Гравитация пустоты
Гравитация пустоты
Начало истории научной идеи о гравитации пустоты, либо, на современном научном языке, — вакуума, которую мы изложим в этом параграфе, связано все с этим же конфликтом меж классической верой в неизменность Вселенной и ее нестационарностью, неумолимо вытекающей из теории тяготения.
Закон глобального тяготения говорит, что любые вещественные тела притягивают друг дружку. А гравитирует ли вакуум? Этот вопрос в современной физике был поставлен А. Эйнштейном еще в 1917 году. Что такое гравитация вакуума? Почему появился таковой вопрос? Какие данные физических тестов либо астрономических наблюдений принудили его поставить эту делему? Оказывается, никаких прямых данных не было, а поточнее говоря, конкретно отсутствие в ту нору данных о движении галактик привело А. Эйнштейна к мысли о гравитации вакуума.
Дело обстояло последующим образом. Скоро после сотворения общей теории относительности он попробовал выстроить на ее базе математическую модель Вселенной. Это происходило до работ А. Фридмана, до открытия Э. Хабблом красноватого смещения в диапазонах галактик, и им обладала мысль стационарности, неизменности мира:
“Небеса продолжаются от вечности к вечности”. Но мы лицезрели, что закон тяготения просит нестацирнарности Вселенной.
Чтоб уравновесить силы тяготения и сделать мир стационарным, нужно ввести силы отталкивания, не зависящие от вещества. Исходя из таких суждений, А. Эйнштейн ввел галлактическую силу о т т а л-к и в а ни я, которая делала мир стационарным. Ускорение” которое галлактическая сила отталкивания должна сказать телам, универсально, оно не находится в зависимости от масс тел, а только от расстояния, их разделяющего.
А. Эйнштейн показал, что сила отталкивания должна быть пропорциональна расстоянию, мечоду телами. Коэффициент пропорциональности именуют ко с м о л о г и ческой неизменной.Чтоб вмежгалактических просторах уравновесить силу тяготения обыкновенной материи силами .отталкивания, космологическая неизменная должна бы быть очень мала,
Мы позднее остановимся кратко на вероятных физических причинах появления сил отталкивания. На данный момент только скажем, что эта причина связана с квантовыми процессами, происходящими в вакууме.
В принципе силы отталкивания, если они, естественно, есть в природе, можно было бы найти в до-статочно четких лабораторных опытах. Но малость величины космологической, неизменной делает задачку ее лабораторного обнаружения совсем безвыходной. Вправду, просто подсчитать, что при свободном падении тела на поверхность Земли дополнительное ускорение, сообщаемое силами отталкивания, на 30 порядков (!) меньше самого ускорения свободного падения. Даже в масштабе .Галлактики либо всей нашей Галактики эти силы ничтожно мадь по сопоставлению с силами тяготения, Так, несложно подсчитать, что ускорение, сообщаемое Земле тяготением Солнца, равно 0,5 см/с2. В то же время ускорение галлактического отталкивания меж Землей и Солнцем в 1022 раз меньше! Очевидно, это отталкивание (если оно есть вообщем) никак не сказывается на движении тел Галлактики и может быть найдено только при исследовании движений самых отдаленных наблюдаемых галактик.
Так в уравнениях тяготения Эйнштейна появилась космологическая неизменная, описывающая силы отталкивания вакуума. Действие этих сил настолько же универсально, как и сил глобального тяготения, другими словами оно не находится в зависимости от физической природы тела, на котором проявляется, потому разумно именовать это действие гравитацией вакуума, хотя обычно под гравитацией понимают притяжение, а тут мы имеем отталкивание.
Через пару лет после работы А. Эйнштейна была сотворена, как мы уже знаем, теория Фридмана. После этого А. Эйнштейн стал склоняться к мысли, что космологическую постоянную не следует вводить в уравнения тяготения, если их решение .для всего мира можно получить в без этой неизменной.
После открытия красноватого смещения в диапазонах галактик, доказывающего расширение Вселенной, какие-либо основания полагать, что в природе есть галлактические силы отталкивания, отпали. Правда, решение, описывающее расширяющийся мир, можно получить и для уравнений с космологической неизменной. Для этого довольно представить, что силы тяготения и отталкивания не компенсируют точно друг дружку; тогда преобладающая сила Приведет к нестанционарности. Это было отмечено еще в пионерских работах А. Фридмана. Наблюдения красноватого смещения во времена Э. Хаббла были недостаточно точны, чтоб найти, какое решение осуществляется в природе: с космологической неизменной либо без нее. Все же многие физики с неприязнью посматривали на космологическую постоянную в уравнениях, так как она осложняла теорию и ничем не была, оправдана. Сам А. Эйнштейн и многие другие физики предпочитали писать уравнения тяготения без нее,, и Он даже именовал введение космологической неизменной в свои уравнения “самой грубой ошибкой в собственной Жизни”.
