Kõik eeltoodud järeldused tulenevad teooriast seni, kuni ei võeta arvesse mustas augus toimuvaid kvantnähtusi Oletame, et vaatleja asub gravitatsioonilise kollapsiga tähe pinnal. Tugeva gravitatsioonivälja allikale lähenedes tekivad loodete gravitatsioonijõud, mida kogevad kõik kehad, millel on lõplik suurus. See on tingitud asjaolust, et tugevad gravitatsiooniväljad on alati koostiselt ebahomogeensed ja seetõttu mõjuvad selliste kehade erinevates punktides erinevad gravitatsioonijõud.

Langemise käigus ei paku tähe aine vastandlikud survejõud enam kasvavale raskusjõule vastupanu, mistõttu tähe pind jõuab gravitatsiooniraadiuseni, ületab selle ja jätkab kontrollimatult edasist kahanemist.

Kuna kokkusurumisprotsess ei saa peatuda, siis lühikese aja jooksul (tähe pinnal oleva kella järgi) täht kahaneb punktini ning aine tihedus muutub lõpmatuks, s.t. täht ulatub ainsus osariigid.

Ainsuse olekule lähenedes kipuvad ka loodete gravitatsioonijõud lõpmatuseni. See tähendab, et loodete jõud rebivad iga keha laiali. Kui keha on horisondi all, siis on singulaarsust võimatu vältida.

Näiteks kümne päikesemassi suuruse musta augu puhul on singulaarsusse langemise aeg vaid üks sajatuhandik sekundist. Kõik katsed mustast august põgeneda viivad ainsuse olekusse sisenemise ajaintervalli lühenemiseni. Mida väiksem on musta augu mass ja suurus, seda suuremad on loodete jõud selle silmapiiril.

Näiteks tuhande päikesemassi suuruse musta augu puhul vastavad loodete jõud rõhule 100 atm. Ainsuse oleku läheduses põhjustavad tohutud loodete jõud füüsikaliste omaduste muutumist.

Kui liigume avakosmosest läbi horisondi pinna musta auku, siis neljamõõtmelist aegruumi kirjeldavates valemites aja koordinaat asendatakse radiaalse ruumilise koordinaadiga, st. aeg muutub radiaalseks ruumiliseks kauguseks ja see vahemaa on aeg.

Kaugus horisondist musta augu keskpunktini tähendab muidugi seda, et ajavahemik, mille jooksul kehad mustas augus võivad eksisteerida, on piiratud. Näiteks musta augu puhul, mille mass on 10 päikesemassi, on see t » 10 - 4 s. Musta augu sees koonduvad kõik aja nooled singulaarsusele ja iga keha hävib ning ruum ja aeg lagunevad kvantideks.

Seega iseloomustab ajakvanti väärtus t pl »10 - 44 s ja Plancki kvanti pikkus pl » 10 - 33 cm.

Järelikult koosneb aja pidev kulgemine singulaarsuses ajalõikudest, nii nagu veevool veejoas, kui see läbi sõela, puruneb tillukesteks piiskadeks. Sellega seoses pole mõtet küsida, mis edasi saab.

Mõisted "varasem" ja "hilisem" kaotavad täielikult oma tähenduse: ajakvanti on põhimõtteliselt võimatu jagada veelgi väiksemateks osadeks, nagu on võimatu näiteks jagada footoni osadeks.

Kvantprotsessidele üleminekul ilmneb energia ja aja seos üha selgemini.

Edaspidi ei saa aga protsesside kirjeldamisel läbi füüsikalise vaakumi mõiste ja selle kvantomadusteta.

Vastavalt kaasaegsed ideed vaakum ei ole tühimik, vaid kõikvõimalike virtuaalsete osakeste ja antiosakeste "meri", mis päris osakestena ei paista.

See vaakum "keeb", tekitades pidevalt lühikest aega virtuaalsete osakeste ja antiosakeste paare, mis koheselt kaovad. Need ei saa muutuda tõelisteks osakesteks ja antiosakesteks.

Vastavalt määramatuse suhtele Heisenberg, virtuaalse osakeste paari eluea Dt ja nende energia DW korrutis konstandi suurusjärgus plank h.

Kui füüsilisele vaakumile peale suruda mingi tugev väli (näiteks elektriline, magnetiline vms), siis selle energia mõjul võivad mõned virtuaalosakesed muutuda reaalseks, s.t. tugevas väljas sünnivad füüsikalisest vaakumist selle välja energia toimel pärisosakesed.

Näiteks tugevas elektriväljas sünnivad elektronid ja positronid vaakumist. Pöörleva musta augu läheduses oleva füüsikalise vaakumi omadusi uurides on teoreetiliselt tõestatud, et kiirguskvantide sünd peaks toimuma keerise gravitatsioonivälja energia tõttu.

Kuna virtuaalsed osakesed ja antiosakesed sünnivad vaakumis üksteisest teatud kaugusel, siis musta augu keerise gravitatsioonivälja olemasolul võib osake sündida väljaspool horisonti, tema antiosake aga horisondi all. See tähendab, et osake võib lennata kosmosesse, samal ajal kui antiosake kukub musta auku.

Järelikult ei saa nad enam kunagi kombineerida ja hävitada. Seetõttu ilmub ruumi osakeste voog, mida kiirgab must auk, mis võtab endaga kaasa osa selle energiast. See vähendab musta augu massi ja suurust. Selline kiirgusprotsess sarnaneb keha pinna kuumutamisega teatud temperatuurini.

