Cum funcționează universul și de ce este nevoie de el? „Cum funcționează universul”. Capitolul din cartea Universul Cum funcționează

Editor științific Anatoly Zasov

Editor Anton Nikolsky

Manager de proiect D. Petushkova

Corectori M. Milovidova, M. Savina

Dispunerea computerului E. Kukaleva

Design copertă S. Khozin

Ilustrator I. Zhuk

Publicația a fost pregătită în parteneriat cu Fundația Trajectory pentru inițiative non-profit (cu sprijinul financiar al lui N.V. Katorzhnov).

Fondul Traiectorie pentru sprijinirea inițiativelor științifice, educaționale și culturale (www.traektoriafdn.ru) a fost creat în 2015. Programele Fondului vizează stimularea interesului pentru știință și cercetarea științifică, implementând programe educaționale, crescând nivelul intelectual şi potenţial creativ tineret, creșterea competitivității științei și educației interne, popularizarea științei și culturii, promovarea ideilor de conservare a patrimoniului cultural. Fundația organizează evenimente educaționale și populare în toată Rusia și promovează crearea de practici de succes de interacțiune în cadrul comunității educaționale și științifice.

Ca parte a proiectului de publicare, Fundația Trajectory sprijină publicarea celor mai bune exemple de literatură populară rusă și străină.

© Parnovsky S., 2017

© Publicare în limba rusă, traducere, design. Alpina Non-Fiction LLC, 2018

Toate drepturile rezervate. Lucrarea este destinată exclusiv uzului privat. Nicio parte a copiei electronice a acestei cărți nu poate fi reprodusă sub nicio formă sau prin orice mijloc, inclusiv postarea pe Internet sau în rețelele corporative, pentru uz public sau colectiv, fără permisiunea scrisă a proprietarului drepturilor de autor. Pentru încălcarea drepturilor de autor, legea prevede plata unei despăgubiri deținătorului drepturilor de autor în valoare de până la 5 milioane de ruble (articolul 49 din Codul contravențiilor administrative), precum și răspunderea penală sub formă de închisoare de până la 6 milioane de ruble. ani (articolul 146 din Codul penal al Federației Ruse).

Cartea descrie istoria și starea actuală a cosmologiei - știința Universului în ansamblu. Este dedicat descrierilor ideilor de bază ale cosmologiei: Universul în expansiune, originea lui în timpul Big Bang-ului, evoluție, cantități caracteristice etc. Am încercat să răspundem la multe întrebări frecvente pe aceste subiecte. Vorbim în detaliu despre două ghicitori stiinta moderna care sunt direct legate de cosmologie sunt materia întunecată și energia întunecată.

Această carte este diferită de majoritatea cărților non-ficțiune. Regula de aur scrierea lor afirmă: fiecare formulă din text înjumătăţeşte numărul potenţialilor cititori. Cu toate acestea, am riscat și am folosit ecuații, dar numai acolo unde este nevoie de ele. Am încercat să reducem la minimum numărul de formule și să le facem cât mai simple, de înțeles pentru toți cei care au studiat matematica sau fizica la institut. Formulele sunt colectate în secțiuni speciale, marcate în cuprinsul cu asteriscuri ca „Material avansat”, și ar trebui considerate ca atare. În plus, ele sunt marcate în text cu o imagine a lui Albert Einstein.

Omiterea lor nu vă va împiedica înțelegerea materialului, dar există mai multe referințe la aceste secțiuni în textul principal, așa că vă recomandăm să le treceți cel puțin peste cap. Fiecare astfel de parte începe cu un scurt rezumat. Aceste secțiuni constituie un fel de simplu manual de cosmologie pentru cei care nu sunt familiarizați cu aparatul matematic al teoriei generale a relativității (denumit în continuare GTR), dar ar dori să înțeleagă de unde provin legile cosmologiei.

Restul cărții este destinat unui public larg, deși presupune un nivel minim de cunoștințe de matematică și fizică. Pentru cei care nu au nici măcar cunoștințe de bază de astronomie, recomandăm cu căldură să citească mai multe cărți populare despre astronomie. În primul rând, vă oferim lucrarea lui Isaac Asimov, publicată în 1969, „Universul: de la Pământul plat la quasari”, care, totuși, este oarecum depășită, dar aceasta este mai mult decât compensată de ușurința și claritatea text. Alte sugestii de lectură sunt enumerate la sfârșitul secțiunii Concluzii.

Am încercat să prezentăm materialul fără simplificări tipice literaturii de știință populară și să explicăm pe ce bază se fac anumite ipoteze sau estimări în cosmologie. În acele probleme în care cosmologia modernă se confruntă cu probleme, nu numai că nu le-am ascuns, ci, dimpotrivă, le-am acordat o atenție sporită. Același lucru este valabil și pentru situațiile cu privire la care oamenii de știință nu au o opinie clară. Nu am încercat să transmitem ipotezele drept teorii stabilite, așa cum se întâmplă adesea. Într-un fel, această carte se află undeva între o carte de popularizare și un manual, fiind un fel de punte peste defileul care separă știința populară de știința adevărată.

Cartea se bazează pe monografia „Introduction to Modern Cosmology” [Parnovsky, Parnovsky, 2013], care a fost bine primită de un public mult mai larg decât ne așteptam. Am revizuit materialul ținând cont de întrebările și dorințele cititorilor și am încercat să explicăm toți termenii științifici pe care îi folosim.

Această carte este dedicată cosmologiei - știința structurii și evoluției Universului ca întreg, a trecutului și viitorului său. Cosmologia nu este doar o știință tânără, ci foarte tânără; avea doar 100 de ani. Apariția sa este asociată cu publicarea în 1917 a lucrării lui Albert Einstein „Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie”. În ea, pentru prima dată, legile fizicii au fost aplicate întregului Univers deodată. Mai exact, vorbeam despre ecuațiile relativității generale descoperite recent de Einstein.

În principiu, nimic nu a împiedicat această știință să apară cu 250 de ani mai devreme, imediat după descoperirea de către Isaac Newton a legii gravitației universale. Fizicienii secolelor XVII-XIX. a vorbit despre un Univers infinit plin de stele în jurul căruia se învârt planetele. Un astfel de Univers a existat pentru totdeauna și tot ceea ce era nevoie pentru a prezice starea lui viitoare a fost cunoașterea legilor mecanicii și a poziției actuale a tuturor obiectelor. Cu toate acestea, forța gravitației universale în mecanica clasică are o particularitate: este întotdeauna o forță atractivă, care nu devine niciodată o forță respingătoare. Prin urmare, stelele individuale dintr-un Univers infinit, sub influența forței de atracție reciprocă, ar trebui în cele din urmă să se reunească. Problema atracției reciproce a fost rezolvată folosind un raționament simplu, dar incorect: întrucât Universul este infinit, atunci fiecare particulă este supusă forței de atracție a unui număr infinit de alte particule. Dacă presupunem că particulele umplu Universul cu o densitate constantă, putem concluziona că forța totală este compensată, prin urmare, atracția gravitațională poate fi neglijată atunci când se consideră dinamica Universului în ansamblu.

Această idee este similară cu încercarea de a pune un creion pe vârful unei mine. În ambele cazuri, cauza problemei este instabilitatea echilibrului. Chiar dacă reușim cumva să punem creionul pe verticală capăt ascuțit stylus, atunci orice abatere oricât de mică de la verticală provoacă un moment de forță care deviază creionul în aceeași direcție, crescând abaterea și perturbând complet echilibrul inițial. În inginerie, acest lucru se numește feedback pozitiv.

6.1. Găuri negre

Să ne ținem promisiunea și să vă spunem despre câteva obiecte exotice prezise de Relativitatea Generală. Ele sunt semnificativ mai puțin comune decât materia întunecată sau energia întunecată, dar sunt suficient de interesante pentru a fi cel puțin menționate în această carte.

Primul tip de obiect pe care îl vom privi sunt găurile negre, dintre care multe au fost observate de astronomi. O gaură neagră este un obiect cu o densitate atât de mare încât curbura spațială și forțele de maree din centrul său devin infinite (aceasta se numește „singularitate spațiu-timp” sau doar „singularitate” pe scurt). Această caracteristică este înconjurată de orizontul evenimentelor - „suprafața” găurii negre. Orice obiect, inclusiv lumina, cade în gaură prin orizontul său de evenimente, dar nu îl poate părăsi și trebuie să se îndrepte spre singularitatea centrală. De aceea acest obiect se numește gaură neagră.

Motivul este că sub orizontul evenimentelor coordonatele radiale devin asemănătoare timpului. Aceasta înseamnă că coordonatele radiale ale unui corp din interiorul orizontului ar trebui să scadă, la fel cum coordonatele de timp a oricărui corp din afara găurii negre ar trebui să crească. Călătorim de-a lungul timpului, iar obiectul care cade în interiorul găurii negre se deplasează de-a lungul coordonatei radiale către singularitate.

Ar putea exista regiuni similare ale spațiului în care totul trebuie să se îndepărteze de această singularitate centrală? Fizicienii au luat în considerare această posibilitate și au numit astfel de obiecte „găuri albe”. Le vom discuta puțin mai târziu.

