Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

После Нордстрёма и Калуцы шведский физик Оскар Клейн (1894–1977) сформулировал теорию пятимерной гравитации. Для решения вышеупомянутых проблем Клей предположил «уплотнить» дополнительное пространственное измерение. А именно — он закрутил пятое измерение так сильно, что оно стало круговым; этот круг до того мал, что его невозможно непосредственно наблюдать даже внутри атомов. Замечательным результатом теорий пятимерной гравитации Нордстрёма-Калуцы-Клейна стало то, что они объединили гравитацию с электромагнетизмом.

Как закручены измерения в теории Клейна? В качестве примера рассмотрим кусок проволоки. Если смотреть на него издалека, то он кажется одномерным, его единственным измерением служит длина. Но если мы приблизимся к нему, то увидим, что у проволоки есть и толщина, поэтому требуется еще одно измерение для указания положения точки на окружности, охватывающей проволоку. Вот это измерение закручено (рис. 18.10).

С точки зрения Клейна, существует четвертое измерение, связанное с каждой точкой нашего трехмерного пространства. Это искривленное четвертое измерение закручено в маленькую окружность. Мы не замечаем эти окружности вокруг себя из-за их малого размера: они меньше протона настолько же, насколько сам протон меньше планеты. Даже если такое измерение существует, то неудивительно, что мы не можем его наблюдать.

С годами теория Нордстрёма-Клейна-Калуцы оказалась забыта. Но когда были открыты новые силы, физики задумались — а почему бы не описать все силы как явления кривизны пространства в более высоких измерениях? Это было сделано в теории супергравитации, которая связана с очень абстрактной и детально разработанной теорией струн. В ней утверждается, что вся материя и энергия состоят из необычайно коротких нитей, называемых струнами (вместо точечных частиц, которые обычно представляют), а также мембранных образований, называемых бранами. Заменяя точечные частицы струнами, можно объединить известные силы — электромагнитные, гравитационные, слабые и сильные ядерные. При таком подходе нет реальных сил, а только искривление пространства, которое проявляется в разных формах или влияниях («силах»).

Рис. 18.10. Свернутое измерение. Верхняя линия выглядит одномерной, но если мы увеличим на ней точку Р, то увидим, что в действительности это двумерная трубка. Второе свернутое измерение было скрыто. В теории Клейна измерения выше трех скрыты таким же образом.

До сих пор не существует окончательного варианта теории супергравитации; современные модели используют до десяти пространственных измерений (плюс время). Все измерения пространства, кроме трех, должно быть каким-то образом компактифицированы (упакованы) в крошечный объем, например закручены в семимерный шар размером в 10 -32см. Не нужно даже пытаться представить себе этот клубок измерений в нашем пространстве; все дополнительные измерения находятся вне нашего трехмерного мира.

Несколько лет назад Савас Димопулос из Стэнфордского университета и его коллеги Нима Аркани-Хамед и Георгий Двали сделали смелое предположение: возможно, что некоторые из этих дополнительных измерений не так уж сильно скручены. Заметив, что нет экспериментальных фактов, ограничивающих эту возможность, они предположили, что дополнительные измерения могут быть относительно большими, радиусом до 1 мм, то есть размером с маковое зернышко.

В этой новой гипотезе о больших дополнительных измерениях скрыта возможность решения старой загадки. Почему гравитация намного слабее других сил? Хотя электромагнетизм, а также слабое и сильное взаимодействия по силе сравнимы друг с другом, все они гораздо мощнее гравитации: как гора в сравнении с фантастически малым размером, фигурирующим в теории струн. Чтобы понять этот гигантский пробел, Димопулос с коллегами предположили не только эти большие дополнительные измерения, но и что гравитация является единственной силой, проникающей во все эти измерения (например, фотон, несущий электромагнитную силу, не может «утечь» из нашего трехмерного пространства). Следовательно, гравитация не такая уж слабая. Просто мы ощущаем ее такой слабой, поскольку она существует во многих измерениях. Гравитация «разжижается» в этом огромном дополнительном пространстве, которого мы не чувствуем.

Итак, вы бегло познакомились с некоторыми сложными областями физики и получили представление о том, какие идеи вдохновляют современных физиков. «Многомерное пространство» звучит фантастически, но нужно помнить, что корни современной супергравитации и теории струн уходят в 1910-е годы, когда рождалась общая теория относительности.

Микрокосмос связан с очень малыми размерами. Диаметр протона равен примерно 10 -12мм, но он чудовищно велик по сравнению с пространственным масштабом 10 -31мм, присутствующим в теории супергравитации. А если мы поднимем взгляд к небу, то придется в степенях десятки заменить знак «-» на «+». Например, диаметр Солнца около 10 +12мм, а диаметр наблюдаемой части Вселенной около 10 +30мм. В этом смысле человеческие существа на шкале размеров располагаются между миром субатомных частиц и миром звезд и галактик.

Теперь, овладев тайнами микромира элементарных частиц, мы можем вернуться к Большой Вселенной. Для начала обратимся к наиболее распространенным космическим объектам — звездам. Наше Солнце — типичная звезда; изучая Солнце, мы можем узнать многое о звездах. Но существуют разные типы звезд, и некоторые из них очень сильно отличаются от Солнца. Впрочем, именно эти различия помогают нам понять структуру звезд и физические процессы, определяющие их жизненный цикл. Начнем со спектров их излучения.

В спектрах звезд часто видны линии водорода. Их интенсивность можно использовать для классификации звезд. В 1863 году иезуит отец Анджело Секки из Ватиканской обсерватории разделил звезды на четыре спектральных класса, став, таким образом, пионером астрономической спектроскопии. В 1886 году в США, в обсерватории Гарвардского колледжа, Эдуард Пикеринг (1846–1919) начал спектроскопический проект, затянувшийся на десятилетия. Для этой работы перед объективом телескопа установили призму и фотографировали небо. При этом одновременно получались спектры всех звезд, попавших в поле зрения телескопа. Были получены спектры тысяч звезд, большинство из которых отличались от спектра Солнца.

Основываясь на этом уникальном материале, сотрудницы Гарварда, среди которых выделялась Энни Джамп Кэннон (1863–1941), разработали систему спектральной классификации, которой пользуются и в наше время. Сама Кэннон исследовала и классифицировала более 250 000 спектров! В исходной системе, имеющей в основе латинский алфавит, звезде приписывался класс А, если линии Бальмера в спектре были особенно сильны. Немного более слабые бальмеровские линии определяли звезду в класс В и т. д. Если эти линии оказывались настолько слабы, что замечались с трудом, звезде приписывался класс M или даже О.