Niisiis, 10 päikesemassiga musta augu puhul on temperatuur »10 - 8 K. Mida suurem on musta augu mass, seda madalam on selle temperatuur, ja vastupidi, mida väiksem on mass, seda kõrgem on temperatuur. Seega on musta augu massiga m » 10 12 kg ja aatomituuma suuruse kvantaurustusvõimsus » 10 10 W » 10 10 aastaks temperatuuril T» 10 11 K. Kui musta mass auk väheneb m» 10 6 kg-ni ja temperatuur jõuab T» 10 15 K-ni, kiirgusprotsess viib plahvatuseni ja 0,1 s jooksul eraldub 10 6 megatonnise vesinikupommi plahvatusega võrreldav energiahulk.

Eespool on korduvalt märgitud, et ekstreemsetes tingimustes, mis on singulaarsuse lähedal, on vaja üheaegselt arvestada nii üldrelatiivsusteooria kui ka kvantefektidega. Kvantefektide arvestamine võib klassikalise üldrelatiivsusteooria järeldustes tuua kaasa põhimõttelisi muudatusi.

Millises valdkonnas võib oodata olulisi mõjusid? Üldrelatiivsusteooria ei too teooriasse uusi füüsikalisi konstante, välja arvatud juba teadaolevad: valguse kiirus c ja Newtoni gravitatsioonikonstant tõi Planck oma kuulsa konstandi kiirgusteooriasse 1899. aastal (praegu on tavaks kasutada kogus Ta mõistis selgelt kvantiseerimise idee olulisust kogu füüsika, kogu loodusteaduse jaoks.

Pidades neid kolmeks võrdseks põhisuuruseks, näitas Planck, et nende kaudu saab väljendada mis tahes dimensiooniga suurusi. Eelkõige on võimalik väljendada pikkuse, aja, massi me, tiheduse ühikuid

Coulombi seaduse ja Newtoni seaduse sarnasust on lihtne märgata, kuna üks mõõde on ilmselgelt dimensioonitu suurus, nagu kuulus For. elementaarosakesed Tingimus annab ülaltoodud iseloomuliku massi. Pikkus on massi "Comptoni lainepikkus", nimelt lõpuks kasutatakse elementaarosakeste teoorias veel üht väljendusviisi. Võtame vastu. Sellises ühikute süsteemis on pikkusel ja ajal sama mõõde, pöördvõrdeline massi mõõtmega, Korrutis on mõõtmeteta, seetõttu on mõõde Vastav "pindala", "lõik" on võrdsed

Need suurused iseloomustavad piirkonda, kus gravitatsiooni kvantefektid mängivad olulist rolli: on vajalik, et aegruumi kõverus oleks suurusjärgus

Vaakumis võib selline olukord tekkida, aga vaakumis "pole vaja". Teisest küljest, kui aine tihedus ulatub suurusjärku, siis vastav (järgu) kumerus tuleneb GR võrranditest ja on selles mõttes "kohustuslik".

Sama lihtne kui on leida piirkonda, kus kvantnähtused on olulised, sama raske on teada saada, mis sellel alal täpselt toimub [S. De Witt, Wheeler (1968), Ginzburg, Kirzhnits, Lyubushin (1971)]. Siin on isegi raske probleemi sõnastada. Käsitletakse kogu tavalist (ka kvant)füüsikat

etteantud aegruumi kollektoris. Kvantfüüsikas asendatakse klassikalised trajektoorid ja väljad lainefunktsioonide mõistega, mille abil saab teha tõenäosuslikke ennustusi katsete tulemuste kohta. Koordinaate ja aega peetakse aga tavalisteks deterministlikeks suurusteks (C-arvudeks).

Keskmistest väärtustest sõltuv aegruumi kõverus ei muuda asja fundamentaalset poolt, kui see kõverus on väiksem, samas kui kvantgravitatsioonipiirkonnas võivad ruum ja aeg ise omandada tõenäosuslikke, mittedeterministlikke omadusi. .

Kosmoloogias on väljapääsuks küsimuste esitamine (ja suuruste arvutamine), mis on seotud perioodiga, mil maailm on juba väljunud ainsuse seisundist, mil pole kusagil ei grandioosset kumerust ega tohutut ainetihedust.

Selline lähenemine oleks sarnane -maatriksiteooriaga. Teatavasti tegi Heisenberg ettepaneku võtta arvesse ainult olekuid enne ja pärast elementaarosakeste kokkupõrget, keeldudes kokkupõrkeakti enda üksikasjalikust kirjeldamisest. Selle lähenemise väärtus seisneb selles, et vastuse põhimõtteline olemasolu on tõestatud, kuid sellest ei piisa konkreetse vastuse saamiseks! Kvantgravitatsiooniteooria on vajalik just kosmoloogias, kuna on kindlustunne, et universum (ilmselt saab seda isegi tugevdada: kogu universum, kogu universumi aine!) on läbinud oleku, mille analüüs seda nõuab. teooria. Selline kaalumine on seda vajalikum, et eespool nägime, kui suur on klassikaliste (mitte-kvant) kosmoloogiliste lahenduste mitmekesisus. Võib-olla näitab ainsuse oleku kvantgravitatsiooniteooria tingimused selle hulga hulgast valiku tegemiseks.

