procesarea observațiilor a fost făcută corect și respinge explicația propusă.

Datele cosmologice disponibile, publicate la începutul anului 2003, au fost obținute după procesarea rezultatelor doar din primul an de observații WMAP. Pentru a testa ipotezele propuse, ca de obicei, este necesară o creștere a preciziei. Până la începutul anului 2006, WMAP a făcut observații continue de patru ani, ceea ce ar trebui să fie suficient pentru a dubla acuratețea, dar aceste date nu au fost încă publicate. Trebuie să așteptăm puțin și poate că presupunerile noastre despre topologia dodecaedrică a Universului vor căpăta o natură complet concludentă.

Mihail Prokhorov, doctor în științe fizice și matematice

Pe lângă modelele cosmologice clasice, relativitatea generală vă permite să creați lumi imaginare foarte, foarte, foarte exotice.

Există mai multe modele cosmologice clasice construite cu ajutorul relativității generale, completate de omogenitatea și izotropia spațiului (vezi „PM” nr. 6, 2012, Cum a fost descoperită expansiunea Universului). Universul închis al lui Einstein are o curbură pozitivă constantă a spațiului, care devine statică datorită introducerii așa-numitului parametru cosmologic în ecuațiile GR, care acționează ca un câmp antigravitațional. În universul accelerat de Sitter cu spațiu necurbat, nu există materie obișnuită, dar este umplut și cu un câmp antigravitator. Există, de asemenea, universuri închise și deschise ale lui Alexander Friedman; lumea de frontieră a lui Einstein - de Sitter, care reduce treptat rata de expansiune la zero în timp, și, în final, universul Lemaitre crescând dintr-o stare inițială ultra-compactă, precursorul cosmologiei Big Bang. Toți, și în special modelul lui Lemaitre, au devenit predecesorii modelului standard modern al Universului nostru.

Există, totuși, și alte universuri, generate și de o utilizare foarte creativă, așa cum se obișnuiește acum să se spună, a ecuațiilor GR. Ele corespund mult mai puțin (sau nu corespund deloc) rezultatelor observațiilor astronomice și astrofizice, dar sunt adesea foarte frumoase și uneori chiar elegant paradoxale. Adevărat, matematicienii și astronomii le-au inventat în astfel de cantități încât va trebui să ne limităm la doar câteva dintre cele mai interesante exemple de lumi imaginare.

De la sfoară la clătită

După apariția (în 1917) a lucrării fundamentale a lui Einstein și de Sitter, mulți oameni de știință au început să folosească ecuațiile relativității generale pentru a crea modele cosmologice. Unul dintre primii care au făcut acest lucru a fost matematicianul din New York Edward Kasner, care și-a publicat soluția în 1921.

Universul lui este foarte neobișnuit. Nu numai că nu are materie gravitativă, ci și câmp antigravitator (cu alte cuvinte, nu există un parametru cosmologic einsteinian). S-ar părea că în această lume ideal goală, nimic nu se poate întâmpla. Cu toate acestea, Kasner a recunoscut că universul său ipotetic a evoluat inegal în direcții diferite. Se extinde de-a lungul a două axe de coordonate, dar se îngustează de-a lungul celei de-a treia axe. Prin urmare, acest spațiu este în mod evident anizotrop și similar geometric cu un elipsoid. Deoarece un astfel de elipsoid este întins în două direcții și contractat de-a lungul celei de-a treia, se transformă treptat într-o clătită plată. În același timp, universul Kasner nu devine în niciun caz mai subțire; volumul său crește proporțional cu vârsta. La momentul inițial, această vârstă este egală cu zero - și, prin urmare, și volumul este zero. Cu toate acestea, universurile lui Kasner se nasc nu dintr-o singularitate punctuală, ca lumea lui Lemaitre, ci dintr-o spiță infinit de subțire - raza sa inițială este egală cu infinitul de-a lungul unei axe și zero de-a lungul celorlalte două.

Care este secretul evoluției acestei lumi goale? Deoarece spațiul său se „schimbă” diferit în direcții diferite, apar forțe gravitaționale ale mareelor, care îi determină dinamica. S-ar părea că pot fi eliminate prin egalizarea ratelor de expansiune de-a lungul tuturor celor trei axe și prin urmare eliminând anizotropia, dar matematica nu permite astfel de libertăți. Adevărat, se pot seta două dintre cele trei viteze egale cu zero (cu alte cuvinte, se fixează dimensiunile universului de-a lungul a două axe de coordonate). În acest caz, lumea Kasner va crește într-o singură direcție și strict proporțională cu timpul (acest lucru este ușor de înțeles, deoarece așa trebuie să crească volumul său), dar asta este tot ceea ce putem realiza.