Мы увидим в предстоящем, что то, что он считал собственной ошибкой, по сути являлось первым шагом к по-ниманию природы физических взаимодействий простых частиц, к осознанию природы пустоты — физического вакуума. Но сначала нашего века его отказ от космологической неизменной казался естественным.
Но космологи 30-х годов не отказались настолько поспешно от космологической неизменной. Для сохранения ее у их были суровые основания. Вспомним, что 1-ые определения неизменной Хаббла давали значения, завышенные раз в 10. Если б мы с ее помощью высчитали время, прошедшее с начала расширения Вселенной, то получили бы всего 1—2 млрд лет заместо правильного значения около 10—20 млрд лет. Два млрд лет — срок очень маленький. Во-1-х, он оказывался даже меньше возраста Земли. Во-2-х, что еще более значительно, возраст звезд и звездных систем тогда неверно оценивался в 10 тыщ млрд лет, другими словами на четыре порядка больше времени расширения Вселенной.
Сейчас мы знаем, что время с начала расширения занижено приблизительно в 10 раз, а возраст звезд, напротив, завышен более чем на два порядка. И с нынешней точки зрения никакого противоречия меж этими возрастами нет. Но в 30-е годы обозначенное различие рассматривалось как суровое противоречие.
Для приведения в соответствие времени расширения Вселенной с годами звезд была привлечена космологическая неизменная. Так мысль универсального галлактического отталкивания начала переживать период “2-ой юности”.
Поглядим, как введение космологических сил отталкивания может привести к резкому изменению времени расширения Вселенной.
Представим, что космологическая неизменная отлична от нуля. Пусть мир расширяется от состояния очень высочайшей плотности. Потому что сначала плотность вещества велика, силы тяготения, пропорциональные плотности и тормозящие расширение, много больше сил отталкивания.
В процессе расширения в какой-то момент плотность свалится так, что силы тяготения и отталкивания сравняются. В этот момент мир по инерции будет расширяться без ускорения, с неизменной скоростью. Если эта скорость очень мала, то очень длительно будет поддерживаться практически полное равенство сил тяготения и отталкивания и, как следует, период практически полной остановки расширения, либо, как его именуют, задержки расширения, будет долгим. Потом плотность вещества все таки равномерно свалится и силы тяготения станут меньше сил отталкивания. Сейчас мир уже будет расширяться ускоренно под действием сил отталкивания. Подбирая характеристики модели, можно сделать задержку расширения очень долговременной. Согласно этой догадке задержка в расширении была в прошедшем. Сейчас мир расширяется ускоренно.
Так, введение космологической неизменной растягивает время расширения Вселенной и может привести его в соответствие с годами звезд.
Оценки неизменной Хаббла были пересмотрены в 50-х годах. Еще ранее, в конце 30-х годов, было установлено, что перевоплощение водорода в гелий является главным источником энергии звезд, а в 50-х годах построена современная теория звездной эволюции. Все противоречия с возрастами отпали, отпала и необходимость в космологической неизменной. Уже во 2-ой раз!
А в 1967 году начался период “третьей юности” идеи о космологической неизменной. К этому времени астрологи открыли и изучили необыкновенные объекты — квазары, о которых мы коротко гласили в первой части.
Квазары до сего времени хранят огромное количество загадок и нерешенных заморочек. Мы остановимся тут только на 2-ух особенностях квазаров. Во-1-х, они владеют большой светимостью и видны с расстояний даже больше, чем дальние галактики. Чем далее квазар, тем должен быть меньше его видимый сияние на небе, ослабленный этим расстоянием. В то же время квазары должны подчиняться законам расширения Вселенной и чем далее, тем с большей скоростью удаляться от нас, а означает, посильнее должно быть в их диапазонах “красноватое смещение”.
Итак, при исследовании квазаров, ожидалось, что чем меньше их видимый сияние, тем посильнее красноватое смещение.
Ничего подобного не нашли! Для разъяснения этого южноамериканские ученые В. Петросян, Э. Сальпетер и П. Шекерс представили, что вероятной предпосылкой отсутствия зависимости меж видимым блеском квазаров и красноватым смещением в их диапазонах могут явиться галлактические силы отталкивания. Поясним это.
Южноамериканские ученые подчеркивали, что квазары, обычно, наблюдаются на больших расстояниях, еще далее, чем самые отдаленные галактики, доступные телескопам. Когда мы смотрим квазары с огромным красноватым смещением, другими словами на огромных расстояниях, мы лицезреем свет, издавна испущенный. Если он покинул квазары в эру, подобающую задержке расширения Вселенной в теории с космологической неизменной, то и у более близкого, и у более дальнего квазара красноватое смещение будет практически одним и этим же. Это происходит поэтому, что наблюдения относятся к периоду, когда мир практически не расширялся.