Täielikku kvantgravitatsioonilist kosmoloogilist teooriat praegu ei eksisteeri, allpool on esitatud ainult üksikud tulemused. Kuid isegi sellisel ebatäiuslikul kujul võib näha viiteid, et võib-olla osutuvad anisotroopsed ainsuse mõõdikud keelatud, ainult kvaasiisotroopne lahendus jääb lubatuks [vt. Zeldovitš (1970c, 1973a), Lukaš, Starobinski (1974)]. Universumi entroopia selgitamiseks on välja toodud lähenemine (käesoleva peatüki § 9). Järelikult on vaadeldav probleem kosmoloogiale (kaudselt, läbi pika järelduste ahela ka vaatluskosmoloogiale) kahtlemata suure tähtsusega. Üldine iseloom Selle raamatu sisu seisneb selles, et (koos kindlalt tõestatud faktidega) esitatakse ka hüpoteesid ja uuritavad küsimused.

Seetõttu ei kõhkle me järgmisi lõike kvantgravitatsiooniteooriale pühendamast.

Sellise teooria näiteks on kvantelektrodünaamika, kus 40. aastate lõpus õnnestus teooria ennustatud spetsiifiliste mõjude kogemusega saavutada märkimisväärne kokkulepe. Eelkõige peame silmas vesinikuaatomi tasemete lambi nihet ja elektroni anomaalset magnetmomenti. Edu saavutati kvantteooria järjekindla rakendamisega raskuste ületamisel (mis nõudis uute mõistete juurutamist: massi renormaliseerimine, laengu renormaliseerimine, vaakumpolarisatsioon). Siiski ei olnud vaja kehtestada elementaarpikkust, polnud vaja loobuda kvantmehaanika üldpõhimõtetest. Kvantelektrodünaamika on inspireeriv näide tulevase kvantgravitatsiooni teooria jaoks.

Paljudes artiklites on sellise teooria loogiline skeem välja töötatud ja laborikatsetes täheldatud suuruste kvantgravitatsioonilised korrektsioonid arvutatud. Esimene samm tehti 30ndatel; gravitatsioonilainete lineaarne teooria kvantifitseeriti. Sel juhul peeti gravitatsioonilaineid tasase ruumi geomeetria väikesteks häireteks või kõrvalise (mittegeomeetrilise) tensoriväljana, mis on asetatud tasasele ruumile. Tänasest vaatenurgast on tulemused triviaalsed: gravitonide energia on võrdne, need on spinni 2 ja nulli puhkemassiga bosonid jne. Järgmises järjekorras algse mittelineaarsus klassikaline teooria(GR): gravitonitel endil on mass ja impulss (kuigi nende puhkemass on võrdne nulliga) ja seetõttu on nad gravitatsioonivälja allikad. Selle fakti järjekindlat käsitlemist alustas Feynman (1963) ning hiljuti tõid selguse Faddeev ja Popov (1967) ning De Witt (1967 a, b).

Spetsiifilised kvantgravitatsioonilised efektid laborifüüsikas (ja astrofüüsikas, miinus singulaarsusteooria) on väikesed. Feynmani ja mitmete teiste autorite tegevust inspireerisid pigem esteetilised eesmärgid, mida Feynman ei varjagi.

Kosmoloogias on olukord sisuliselt erinev: kell on kvantgravitatsiooniefektid ühtsuse suurusjärgus ja isegi ligikaudne ettekujutus nende mõjude olemusest pakub huvi. Nagu allpool näidatud, on kõige olulisem mõju tõenäoliselt osakeste või osakeste paaride loomine tugevates gravitatsiooniväljades.

Gravitatsioonivälja mõju osakeste liikumisele ja lainete levimisele kirjeldatakse täielikult aegruumi meetrika seadmisega. Konstant ei sisaldu osakeste liikumise ja laine levimise võrrandites antud aegruumis.

Enamik üldine idee osakeste tootmise protsessi kohta saab alates klassikalise (mitte kvant) lineaarlaine käsitlemisest. Lamedas aegruumis levib laine nii, et selle energia ja sagedus säilivad eraldi. Kõveras ja mittestatsionaarses meetrikas on geomeetrilise optika oluline piirav juhtum, kui lainepikkus ja periood on väikesed, võrreldes selle piirkonna suurusega, milles on märgatav kõrvalekalle eukleidilisest geomeetriast, ja võrreldes ajaga. mille üle mõõdik muutub. Geomeetriline optika sisaldab kahte mõistet:

1) kiirte mõiste, mis lainepaketi puhul on analoogne osakese trajektoori mõistega;

2) lainevälja amplituudi ja intensiivsusega seotud adiabaatilise invariandi mõiste. Lainevälja energia muutub võrdeliselt selle sagedusega.

Järelikult on energia ja sageduse suhe muutumatu, jääb geomeetrilises optikas konstantseks.

Kuid see suhe on proportsionaalne väljakvantide arvuga: klassikaline geomeetriline optika hõlmab kvantide arvu säilitamist, kuigi selles teoorias ei arvestatud kvantefekte. Kuid mõõdiku kiire muutumisega rikutakse adiabaatilist invariantsust, mis tähendab, et kvantide arv muutub, need sünnivad või hävivad. On oluline, et kvantide arvu muutus toimuks ilma väliste väljaallikateta (liikuvad laengud jne), ainult tänu interaktsioonile aegruumi geomeetriaga.