Universul Kazner poate rămâne el însuși doar sub condiția golului complet. Dacă adăugați puțină materie, va evolua treptat ca un univers izotrop Einstein-de Sitter. În același mod, atunci când un parametru Einstein diferit de zero este adăugat la ecuațiile sale, acesta (cu sau fără materie) va intra asimptotic în modul de expansiune izotropă exponențială și se va transforma într-un univers de Sitter. Cu toate acestea, astfel de „aditivi” chiar schimbă doar evoluția universului deja apărut. La momentul nașterii sale, practic nu joacă un rol, iar universul evoluează după același scenariu.

Deși lumea Kasner este dinamic anizotropă, curbura sa la un moment dat este aceeași de-a lungul tuturor axelor de coordonate. Cu toate acestea, ecuațiile GR permit existența universurilor care nu numai că evoluează la viteze anizotrope, dar au și curbură anizotropă. Astfel de modele au fost construite la începutul anilor 1950 de către matematicianul american Abraham Taub. Spațiile sale se pot comporta ca universuri deschise în unele direcții și ca universuri închise în altele. Mai mult, în timp, acestea pot schimba semnul de la plus la minus și de la minus la plus. Spațiul lor nu doar pulsează, dar se întoarce literalmente pe dos. Din punct de vedere fizic, aceste procese pot fi asociate cu undele gravitaționale, care deformează spațiul atât de puternic încât își schimbă local geometria de la sferică la cea în formă de șa și invers. În general, lumi ciudate, deși matematic posibil.

Lumile fluctuează

La scurt timp după publicarea lucrării lui Kazner, au apărut articole de Alexander Friedman, primul în 1922, al doilea în 1924. Aceste lucrări au prezentat soluții surprinzător de elegante la ecuațiile GR, care au avut un impact extrem de constructiv asupra dezvoltării cosmologiei. Conceptul lui Friedman se bazează pe presupunerea că, în medie, materia este distribuită în spațiul cosmic cât mai simetric posibil, adică complet omogenă și izotropă. Aceasta înseamnă că geometria spațiului în fiecare moment al unui singur timp cosmic este aceeași în toate punctele sale și în toate direcțiile (strict vorbind, un astfel de timp încă trebuie determinat corect, dar în acest caz această problemă este rezolvabilă). Rezultă că rata de expansiune (sau contracție) a universului în orice moment dat este din nou independentă de direcție. Universurile lui Friedmann sunt așadar destul de diferite de modelul lui Kasner.

În primul articol, Friedman a construit un model al unui univers închis cu o curbură pozitivă constantă a spațiului. Această lume ia naștere dintr-o stare punctuală inițială cu o densitate infinită a materiei, se extinde la o anumită rază maximă (și, în consecință, volum maxim), după care se prăbușește din nou în același punct special (în limbajul matematic, o singularitate).

Cu toate acestea, Friedman nu s-a oprit aici. În opinia sa, soluția cosmologică găsită nu se limitează în niciun caz la intervalul dintre singularitatea inițială și cea finală, ea putând fi continuată în timp atât înainte, cât și înapoi. Rezultatul este o grămadă nesfârșită de universuri înșirate pe axa timpului, care se învecinează unul cu celălalt în puncte de singularitate. În limbajul fizicii, aceasta înseamnă că universul închis al lui Friedmann poate oscila la nesfârșit, murind după fiecare contracție și renascând la o nouă viață în expansiunea ulterioară. Acesta este un proces strict periodic, deoarece toate oscilațiile continuă pentru aceeași perioadă de timp. Prin urmare, fiecare ciclu al existenței universului este o copie exactă a tuturor celorlalte cicluri.

Iată cum a comentat Friedman acest model în cartea sa The World as Space and Time: „În plus, sunt posibile cazuri când raza de curbură se modifică periodic: universul se micșorează până la un punct (la nimic), apoi din nou dintr-un punct pe care îl aduce. raza sa la o anumită valoare, apoi din nou, reducând raza curburii sale, se transformă într-un punct etc. Involuntar, se reamintește legenda mitologiei hinduse despre perioadele vieții; se poate vorbi și de „crearea lumii din nimic”, dar deocamdată toate acestea trebuie privite ca fapte curioase care nu pot fi confirmate solid de un material experimental astronomic insuficient.

