ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 124
Скачиваний: 0
|
|
М О Д Е Л И ВСЕЛЕННОЙ |
{39 |
|
матнческп эти |
законы выражаются |
дифференциальными |
||
уравнениями, |
а каждый |
отдельный |
случай — подходя |
|
щим выбором |
граничных |
условий. |
|
|
Но мы не можем допустить существования многих миров: расширяющихся, сжимающихся, более однород ных, менее однородных и т. д., общие свойства кото рых могут быть установлены из наблюдений, а затем сформулированы в виде законов природы. Существует только одна Вселенная, так что в данном случае важным является реальное поведение этого единственного в своем роде феномена. З а к о н ы природы д о л ж н ы быть, следовательно, сформулированы таким образом, чтобы они относились только к реальной Вселенной, поскольку других вселенных, по определению, не может существо вать. Иными словами, нужно разработать теорию, кото
рая |
описывала |
бы все, |
что |
происходит |
в действитель |
|||||
ности, и ничего |
из |
того, что |
не |
происходит, т. е. теорию, в |
||||||
которой |
все, |
что не-запрещено, является |
обязательным . |
|||||||
Т а к а я |
строгая |
теория |
|
пока еще не найдена. Напри |
||||||
мер, |
общая |
теория |
относительности — лучшая из |
извест |
||||||
ных |
теорий |
пространства, |
времени и тяготения, — как |
|||||||
мы |
увидим, |
совместима |
с |
бесконечным |
числом |
различ |
ных возможностей, или моделей Вселенной. Излишне
говорить, |
что правильной |
может быть только одна из |
этих моделей, так что эта |
теория допускает возможности, |
|
которые |
не реализуются |
в природе. Другими словами, |
она слишком широка. Можно сформулировать это утвер
ждение |
иначе. В |
отсутствие теории может происходить |
все что |
угодно. |
С л а б а я теория лишь слегка ограничи |
вает круг возможных явлений. Достаточно сильная тео рия еще не найдена.
Существует еще |
одна проблема, |
в о з б у ж д а ю щ а я по |
вышенный интерес, |
— возможность |
непосредственнной |
связи физики элементарных частиц и космологии. Кроме соображений общего характера, исходя из которых мо
жно ожидать существования такой связи, есть |
одна |
особая причина — известные численные совпадения |
ме |
жду космологическими и атомными величинами. Они
рассмотрены в конце |
главы; |
здесь |
мы упомянем лишь, |
|
что они связывают з а р я д и |
массу |
электрона, |
скорость |
|
света, гравитационную |
постоянную и постоянную |
Хаббла, |
140 Г Л А В А 8
З а последние 40 лет было сделано немало |
попыток |
|
приблизиться |
к решению этих фундаментальных про |
|
блем. Хотя ни |
одна из этих попыток не была |
особенно |
удачной, они представляют большой теоретический ин терес. Тем не менее мы не касаемся их в нашей книге. Вместо этого мы просто допустим, что локально уста
новленные законы выполняются всегда и |
везде |
без |
||
всяких изменений. Такая точка |
зрения |
приводит |
к извест |
|
ным затруднениям. Например, |
можно |
попробовать |
опре |
делить условия, которые господствовали во Вселенной, когда она была очень плотной, без попытки понять, по
чему господствовали именно |
эти |
условия. Мы |
попытаемся |
т а к ж е понять, насколько |
это |
возможно в |
рамках со |
временной физики, численные совпадения. В настоящее время имеются веские причины для такого прагматиче ского подхода. Как мы подчеркивали в предисловии, на космологов обрушился целый поток новых данных на блюдений, которые они д о л ж н ы согласовать со своими моделями. П р е ж д е всего они должны ответить на во прос: можно ли объяснить наблюдения исходя из извест ных физических законов? Пока ищется ответ на этот вопрос и пока производятся все новые и новые наблюде
ния, не время |
з а д а в а т ь принципиальные вопросы. Будем |
надеяться, что |
когда эти наблюдения будут системати |
зированы, мы взглянем на Вселенную с новых, более благоприятных позиций, и на эти принципиальные во просы можно будет ответить.