Kvantteoorias tähistame madalaima oleku (vaakumi) lainefunktsiooni poolt ja olekut osakesega - by.Muutuja meetrikat ja osakese sündi arvesse võttes tekib superpositsioon:

Vastavalt kvantteooria reeglitele on osakese leidmise tõenäosus vastavalt ja välja energia Kuid pingetensori avaldistes on ka diagonaalivälised terminid; Näiteks,

Protsessi alguses väikeste pausidega tavaline seisukord energia domineerimine (vt lk 614), osakeste teke ja tüübi koefitsiendid sõltuvad laine sageduse vahekorrast (vastab olekute energiate erinevusele

ja ja mõõdiku muutumise kiirus

Kosmoloogiale omase meetrika võimsussõltuvuse korral ajast on mõõdiku muutumise iseloomulik aeg võrdne singulaarsuse hetkest möödunud ajaga. Järelikult on lained mitteadiabaatilised Eeldades, et selles piirkonnas toodetakse keskmiselt üks footon režiimi kohta, saame tekkivate footonite energiatiheduse suurusjärgu.

Pange tähele, et kuigi me räägime osakeste sünnist gravitatsiooniväljas, ei sisaldunud vastuses kogus!

Lisaks pange tähele tugevat sõltuvust Rangelt võttes oleme leidnud (suurusjärgus) vahepealse aja jooksul sündinud osakeste energiatiheduse Siin on suur erinevus kokkuvarisemise probleemi (tuleviku singulaarsus) ja kosmoloogiline probleem (singulaarsus minevikus).

Kollapsiprobleemis käsitletakse perioodi, mil aeg on negatiivne (eeldatakse, et singulaarsus vastab . Hetkel on osakesed, mis on sündinud ammu (näiteks perioodil varem või annavad väikese panuse osa sündimus ja kasvab kiiresti; igal ajahetkel juhtivat rolli mängivad osakesed, mis on sündinud viimati näiteks intervallis (meenutagem, Valem toimub vähemalt järghinnanguna. Vaadeldes kollapsi probleemi veelgi, võime küsida: millal hakkavad sündinud osakesed ise oluliselt mõõdikut mõjutama? Seni oleme arvestanud "proovi" lainete (vrd "test" osakeste) jaotusega antud mõõdikus.

GR võrrandites jõulahendused vastavad asjaolule, et kõverustensori järgus olevad komponendid on leitud GR võrrandite paremalt küljelt. Avaldise asendamisel ja parema ja vasaku külje võrdsustamisel saame iseloomuliku aja, mis väljendub läbi ja seetõttu ei saa erineda alates

Nii et kollapsiprobleemis on juba selgitamisel uued asjad, mida kvantgravitatsiooniteooria peaks tooma.

Singulaarsusele lähenedes sünnivad adiabaatsuse rikkumise tõttu uued osakesed - footonid, elektron-positroni paarid, gravitonide paarid. Nende energiatihedus suureneb kiiremini kui singulaarsusest kaugel asuva ruumi täitnud ja piki adiabaatilist kokkusurutud "aine" energiatihedus.

seadus. K-le lähenedes muutub vastsündinud osakeste mõju domineerivaks ja mõjutab meetrika edasist muutust, isegi kui enne seda, kui "aine" mõõdikut ei mõjutanud, oli singulaarsusele vaakumlähenemine (vt §3 ptk 18). .

Täiesti erinev olukord tekib siis, kui proovitakse rakendada osakeste tootmise teooriat kosmoloogias. Alustame kaalumist hetkel Oletame, et antud hetkel on mõõdik antud; Näiteks ruumiliselt homogeense probleemi korral on antud ruumi tüüpi iseloomustavad kõverus- ja paisumiskiiruste väärtused (erinevates suundades) ning struktuurikonstandid. Jätame tähelepanuta aine energia tiheduse ja impulsi hetkel vastavalt lahuse "vaakum" olemusele. Aja jooksul s kuni vaakumis ilmuvad osakesed energiatihedusega suurusjärgus

Rõhutame, et kosmoloogilises probleemis kehtib see valem väga lühikest aega: hilisemal hetkel muutub äsja sündinud, kuid varem loodud osakeste energiatihedus (kell , osakesed ei kao - nad laienevad ja annavad

Selgub, et energiatihedus antud hetkel (erinevalt kollapsiprobleemist) sõltub radikaalselt osakeste tootmise kaasamise hetkest, sellest, mis mõttes ja kuidas kaasamine toimus.

Nii et kokkuvarisemise probleemis on vähemalt esialgu (kuni ja võib-olla isegi edasi) võimalik nähtust analüüsida sõltumata olemasoleva kvantgravitatsiooniteooria piiridest. Kosmoloogias "mäletab" Universum igal hetkel algtingimusi.

Nende üldiste kaalutluste kõrval võib märkida olulist konkreetset fakti. Laine levimise teoorias - ja seega ka osakeste tootmise teoorias - on väga oluline konformse muutumatuse põhimõte. Seda põhimõtet on üksikasjalikult käsitletud käesoleva peatüki §-s 19. See põhimõte võimaldab meil minna kaugemale dimensioonilistest kaalutlustest ja paljastada nendevahelise kvalitatiivse erinevuse

Friedmanni ja anisotroopse (Kazneri) tüüpi singulaarsused.

Mõõdiku muutust nimetatakse konformseks, mis seisneb kõigi pikkuste ja aegade skaala muutmises ning see skaala muutus võib maailma erinevates punktides olla erinev, kuid peab olema antud punktis kõigi ruumisuundade ja kellaaegade puhul sama. Nii saab näiteks Minkowski tasase maailma muuta "konformaalselt lamedaks" maailmaks:

Rõhutame, et selline teisendus muudab oluliselt geomeetriat – me ei räägi koordinaatide teisendamisest, vaid vastavuse loomisest erineva nelja mõõtme vahel. Konformaalselt tasasel maailmal on nullist erinev kõveruse tensor, mis on väljendatud funktsiooni B tuletistega konformselt tasane maailm lainete levimist valguse kiirusel on eriti lihtne arvestada: tingimusele alluv kiir vastab lahendusele Minkowski maailmas. Sama lahendus leiab aset ka konformaalselt lamedas maailmas: kui siis ei kaasne lainete levimisega lamedas Minkowski maailmas osakeste sünd. Järelikult ei sünni ka konformselt lamedas maailmas massita osakesi.