La câțiva ani după publicarea articolelor lui Friedman, modelele sale au câștigat faimă și recunoaștere. Einstein a devenit serios interesat de ideea unui univers oscilant și nu a fost singur. Richard Tolman, profesor de fizică matematică și chimie fizică la Caltech, a preluat conducerea în 1932. Nu a fost nici un matematician pur, ca Friedman, nici un astronom și astrofizician, ca de Sitter, Lemaitre și Eddington. Tolman a fost un specialist recunoscut în fizica statistică și termodinamică, pe care le-a combinat mai întâi cu cosmologia.

Rezultatele au fost foarte nesemnificative. Tolman a ajuns la concluzia că entropia totală a cosmosului ar trebui să crească de la ciclu la ciclu. Acumularea de entropie duce la faptul că o parte din ce în ce mai mare a energiei universului este concentrată în radiații electromagnetice, care din ciclu în ciclu îi afectează din ce în ce mai puternic dinamica. Din această cauză, lungimea ciclurilor crește, fiecare următor devine mai lung decât precedentul. Oscilațiile persistă, dar încetează să fie periodice. În plus, în fiecare nou ciclu, raza universului Tolman crește. În consecință, în stadiul de expansiune maximă, are cea mai mică curbură, iar geometria sa este din ce în ce mai mult și din ce în ce mai mult timp se apropie de euclidiană.

Richard Tolman, în construirea modelului său, a ratat o posibilitate interesantă, care a fost subliniată în 1995 de John Barrow și Mariusz Dąbrowski. Ei au arătat că regimul oscilator al universului lui Tolman este distrus ireversibil prin introducerea unui parametru cosmologic antigravitațional. În acest caz, universul Tolman pe unul dintre cicluri nu se mai contractă într-o singularitate, ci se extinde cu o accelerație crescândă și se transformă într-un univers de Sitter, ceea ce universul Kazner face într-o situație similară. Antigravitația, ca și diligența, învinge totul!

Univers în Mixer

În 1967, astrofizicienii americani David Wilkinson și Bruce Partridge au descoperit că radiația cu microunde relicvă descoperită cu trei ani mai devreme din orice direcție vine pe Pământ cu aproape aceeași temperatură. Cu ajutorul unui radiometru extrem de sensibil inventat de compatriotul lor Robert Dicke, ei au arătat că fluctuațiile de temperatură ale fotonilor cosmici de fond cu microunde nu depășesc o zecime de procent (conform datelor moderne, acestea sunt mult mai puține). Deoarece această radiație a apărut mai devreme de 400.000 de ani după Big Bang, rezultatele lui Wilkinson și Partridge au sugerat că, chiar dacă universul nostru nu era aproape perfect izotrop în momentul nașterii, a dobândit această proprietate fără prea multă întârziere.

Această ipoteză a constituit o problemă considerabilă pentru cosmologie. În primele modele cosmologice, izotropia spațiului a fost presupusă de la bun început ca o presupunere matematică. Cu toate acestea, încă de la mijlocul secolului trecut, a devenit cunoscut faptul că ecuațiile GR fac posibilă construirea multor universuri non-izotrope. În contextul acestor rezultate, izotropia aproape ideală a fondului cosmic de microunde a necesitat o explicație.

O astfel de explicație a apărut abia la începutul anilor 1980 și s-a dovedit a fi complet neașteptată. A fost construit pe un concept teoretic fundamental nou de expansiune superrapidă (cum se spune de obicei, inflaționistă) a Universului în primele momente ale existenței sale (vezi „PM” nr. 7, 2012, Inflația atotputernică). În a doua jumătate a anilor 1960, știința pur și simplu nu era pregătită pentru astfel de idei revoluționare. Dar, după cum știți, în lipsa hârtiei ștampilate, ei scriu simplu.

Imediat după publicarea articolului de către Wilkinson și Partridge, proeminentul cosmolog american Charles Mizner a încercat să explice izotropia radiațiilor cu microunde folosind mijloace destul de tradiționale. Conform ipotezei sale, neomogenitățile universului timpuriu au dispărut treptat din cauza „frecării” reciproce a părților sale, din cauza schimbului de neutrini și fluxuri de lumină (în prima sa publicație, Mizner a numit acest presupus efect vâscozitate neutrino). Potrivit lui, o astfel de vâscozitate poate netezi rapid haosul inițial și poate face ca Universul să fie aproape perfect omogen și izotrop.