Distanța de la singularitatea centrală la orizontul evenimentelor se numește raza Schwarzschild și este proporțională cu masa găurii negre. Aceasta nu este chiar o distanță în sensul obișnuit al cuvântului, deoarece mișcarea are loc în timp. Dar să nu fim prea pretențioși în privința cuvintelor când descriem găurile negre și obiceiurile lor. Razele Schwarzschild ale găurilor negre din viața reală sunt de obicei foarte mici: dacă Soarele ar deveni o gaură neagră, raza lui Schwarzschild ar fi de aproximativ 3 km. Masele găurilor negre variază de la câteva mase solare la câteva miliarde de mase solare. Având în vedere că raza unei găuri negre este proporțională cu masa acesteia, este ușor de estimat razele acestor găuri negre.

Prima soluție a ecuațiilor lui Einstein care descrie o gaură neagră a apărut în 1916 simultan cu relativitatea generală. Cu toate acestea, a fost nevoie de aproximativ două decenii pentru a înțelege semnificația fizică a acestei decizii, iar înțelegerea deplină a fost atinsă în 1958. Pentru o lungă perioadă de timp, până când găurile negre au fost detectate prin mijloace observaționale, atitudinile față de acestea în rândul astronomilor au umplut întregul spectru - de la complet. respingerea încercărilor de a declara orice obiect de neînțeles o gaură neagră. Abia la sfârșitul secolului al XX-lea. Tabăra găurilor negre a sărbătorit o victorie: unii dintre cei mai înflăcărați adversari au fost nevoiți să admită existența găurilor negre. Termenul „gaură neagră” a apărut pentru prima dată în 1964.

Desigur, gaura neagră în sine nu poate fi observată, deoarece, după cum sugerează și numele, nu emite nimic. De fapt, găurile negre emit datorită efectelor cuantice, dar temperatura acestei radiații, descoperită de Stephen Hawking, este foarte scăzută și nu poate fi de fapt detectată. De exemplu, dacă Soarele nostru ar deveni o gaură neagră, atunci temperatura acestei radiații ar fi de numai 10 -7 K.

Găurile negre pot fi observate mai mult sau mai puțin direct în două cazuri: fie gaura neagră face parte dintr-un sistem binar, caz în care discul său de acreție (radiația materiei care cade în și orbitează gaura) poate fi văzută, fie este un supramasiv. gaura neagra, ca Săgetător A*, situat chiar în centrul Galaxiei noastre în constelația Săgetător. În al doilea caz, putem vedea mișcările adecvate ale stelelor din apropiere care orbitează în jur Săgetător A*. La distanțe îndepărtate putem vedea găurile negre ca nuclee galactice active și quasari. NASA a arătat recent o concentrație uriașă de găuri negre într-o zonă numită Câmpul adânc Chandra-Sud fotografiat de telescopul spațial cu raze X Chandra. Există peste 5.000 de găuri negre într-un petic de cer de dimensiunea discului lunii.

Astronomii cunosc găurile negre cu masă stelară, cu mase variind de la mai multe mase solare, mase intermediare de ordinul a sute de mase solare și găuri negre supermasive cu mase de la un milion de mase solare. De regulă, ele sunt situate în centrele galaxiilor; joacă acest rol în Galaxia noastră Săgetător A* cu o masă de 4 milioane de mase solare. În vecinătatea galaxiei noastre, cea mai masivă gaură neagră este situată în centrul galaxiei M87; masa sa este de 6 miliarde de mase solare. Și cea mai masivă gaură neagră cunoscută are o masă de 20 de miliarde de mase solare și este situată în galaxia NGC 4889.

Cum se formează găurile negre? Desigur, găurile negre (și albe) ar fi putut apărea împreună cu restul Universului în timpul Big Bang-ului, dar toate ar fi fost aruncate cu mult dincolo de orizontul cosmologic în timpul inflației. Astfel, nu avem nicio șansă de a observa găurile formate în timpul Big Bang-ului. Găurile negre observate s-au format într-un mod diferit, și anume prin colaps, adică prin compresia rapidă a obiectelor masive. Evident, găurile albe nu s-au putut forma în acest fel, așa că nu putem observa nici una dintre ele.

Găurile negre sunt cunoscute pe scară largă datorită science fiction-ului. Un alt lucru este că proprietățile găurilor negre descrise de scriitorii de science fiction sunt destul de departe de ceea ce pretinde știința. Din punctul de vedere al teoriei relativității, o gaură neagră solitară poate avea următorii parametri: masa, sarcina electricași moment unghiular. În principiu, se consideră găuri negre care au și doi parametri nefizici: sarcina magnetică și așa-numitul parametru Newman - Unti - Tamburino. O gaură neagră nu poate avea alți parametri independenți. Această afirmație este cunoscută în teoria relativității ca „găurile negre nu au teorema părului”. teoria fără păr) . Dacă un corp de formă complexă, cum ar fi o masă, cade pe o gaură neagră, atunci detaliile distribuției sale de masă, adică toate momentele multipolare, începând cu cvadrupolul, sunt emise sub formă de unde gravitaționale.

Toate găurile negre au masă, deci există doar patru tipuri posibile de găuri negre, în funcție de prezența sarcinii electrice și spin. Cele mai simple dintre ele sunt găurile negre neîncărcate, care nu se rotesc, descrise de soluția Schwarzschild. Găurile negre încărcate care nu se rotesc sunt descrise de metrica Reissner-Nordström, găurile negre rotative neîncărcate de soluția Kerr și găurile negre încărcate rotative de metrica Kerr-Newman. Să începem cu cele mai simple găuri negre Schwarzschild.

6.1.1. Găurile negre Schwarzschild

Să luăm mai întâi în considerare cea mai simplă gaură neagră neîncărcată nerotativă. În relativitatea generală, o astfel de gaură neagră este descrisă de metrica Schwarzschild și, în consecință, este numită gaură neagră Schwarzschild. Această soluție este simetrică sferic și depinde doar de o coordonată radială r. În centru la r= 0 este singularitatea, adică locul unde curbura spațiu-timpului merge la infinit. Am întâlnit deja singularități când vorbim despre Big Bang, Big Crunch și Big Rip. Cu toate acestea, această singularitate este înconjurată pe toate părțile de așa-numitul orizont de evenimente al găurii negre, care are o rază proporțională cu masa sa. Acest orizont acționează ca o membrană semi-permeabilă. Prin orizont, materia și radiațiile pot trece doar în gaura neagră, dar nu pot ieși. Odată ajuns într-o gaură neagră, după ce a trecut de orizontul evenimentelor, orice corp trebuie să se miște, scăzând coordonatele radiale. Acest lucru se datorează faptului că sub orizontul evenimentelor coordonatele radiale devine asemănătoare timpului, adică se comportă ca timpul în spațiul care ne este familiar. Prin urmare, așa cum nu ne putem mișca împotriva timpului, un corp care a depășit orizontul evenimentului va cădea inevitabil în singularitatea centrală.

Care va fi soarta unui corp care va cădea într-o gaură neagră? Dacă cade liber, atunci din punct de vedere relativist este în repaus într-un cadru de referință selectat. Dar va fi afectat de forțele mareelor, care sunt extrem de puternice în apropierea singularității. Au tendința de a-l comprima în direcția tangențială și de a-l întinde în direcția radială, făcându-l să arate ca fidea, care sunt puțin mai groși în partea de sus. Așadar, dacă doriți să experimentați cum se simte să cazați într-o gaură neagră fără a vă pune în pericol de moarte, puteți lega greutăți de picioare și puteți atârna de inelele de gimnastică de brațe, așa cum se arată în Fig. 6.1.

Nimic special nu se va întâmpla la trecerea orizontului evenimentului; în general, din punctul de vedere al celui în cădere, nu se distinge în niciun fel momentul în care corpul traversează orizontul evenimentelor. Când se apropie de singularitatea centrală, forțele mareelor ​​vor deveni infinite. Ca rezultat, corpul va fi rupt în bucăți, bucăți în bucăți, bucăți în atomi și atomii în particule elementare.

Forțele mareelor ​​sunt proporționale M/r 3 unde M- masa găurii negre. Aceasta este o aproximare non-relativista, care este valabila doar la o distanta suficient de mare de singularitate. Pentru distanțe apropiate trebuie folosită formula relativistă, dar necesitatea folosirii ei înseamnă că forțele mareelor ​​sunt puternice și omul care căde a fost demult sfâșiat; așa că atâta timp cât este în viață, această aproximare funcționează bine. Orizontul evenimentelor este în depărtare r g, unde r g este raza Schwarzschild, cunoscută și sub numele de raza gravitațională, egală cu \(r_(g) = 2GM/c^(2) \aproximativ 2,95M/M_(\odot) \) km, unde \(M_(\odot) ) \) - masa Soarelui. Astfel, dacă exprimăm distanța până la o gaură neagră în razele sale Schwarzschild, atunci forța mareelor ​​va fi proporțională cu ( r s/ r) 3 /M 2, ceea ce înseamnă că forțele de maree la o distanță egală cu un număr dat de raze Schwarzschild sunt mai slabe pentru găurile negre mai masive.