Friedmanni mudeli algstaadium on kirjeldatud mõõdiku abil

Selline mõõdik on konformselt tasane; tutvustada

ja väljendades lõpuks saadud funktsioonis

mida nõutigi. Vastupidi, Kasneri lahendus

ei saa sellele vormile taandada, selle mõõdik ei ole konformselt tasane.

Friedmanni lahuses ei sünni nulli puhkemassiga osakesi üldse ja nullist erineva puhkemassiga osakesi ei sünni.

antud praktiliselt. Ülaltoodud osakeste tootmise mõõtmete hinnangud viitavad tegelikult ainult anisotroopsele singulaarsusele.

Seda tulemust saab visuaalselt tõlgendada hüdrodünaamika seisukohalt. Osakeste sündi võib nimetada vaakumi viskoossuse ilminguks: vaakumi deformeerumisel eraldub soojust ja entroopia suureneb. Hüdrodünaamikas on teada kahte tüüpi viskoossust: esimene, mis on seotud vedeliku ruumala elemendi nihkedeformatsiooniga ja teine, mis on seotud tiheduse muutumisega, st igakülgse paisumise või kokkusurumisega. On teada, et ultrarelativistlikul gaasil ei ole teist viskoossust.

Selle tulemuse saab üle kanda ka "ultrarelativistlike osakeste vaakumisse", s.o sünniprobleemi. Kasneri lahenduses tekib nihkedeformatsioon ja tekivad osakesed. Friedmani lahenduses on paisumine isotroopne, toimida võiks vaid teine ​​viskoossus, kuid see puudub ja seetõttu osakesi ei teki. Osakeste sündi isotroopsetes mudelites käsitlesid L. Parker (1968, 1969, 1971-1973), Grib, Mamajev (1969, 1971), Tšernikov, Šavokhina (1973), anisotroopsetes mudelites - Zeldovitš (1970c,), Zeld Starobinsky (1971), Hu, Fulling, L. Parker (1973), Hu (1974), Berger (1974).

Rõhutades erinevust osakeste tootmise vahel anisotroopsete ja isotroopsete singulaarsuste korral, tugineme kõigi teadaolevate osakeste mõõtmeteta suuruse väiksusele. Sellega seoses tuleb märkida, et mitmed autorid esitasid hüpoteesi üliraskete osakeste olemasolu kohta, mille mass on just selline, et

See tähendab, et see on võrdne massiühikuga "Planck" Siit ka hüpoteetiliste osakeste nimetus "plankeonid" - Stanyukovitš (1965, 19666); Markov (1966) nimetab neid osakesi "maksimoonideks". Meie arvates ei anna teooria selliste elementaarosakeste olemasolule mingit viidet. Ortodoksia poole püüdledes ja hüpoteese minimeerides ei käsitle me allpool selliste osakeste võimalikku mõju füüsikalistele protsessidele.

Eespool oleme märkinud kosmoloogilise probleemi lahendamise raskusi, võttes arvesse osakeste tootmist.

Võib püstitada hüpoteesi, mille kohaselt toimub looduses isotroopne põgenemine singulaarsusest just seetõttu, et vastasel juhul tooks osakeste loomine kaasa teooria sisemised vastuolud. Sellise hüpoteesi esitas Zeldovitš (1970c) ning seda analüüsisid üksikasjalikult Lukash ja Starobinsky (1974).

Vaatleme kosmoloogilise probleemi algstaadiumit – väljapääsu singulaarsusest.

Mida vähem Kasneri lahenduse olemasolu piirkond As juures kaob.

See tulemus tähendab tõenäoliselt seda, et kvantefektid keelavad kosmoloogilise probleemi anisotroopsed ainsuse lahendused (sama lahendused, mis vastavad kõige üldisemale kaheksafunktsioonilisele asümptootikale).

Lahendused, mis sel juhul "ellu jäävad", hõlmavad Friedmanni lahendust, kuid ei piirdu selle kitsaima klassiga. Täpsemalt tuleks eeldada, et tegelik lahendus on lokaalselt isotroopne. Universumi kui terviku jaoks viib selline arutlus kvaasiisotroopse lahenduseni, mille omadusi on eespool kirjeldatud.

Samuti märgitakse seal, et need omadused on hästi kooskõlas tänapäevase universumi kohta teadaolevaga. Mõõdiku homogeensest hälvete skaala ja amplituud jäävad teadmata, samas on ka teatud mittetriviaalseid tulemusi, näiteks kiiruspöörise puudumine. Seega sügav teoreetiline

kaalutlused võivad põhimõtteliselt (rõhutame, et praegu oleme hüpoteeside tasemel) viia tagajärgedeni, mis on hilisemate etappide jaoks olulised.

Sellise kontseptsiooni puhul jääb aga entroopia väärtus ilma seletuseta. Teist lähenemist sellele probleemile on kirjeldatud käesoleva peatüki §9.

Teoreetiliselt tahaksin saada selgitust Universumi kõigi olulisemate omaduste kohta. Eelkõige jääb aga seletamatuks galaktikate tekkeni viivate häirete spekter. Konformne invariantsus on rangelt tõestatud Diraci võrrandite puhul (neutriinode, samuti suurte momentide piirides ja teiste osakeste puhul, mille spinn on 1/2) ja Maxwelli elektromagnetvõrrandite puhul. Keerulisem on olukord gravitatsioonilainete puhul (vt käesoleva peatüki § 18).