Programul de cercetare al lui Mizner arăta frumos, dar nu a adus rezultate practice. Motivul principal al eșecului său, din nou, a fost dezvăluit prin analiza radiației cu microunde. Orice proces care implică frecare generează căldură, aceasta este o consecință elementară a legilor termodinamicii. Dacă neomogenitățile primare ale Universului ar fi netezite din cauza neutrinului sau a unei alte vâscozități, densitatea de energie a radiației cosmice de fond cu microunde ar diferi semnificativ de valoarea observată.

După cum au arătat la sfârșitul anilor 1970 astrofizicianul american Richard Matzner și deja menționatul său coleg englez John Barrow, procesele vâscoase pot elimina doar cele mai mici neomogenități cosmologice. Pentru „netezirea” completă a Universului au fost necesare alte mecanisme, care au fost găsite în cadrul teoriei inflaționiste.

Cu toate acestea, Mizner a obținut multe rezultate interesante. În special, în 1969 a publicat un nou model cosmologic, al cărui nume l-a împrumutat... de la un aparat de bucătărie, un mixer de casă fabricat de companie. Produse Sunbeam! Universul Mixmaster tot timpul bate în cele mai puternice convulsii, care, potrivit lui Mizner, forțează lumina să circule pe căi închise, amestecând și omogenizându-și conținutul. Cu toate acestea, analiza ulterioară a acestui model a arătat că, deși fotonii din lumea lui Misner fac călătorii lungi, efectul lor de amestecare este foarte mic.

in orice caz Universul Mixmaster foarte interesant. La fel ca universul închis al lui Friedmann, acesta iese din volumul zero, se extinde la un anumit maxim și se contractă din nou sub propria sa gravitație. Dar această evoluție nu este lină, ca a lui Friedman, ci absolut haotică și, prin urmare, complet imprevizibilă în detaliu. În tinerețe, acest univers oscilează intens, extinzându-se în două direcții și contractându-se într-o a treia - ca la Kasner. Cu toate acestea, orientările expansiunilor și contracțiilor nu sunt constante - schimbă aleatoriu locurile. Mai mult, frecvența oscilațiilor depinde de timp și tinde spre infinit pe măsură ce se apropie momentul inițial. Un astfel de univers suferă deformări haotice, precum jeleul tremurând pe o farfurie. Aceste deformații, din nou, pot fi interpretate ca manifestarea undelor gravitaționale care se mișcă în direcții diferite, mult mai violente decât în ​​modelul Kasner.

Universul Mixmaster a intrat în istoria cosmologiei ca cel mai complex univers imaginar creat pe baza relativității generale „pure”. De la începutul anilor 1980, cele mai interesante concepte de acest gen au început să folosească ideile și aparatul matematic din teoria cuantică a câmpurilor și teoria particulelor elementare, iar apoi, fără prea multă întârziere, teoria superstringurilor.

Nu încercați să ștergeți trecutul. Te modelează astăzi și te ajută să devii cine vei fi mâine.

Ziad K. Abdelnoir

Universul, chiar mai mult decât tine și mine, este modelat de condițiile care existau la momentul nașterii sale. Dar ce formă a luat? Am ales o întrebare de la cititorul Tom Berry, care întreabă:

Înțeleg că universul are forma unei șa. Mă întreb de ce, în momentul Big Bang-ului, toată materia nu s-a despărțit uniform în toate direcțiile și nu a dat universului o formă sferică?

Să începem prin a elimina o dimensiune și să vorbim despre ceea ce formează o suprafață bidimensională. Probabil vă imaginați un avion - ca o foaie de hârtie. Poate fi rulat într-un cilindru și, deși suprafața va fi autolegată - puteți merge de la o parte la alta, va fi totuși o suprafață plană.

Ce înseamnă? De exemplu, puteți desena un triunghi și puteți adăuga dimensiunile colțurilor interioare. Dacă ajungem la 180 de grade, atunci suprafața este plană. Dacă desenați două linii paralele, acestea vor rămâne așa pe tot parcursul.

Dar aceasta este doar una dintre opțiuni.

Suprafața unei sfere este bidimensională, dar nu plană. Orice linie începe să se rotunjească, iar dacă adăugați colțurile triunghiului, veți obține o valoare mai mare de 180 de grade. Desenând linii paralele (linii care încep drept paralele), veți vedea că în cele din urmă se vor întâlni și se vor intersecta. Astfel de suprafețe au curbură pozitivă.