În special, dacă un observator în cădere liberă traversează orizontul de evenimente al unei găuri negre supermasive, nu va simți nimic special. Dar nu este un fapt că va putea zbura în siguranță la orizontul de evenimente al unei mici găuri negre.

Să estimăm acum timpul de zbor în interiorul unei găuri negre - de la traversarea orizontului de evenimente până la singularitatea centrală. Folosim o tehnică atât de îndrăgită de fizicienii teoreticieni, numită analiză dimensională. Deoarece timpul de cădere este o mărime cinematică, acesta nu poate depinde de parametrii corpului în cădere datorită principiului echivalenței. Astfel, poate depinde doar de parametrii găurii negre. O gaură neagră Schwarzschild are un singur parametru: masa. Avem, de asemenea, două constante fundamentale corespunzătoare - constanta gravitațională Gși viteza luminii în vid Cu. Singura combinație a acestor trei cantități cu dimensiunea timpului este GM/c 3. Astfel, timpul de cădere într-o gaură neagră va fi egal cu \(kGM/c^(3)\approx4.93kM/M_(\odot) \) μs, unde k- un anumit coeficient adimensional. Am primit răspunsul, și în cadrul relativității generale, fără a calcula nimic și fără a folosi nicio formulă. Aceasta este frumusețea analizei dimensionale. Aici am putea adăuga că valoarea k ordinul de mărime nu trebuie să difere foarte mult de unitate.

Pentru a-i găsi valoarea exactă, veți avea nevoie atât de formule, cât și de calcule. Magnitudinea k depinde exact de modul în care cade corpul, dar nu poate depăși π în niciun caz, chiar dacă corpul este o rachetă și își pornește motorul, încercând din toate puterile să încetinească căderea. Aceasta este valoarea limită k= π nu poate fi obținut din formule non-relativiste; Pe cei interesați îi vom trimite la problema 17.3 din carte. Astfel, timpul maxim de cădere într-o gaură neagră este \(\pi GM/c^(3) \aproximativ 15,5M/M_(\odot) \) µs. Pentru gaura neagră din centrul galaxiei noastre Săgetător A* acest timp va dura aproximativ un minut. Pentru cea mai masivă gaură neagră cunoscută, situată în galaxia NGC 4889, cu o masă de aproximativ 21 x 10 9 mase solare, ar fi de aproximativ 90 de ore, astfel încât observatorul în cădere ar avea suficient timp să se gândească dacă decizia sa de a sări în ea. gaura a fost corectă.

Timpul căderii este măsurat în sistemul observatorului care căde, adică în funcție de propriul său ceas. Această clarificare este foarte importantă, deoarece timpul măsurat în diferite sisteme de referință, adică de către diferiți observatori, poate varia semnificativ. În apropierea unei găuri negre, câmpul gravitațional este foarte puternic și duce la dilatarea timpului, așa-numita deplasare gravitațională spre roșu.

Să acordăm atenție faptului că corpul se apropie în timp de singularitatea, al cărei rol este jucat de coordonata r. O astfel de singularitate se numește spațială. Alte exemple ale unei astfel de singularități sunt singularitățile cosmologice, adică Big Bang, Big Crunch și Big Rip. Celelalte trei coordonate, inclusiv coordonatele indicate de literă t, în afara găurii negre corespunzătoare timpului, în interiorul găurii negre sunt asemănătoare spațiului, adică vă puteți deplasa de-a lungul lor în orice direcție. Pentru a ilustra, luați în considerare conurile de lumină ale unui corp în cădere, prezentate în Fig. 6.2. Amintiți-vă că un con de lumină este o hipersuprafață în spațiu-timp care se formează atunci când lumina trece printr-un anumit punct. Proprietatea sa cea mai importantă este că, indiferent de ceea ce face obiectul, acesta nu poate ieși în afara conului său de lumină. Consultați secțiunea 1.2.8 pentru mai multe detalii.

Departe de o gaură neagră, conul de lumină arată destul de normal: lumina se propagă în mod egal în orice direcție, astfel încât axa conului de lumină este îndreptată de-a lungul axei t. Când un obiect se apropie de o gaură neagră, gravitația acestuia începe să atragă lumina (gândiți-vă la lentila gravitațională). Din perspectiva unui observator îndepărtat, lumina călătorește mai repede spre gaura neagră decât departe de ea, iar conul de lumină se înclină spre gaura neagră. La orizontul evenimentului, conul de lumină este înclinat astfel încât marginea sa exterioară să fie paralelă cu axa t. Din acest moment, nu mai este posibil să evitați căderea într-o gaură neagră. Marginea interioară este paralelă cu axa r. Dacă observatorul care căde se mișcă mai adânc în gaura neagră, conul său de lumină se înclină și mai mult. Acum ambele margini se confruntă cu singularitatea și sunt direcționate în direcții opuse de-a lungul axei t. Astfel, un corp în mișcare suficient de rapid se poate deplasa în direcția opusă axei t, rămânând în interiorul conului său de lumină. În apropierea singularității centrale, conul de lumină ar trebui rotit cu 90°, dar această analogie simplă nu funcționează foarte bine în vecinătatea singularității.

Un corp care cade într-o gaură neagră își reduce energia potențială în câmpul gravitațional, transformându-l în energie cinetică. La orizontul evenimentului asta energie potenţială devine egal cu zero. Dacă coborâm un corp într-o gaură neagră, legându-l de o frânghie care rotește axa unui generator ideal, am putea obține o energie egală cu mc 2 - energia totală de odihnă a corpului.

Această energie este enormă: pentru fiecare gram de substanță există 90 TJ, adică aproximativ 25 GWh - energia produsă pe zi de o centrală nucleară. Dacă un astfel de proces ar putea fi pus în practică, ar rezolva totul probleme energetice umanitatea și, în același timp, problema gunoiului. De asemenea, trebuie remarcat faptul că această energie ar fi cu adevărat „verde”, deoarece singurul produs secundar al procesului ar fi undele gravitaționale ecologice.

Pentru un observator staționar față de gaura neagră și situat la infinit departe (de fapt, la mai mult de 100 de raze) de aceasta, timpul curge cu viteză normală. Pe măsură ce timpul se apropie de gaura neagră, începe să încetinească și se oprește complet la orizontul evenimentelor din punctul de vedere al unui observator îndepărtat. Dacă înconjurăm o gaură neagră cu o sferă și prin trapă eliberăm încet un cablu cu un ceas de cuarț atașat de ea, atunci pe măsură ce ne apropiem de gaura neagră, ceasul va merge din ce în ce mai încet, indiferent de principiul funcționării sale ( desigur, cu excepția ceasurilor bazate pe gravitație, de exemplu pendul sau nisip).

Două mituri comune sunt asociate cu acest efect, dintre care unul îl datorăm literaturii științifice populare, iar cel de-al doilea science fiction-ului. Să le privim în ordine.

Un cunoscut experiment de gândire implică doi observatori, dintre care unul cade într-o gaură neagră, iar celălalt o urmărește, rămânând nemișcat. Se susține că, datorită efectului de dilatare a timpului descris mai sus, un observator staționar va vedea persoana în cădere pentru totdeauna, deși va ajunge la orizontul evenimentului într-un timp complet finit în propriul său cadru de referință. Ce va vedea de fapt un observator staționar? În timpul căderii sale, corpul în cădere va emite un număr finit de fotoni, deoarece acest proces va avea loc în propriul său cadru de referință. Fluxul de radiație de la corpul în cădere care ajunge la un observator staționar, din punctul de vedere al matematicii formale, va scădea exponențial cu timpul (pentru a „întinde” un număr finit de fotoni pentru un timp infinit), adică luminozitatea organismul va scădea. În plus, lungimea de undă a acestei radiații va crește din cauza deplasării gravitaționale spre roșu și datorită efectului Doppler. Ca urmare, după un timp mai mult sau mai puțin îndelungat, doar fotonii individuali emiși de corpul în cădere, și chiar și cu energie extrem de scăzută, vor ajunge la un observator staționar. Prin urmare, deși în mod formal un observator staționar va „vedea” pentru totdeauna corpul în cădere, în realitate obiectul va fi vizibil pentru un timp finit. Tocmai pentru că lumina vine sub formă de cuante, după un timp, un observator extern va vedea ultimul foton emis de corpul în cădere înainte de a traversa orizontul. Calculele arată că acest lucru se va întâmpla destul de repede.

O poveste științifico-fantastică descrie o situație în care o civilizație pe moarte a trimis o navă spațială încărcată cu informații despre realizările lor într-o gaură neagră, astfel încât civilizațiile viitoare să o poată descoperi și salva, primind cunoștințe valoroase în dar. Este posibil acest lucru? Se pare că există un timp finit în care acest lucru este posibil. După ce a trecut, un observator staționar va „vede” (ghilimelele sunt acolo din motivul descris în paragraful anterior) cum nava de salvare se apropie de persoana salvată pentru o perioadă infinită de timp, dar nu va ajunge niciodată la el. Mai mult, lumina de la a doua navă nu va ajunge niciodată la prima, așa că nici nu va ști că cineva a încercat să-l salveze.