Siin tõstatatud küsimusi üldiselt, kvalitatiivselt käsitletakse allpool kvantitatiivselt koos valemitega.

Pöördume kosmoloogia kõige olulisema küsimuse – kosmoloogilise paisumise alguse, singulaarsuse küsimuse – käsitlemise juurde. Eelmiste osade üldistav tulemus on see, et Universum paisub isotroopselt ja ühtlaselt, alustades vähemalt hetkest, mil võrdsust rahuldati ja suure tõenäosusega kirjeldas Friedmani mudel palju varem, alates termotuumasünteesi ajastust. keemilised elemendid st paisumise esimestest sekunditest ja järjestuse tihedustest

Mis oli enne? Kas Friedmanni universum laienes alates singulaarsusest (või vähemalt "Plancki" hetkest või oli varane epohh sisuliselt mitte-Friedmannilik? Kas Universumi aine läbis lõpmatu tiheduse (või vähemalt "Plancki") tihedus või universumi kokkusurumine veelgi enamaks varane ajastu asendatud paisumisega piiratud tiheduse juures [vt nt Alfven (1971)]?

Friedmani mudeli järgi sai Universumi paisumine alguse singulaarsusest. Alates 1930. aastatest on kosmoloogia aastakümneid seisnud silmitsi küsimusega, kas singulaarsuse olemasolu paisumise alguses on Friedmani mudeli (ja teiste piisavalt sümmeetriliste mudelite) eriomadus, kas singulaarsus kaob, kui aine väikesed erikiirused või võetakse kasutusele rotatsioon?

Analoogia kuuli laiendamise mehaanilise probleemiga Newtoni teoorias toetas selliseid oletusi. Tõepoolest, kui arvestada Newtoni teoorias gravitatsiooniosakeste paisumist, mis samaaegselt ühest punktist mööda raadiust välja lendavad, siis paisumine algab singulaarsusest. Väikeste omapäraste kiiruste olemasolul lendavad punktid aga Keskpunkti lähedal üksteisest mööda, osakeste tihedus on alati lõplik ja singulaarsusi pole.

tekkida. Ehk on sarnane olukord võimalik ka Einsteini teooria kosmoloogilises probleemis?

Siinkohal on oluline märkida üks asjaolu, mida rõhutavad Lifshitz ja Khalatnikov (1963a, b). Kui minevikus singulaarsust ei olnud ja minevikus vaadeldud Universumi paisumisele eelnes kokkutõmbumine, siis kosmoloogiline mudel, mis kirjeldab aine läbimist tiheduse maksimumist ja sellele järgnevat paisumist, peab olema stabiilne, s.t viidata „üldisele. lahendus” Lifshitzi ja Khalatnikovi terminoloogias. Ehk siis olgu mingi singulaarsuseta mudel, mis kirjeldab aine kokkusurumist lõpliku tiheduseni (ilma singulaarsuseta) ja seejärel selle paisumist, ning laske mudeli parameetrite väikesel muutusel kokkusurumisfaasis tekkida singulaarsus. Siis ilmselgelt ei saa seda mudelit tegelikkuses rakendada, kuna alati on juhuslikud kõikumised, mis viivad mudeli singulaarsuseta lahendusest eemale. Seega ei tohiks singulaarsuseta lahendus olla erandlik, mitte mandunud, vaid üldine, et pretendeerida tegeliku Universumi kirjeldamisele.

Kui aga laiend algab singulaarsusest, siis singulaarsuse lähedase lahenduse üldsuse nõue pole enam vajalik. Tõepoolest, antud juhul annavad lahenduse määravad algtingimused mingid tundmatud protsessid tohututel aegruumi kõverustel, st tingimustes, mida ei kirjelda kaasaegne teooria. Võimalik, et protsessid toovad sel juhul kaasa Universumi paisumise erilised algtingimused, näiteks peaaegu täieliku homogeensuse ja isotroopsuse [vt. Peebles (1971a)]. Seega, isegi kui oleks võimalik tõestada, et üldlahend ei sisalda singulaarsust, ei tähendaks see, et laiendamine ei alanud singulaarsusest.

Niisiis seisis kosmoloogia silmitsi kahe erineva küsimusega: 1) kas on olemas üldine ("stabiilse" tähenduses) kosmoloogiline lahendus ilma singulaarsuseta? ja 2) kas minevikus eksisteeris singulaarsus tegelikus universumis aset leidvates tingimustes?

60ndate lõpus anti positiivne vastus teisele küsimusele (Penrose, Hawking, Geroch). On tõestatud, et Universumi paisumine sai alguse singulaarsusest (kui muidugi kehtib GR, aga GR enda muutus, kui see on seotud suure kumerusega, nõuab "peaaegu" singulaarsust), aga kuidas täpselt singulaarsuse lähedal laienemine kulges – Friedmani järgi või keerulisemal viisil, pole kindlaks tehtud. Pärast neid töid kadus esimese kosmoloogia küsimuse teravus. Tõepoolest, lahenduse struktuur singulaarsuse lähedal ei pruugi vastata üldlahendusele ja probleem tekib: mingil moel

teha kindlaks tegeliku universumi paisumise alguse tõeline olemus.

1972. aastal konstrueerisid Belinsky, Lifshitz ja Khalatnikov pärast pikka tööd singulaarsusega üldise (stabiilse) lahenduse, st andsid esimesele küsimusele positiivse vastuse.