Suprafața șeii, pe de altă parte, reprezintă un alt tip de suprafață bidimensională neplană. Este concavă într-o direcție și convexă în cealaltă direcție perpendiculară și este o suprafață cu curbură negativă. Dacă desenați un triunghi pe el, obțineți suma unghiurilor mai mici de 180 de grade. Două linii paralele vor diverge în direcții diferite.

Vă puteți imagina și o bucată de hârtie rotundă. Dacă tăiați o pană din ea și o lipiți înapoi împreună, obțineți o suprafață cu curbură pozitivă. Dacă introduceți această pană într-o altă piesă similară, veți obține o suprafață de curbură negativă, ca în imagine.

O suprafață bidimensională este destul de ușor de reprezentat dintr-un spațiu tridimensional. Dar în universul nostru tridimensional, lucrurile sunt ceva mai complicate.

În ceea ce privește curbura universului, avem trei opțiuni:

Curbură pozitivă, ca o sferă în dimensiuni mai mari
- negativ, ca o şa în dimensiuni mai mari
- zero (plat) - ca o rețea tridimensională

S-ar putea crede că prezența Big Bang-ului sugerează prima opțiune, sferică, deoarece Universul pare să fie același în toate direcțiile - dar nu este așa. Există un motiv foarte interesant pentru care universul este același în toate direcțiile - și nu are nimic de-a face cu curbura.

Faptul că Universul este același în toate locurile (omogen) și direcțiile (izotrope) dovedește existența Big Bang-ului, a cărui ipoteză spune că totul a început dintr-o stare omogenă fierbinte și densă în care condițiile și legile inițiale ale natura erau la fel peste tot.

De-a lungul timpului, micile abateri duc la apariția unor structuri - stele, galaxii, clustere și goluri mari. Dar motivul pentru omogenitatea universului este că totul a avut același început, și nu în curbură.

Dar putem măsura cantitatea de curbură.

Imaginea prezintă modele de fluctuații capturate în radiația cosmică de fundal. Vârfurile de fluctuație, cele mai fierbinți și mai reci locuri pe scări unghiulare specifice, depind de modul în care funcționează Universul și din ce este făcut. Dacă Universul are o curbură negativă (șa), Universul tinde spre o scară mai mică, dacă este pozitivă - către una mai mare.

Motivul este același cu cel descris de noi - cum se comportă liniile drepte pe aceste suprafețe.

Prin urmare, trebuie pur și simplu să studiem fluctuațiile radiației cosmice cu microunde de fond și vom putea măsura curbura Universului observabil.

Și ce vom obține?

Și obținem că cantitatea de curbură afișată în cercurile albastre este de aproximativ 0,5%. Acest lucru sugerează că curbura universului nu se poate distinge de un plan.

S-a extins într-adevăr uniform în toate direcțiile, dar acest lucru nu are nimic de-a face cu curbura. Desigur, la scari mult mai mari decât putem observa, curbura Universului poate fi diferită de zero. Procesul inflaționist care a avut loc după Big Bang crește exponențial fiecare secțiune a universului.

Adică, este posibil ca curbura universului să fie pozitivă sau negativă, să arate ca o șa sau o sferă, să se poată autolega și să putem ieși de la un capăt și să ajungem la celălalt. Acest lucru nu poate fi exclus - dar în partea observată nu este. Iar pentru noi, Universul nu se distinge de unul plat. Dar, așa cum se arată în figura din partea D, puteți presupune că spațiul dvs. este plat, dar universul poate să nu fie plat. Aceasta este o concluzie din informațiile pe care le avem.

