Главная Астрономия Уравнения Фридмана и теория относительности работают только в «мертвой» Вселенной?

Уравнения Фридмана и теория относительности работают только в «мертвой» Вселенной?

Наука делает общие выводы на основе эксперимента или фактов, полученных на данный момент времени. Но огромная опасность кроется в экстраполяции уже зафиксированнго, описанного в книгах знания, особенно когда речь идет об установлени достоверности неверифицированнойй теории.

От Ньютона к Эйнштейну: как понималось пространство и время

Ньютоновская физика прекрасно работает в мире больших тел на малых расстояниях. В Солнечной системе, например. И то не всегда.

Но на микрорасстояниях в силу вступает квантовая механика, а при приближении к очень большим массам включаются принципы общей теории относительности Эйнштейна.

Однако если мы описываем всю Вселенную, тогда мы должны позаботиться о том, чтобы теория, рписывающая ее, выглядела физически и математически точной. Если хотим оставаться в рамках современной космологии.

Или пересмотреть все наши нучные представления, если на то есть фактические и методологические основания.

Что такое пространство-время?

Согласно общепринятой точке зрения, Вселенная расширяется, охлаждается, становится все более неуклюжей и менее плотной по мере своего старения.

Вещество во Вселенной однородно?

В самых больших космических масштабах вещество однородно; если бы вы поместили коробку с конфетами за несколько миллиардов световых лет от Земли, то ее плотность будет примерно равной земной, с точностью ~99,997%.

И все же, когда дело доходит до описания Вселенной далекого будущего или далекого прошлого, потребуется лишь первое уравнение Фридмана. Предполагается, что оно применимо ко всему космосу.

В 1915-20-х годах общая теория относительности Эйнштейна быстро вытеснила закон всемирного тяготения Ньютона в качестве ведущей теории гравитации. Если Ньютон предполагал, что все массы во Вселенной притягиваются друг к другу мгновенно, в соответствии с бесконечным "действием на расстоянии", то версия Эйнштейна была концептуально иной.

Оказалось, что пространство, вместо того, чтобы быть неизменным фоном для существования и движения масс, неразрывно связано со временем, поскольку эти два понятия сплетены в единую ткань - пространственное время.

Ничто не перемещается в пространстве-времени быстрее скорости света, и чем быстрее вы двигаетесь в пространстве, тем медленнее вы «течете» во времени (и наоборот).

Везде, где присутствует не только масса, но и любая форма энергии, ткань пространства-времени искривляется, причем величина искривления напрямую связана с напряженно-энергетическим содержанием Вселенной в данном месте.

Короче говоря, кривизна пространства-времени указывает материи и энергии, как двигаться, а присутствие и распределение материи и энергии указывает пространству, как искривляться.

В рамках общей теории относительности законы Эйнштейна обеспечивают мощную основу для работы. Но это также невероятно сложно: только самые простые уравнения пространства-времени могут быть решены точно, а не численно.

Первое точное решение было получено в 1916 году, когда Карл Шварцшильд нашел решение для точечной неподвижной массы, которую мы сегодня отождествляем с черной дырой. Если вы решите поместить в свою вселенную вторую массу, ваши уравнения станут неразрешимыми.

Однако известно множество точных решений. Одно из самых ранних было предложено Александром Фридманом еще в 1922 году: если, рассуждал он, Вселенная равномерно заполнена каким-то видом (видами) энергии - материей, излучением, космологической постоянной или любой другой формой энергии, которую можно представить, - и эта энергия распределена равномерно во всех направлениях и во всех местах, - то некие уравнения должны давать точное решение для эволюции пространства-времени.

Но такое решение по своей природе нестабильно во времени. Если бы Вселенная началась со стационарного состояния и была наполнена этой энергией, она неизбежно сжималась бы до тех пор, пока не разрушилась бы от сингулярности.

Другая альтернатива заключается в том, что Вселенная расширяется, а гравитационное воздействие всех различных форм энергии работает на противодействие расширению.

Дифференциальное уравнение Фридмана и проблема расширрения Вселенной

Невозможно переоценить, насколько важны уравнения Фридмана для современной космологии. Можно утверждать, что самое важное открытие во всей физике - математическое: дифференциальное уравнение Фридмана.

По сути, именно заложил основу современного понимания начального состояния, со свойствами, которые искусственно выбраны для наилучшего представления имеющейся у нас системы отсчета. Да и системы понятий тоже.

Есть частицы? Нет проблем; просто придумайте их положения, моменты, массы и другие интересующие нас свойства.

Сила дифференциального уравнения заключается в следующем: оно говорит, как, основываясь на начальных условиях, будет развиваться система до следующего момента.

Затем, исходя из новых положений, которые всегда выводятся трансцендентально, можно подставить другие переменные, и первое уравнение Фридмана скажет вам, как система доживет до следующего поворотного момента.

От законов Ньютона до уравнения Шредингера, дифференциальные решения говорят нам, как эволюционировать любой физической системе во времени.

Но здесь есть ограничение: вы можете продолжать эту игру только до поры до времени. Как только уравнение перестает описывать систему, возникает такая штука, как экстраполяция за пределы диапазона: наше мышление перестраивает под наши же знания о физической реальности.