Н ь ю т о н о в с к а я динамика б о л ь ш о г о г а з о в о г о о б л а к а
Чтобы подготовить читателя к пониманию реляти вистской космологии, рассмотрим ньютоновскую дина
мику большого газового |
облака. |
Ньютоновская |
теория |
|
не только |
проще математически, она к тому ж е приводит |
|||
к многим |
результатам, |
которые, |
как установили |
Милн |
и Мак - Кри в 1934 г., по существу совпадают с выводами релятивистской теории. Не надо слишком однозначно связывать свойства газового облака со свойствами галак тик и квазаров, которые составляют Вселенную. Можно рассматривать галактики и квазары либо как частицы
М О Д Е Л И В С Е Л Е Н Н О Й |
H l |
газа, либо как локализованные конденсации в межга лактическом (атомарном или ионизованном) газе, пове дение самих конденсаций позволит проследить среднее движение газа и, возможно, определить среднюю его плотность в их окрестностях.
Газовое облако не должно приниматься бесконечно большим. Как установил Ньютон, его динамика и теория тяготения сталкиваются с рядом трудностей, если при менять их к бесконечной системе. Например, гравита ционный потенциал в некоторой точке, обусловленный всем веществом в такой системе, был бы бесконечным. Этой трудности не возникает в общей теории относи тельности, но в теории Ньютона мы можем избежать ее, рассмотрев облако больших, но конечных размеров . Другой способ преодолеть эту трудность был предложен в прошлом веке Нейманом и Зеелигером, которые доба вили к ньютоновской силе гравитации силу отталкива ния, прямо пропорциональную расстоянию частицы от начала координат и не зависящую от физических свойств
вещества. В соответствии с нашей |
договоренностью не |
|||
вносить в |
физические |
законы произвольных |
изменений |
|
мы не будем вводить |
эту поправку. |
|
|
|
М е ж д у |
большим |
и бесконечно |
большим |
облаками |
имеется одно важное различие. Большое облако имеет выделенный центр, в то время как в бесконечно боль шом облаке его нет. Однако нежелательно, чтобы суще ствовала выделенная точка, и мы можем свести этот эффект к минимуму, взяв облако однородным вплоть до его границы, изотропным около центра и размером много больше, чем любое расстояние, которое мы еще в состоянии измерить. Тогда из любой галактики или ква
зара, которые мы в состоянии обнаружить, |
будет виден |
со сколь угодно большой степенью точности |
однородный |
и изотропный -мир. В последующем анализе мы никогда не будем делать различия с наблюдательной точки зре ния между бесконечной Вселенной и конечной Вселенной, достаточно большой по сравнению с любыми наблюдае мыми расстояниями. Спорность предположения, которое мы сделали, заключается не столько в том, что мы по лагаем Вселенную конечной, а в том, что мы предпола гаем ее однородной и изотропной. Пока что мы можем
142ГЛАВА 8
считать это допущение полезным для первой атаки на
теоретические проблемы. Согласие |
этого предположения |
|
с наблюдениями и причины этого |
согласия будут рас |
|
смотрены ниже. |
|
|
Предположение об однородности и изотропии полез |
||
но не только потому, что позволяет |
считать |
любую точку |
в доступной наблюдениям области |
центром. |
Оно сильно |
упрощает картину движения облака, которую видит любой наблюдатель, движущийся вместе с ним. В самом деле, скорость ѵ частицы, радиус-вектор которой г для наблюдателя, движущегося с облаком, удовлетворяет
простому соотношению |
|
|
|
v |
= f(t)r, |
|
(1) |
где f(t)—произвольная |
функция |
времени |
/. Таким об |
разом, в данный момент |
времени |
движение |
частиц отно |
сительно движущейся вместе с облаком частицы удов летворяет линейному соотношению между скоростью и расстоянием, т. е. у ж е известному нам закону Хаббла . Этот результат показывает, сколь сильным является до пущение об однородности и изотропности. Можно, ко нечно, считать этот линейный закон приближением пер вого порядка для более сложного закона, однако это, по-видимому, хорошее приближение к наблюдаемой картине. Если проверять его для достаточно больших расстояний, так что член второго порядка по г станет, возможно, заметным, то мы должны т а к ж е допустить, что
может быть, мы заглядываем |
столь далеко в прошлое, |
что |
величину f(t) у ж е нельзя |
принимать постоянной. |
Но |
можно избавиться от малого нелинейного члена, слегка
изменяя |
f(t). |
Д л я |
дальнейшего полезно проинтегрировать (1) и |
получить выражение для положения частицы в момент
времени |
t: |
|
|
|
г = R (t) r0 , |
(2) |
|
где R(t) |
связано с f(t) |
соотношением |
|
|
R |
dt |
(3) |
|
|