Александр Потупа - Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Большой Взрыв — соответствует английскому Big Bang,

Это обстоятельство, наряду с бесконечностью при t = 0 ряда метрических величин, и связано с представлением о физической сингулярности, то есть физически значимой особенности (разрыве) в решениях космологических уравнений.

В англо-американской литературе этот уход иногда образно именуется Big Cruncћ — что-то вроде Большого Краха или Большого Треска.

Более осторожные современные оценки для Хаббловской функции: Н = 55?75 км/сМпс, что дает несколько большую критическую плотность: ½ кр = (0,6?1).10 –29 г/см 3.

Принимая наиболее вероятную оценку плотности обычного вещества ½ в = 3.10–31 г/см 3, видим, что она соответствует средней концентрации порядка 1 протона в 6 м 3. Протон примерно в 30 млн. раз тяжелее нейтрино. Но нейтрино выигрывает бои за Вселенную не массивностью, а массовостью. Концентрация одних только электронных реликтовых нейтрино достигает 150 частиц/см 3, т. е. плотность нейтрального вещества ½ (νe) ~ 8.10 –30 г/см (при m (νe)~ 30 эВ = 5,3.10 –32 г) вполне на уровне критической. Если вклад того же порядка дадут другие типы реликтовых нейтрино (ν μ, ν τ), то сомнений в замкнутости Вселенной не останется. Важно, что уже?e дают вклад в плотность материи, примерно в 30 раз превышающий вклад обычного вещества — как раз то, что требуется для объяснения скрытых масс.

Реальные газы и жидкости обладают вязкостью, с помощью которой в довольно общей форме описываются взаимодействия, препятствующие изменению относительного положения слоев вещества или его объема. Эти взаимодействия ведут к перекачке механической энергии в тепловую — диссипации энергии. Поэтому часто говорят об учете диссипативных процессов, имея в виду вязкость.

Дополнительная универсальная сила (пропорциональная расстоянию) в эйнштейновской модели полностью компенсировала обычные силы тяготения. Потому отдельные участки Вселенной не испытывали относительного ускорения. В модели Фридмана такой «антигравитационной» силы не было вообще, а Лемэтр ее учитывал, но не требовал строгой компенсации! Лемэтровская Вселенная расширялась в более сложном режиме, который лишь в пределе соответствовал фридмановским решениям.

Значения этих и многих других величин приведены в таблице (Приложение 1).

В Приложении 1 эти величины приводятся в более точном виде (везде 2G вместо G), но, разумеется, это изменение несущественно для качественных оценок.

Прием перехода к абсолютным масштабам очень часто используется в различных областях. Например, в релятивистской физике удобно иметь дело со скоростями, выраженными в долях с. Но когда речь идет об обычных движениях, скажем, автомобиля по дороге, это попросту неудобно. Для того же автомобиля куда проще применять единицы типа км/час или м/с, иначе мы рискуем увязнуть в дробях (если vавт. = 100 км/час, то v/с? 9,26.10 -8).

Мощность можно оценивать с использованием единиц массы, вводя константу?t МР = LP/с2 = c3/2G? 2.10 38 г/с.

Непосредственно следует из цепочки неравенств: с r ∂ tR r ∂ tR g= 2G∂ tM /c 2= 2GL/c4, откуда имеем: L b L P

Вероятно, первое достаточно четкое предсказание черных дыр было сделано все-таки Джоном Майклом из Кембриджа еще в статье, направленной в 1783 г. в «Философские труды Лондонского Королевского Общества».

Для оценки использовались современные данные о средней плотности Земли (½ ã= 5,517 г/см 3) и радиусе Солнца (R €= 6,96.10 5 км). Чтобы тело, запущенное с поверхности планеты или звезды, могло уйти в космос, его полная энергия должна быть неотрицательна (Е =mv 2 — GmM/R (0), то есть скорость не должна быть меньше скорости отрыва (в земных условиях ее часто называют второй космической): v отрыва = √2GM/R = √8π½R 2/3, где М — масса звезды, ½ — ее средняя плотность, R — радиус. Если v отрыва = с, то плотность звезды связана с радиусом так называемым предельным соотношением Шварцшильда ½ = 3c 2/8πGR2.

Черные дыры — сугубо релятивистские объекты, строго говоря, вне общей теории относительности рассматривать их нельзя. Однако кое-какие свойства черных дыр качественно получаются и в нерелятивистской механике — это и было неявно использовано Майклом и Лапласом.

В модели Оппенгеймера-Снайдера рассматривают эволюцию звезды с массой М Á 2.5–3 М €.

Соотношение неопределенностей ∆р.∆x Á ћ показывает, что объект с импульсом р = ћω/c нельзя локализовать в области с размером меньшим ћ/р ~ c/ω~ λ . Излучение с длиной волны λ не локализуется в области с размером меньше λ.

Пусть в космологическую эпоху t при плотности ½ ~ ½P (tР/t) 2образуется черная дыра. Она должна собрать всю массу в области с размером R À ct, и тогда М рд~ ½ (ct) 3~ (c 3/G).t ~ m Р(t/t Р) Таким образом, первичные черные дыры с М r М€ могут образовываться не ранее эры адронного синтеза (t ~ 10 -5с), с М ~ 10 15г — при t ~ 10 -23с, когда ½ ~ 10 52г/см 3, а первичные дыры лапласовского типа при t ~ 10 3с — в эпоху синтеза гелия. Интересно, что в таком подходе для образования черной дыры с массой Вселенной нужно как раз космологическое время t ~ 10 17с.

Между тем, по поводу необнаруженных мини-дыр уже появились интересные прикладные намерения. Скажем, отражатель, находящийся на определенном расстоянии от минидыры с М ~ 10 15 г, может быть подобран так, чтобы сила его притяжения дырой уравновешивалась силой давления излучения на зеркальную поверхность (проект С. Блинникова). Очень любопытный вариант ракетного двигателя и в то же время способ транспортировки мини-дыр как «дармовых светильников» в нужные точки пространства. Вообще приятно помечтать о тех временах, когда земная цивилизация смогла бы широко использовать фантастически мощную чернодырную энергетику.

Это нетрудно понять, если обратить внимание на то, что при М " m Pчерная дыра должна излучать кванты с энергией порядка ћω P= m Pc 2= кТ P, то есть сопоставимые с энергетическим запасом самого излучателя. Ситуация такова, что черная дыра как бы смешивается с излучаемыми ею частицами и становится одной из них.

Что выражается, например, в бесконечной светимости при М (0.

Один из цилиндров находился в лаборатории Мэрилендского университета, другой — недалеко от Чикаго, в Аргоннской Национальной Лаборатории.

Научно это выражается так: метрика испытывает большие квантовые флуктуации (случайные отклонения от средних значений), и нельзя обычным образом определить расстояние между парой точек.