Timpul de evacuare trebuie să fie de același ordin de mărime cu timpul necesar pentru a cădea în singularitatea centrală, deoarece nu există o altă scară de timp caracteristică disponibilă. Pentru că acest timp este atât de scurt (câteva microsecunde pentru o gaură neagră cu masă solară), echipa de salvare trebuie să fie extrem de eficientă.

6.1.2. gaura neagră Reissner-Nordström

Acum să luăm în considerare o gaură neagră încărcată, adică o gaură neagră care, pe lângă masă, are și o sarcină electrică. Raportul dintre sarcina sa și masa nu poate depăși o anumită valoare critică. O gaură neagră încărcată este descrisă de metrica Reissner-Nordström. Luați în considerare un cadavru care cade peste el. Înainte de a traversa orizontul evenimentelor, totul se va întâmpla aproape la fel ca pentru gaura neagră Schwarzschild discutată mai sus, cu excepția prezenței unui câmp electrostatic. După trecerea orizontului evenimentelor, corpul va începe să cadă inevitabil în același mod în direcția singularității centrale, dar cu o diferență importantă. Pe drumul către singularitatea centrală, corpul va traversa al doilea orizont de evenimente și va ajunge în regiunea interioară a găurii negre, unde coordonatele radiale sunt din nou asemănătoare spațiului. În ceea ce privește singularitatea centrală, aceasta va fi asemănătoare timpului, adică în vecinătatea ei vă puteți deplasa atât spre ea, cât și departe de ea. Astfel, orice sarcină electrică, chiar și cea mai mică, a unei găuri negre schimbă complet tipul de singularitate din centrul ei.

Teoretic, dacă corpul care căde este, să zicem, o rachetă, ar putea să-și pornească motoarele și să-și schimbe direcția de mișcare, începând să se miște cu o coordonată radială crescândă. Potrivit unor experți, după ce a zburat prin orizontul interior, intră din nou în regiunea în care coordonatele radiale sunt asemănătoare timpului și acum va crește, adică corpul se va găsi în interiorul unei găuri albe, prin orizontul căreia va zbura afară. . Și unde, mai exact, va zbura? Nimeni nu poate răspunde la această întrebare. Nu este clar în niciun moment, în niciun moment în timp sau în niciun univers, acest lucru se va întâmpla. Cu toate acestea, o problemă îi așteaptă pe cei cărora le place să călătorească în necunoscut. Orizontul interior al unei găuri negre cu parametri rezonabili din punct de vedere astronomic este prea aproape de singularitate, iar cel aruncat în gaura neagră va fi sfâșiat înainte de a o traversa. Mai mult, însăși ideea că orizontul interior poate fi traversat din interior este speculativă.

6.1.3. Gaura neagră Kerr rotativă

Ultimul tip de găuri negre pe care le vom lua în considerare sunt găurile negre neîncărcate, dar rotative, descrise de metrica Kerr. Deoarece majoritatea obiectelor astronomice se rotesc, se crede că acesta este cel mai comun tip de gaură neagră. Ca și gaura neagră Reissner-Nordström, gaura neagră Kerr are o limitare. Momentul său unghiular la o masă dată nu trebuie să depășească valoarea critică determinată de masa sa.

În acest caz, singularitatea centrală va fi înconjurată de un orizont de evenimente sferic. In jurul acestui orizont va exista o alta suprafata numita limita de stationaritate. Are forma unui elipsoid aplatizat de revoluție și atinge orizontul evenimentelor în puncte situate pe axa de rotație. Spațiul dintre aceste două suprafețe se numește ergosferă. S-a dovedit că orice corp care intră în ergosferă nu poate fi nemișcat în raport cu un observator îndepărtat - trebuie să se rotească în aceeași direcție cu gaura neagră. Corpurile care se rotesc în ergosferă pot avea o energie totală negativă, ținând cont de energia de repaus. Prin urmare, un corp care a zburat în ergosferă se poate dezintegra în două corpuri, dintre care unul are energie negativă, iar al doilea, conform legii conservării energiei, va avea o energie mai mare decât corpul original.

Dacă dezvoltăm ideea de a rezolva problemele energetice și de mediu cu ajutorul găurilor negre, atunci putem trimite un container cu gunoi în ergosfera unei găuri negre. Mecanismul ceasului va deschide containerul la un moment dat și va arunca resturile pe orbită cu o energie totală negativă. Containerul accelerat va zbura din ergosferă, iar energia sa cinetică poate fi folosită în interesul economiei naționale. Astfel, este posibil să se obțină o energie mai mare decât mc 2 unde m- masa de gunoi aruncat. De unde provine energia suplimentară? Resturile aruncate în ergosferă se rotesc în direcția opusă direcției de rotație a găurii negre. Prin căderea în interiorul găurii negre, acesta își va reduce momentul unghiular. Astfel, energia va fi obținută prin încetinirea rotației găurii negre. Acest proces a fost propus de Roger Penrose.

Proprietățile conurilor de lumină din apropierea găurii negre Kerr sunt prezentate în Fig. 6.3. Spre deosebire de gaura neagră Schwarzschild simetrică sferic, gaura neagră Kerr are o direcție spațială aleasă - axa sa de rotație și direcția acestei rotații. Spațiul din jurul găurii negre Kerr este, de asemenea, atras în această rotație. Prin urmare, conurile de lumină se înclină nu numai spre centru, ci și în direcția de rotație. Nu le putem descrie într-un desen bidimensional, așa cum am făcut în Fig. 6.2 pentru gaura Schwarzschild, abandonând reprezentarea explicită a axei timpului. Din acest motiv, în fig. 6.3 înfățișăm o secțiune ecuatorială a găurii negre Kerr, plasăm acolo un anumit număr de particule de test (puncte negre), fiecare dintre ele erupând sincron, devenind vârful conului său de lumină. Lumina de la fiecare bliț se răspândește spre exterior, formând o înveliș în expansiune sau un front de undă divergent. După ceva timp (în cadrul de referință al unui observator de la distanță), fixăm cercurile formate prin intersecția planului ecuatorial și fronturile acestor unde, ca limitele cercurilor albe prezentate în Fig. 6.3. Cea mai apropiată analogie este un vârtej privit de sus. Ei aruncă pietricele în el și urmăresc cum cercurile de la suprafața apei diverg de locul în care cad.

Privește cu atenție fig. 6.3. Veți observa că cercurile sunt poziționate diferit în raport cu punctele. Imaginați-vă un cerc mare în jurul unei singularități centrale care trece printr-un punct. Din punct de vedere fizic, sunt posibile trei situaţii fundamental diferite: a) cercul include un punct; b) cercul nu include un punct, ci intersectează un cerc mare; c) cercul nu include un punct și nu intersectează cercul mare. În primul caz, particula de testat poate fi în repaus sau se poate mișca în orice direcție; în al doilea caz, particula de testat trebuie să se miște, dar este posibil să nu se apropie de gaura neagră și să evite să cadă în ea; în al treilea caz, particula de testat trebuie să se deplaseze spre singularitate. Se întâmplă O are loc departe de gaura neagră în afara ergosferei sale, în afara limitei de staționaritate; petrecându-se b are loc în ergosferă; petrecându-se V are loc în interiorul orizontului de evenimente.

Soluția lui Kerr diferă fundamental de soluțiile Schwarzschild și Reissner-Nordström într-o singură circumstanță. Acestea din urmă descriu nu numai găurile negre, ci și spațiul-timp din jurul oricăror obiecte masive simetrice sferic în vid, inclusiv cele încărcate electric. De exemplu, câmpul gravitațional al unei singure stele neîncărcate, care nu se rotește, poate fi descris de soluția Schwarzschild. Ne-am aștepta ca soluția lui Kerr să descrie în mod similar câmpul gravitațional din afara unei stele în rotație, dar nu este cazul. Motivele pentru aceasta sunt prea complexe pentru a fi discutate aici.

Pentru cei care sunt interesați de găurile negre (și nu se tem de formule matematice complexe), vă recomandăm să citiți excelent articol„Soluția Kerr-Newman” ( metrica Kerr-Newman) pe Scholarpedia .

6.2. Singularități goale

Ce se întâmplă dacă o gaură neagră primește prea multă sarcină sau prea mult moment unghiular? Atunci nu va fi o gaură neagră, ci un obiect mult mai exotic - o singularitate goală ( singularitate goală). Ce este asta? În interiorul găurii negre Reissner-Nordström se află o singularitate asemănătoare timpului ascunsă de două orizonturi de evenimente. Dacă nu există orizonturi, atunci o astfel de singularitate asemănătoare timpului se numește o singularitate goală. Într-o oarecare măsură, aceasta este granița lumii noastre. Puteți zbura cât de aproape doriți de el și vă puteți întoarce înapoi, deoarece nu există orizont care să împiedice acest lucru. Tocmai astfel de singularități apar în soluțiile Reissner-Nordström și Kerr atunci când sarcina sau momentul unghiular depășește valorile critice. Orizonturile dispar, iar întreaga structură a spațiu-timpului este transformată.