Imaginează-ți o minge foarte mare. Deși „din exterior” pare să fie tridimensională, suprafața sa – sfera – este bidimensională, deoarece pe sferă există doar două direcții independente de mișcare. Dacă ai fi foarte mic și ai trăi pe suprafața acestei mingi, ai putea foarte bine să presupui că nu trăiești deloc pe o sferă, ci pe o suprafață mare, bidimensională, plană. Dar dacă în același timp ai face măsurători precise ale distanțelor pe o sferă, ai înțelege că nu trăiești pe o suprafață plană, ci pe suprafața unei sfere mari ( aproximativ transl. Probabil că este mai bine să facem o analogie cu suprafața globului).
Ideea curburii suprafeței unei sfere poate fi aplicată întregului univers. Aceasta a fost o descoperire uriașă în Teoria generală a relativității a lui Einstein. Spațiul și timpul au fost combinate într-o singură unitate geometrică numită spațiu timp, iar acest spațiu-timp a avut geometrie, ar putea fi răsucit, la fel cum suprafața unei mingi uriașe este curbată.
Când privești suprafața unei mingi mari ca pe un singur lucru, simți întregul spațiu al sferei ca întreg. Matematicienii iubesc suprafața unei sfere, astfel încât această definiție descrie întreaga sferă, nu doar o parte a ei. Unul dintre aspectele cheie ale descrierii geometriei spațiu-timpului este că trebuie să descriem întreg spațiul și tot timpul în întregime. Aceasta înseamnă că este necesar să descrii „totul” și „întotdeauna” „într-o sticlă”. Geometria spațiu-timp este geometria întregului spațiu plus tot timpul împreună ca o singură unitate matematică.

Ce determină geometria spațiului-timp?

Practic, fizicienii lucrează în felul următor - caută ecuații de mișcare ale căror soluții descriu cel mai bine sistemul pe care fizicienii doresc să-l descrie. ecuația lui Einstein reprezintă ecuația clasică a mișcării spațiu-timpului. Este clasic deoarece efectele cuantice nu au fost luate în considerare atunci când a fost obținut. Și astfel, geometria spațiu-timp este tratată ca un concept exclusiv clasic, lipsit de orice incertitudine cuantică. De aceea este cea mai bună aproximare a teoriei exacte.
Conform ecuațiilor lui Einstein, curbura spațiu-timpului într-o direcție dată este direct legată de energia și impulsul a tot ceea ce nu este spațiu-timp în tot spațiu-timp. Cu alte cuvinte, ecuațiile lui Einstein relaționează gravitația cu non-gravitație și geometrie cu non-geometrie. Curbura este gravitația, iar orice altceva sunt electroni și quarci și din ce sunt atomi, care, la rândul lor, constau din materie, radiații electromagnetice, fiecare particulă - purtătorul de interacțiune (cu excepția gravitației) - „trăiește” într-un spațiu curbat- timp şi în acelaşi timp determină această curbură conform ecuaţiilor lui Einstein.

Care este geometria spațiu-timpului nostru?

După cum tocmai am menționat, o descriere completă a unui anumit spațiu-timp include nu numai tot spatiul, dar de asemenea tot timpul. Cu alte cuvinte, spațiu-timp include toate evenimentele care s-au întâmplat și se vor întâmpla vreodată.
Adevărat, acum, dacă suntem prea literali într-un astfel de concept, ne putem confrunta cu probleme, pentru că nu putem lua în considerare toate cele mai mici modificări ale distribuției energiei și densității impulsului în Univers care tocmai s-au întâmplat și se vor întâmpla în continuare în Universul. Dar, din fericire, mintea umană este capabilă să opereze cu concepte precum abstractizareși apropiere, astfel încât să putem construi un model abstract care descrie în general universul observabil destul de bine la scară mare, de exemplu, la scara clusterelor de galaxii.
Dar pentru a rezolva ecuații, acest lucru nu este suficient. De asemenea, este necesar să se facă anumite ipoteze simplificatoare despre curbura spațiu-timp. Prima presupunere pe care o facem este că spațiu-timp poate fi bine împărțit în spațiu și timp. Acest lucru, totuși, nu este întotdeauna posibil, de exemplu, în unele cazuri de găuri negre care se rotesc, spațiul și timpul se „învârtesc” împreună și, prin urmare, nu pot fi separate perfect. Cu toate acestea, nu există nicio indicație că universul nostru se poate roti în acest fel. Astfel, putem face foarte bine presupunerea că spațiu-timp poate fi descris ca spațiu care se schimbă în timp.
Următoarea presupunere importantă care decurge din teoria Big Bang este că spațiul arată la fel în orice direcție în orice punct. Proprietatea de a arăta la fel în orice direcție se numește izotropie, iar de a arăta la fel în orice punct se numește uniformitate. Astfel, presupunem că spațiul nostru omogen și izotrop. Cosmologii numesc această presupunere simetrie maximă. Se crede că aceasta este o ipoteză suficient de rezonabilă la scară largă.
Când rezolvă ecuațiile lui Einstein pentru geometria spațiu-timp a universului nostru, cosmologii iau în considerare trei tipuri principale de energie care pot și deformează spațiu-timp:
1. energia vidului
2. radiatii
3. materie obisnuita
Radiația și materia obișnuită sunt considerate ca un gaz omogen care umple Universul, cu o anumită ecuație de stare relaționând presiunea cu densitatea.
După ce au făcut ipoteze despre omogenitatea surselor de energie și despre simetria maximă, ecuațiile lui Einstein pot fi reduse la două ecuații diferențiale ușor de rezolvat folosind cele mai simple metode de calcul. Din soluții obținem două lucruri: geometria spatiuluiși apoi cum se modifică dimensiunile spațiului în timp.