Для первого уравнения Фридмана необходимо, чтобы содержимое вашей вселенной оставалось постоянным. Материя остается материей, излучение остается излучением, космологическая постоянная остается космологической постоянной, и нет никаких преобразований от одного вида энергии к другому.

Проще говоря, для нас физическая реальность — это наше субъективное представление о неизменности мира и материи, отрицающее даже намек на развитие и эволюцию.

Иными словами, для нас физическая реальность априори субъективна: нам так проще считать.

Наше представление о том, как расширялась вселенная

Также необходимо, чтобы вселенная оставалась изотропной и однородной. Если она приобретает предпочтительное направление или становится слишком неоднородной, эти уравнения перестают работать. Этого достаточно, чтобы предположить: уравнение, которое говорит нам о том, как Вселенная расширяется со временем, - ошибочно.

Если это так, то сразу же возникают несколько вопросов.

  • Существует ли предпочтительная система отсчета?
  • Вращаются ли галактики по часовой стрелке чаще, чем против часовой?
  • Есть ли доказательства того, что квазары существуют только на кратных значениях определенного красного смещения?
  • Отклоняется ли космическое микроволновое фоновое излучение от спектра черного тела?
  • Существуют ли структуры, которые слишком велики для объяснения во Вселенной, которая в среднем однородна?

Ответы на эти вопросы есть не что иное, как гипотезы, и их необходимо постоянно проверять и тестировать. Но этого не делается; физики и астрономы верят, что ставшееся после Большого взрыва свечение - однородно по температуре. Но

  • Галактики с одинаковой вероятностью могут быть как "левосторонними", так и "правосторонними".
  • Красные смещения квазаров определенно не квантованы.
  • Излучение космического микроволнового фона является самым совершенным черным телом, которое мы когда-либо измеряли.

А обнаруженные нами большие группы квазаров, скорее всего, являются лишь псевдоструктурами, а не гравитационно связанными вместе обїектами в каком-либо значимом смысле.

Как сегодня расширяется Вселенная

Однако если все наши предположения остаются в силе, то мы можем заглянуть как в отдаленное прошлое, так и будущее. Все, что вам нужно знать:

  • как быстро расширяется Вселенная сегодня;
  • каковы различные типы и плотности материи и энергии, которые присутствуют сегодня.

Исходя из этой информации, можно экстраполировать вперед или назад сколь угодно далеко, то есть мы в состоянии установить, каковы были и будут размеры, скорость расширения и плотность наблюдаемой Вселенной в любой момент времени.

Лишь одна из моделей расширения вселенной

Например, сегодня, как полагают космологи, наша Вселенная состоит примерно на 68% из темной энергии, 27% темной материи, около 4,9% обычной материи, около 0,1% нейтрино, около 0,01% излучения и ничтожно малое количество всего остального.

Структура вселенной, как она видится сейчас

Экстраполируя эти данные как назад, так и вперед во времени, мы представляем, как Вселенная расширялась в прошлом и будет расширяться в будущем.

Но являются ли такие выводы надежными или мы стремимся к упрощенным предположениям, которые не оправданы?

Возьмем несколько другие исходники:

  • Звезды существуют, и когда они сжигают свое топливо, преобразуют часть своей энергии массы покоя (нормальной материи) в излучение, изменяя состав Вселенной.
  • Возникает гравитация, и новые структуры создают неоднородную Вселенную с большими различиями в плотности от одного региона к другому, особенно там, где присутствуют черные дыры.
  • Нейтрино сначала ведут себя как излучение, когда Вселенная горячая и молодая, а затем "превращаются" в материю, когда Вселенная расширяется и остывает.
  • В ранней истории Вселенной космос был наполнен эквивалентом космологической постоянной, которая должна была распасться (что означало конец инфляции) в материю и энергию, которые наполняют пространство сегодня.

Возможно, удивительно, но только четвертое предположение играет существенную роль в истории нашей Вселенной.

Причина этого проста: мы можем количественно оценить влияние остальных и увидеть, что вселенная расширяется на уровне ~0,001% или ниже.

Крошечное количество материи, которая преобразуется в излучение, действительно вызывает изменение скорости расширения, но постепенно и в малой степени; только небольшая часть звезд когда-либо преобразуется в излучение.

Влияние гравитации было хорошо изучено и оценено; и хотя она может слегка влиять на скорость расширения в локальных космических масштабах, глобальных изменений, спровоцированных «всемирным тяготением, не наблюдается.

Аналогично, мы можем учесть нейтрино в точности до предела масс покоя, так что здесь нет никакой путаницы.

Единственная проблема заключается в том, что если мы вернемся на сравнительно короткий промежуток времени, то мы зафиксируем резкий переход в плотности энергии Вселенной, что подтвердит «искусственность» первого уравнения Фридмана.

Очень трудно делать выводы о том, как будет работать Вселенная в режимах, лежащих за пределами наших наблюдений, измерений и экспериментов.

Все, что мы можем сделать, это обратиться к уже известной теории, провести измерения и наблюдения, а это, в свою очередь, возможно только на основе того, что нам известно.

Но мы всегда должны помнить о том, что Вселенная удивляла нас в прошлом и, вероятно, удивит в будушем. Когда это произойдет, мы должны быть готовы отказаться от старых академических предположений.

Как и к тому, что часть наших современных знаний — верно. На сколько — зависит от свободы научного мышления.