Ne putem gândi la fiecare trăsătură goală ca la o fereastră către o lume necunoscută. Nu avem nicio modalitate de a prezice ce anume ar putea ieși de acolo. Ar putea apărea de acolo extratereștrii războinici pe farfurioare zburătoare sau diavolii cu furci? În principiu, acest lucru nu este exclus, dar ei nu vor putea cuceri lumea noastră din cauza forțelor de maree infinit de mari din vecinătatea ei. Și farfuriile zburătoare, furcile și extratereștrii cu diavoli vor fi sfâșiați în particule elementare.

Astfel, trăsăturile goale, dacă există, ar trebui să producă în principal particule ușoare și elementare. Care este sursa acestei materii și radiații? Nimeni nu știe. Un romantic ar putea numi trăsături goale uși între lumea noastră și alta, cel puțin o ușă din spate sau o fereastră. Cu alte cuvinte, singularitățile goale – dacă există – sunt portaluri cu două sensuri către alte lumi, spre deosebire de găurile negre, care pot fi numite portaluri unidirecționale.

Cu toate acestea, existența singularităților goale nu este recunoscută de mulți fizicieni și matematicieni teoreticieni. În general, matematicienilor nu le place să lucreze cu soluții care au singularități. Obiecțiile fizicienilor se rezumă la două puncte principale. În primul rând, nu știm dacă legile fizicii așa cum le cunoaștem vor fi adevărate în apropierea singularității. În al doilea rând, nu putem cunoaște condițiile de limită ale acestora, iar prezența unor astfel de „ferestre” nu ne oferă posibilitatea de a prezice starea viitoare a Universului din condițiile inițiale.

Al doilea motiv l-a determinat pe celebrul fizician Roger Penrose să formuleze Principiul Cenzurii Cosmice ( Principiul cenzurii cosmice). Conform acestui principiu, toate singularitățile formate în timpul colapsului ar trebui să fie ascunse de un observator îndepărtat prin orizonturile evenimentelor.

Acest principiu este doar o ipoteză. În plus, nu neagă existența singularităților goale care au apărut împreună cu restul Universului în momentul Big Bang-ului. Cu toate acestea, inflația deja familiară ar duce astfel de singularități mult dincolo de orizontul nostru cosmologic. Prin urmare, Principiul Cenzurii Cosmice, dacă este valabil, înseamnă practic că în partea din Univers accesibilă observării noastre nu există trăsături goale.

Multe soluții ale relativității generale conțin singularități goale. Întrebarea este dacă aceste soluții sunt fizice și au vreo legătură cu realitatea. În principiu, unele dintre obiectele identificate cu găuri negre ar putea fi trăsături goale, dar nu există dovezi în favoarea acestui lucru.

6.3. găuri de vierme

Un alt tip de obiect exotic sunt găurile de vierme. ÎN în ultima vreme termenul „găură de vierme” a început să se aplice și acestora. Puteți zbura în ele într-un singur loc și puteți zbura într-un loc complet diferit. Pentru această calitate, ele sunt exploatate activ de scriitorii de science fiction care vor să ocolească cumva limitarea vitezei luminii, ceea ce pune practic capăt călătoriilor interstelare, ca să nu mai vorbim de cele intergalactice. Din punctul de vedere al unui observator extern, o gaură de vierme nu se poate distinge de o gaură neagră Schwarzschild. Intrarea într-o gaură de vierme arată de obicei ca o gaură neagră, iar ieșirea arată ca o gaură albă. Astfel de obiecte ar fi putut fi create doar împreună cu Universul în timpul Big Bang-ului, ceea ce înseamnă că cel mai probabil nu le vom putea detecta. În acest sens, ele sunt oarecum asemănătoare cu găurile negre Reissner-Nordström discutate mai sus, dar diferă de ele prin faptul că, zburând printr-o gaură de vierme în versiunea sa cea mai des considerată, corpul traversează nu patru, ci doar două orizonturi de evenimente, mișcându-se de-a lungul un drum asemănător timpului. Acest lucru, în special, înseamnă că gaura de vierme permite mișcarea într-o singură direcție. Cu toate acestea, pentru toate variantele de găuri de vierme rezonabile din punct de vedere fizic, forțele de maree sunt atât de puternice încât exclud posibilitatea de a transporta orice obiecte macroscopice.

Întrebare

Dacă o persoană care a căzut într-o gaură neagră luminează o lanternă spre exterior de-a lungul razei, va putea acea lumină să-și mărească coordonatele radiale?

Răspuns

Să folosim următoarea analogie: un bărbat care a căzut dintr-un avion zburător în timpul căderii și-a aruncat cheile în aer. Pot zbura aceste chei? Este destul de greu de imaginat. Vor cădea și ei, dar mai încet, și se vor lovi de pământ la scurt timp după proprietarul lor. Același lucru se va întâmpla cu lumina - va lovi în continuare caracteristica centrală, dar puțin mai târziu decât persoana cu lanterna. Totodata, din punctul de vedere al celor cazute, lumina lanternei si buchet de chei se vor indeparta de ele. Reamintind că limitele unui con de lumină reprezintă calea luminii, putem înțelege acest proces din fig. 6.2

Structura internă a găurii negre Kerr (orizonturi exterioare și interioare, caracteristici) este destul de complexă și nu o descriem în această carte. În orice caz, fără a cădea în orizontul evenimentelor, nu vom vedea nimic în interior.

Există diferite opțiuni pentru găurile de vierme, dar nu există una general acceptată printre ele, așa că descriem una dintre ele.

„Discovery: How the Universe Works (serie TV 2010 – 2014)” (How the Universe Works) este un film american în mai multe părți, filmat în 2010, în genul documentarului științific. Filmul a câștigat o popularitate uimitoare, deși mulți producători nu se așteptau. Serialul a atras atenția unui grup divers de vârstă și a fost filmat pe parcursul a patru sezoane. Creatorii proiectului urmează să lanseze o nouă serie, care de data aceasta va vorbi despre diverse teorii ale creării universului, de la big bang până la teoria corzilor. Intriga filmului din primul episod spune despre apariția universului nostru, începând cu numeroase teorii despre apariția primelor particule mai mici. Fiecare episod povestește în detaliu fiecare ciclu și toate procesele care au avut loc în Univers. Datorită tranzițiilor netede, toate poveștile și chiar conceptele astrofizice dificile sunt prezentate publicului într-un limbaj accesibil, care oferă răspunsuri la numeroase întrebări. Seria folosește cele mai noi tehnologii grafice, datorită cărora puteți vedea fenomene uimitoare. Talentatul maestru al efectelor speciale, Matt Stevenson, a fost invitat la film în calitate de maestru al efectelor vizuale, care a ridicat filmul la un nou nivel.

Pagina curentă: 1 (cartea are 18 pagini în total) [pasaj de lectură disponibil: 5 pagini]

Serghei Parnovsky
Cum funcționează universul: o introducere în cosmologia modernă

Editor științific Anatoly Zasov

Editor Anton Nikolsky

Manager de proiect D. Petushkova

Corectori M. Milovidova, M. Savina

Dispunerea computerului E. Kukaleva

Design copertă S. Khozin

Ilustrator I. Zhuk

Publicația a fost pregătită în parteneriat cu Fundația Trajectory pentru inițiative non-profit (cu sprijinul financiar al lui N.V. Katorzhnov).

Fundația Trajectory pentru Sprijinul Inițiativelor Științifice, Educaționale și Culturale (www.traektoriafdn.ru) a fost creată în anul 2015. Programele Fundației vizează stimularea interesului pentru știință și cercetarea științifică, implementarea de programe educaționale, creșterea nivelului intelectual și a potențialului creativ al tineri, creșterea competitivității științei și educației autohtone, popularizarea științei și culturii, promovarea ideilor de conservare a patrimoniului cultural. Fundația organizează evenimente educaționale și populare în toată Rusia și promovează crearea de practici de succes de interacțiune în cadrul comunității educaționale și științifice.

Ca parte a proiectului de publicare, Fundația Trajectory sprijină publicarea celor mai bune exemple de literatură populară rusă și străină.

© Parnovsky S., 2017

© Publicare în limba rusă, traducere, design. Alpina Non-Fiction LLC, 2018

Toate drepturile rezervate. Lucrarea este destinată exclusiv uzului privat. Nicio parte a copiei electronice a acestei cărți nu poate fi reprodusă sub nicio formă sau prin orice mijloc, inclusiv postarea pe Internet sau în rețelele corporative, pentru uz public sau colectiv, fără permisiunea scrisă a proprietarului drepturilor de autor. Pentru încălcarea drepturilor de autor, legea prevede plata unei despăgubiri deținătorului drepturilor de autor în valoare de până la 5 milioane de ruble (articolul 49 din Codul contravențiilor administrative), precum și răspunderea penală sub formă de închisoare de până la 6 milioane de ruble. ani (articolul 146 din Codul penal al Federației Ruse).