Deschis, închis sau plat?

Dacă în fiecare moment în timp spațiul în fiecare punct arată la fel în toate direcțiile, atunci un astfel de spațiu trebuie să aibă curbură constantă. Dacă curbura se schimbă de la un punct la altul, atunci spațiul va arăta diferit de la diferite puncte și în direcții diferite. Prin urmare, dacă spațiul este maxim simetric, atunci curbura în toate punctele trebuie să fie aceeași.
Această cerință restrânge oarecum geometriile posibile la trei: spațiu cu curbură constantă pozitivă, negativă și zero (plată). În cazul în care nu există energie de vid (termen lambda), există doar materie obișnuită și radiație, curbura, pe lângă toate, răspunde și la întrebarea despre timpul evoluției:
curbură pozitivă: Un spațiu N-dimensional cu curbură pozitivă constantă este o sferă N-dimensională. Se numește modelul cosmologic în care spațiul are o curbură pozitivă constantă închis model cosmologic. Într-un astfel de model, spațiul se extinde de la volumul zero în momentul Big Bang, apoi la un moment dat în timp atinge volumul maxim și începe să se micșoreze până la „Big Crunch”.
Curbură zero: Un spațiu cu curbură zero se numește apartament spaţiu. Un astfel de spațiu plat este necompact, se extinde la infinit în toate direcțiile, la fel de extins doar deschis spaţiu. Un astfel de univers se extinde la infinit în timp.
Curbură negativă: Un spațiu N-dimensional cu curbură negativă constantă este o pseudosferă N-dimensională. Singurul lucru cu care o astfel de lume unică poate fi comparată mai mult sau mai puțin familiară este un hiperboloid, care este o hipersferă bidimensională. Un spațiu cu curbură negativă este infinit ca volum. Într-un spațiu cu curbură negativă, deschis Univers. De asemenea, ca unul plat, se extinde infinit în timp.
Ce determină dacă universul va fi deschis sau închis? Pentru un Univers închis, densitatea totală de energie trebuie să fie mai mare decât densitatea de energie corespunzătoare unui Univers plat, care se numește densitate critică. Lăsa . Apoi într-un univers închis w este mai mare decât 1, într-un univers plat w=1, iar în univers deschis w este mai mic decat 1.
Toate cele de mai sus sunt adevărate numai în cazul în care sunt luate în considerare doar tipurile obișnuite de materie - praf și radiații și neglijate. energia vidului, care poate fi prezent. Densitatea energiei în vid este constantă, numită și constantă cosmologică.

De unde vine materia întunecată?

Există o mulțime de lucruri în univers, cum ar fi stelele sau gazul fierbinte sau orice altceva care emite lumină vizibilă sau radiații la alte lungimi de undă. Și toate acestea pot fi văzute fie cu ochii, fie cu ajutorul telescoapelor, fie cu niște instrumente complexe. Cu toate acestea, acest lucru nu este tot ceea ce este în Universul nostru - în ultimele două decenii, astronomii au găsit dovezi că există multă materie invizibilă în Univers.
De exemplu, s-a dovedit că materia vizibilă sub formă de stele și gaz interstelar nu este suficientă pentru a menține galaxiile legate gravitațional. Estimările despre cât de multă materie este cu adevărat necesară pentru o galaxie medie pentru a nu zbura în afara i-au condus pe fizicieni și astronomi la concluzia că cea mai mare parte a materiei din univers este invizibilă. Această substanță se numește materie întunecatăși este foarte important pentru cosmologie.
Din moment ce există materie întunecată în Univers, ce poate fi ea? Din ce poate fi făcut? Dacă era alcătuit din quarci, ca și materia obișnuită, atunci ar fi trebuit să se producă mult mai mult heliu și deuteriu în Universul timpuriu decât există acum în Universul nostru. Fizicienii particulelor sunt de părere că materia întunecată constă din particule supersimetrice, care sunt foarte grele, dar interacționează foarte slab cu particulele obișnuite, care sunt acum observate la acceleratori.
Prin urmare, materia vizibilă din Univers este mult mai mică decât este necesar chiar și pentru un Univers plat. Prin urmare, dacă nu există nimic altceva în Univers, atunci acesta trebuie să fie deschis. Totuși, există suficientă materie întunecată pentru a „închide” Universul? Cu alte cuvinte, dacă w B este densitatea materiei obișnuite și w D este densitatea materiei întunecate, atunci relația w B + w D = 1 este valabilă? Studiul mișcărilor în clustere de galaxii sugerează că densitatea totală este de aproximativ 30% din cea critică, în timp ce materia vizibilă este de aproximativ 5%, iar materia întunecată de 25%.
Dar acesta nu este sfârșitul - mai avem încă o sursă de energie în Univers - constanta cosmologică.