Oma omaduste poolest osutus üldlahendus kvalitatiivselt samasuguseks, mis singulaarsuse lähedane lahendus "segamaailma" mudeli puhul (vt ptk 21 §§ 4 ja 5).

Edasises ettekandes keskendume singulaarsuse minevikus Universumis esinemise tõendamisele ja singulaarsuse enda lähedal toimuvatele füüsikalistele protsessidele. Võib loota, et tulevikus võimaldab nende protsesside ja nende tagajärgede analüüs kindlaks teha Universumi paisumise tõelise olemuse juba varases staadiumis, tuumast oluliselt suurematel tihedustel.

Filosoofias tähistab sõna "singulaarsus", mis on tuletatud ladinakeelsest sõnast "singulus" - "üksik, üksik", millegi - olendi, sündmuse, nähtuse - singulaarsust, ainulaadsust. Kõige rohkem mõtisklesid selle kontseptsiooni üle kaasaegsed prantsuse filosoofid, eriti Gilles Deleuze. Ta tõlgendas singulaarsust kui sündmust, mis loob tähenduse ja millel on punktiline iseloom. “Need on pöördepunktid ja murdepunktid; kitsaskohad, sõlmed, vestibüülid ja keskused; sulamis-, kondenseerumis- ja keemistemperatuurid; pisarate ja naeru, haiguse ja tervise, lootuse ja meeleheite punktid, tundlikkuse punktid. Kuid samas, jäädes konkreetseks punktiks, on sündmus paratamatult seotud teiste sündmustega. Seetõttu on punkt samaaegselt joon, mis väljendab selle punkti muutmise kõiki variante ja selle seoseid kogu maailmaga.

Kui inimene loob masina, mis teeb targem kui inimene, muutub ajalugu ettearvamatuks, sest inimesest ületava intelligentsi käitumist on võimatu ennustada

Teistes teadustes hakati terminiga "singulaarsus" tähistama üksikuid, erilisi nähtusi, mille puhul tavapärased seadused lakkavad kehtimast. Näiteks matemaatikas on singulaarsus punkt, kus funktsioon käitub ebaregulaarselt – näiteks kaldub lõpmatusse või pole üldse määratletud. Gravitatsiooniline singulaarsus on piirkond, kus aegruumi kontiinum on nii kõver, et muutub lõpmatuseks. On üldtunnustatud, et gravitatsioonilised singulaarsused ilmnevad vaatlejate eest varjatud kohtades – inglise teadlase Roger Penrose'i 1969. aastal välja pakutud "kosmilise tsensuuri põhimõtte" järgi. See on sõnastatud järgmiselt: "Loodus jälestab paljast (st välisele vaatlejale nähtavat) singulaarsust." Mustades aukudes on singulaarsus peidetud nn sündmuste horisondi taha - musta augu kujuteldava piiri taha, millest kaugemale ei pääse miski, isegi mitte valgus.

Kuid teadlased usuvad jätkuvalt "paljaste" singulaarsuste olemasolusse kusagil kosmoses. Ja kõige silmatorkavam näide singulaarsusest on hetkel esinev lõpmatult suure ainetihedusega olek suur pauk. See hetk, mil kogu universum suruti ühte punkti, jääb füüsikute jaoks mõistatuseks – kuna see hõlmab üksteist välistavate tingimuste kombinatsiooni, näiteks lõpmatu tiheduse ja lõpmatu temperatuuri.

IT vallas ootavad nad teise singulaarsuse – tehnoloogilise – saabumist. Teadlased ja ulmekirjanikud kasutavad seda terminit pöördepunkti tähistamiseks, mille järel tehnoloogiline areng kiireneb ja muutub nii keeruliseks, et see on meie arusaamale kättesaamatu. Selle termini pakkus algselt välja Ameerika matemaatik ja ulmekirjanik Vernor Vinge 1993. aastal. Ta väljendas järgmist mõtet: kui inimene loob masina, mis on inimesest targem, muutub ajalugu ettearvamatuks, sest inimesest üleoleva intelligentsi käitumist on võimatu ennustada. Vinge pakkus, et see juhtub 21. sajandi esimesel kolmandikul, millalgi aastatel 2005–2030.

2000. aastal püstitas ka Ameerika tehisintellekti spetsialist Eliezer Yudkowsky hüpoteesi, et võib-olla on tulevikus olemas tehisintellekti programm, mis suudab end parandada inimese võimetest kordades suurema kiirusega. Selle ajastu läheduse võivad teadlase sõnul määrata kaks märki: kasvav tehnogeenne tööpuudus ja ideede ülikiire levik.

"See osutub tõenäoliselt kõige kiiremaks tehniliseks revolutsiooniks, mida me kunagi näinud oleme," kirjutas Yudkowsky. - Tõenäoliselt langeb see neile nagu lumi pähe - isegi protsessiga seotud teadlastele ... Ja mis saab siis kuu või kahe (või päeva või kahe) pärast pärast seda? Võin tuua vaid ühe analoogia – inimkonna teke. Leiame end posthumanlikust ajastust. Ja kogu oma tehnilisest optimismist hoolimata oleks mul palju mugavam, kui mind lahutaks neist üleloomulikest sündmustest tuhat aastat, mitte kakskümmend.

Tehnoloogilise singulaarsuse teema on inspireeritud küberpungi kirjanikest – seda leidub näiteks William Gibsoni romaanis Neuromancer. Seda näidatakse ka kaasaegse ulmekirjaniku Dan Simmonsi populaarses romaanis "Hyperion" – see kirjeldab maailma, kus lisaks inimestele elavad Iskinid – ehk tehisintellekti kandjad, kes satuvad konflikti inimkonnaga.