* * *

Prefaţă

Cartea descrie istoria și starea actuală a cosmologiei - știința Universului ca întreg. Este dedicat descrierilor ideilor de bază ale cosmologiei: Universul în expansiune, originea lui în timpul Big Bang-ului, evoluție, cantități caracteristice etc. Am încercat să răspundem la multe întrebări frecvente pe aceste subiecte. Vorbim în detaliu despre două mistere ale științei moderne care sunt direct legate de cosmologie - materia întunecată și energia întunecată.

Această carte este diferită de majoritatea cărților non-ficțiune. Regula de aur a scrierii lor este: fiecare formulă din text înjumătăţeşte numărul de potenţiali cititori. Cu toate acestea, am riscat și am folosit ecuații, dar numai acolo unde este nevoie de ele. Am încercat să reducem la minimum numărul de formule și să le facem cât mai simple, de înțeles pentru toți cei care au studiat matematica sau fizica la institut. Formulele sunt colectate în secțiuni speciale, marcate în cuprinsul cu asteriscuri ca „Material avansat”, și ar trebui considerate ca atare. În plus, ele sunt marcate în text cu o imagine a lui Albert Einstein.

Omiterea lor nu vă va împiedica înțelegerea materialului, dar există mai multe referințe la aceste secțiuni în textul principal, așa că vă recomandăm să le treceți cel puțin peste cap. Fiecare astfel de parte începe cu un scurt rezumat. Aceste secțiuni constituie un fel de simplu manual de cosmologie pentru cei care nu sunt familiarizați cu aparatul matematic al teoriei generale a relativității (denumit în continuare GTR), dar ar dori să înțeleagă de unde provin legile cosmologiei.

Restul cărții este destinat unui public larg, deși presupune un nivel minim de cunoștințe de matematică și fizică. Pentru cei care nu au nici măcar cunoștințe de bază de astronomie, recomandăm cu căldură să citească mai multe cărți populare despre astronomie. În primul rând, vă oferim lucrarea lui Isaac Asimov, publicată în 1969, „Universul: de la Pământul plat la quasari”, care, totuși, este oarecum depășită, dar aceasta este mai mult decât compensată de ușurința și claritatea text. Alte sugestii de lectură sunt enumerate la sfârșitul secțiunii Concluzii.

Am încercat să prezentăm materialul fără simplificări tipice literaturii de știință populară și să explicăm pe ce bază se fac anumite ipoteze sau estimări în cosmologie. În acele probleme în care cosmologia modernă se confruntă cu probleme, nu numai că nu le-am ascuns, ci, dimpotrivă, le-am acordat o atenție sporită. Același lucru este valabil și pentru situațiile cu privire la care oamenii de știință nu au o opinie clară. Nu am încercat să transmitem ipotezele drept teorii stabilite, așa cum se întâmplă adesea. Într-un fel, această carte se află undeva între o carte de popularizare și un manual, fiind un fel de punte peste defileul care separă știința populară de știința adevărată.

Cartea se bazează pe monografia „Introduction to Modern Cosmology” [Parnovsky, Parnovsky, 2013], care a fost bine primită de un public mult mai larg decât ne așteptam. Am revizuit materialul ținând cont de întrebările și dorințele cititorilor și am încercat să explicăm toți termenii științifici pe care îi folosim.

Capitolul 1
Legile Universului

1.1. Originile cosmologiei

Această carte este dedicată cosmologiei - știința structurii și evoluției Universului ca întreg, a trecutului și viitorului său. Cosmologia nu este doar o știință tânără, ci foarte tânără; avea doar 100 de ani. Apariția sa este asociată cu publicarea în 1917 a lucrării lui Albert Einstein „Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie” 1
Traducerea în limba rusă a fost publicată sub titlul „Questions of Cosmology and General Theory of Relativity” în cartea: Einstein A. Collected Works in 4 volumes T. 1. – M.: Nauka, 1965. P. 601–612.

În ea, pentru prima dată, legile fizicii au fost aplicate întregului Univers deodată. Mai exact, vorbeam despre ecuațiile relativității generale descoperite recent de Einstein.

În principiu, nimic nu a împiedicat această știință să apară cu 250 de ani mai devreme, imediat după descoperirea de către Isaac Newton a legii gravitației universale. Fizicienii secolelor XVII-XIX. a vorbit despre un Univers infinit plin de stele în jurul căruia se învârt planetele. Un astfel de Univers a existat pentru totdeauna și tot ceea ce era nevoie pentru a prezice starea lui viitoare a fost cunoașterea legilor mecanicii și a poziției actuale a tuturor obiectelor. Cu toate acestea, forța gravitației universale în mecanica clasică are o particularitate: este întotdeauna o forță atractivă, care nu devine niciodată o forță respingătoare. Prin urmare, stelele individuale dintr-un Univers infinit, sub influența forței de atracție reciprocă, ar trebui în cele din urmă să se reunească. Problema atracției reciproce a fost rezolvată folosind un raționament simplu, dar incorect: întrucât Universul este infinit, atunci fiecare particulă este supusă forței de atracție a unui număr infinit de alte particule. Dacă presupunem că particulele umplu Universul cu o densitate constantă, putem concluziona că forța totală este compensată, prin urmare, atracția gravitațională poate fi neglijată atunci când se consideră dinamica Universului în ansamblu.

Această idee este similară cu încercarea de a pune un creion pe vârful unei mine. În ambele cazuri, cauza problemei este instabilitatea echilibrului. Chiar dacă reușim cumva să plasăm creionul vertical pe capătul ascuțit al minei, atunci orice abatere, oricât de mică, de la verticală provoacă un moment de forță care deviază creionul în aceeași direcție, crescând abaterea și perturbând complet echilibrul inițial. În inginerie, acest lucru se numește feedback pozitiv.

O analogie și mai apropiată implică apa într-un pahar cu susul în jos. Mulți sunt familiarizați cu experimentul clasic în care un pahar cu apă, acoperit cu o carte poștală sau carton gros, este răsturnat și apa este ținută în pahar de presiunea atmosferică echivalentă cu presiunea a 10,3 m de apă. Dar puțini oameni se gândesc de ce este nevoie de carton pentru această experiență. Motivul se datorează instabilității Rayleigh-Taylor: atunci când un fluid mai dens (apa) este plasat deasupra unui fluid mai puțin dens (aerul). 2
În hidrodinamică, gazele sunt adesea numite și lichide.

), orice abatere a suprafeței de la plat va crește exponențial cu timpul, distrugând granița foarte rapid. Procesul se numește de obicei turnare lichidă. De aceea este nevoie de carton pentru demonstrație: nu afectează în niciun fel presiunea aerului, nu creează forțe, ci fixează forma interfeței dintre apă și aer, prevenind dezvoltarea instabilității Rayleigh-Taylor.

În mod similar, într-un Univers instabil, se formează aleatoriu regiuni cu densitate crescută, spre care încep să se deplaseze stelele vecine și regiunile cu densitate redusă, numite goluri. Rețineți că atracția reciprocă a stelelor care umple Universul infinit duce nu numai la o creștere a perturbațiilor de densitate, ci și la o compresie accelerată a întregului Univers, adică la o scădere a distanțelor dintre stele.

În mod firesc, oamenii de știință știau că abaterile de la o distribuție uniformă a densității materiei au dus la faptul că neomogenitățile au început să crească în timp, dar la acea vreme acest mecanism era luat în considerare doar la scări care nu depășeau dimensiunea Sistemului Solar. Conform ipotezei lui Laplace, planetele Sistemului Solar s-au format din nebuloasa inițială de gaz și praf tocmai sub influența atracției gravitaționale reciproce. Un raționament similar nu a fost aplicat la scară mare. În imaginea lumii luate în considerare, creșterea neomogenităților în densitatea materiei a dus la formarea unor planete care nu au căzut pe Soare doar pentru că au orbit în jurul lui. La distanțe comparabile cu distanța până la cele mai apropiate stele, Universul era deja considerat ceva omogen și se credea că forța de atracție a oricărui corp către diferite stele era complet compensată.

Acest tablou roz a fost încălcat de așa-numitul paradox al lui Olbers, formulat în 1823 de astronomul amator german Heinrich Olbers, medic de profesie. Esența lui era că într-un Univers infinit, neschimbător, în loc de cerul nopții, vom vedea o sferă cerească fierbinte, strălucind ca suprafața Soarelui. Acest lucru se explică după cum urmează: dacă împărțim Universul în cochilii sferice concentrice de grosime constantă cu Pământul în centru, atunci fluxul de lumină care cade pe Pământ din fiecare dintre cochilii va fi același, deoarece numărul de stele din ele vor crește proporțional cu pătratul distanței, ceea ce va compensa un factor similar în formula pentru iluminare. Deoarece numărul de straturi este infinit, suma totală va fi infinită. Singurul motiv pentru care iluminarea va fi în continuare finită este că stelele mai apropiate le vor întuneca pe cele îndepărtate. Cu alte cuvinte, indiferent în ce direcție ne uităm, mai devreme sau mai târziu linia noastră vizuală trebuie să se poticnească de vreo stea.