Dar constanta cosmologică?

Lui Einstein nu i-au plăcut rezultatele propriilor sale lucrări. Conform ecuațiilor sale de mișcare, un univers plin cu materie obișnuită trebuie să se extindă. Dar Einstein dorea o teorie în care universul să rămână mereu de aceeași dimensiune. Și pentru a face acest lucru, el a adăugat ecuației un termen cunoscut acum ca termen cosmologic, care, adăugat la densitatea energetică a materiei obișnuite și a radiațiilor, a împiedicat universul să se extindă și să nu se contracte niciodată, dar să rămână același pentru totdeauna.
Cu toate acestea, după ce Hubble a descoperit că universul nostru se extinde, termenul cosmologic Einstein a fost uitat și „abandonat”. Cu toate acestea, după ceva timp, interesul pentru ea a fost trezit de teoriile cuantice relativiste, în care constanta cosmologică apare dinamic, într-un mod natural, din oscilațiile cuantice ale particulelor și antiparticulelor virtuale. Acesta se numește nivelul de energie cuantică zero și este un candidat foarte posibil pentru energia vidului spațiu timp. Cu toate acestea, teoria cuantică are propriile sale „probleme” – cum să nu facem această energie de vid prea mare, iar acesta este unul dintre motivele pentru care fizicienii explorează teoriile supersimetrice.
Constanta cosmologică poate fie să accelereze, fie să încetinească expansiunea universului, în funcție de faptul că este pozitivă sau negativă. Și când constanta cosmologică este adăugată spațiu-timp pe lângă materia și radiația obișnuită, imaginea devine mult mai confuză decât cele mai simple cazuri ale unui Univers deschis sau închis descrise mai sus.

Ei bine, care este răspunsul?

Aproape imediat după Big Bang, era dominației radiațiilor, care a durat primii zece până la o sută de mii de ani ai evoluției Universului nostru. Acum, formele dominante ale materiei sunt materia obișnuită și energia vidului. Conform observațiilor recente ale astronomilor,
1. Universul nostru este plat cu o precizie bună: Radiația cosmică de fond cu microunde este o relicvă dintr-o perioadă în care universul era fierbinte și umplut cu gaz fotonic fierbinte. De atunci, însă, din cauza expansiunii Universului, acești fotoni s-au răcit, iar acum temperatura lor este de 2,73 K. Cu toate acestea, această radiație este ușor neomogenă, dimensiunea lor unghiulară a neomogenităților, vizibilă din poziția noastră actuală, depinde de spațiul curbura Universului. Așadar, observațiile anizotropiei fondului cosmic cu microunde indică tocmai că noi Universul este plat.
2. Există o constantă cosmologică în Univers: Există energie de vid în univers, sau cel puțin ceva care acționează ca energia de vid, determinând ca universul să se extindă rapid. Datele despre deplasările spre roșu ale supernovelor îndepărtate sunt dovezi ale expansiunii accelerate a Universului.
3. Cea mai mare parte a materiei din univers este sub formă de materie întunecată: Studiul mișcării galaxiilor duce la concluzia că materia obișnuită sub formă de stele, galaxii, planete și gaz interstelar este doar o mică parte din toată materia din univers.
Începând cu epoca actuală


Deci, acum, în Univers, densitatea de energie în vid este de peste două ori mai mare decât densitatea de energie a materiei întunecate, iar contribuția materiei vizibile barionice poate fi pur și simplu neglijată. Deci universul nostru plat ar trebui să se extindă pentru totdeauna.

<< Câți ani are universul nostru? | Cuprins | Tur de istorie a universului >>