Kuidas öelda

Vale "See oli ainulaadne juhtum, kui mehhanism läks kontrolli alt välja." Täpselt nii - "vallaline".

Õige "Ma olen kindel, et varem või hiljem kukub universum uuesti singulaarsuseks kokku."

Õige "Ma armastan seda romaani – tehnoloogilise singulaarsuse parim kirjeldus, mida ma kunagi lugenud olen."

Ainsuse olek minevikus ei ole väga heas seisukorras füüsika seisukohalt. Selles olekus väärtus füüsikalised kogused kas null või lõpmatus. Mõõtmed on nullid, gravitatsioonijõud on lõpmatud, tihedus on lõpmatu, temperatuur on lõpmatu jne. Väga halb seis – kogu füüsika seiskub, pole midagi lugeda. Kvantteooria kaasamine võimaldas selle singulaarsuseni mitte jõuda, vaid veidi kõrgemal peatuda. Max Planck 1900. aastal, kui ta oli juba avastanud tegevuse kvanti ja võtnud kasutusele konstantse väärtuse, mida nüüd nimetatakse Plancki konstandiks, otsustas proovida ühendada kolm fundamentaalset füüsikalist suurust ja vaadata, mida see annab. Plancki konstant, valguse kiirus ja gravitatsioonikonstant. Nagu füüsik, peab ta tegelema tõsiste asjadega, kuid ta otsustas need ühendada – mis juhtub. Tal õnnestus saada kõik mõõdetavad põhifüüsilised. Väärtused: vahemaa, mida nüüd nimetatakse Plancki kauguseks, osutus 10-33 cm, aeg 10-43 sekundit, energia - 1019 GeV, tihedus - 1094 g/cm3. Mis kogused need on? Nüüd on need peamised suurused, mis määravad fundamentaalse taseme, millel kõik kõige huvitavamad asjad kõige fundamentaalsemas füüsikas aset leiavad: kõigi interaktsioonide ühendamine ja ühtse teooria konstrueerimine ning universumi tekkeviisi väljaselgitamine jne. . Võib-olla pole see siiski lõplik tõde. Pöörake tähelepanu tihedusele. 1094g/cm3. Mis see on? Kas see on tegelikult füüsiline suurus? Võrdluseks vee tihedus on 1 g/cm3, metallide tihedus 10 g/cm3. Kas on võimalik ette kujutada mateeriat, mille reaalsus on sellise tihedusega? Suurus 10-33 cm aatomituum kes mäletab? Kõige olulisem on minu arvates ontoloogiline küsimus: kas on olemas Plancki pikkusest väiksemad vahemaad? Kuidas sel juhul kvantiseerimist mõista? Mis on üldse kvant? Küsimus, millele keegi vastata ei taha ja arutada ei taha. Mis on kaablimehaanika? Mis see on, Hilberti analüüs? Kas need on mingid kvantimisreeglid? Või on see kvantiseeritud objektide teooria, millel on diskreetsed ja minimaalsed füüsikaliste suuruste väärtused? Kuidas mõista neid kolme füüsikalise konstandi põhjal kombineeritud suurusi? Enamik arutab neid koguseid kui midagi päris tõelist. Üks silmapaistev kosmoloog Linde ütles FIANis peetud loengus: „Plancki skaala on muidugi tõsine asi, kuid on ka sellest skaalast väiksemaid suurusi. Suurusi on, aga joonlauad ja kellad hakkavad nendel kaaludel väga halvasti käituma. Joonlauad hakkavad kõverduma, kellad hakkavad maha jääma jne. Mingit uut nägemust sellisest reaalsustasemest veel ei eksisteeri. Ja sellel tasemel oli kogu meie universum! Plancki aeg, nagu üks suur teoreetik kirjutab mõnes kvantkosmoloogiat ja kvantgravitatsiooni käsitlevas artiklis, on omamoodi Plancki linnuke. See on tõesti teatud ajavahemik. See on aja kvantum ja siis nagu soovite. Mis on ajakvant? Võrdluseks, isegi virtuaalsed osakesed on ajad suurusjärgus 10–20 sekundit. Ja siin -43 kraadi. Arvatakse, et sellel tasandil kvantiseeritakse looduses nii ruum ja aeg kui ka mateeria ise. Ruum laguneb Plancki rakkudeks.

Plancki energiatega katsete tegemiseks on vaja ehitada kiirendi, mille suurus on võrreldav galaktika suurusega. Supercollider - 27 km, kuid kaugel Plancki skaalast. See Plancki skaala ütleb, et ruum, aeg ja kõik muu muutuvad diskreetseks. Päikesesüsteem on samuti diskreetne, kuid need muutuvad kvantiks. Mis mõte on siseneda? Kui Linde järgi eeldada, et vahemaid on ja vähem, siis see ei anna kontseptuaalselt midagi huvitavat, piir on null, tuleb eeldada, et kõik peab kahanema nullini, singulaarsuseni. Aga see on halb, see pole enam kvantteooria. Uusi ideid veel pole. Nende ideede põhjal püütakse nüüd aga põhimõtteliselt üles ehitada uus teooria. pealegi usuvad mõned, et see on põhimõtteliselt uus, ja mõned püüavad ühendada kvantmehaanikat ja üldrelatiivsusteooriat. Nad üritavad luua kvantgravitatsiooni teooriat. Miks see probleem huvitav on?