Cu toate acestea, fiecare dintre noi știe foarte bine că noaptea se observă o imagine complet diferită. Ca solutie simpla Paradoxul lui Olbers a propus o variantă în care lumina stelelor îndepărtate este absorbită de norii de praf interstelar, dar această soluție sună convingător doar pentru cei care nu cunosc fizica. Pe o perioadă lungă de timp, acest praf, absorbind radiația, s-ar încălzi până la temperatura stelelor din jur și ar deveni el însuși un obiect luminos.

De-a lungul timpului, progresul în astronomie a dus la modelul Universului propus de William Herschel la sfârșitul secolului al XVIII-lea. În ea, stelele nu au umplut întregul Univers, ci au format un singur grup de stele numit Galaxie și având o formă de lentilă. În acest sens, a apărut întrebarea: de ce nu cad stelele în centrul Galaxiei? Răspunsul a fost la fel de simplu ca și răspunsul la întrebarea de ce planetele nu cad în Soare: ele se învârt în jurul lui. În același mod, stelele individuale ale galaxiei se învârt în jurul centrului său. Mișcarea Soarelui în raport cu centrul Galaxiei a fost descoperită de același Herschel în 1783. Cu clarificări minore, această imagine a universului a fost considerată general acceptată până la începutul secolului al XX-lea. Ideea Galaxy a rezolvat paradoxul lui Olbers, deoarece materia ocupa acum un volum finit în Univers. Cu toate acestea, după ce au fost descoperite alte galaxii, paradoxul lui Olbers a devenit din nou relevant.

Astfel, cosmologia, care ar putea apărea potențial la sfârșitul secolului al XVII-lea, a apărut abia la începutul secolului al XX-lea. și și-a sărbătorit recent centenarul. Apariția cosmologiei este asociată cu o circumstanță surprinzătoare: de obicei, științe noi apar în cea mai simplă formulare și apoi, în procesul dezvoltării lor, trec la modele, calcule mai complexe și folosesc tot mai multe teorii fizice moderne. De exemplu, fizica stării solide a petrecut secole obținând rezultate bazate pe fizica clasică și abia atunci a început să folosească cu succes mecanica cuantică.

Cosmologia a apărut imediat în versiunea sa cea mai complexă - sub forma unei cosmologie relativiste bazate pe relativitatea generală. Abia zeci de ani mai târziu, cosmologii au descoperit, spre surprinderea lor, că ar putea fi luată în considerare o cosmologie mult mai simplă, non-relativistă. Faptul este că un Univers omogen se dezvoltă în mod egal în toate părțile sale, iar pentru a studia dezvoltarea lui în ansamblu, este suficient să studiem dezvoltarea unei mici regiuni din spațiu, de exemplu 1 cm³. Și când studiem 1 cm³, curbura spațiului-timp și alte probleme complexe ale relativității generale nu mai sunt importante.

Dar acest lucru este valabil doar în cazul unui Univers omogen și izotrop. Într-o astfel de lume nu există loc ales sau direcție preferată, niciun punct nu este mai bun sau mai rău decât oricare altul și nicio direcție nu este mai bună sau mai rea decât oricare alta. Această idee este cunoscută sub numele de principiul copernican. Deși nu toate rezultatele cosmologiei relativiste pot fi obținute în cadrul cosmologiei non-relativiste, conceptele de bază sunt derivate destul de simplu. Pentru a le deriva, înțelege și analiza, sunt suficiente cunoștințe de fizică la nivel universitar junior. Prin urmare, în carte, în cazurile în care pur și simplu nu am rezistat dorinței de a scrie niște formule, ne-am limitat la cosmologie non-relativistă.

Întrebare: Prin ce se deosebește fundamental cosmologia de alte științe?

Răspuns: Pentru că studiază un obiect unic, unic, care schimbă timpul, din care facem parte. Ca urmare, nu se poate vorbi de repetabilitate sau reproductibilitate, cu atât mai puțin de experimente active. În acest sens, este foarte dificil să se aplice criteriul de falsificare teoriilor cosmologice, a căror îndeplinire este cerută oricăror teorii științifice. O situație similară apare și în alte discipline științifice, cum ar fi istoria și biologia evoluționistă.

1.2. Principiile relativității generale

Apariția științei cosmologiei a fost precedată de apariția relativității generale, care a fost în cele din urmă formulată de Einstein în 1916. Această teorie este unul dintre vârfurile fizicii moderne. Deoarece ideile și terminologia acesteia sunt utilizate pe scară largă în cosmologie, am decis să descriem elementele de bază ale relativității generale, care sunt destul de simplu de înțeles și pot fi explicate fără utilizarea matematicii complexe. Vom începe cu trei efecte clasice ale relativității generale.

Primul efect a fost descoperit de astronomi cu mult înainte de apariția relativității generale. Aceasta este precesia 3
Precesia periheliului este rotația foarte lentă a orbitei heliocentrice (orbita în jurul Soarelui) în planul său.

Periheliu 4
Periheliul este punctul din orbita heliocentrică care este cel mai aproape de Soare.

Mercur, care se manifestă ca rotația orbitei lui Mercur ca întreg în jurul Soarelui, cu o viteză unghiulară foarte mică - mai puțin de 6 secunde de arc pe an. Aceasta nu a fost prima abatere descoperită de la cele mai simple legi ale mecanicii cerești de la descoperirea lor de către Johannes Kepler. Mai devreme, la mijlocul secolului al XIX-lea, un comportament similar al orbitei lui Uranus a fost explicat cu succes prin influența gravitațională a unei planete necunoscute de atunci, numită ulterior Neptun.

Unul dintre predicatorii lui Neptun, Urbain Le Verrier, a aplicat aceeași abordare asupra orbitei lui Mercur, sugerând existența unei noi planete, Vulcan, care ar trebui să fie situată foarte aproape de Soare și ascunsă în lumina acestuia. După această predicție, timp de câteva decenii atât astronomii profesioniști, cât și amatori au raportat că au observat trecerea acestei planete ipotetice pe discul solar, dar apoi, după îmbunătățiri ale telescoapelor, aceste rapoarte s-au dovedit a fi eronate. Acum știm că planeta Vulcan nu există, iar acest lucru se știa aproape sigur acum 100 de ani. Astfel, rotația orbitei lui Mercur trebuia explicată cumva.

Relativitatea generală nu numai că a explicat precesia periheliului lui Mercur, dar a oferit și un acord cantitativ precis între teorie și rata de precesie observată. După îmbunătățirea în continuare a preciziei observațiilor, a fost descoperită o precesie similară a periheliului lui Venus, care, împreună cu alte efecte descrise mai jos, confirmă corectitudinea relativității generale. Drept urmare, Uniunea Astronomică Internațională (IAU), cea mai înaltă autoritate a lumii în astronomie, a emis un decret care impune luarea în considerare a efectelor relativității generale în calculele precise ale orbitelor corpurilor cerești din sistemul solar.

O afișare și mai impresionantă a precesiei, în acest caz periastron (punctul orbitei care este cel mai aproape de stea), este observată în sistemele de pulsari binari. 5
Un pulsar este o stea neutronică în rotație puternic magnetizată care emite un fascicul de radiații electromagnetice într-o direcție care se rotește cu steaua. Radiația emisă poate fi observată doar atunci când fasciculul este îndreptat către Pământ și este astfel detectată ca o serie de impulsuri.

În acest caz, două corpuri masive se rotesc cu o perioadă de câteva zile la mică distanță unul de celălalt. Relativitatea generală descrie mișcarea lor cu o precizie de 0,01%, în timp ce se observă pierderi de energie din cauza radiației undelor gravitaționale. Russell Alan Hulse și Joseph Houghton Taylor Jr. au primit în 1993 Premiul Nobel pentru Fizică pentru descoperirea unor astfel de sisteme.

Al doilea efect este curbarea razelor de lumină în câmpul gravitațional al obiectelor masive. Această curbură în sine nu a fost neașteptată și este destul de de înțeles în cadrul mecanicii newtoniene. Dar unghiul de deviere al luminii prezis de relativitatea generală a fost de două ori mai mare decât cel al lui Newton. Motivul acestui coeficient va fi discutat mai jos în subsecțiunea 1.3.2.

La acea vreme, fenomenul era pur speculativ, dar diferența menționată în unghiurile de deviere a făcut posibil să se afle care dintre teorii a descris corect acest efect și i-a forțat pe astronomi să-i măsoare magnitudinea. Pentru a face acest lucru, a fost necesar să se măsoare poziția unei stele, a cărei lumină s-a propagat în apropierea Soarelui și a fost deviată în câmpul său gravitațional, schimbând poziția aparentă a stelei pe cer. Cu acuratețe modernă, acest efect poate fi măsurat chiar și într-o direcție perpendiculară pe Soare, folosind un radio interferometru de bază foarte lung (VLBI), dar la începutul secolului XX. a putut fi măsurat doar într-o zonă foarte mică a cerului în jurul Soarelui.