Вправду, пусть свет покинул квазар в эру задержки расширения. Он длительно идет в практически не расширяющейся Вселенной и потому не багровеет. Когда этот луч находится еще на пути к нам, из более близкого квазара выходит луч, который потом сразу с первым уже в нашу эру достигнет наблюдающего на Земле. Оба луча идут совместно в практически стационарной Вселенной и не багровеют. Свет обоих квазаров идиентично побагровеет позднее — после окончания эры задержки расширения, уже в расширяющейся Вселенной. Как следует, и относительно близкий, а поэтому броский квазар, и дальний — слабенький будут владеть практически схожим красноватым смещением. В итоге многие квазары будут владеть схожими красноватыми смещениями в диапазонах, а видимый сияние их будет очень разным, и никакой зависимости меж этими величинами не окажется.
Аргументы в пользу картины расширения Вселенной с долговременной задержкой в прошедшем (а означает, в пользу существования космологической неизменной) приводили русские астрофизики И. Шкловский и Н. Кардашев, использовавшие другие особенности в диапазонах квазаров.
Была ли в реальности задержка в расширении Вселенной в прошедшем? Ответ могли дать только новые наблюдения.
Со времени дискуссии этой трудности прошло практически 20 лет. Проведено много новых наблюдений квазаров. Равномерно аргументы в пользу задержки расширения начали “рассасываться”, как молвят астрономы-профессионалы на собственном жаргоне. Новые наблюдения проявили, что отсутствие зависимости меж видимым блеском квазаров и красноватым смещением связано с тем, что настоящая светимость их очень и очень многообразна. Их никак нельзя рассматривать как “стандартные свечки” (в отличие от ярких галактик в скоплениях) и потому нельзя ждать проявления рассматриваемой зависимости. Точно так же, как если б мы взяли свечки самой разной настоящей яркости, то их видимый сияние никак не охарактеризовывал бы их расстояние от нас.
Отпали и другие аргументы в пользу расширения с задержкой, а с ними отпала и необходимость в существовании космологической неизменной. Отпала уже в 3-ий раз!
Но, как молвят, джинна, выпущенного из бутылки, нелегко загнать назад. Мысль о том, что космологическая неизменная не равна нулю, оказалась жизнестойкой.
Ясно одно, что если космологическая неизменная и отличается от нуля, то сильно мало. Но обосновать, чти она точно равна нулю, методом наблюдении, естественно, очень тяжело. Может быть, вправду есть галлактические силы отталкивания?
Это принуждает физиков задуматься над природой таких сил. Подробнее мы будем гласить об этом в разделе “Почему Вселенная такая”. На данный момент отметим только, что энергия взаимодействия виртуальных частиц вакуума (об этом мы гласили в главе “Темные дыры и кванты” в 1-й части) приводит к тому, .что в пустоте может быть всегда хоть и малая, но хорошая от нуля плотность энергии. Характеристики вакуума таковы, что -вместе с плотностью энергии должны показаться и натяжения (как могут быть натяжения в упругом теле). Вот присутствие этих натяжений и приводит, как можно показать, к появлению универсальных гравитационных сил отталкивания, о которых мы гласили.
Подчеркнем, что физикам отдалёко еще не все ясно с природой вакуума.
В ближайшее время развитие теории физики простых частиц делает возможным заключение о том, что в нашу эру и в обозримом прошедшем силы гравитации вакуума навряд ли игрались приметную роль в эволюции Вселенной. Но вот поблизости самого начала расширения, в 1-ые мгновения, может быть, их роль была определяющей, характеристики вакуума там были совершенно другие. Об этом, как уже сказано, мы договорим дальше, а тут заметим, что настало, по-видимому, время “четвертой юности” идеи о космологической неизменной.
Наверняка, у читателя осталось чувство какого-то скепсиса по отношению к Спецам, которые то находят аргументы в пользу идеи о гравитации вакуума, то находят аргументы против нее, то снова за, и настолько не мало раз. Не подрывают ли такие колебания веру в надежность исследований, веру в науку? О похожей ситуации. высказался в уже цитированном памфлете С. Ликок: “Не задумайтесь, что я высказываю неверие в науку либо неуважение к ней (в наши деньки это было бы так же страшенно, как во времена Исаака Ньютона не веровать в Святую Троицу). Но все таки… Так что подхватывайте свои книги, смотрите за развитием науки и ожидайте последующего астрономического конгресса”.
Ну что ж, если бросить шуточки, то в истории науки такое положение понятно. К какой-либо научной идее подходят с различных сторон, на разном уровне развития физики, с разной степенью вооруженности. Атакуют сложнейшую делему много раз, пока не решат ее. И, обычно, за ней возникают трудности еще больше глубочайшие и сложные.
Загадка вакуума относится к такового рода дилеммам.
Новиков И.Д.