Acest lucru a fost făcut de expediția lui Sir Arthur Eddington, care a măsurat pozițiile stelelor în timpul eclipsei totale de soare din 1919. Era necesară o eclipsă totală de soare, deoarece la acea vreme astronomii puteau face observații doar în lumină vizibilă, iar lumina Soarelui avea au făcut imposibilă observarea stelelor în apropierea discului său. Eddington și colegii săi au efectuat observații în Brazilia și pe coasta de vest a Africii. Comparând fotografiile cerului de lângă Soare în timpul unei eclipse și aceeași zonă a cerului departe de Soare, au măsurat unghiul de deviere care se potrivea cu predicția lui Einstein. Aceste observații nu erau încă suficient de precise, dar situația s-a îmbunătățit semnificativ după apariția radiotelescoapelor.

Efectul de curbare a luminii este baza pentru așa-numita lentilă gravitațională, în care sunt observate mai multe imagini ale aceluiași obiect. Este studiat în mod activ și chiar folosit ca instrument pentru observarea non-standard a obiectelor extrem de îndepărtate. Vom discuta acest lucru în subsecțiunea 4.2.7.

Al treilea efect se numește deplasare gravitațională spre roșu 6
Deplasarea la roșu are loc pe măsură ce lungimea de undă crește. Efectul opus se numește deplasare la albastru. Denumirile provin de la faptul că lumina roșie are lungimi de undă mai mari decât lumina albastră, deși ambii termeni se aplică oricărui interval de frecvență al radiațiilor electromagnetice, nu neapărat luminii vizibile.

Și descrie diferența de viteză a timpului în puncte cu potențiale gravitaționale diferite 7
Potențialul gravitațional este energia potențială a unui corp compact într-un câmp gravitațional, calculată pe unitatea de masă a acestuia. Această valoare este cea care determină viteza timpului în câmpuri gravitaționale slabe.

În linii mari, timpul trece mai repede la ultimul etaj al unei clădiri decât în ​​subsolul acesteia. Acesta este motivul schimbării frecvenței. Lăsați sursa din subsol să transmită, să zicem, 1000 de semnale pe secundă. Ele sunt prinse de receptor de pe acoperiș, dar pentru receptor secundele au o durată diferită, astfel încât în ​​timpul secundei sale nu primește 1000, ci, de exemplu, 999 de semnale. Cu alte cuvinte, frecvența la receptor este deplasată în raport cu frecvența sursei.

Astronomii au observat deplasări gravitaționale spre roșu în spectrele de emisie ale piticelor albe, în special Sirius B, care conține aproximativ masa Soarelui în volumul Pământului. Ca urmare, potențialul gravitațional de pe suprafața sa depășește semnificativ valorile maxime observate în Sistemul Solar.

Acest efect a fost demonstrat și în laborator de Robert Pound și Glen Rebka în 1959. Ei și-au structurat experimentul în jurul ideii fundamentale a mecanicii cuantice care să excite un atom din starea fundamentală. 8
Starea fundamentală este starea atomului cu energia minimă. Orice altă stare decât cea principală se numește excitat.

Trebuie să absoarbă un foton cu exact aceeași energie sau lungime de undă pe care o emite atomul excitat atunci când trece la starea fundamentală. 9
Acest lucru este împiedicat de energia de recul a atomului care emite un foton, dar acesta a lipsit în experiment datorită utilizării efectului Moesbauer, descoperit cu puțin timp înaintea acestor experimente.

Dacă ceva (în cazul nostru, deplasarea gravitațională spre roșu) modifică, chiar și doar ușor, energia sau lungimea de undă a fotonului pe măsură ce se deplasează de la un atom la altul, atunci fotonul nu va fi absorbit. Cu toate acestea, poate fi încă absorbit dacă atomul receptor se mișcă în așa fel încât modificarea lungimii de undă din cauza efectului Doppler 10
Efectul Doppler este o schimbare a frecvenței semnalelor periodice cauzată de mișcarea sursei sau receptorului sau a ambelor și viteza finită de propagare a semnalului. Contrar credinței populare, acest lucru se aplică nu numai undelor, ci și oricăror semnale periodice. Când sursa și receptorul se deplasează unul spre celălalt, frecvența detectată de receptor crește, iar când se îndepărtează unul de celălalt, aceasta scade.

Compensează modificările lungimii de undă datorate deplasării către roșu gravitaționale.

Așa că Pound și Rebka au plasat o placă de fier în subsol, au atașat o alta la un con de difuzor de pe acoperiș și au măsurat faza difuzorului la care fluxul gamma produs de atomii de fier excitați din subsol a fost absorbit cel mai puternic de fier. atomi de pe acoperiș. Acest lucru le-a permis să calculeze modificarea energiei fotonului din cauza diferențelor de potențial gravitațional sau a vitezei timpului pe acoperiș și în subsol. Rezultatele lor au fost în concordanță cu predicția relativității generale cu o eroare de 10%.

Acest efect a fost testat în continuare de experimentul Gravity Probe A în 1976, când un maser cu hidrogen a fost plasat pe o rachetă și folosit ca oscilator de frecvență extrem de stabil. Un maser identic se odihnea pe pământ. Acest experiment a confirmat existența și conformitatea relativității generale cu deplasarea gravitațională spre roșu cu o eroare de 0,01%. Astăzi, deplasarea gravitațională spre roșu este de obicei luată în considerare atunci când sunt necesare măsurători precise de timp: de exemplu, atunci când se utilizează GPS și alți sateliți de navigație. De asemenea, este luată în considerare de astronomi atunci când determină timpul pământului, timpul geocentric și timpul baricentric, introduse de IAU în 1991, care reprezintă timpul la nivelul mării, în centrul Pământului și, respectiv, în baricentru. 11
Baricentrul este centrul general de masă al unui sistem legat gravitațional.

Sistemul solar.

Cartea descrie istoria și starea actuală a cosmologiei - știința Universului ca întreg. Este dedicat descrierilor ideilor de bază ale cosmologiei: Universul în expansiune, apariția sa în timpul Big Bang-ului, evoluția, cantitățile caracteristice etc. Am încercat să răspundem la multe întrebări frecvente pe aceste subiecte. Vorbim în detaliu despre două mistere ale științei moderne care sunt direct legate de cosmologie - materia întunecată și energia întunecată.

Această carte este diferită de majoritatea cărților non-ficțiune. Regula de aur a scrierii lor este: fiecare formulă din text înjumătăţeşte numărul de potenţiali cititori. Cu toate acestea, am riscat și am folosit ecuații, dar numai acolo unde este nevoie de ele. Am încercat să reducem la minimum numărul de formule și să le facem cât mai simple, de înțeles pentru toți cei care au studiat matematica sau fizica la institut. Formulele sunt colectate în secțiuni speciale, marcate în cuprinsul cu asteriscuri ca „Material avansat”, și ar trebui considerate ca atare. În plus, ele sunt marcate în text cu o imagine a lui Albert Einstein.

Omiterea lor nu vă va împiedica înțelegerea materialului, dar există mai multe referințe la aceste secțiuni în textul principal, așa că vă recomandăm să le treceți cel puțin peste cap. Fiecare astfel de parte începe cu un scurt rezumat. Aceste secțiuni constituie un fel de simplu manual de cosmologie pentru cei care nu sunt familiarizați cu aparatul matematic al teoriei generale a relativității (denumit în continuare GTR), dar ar dori să înțeleagă de unde provin legile cosmologiei.

Restul cărții este destinat unui public larg, deși presupune un nivel minim de cunoștințe de matematică și fizică. Pentru cei care nu au nici măcar cunoștințe de bază de astronomie, recomandăm cu căldură să citească mai multe cărți populare despre astronomie. În primul rând, vă oferim lucrarea lui Isaac Asimov, publicată în 1969, „Universul: de la Pământul plat la quasari”, care, totuși, este oarecum depășită, dar aceasta este mai mult decât compensată de ușurința și claritatea text. Alte sugestii de lectură sunt enumerate la sfârșitul secțiunii Concluzii.

Am încercat să prezentăm materialul fără simplificări tipice literaturii de știință populară și să explicăm pe ce bază se fac anumite ipoteze sau estimări în cosmologie. În acele probleme în care cosmologia modernă se confruntă cu probleme, nu numai că nu le-am ascuns, ci, dimpotrivă, le-am acordat o atenție sporită. Același lucru este valabil și pentru situațiile cu privire la care oamenii de știință nu au o opinie clară. Nu am încercat să transmitem ipotezele drept teorii stabilite, așa cum se întâmplă adesea. Într-un fel, această carte se află undeva între o carte de popularizare și un manual, fiind un fel de punte peste defileul care separă știința populară de știința adevărată.

Cartea se bazează pe monografia „Introduction to Modern Cosmology” [Parnovsky, Parnovsky, 2013], care a fost bine primită de un public mult mai larg decât ne așteptam. Am revizuit materialul ținând cont de întrebările și dorințele cititorilor și am încercat să explicăm toți termenii științifici pe care îi folosim.