Русский
Русский
English
Статистика
Реклама

Чёрные дыры

Перевод Парадоксы чёрных дыр раскрывают фундаментальную связь между энергией и порядком

16.06.2020 14:11:48 | Автор: admin
Разбираясь с вопросами, которые ставят перед наукой экстремальные чёрные дыры, физики выявили удивительную и универсальную связь между энергией и энтропией.


Экстремальные чёрные дыры содержат столько электрического заряда, сколько возможно. Это привлекло пристальное внимание физиков-теоретиков.

Физики любят крайности, говорит Гарретт Гун, физик из Университета Карнеги-Меллона. Если не получается двигаться дальше, что-то изменилось, застопорилось значит, там кроется что-то интересное.
EDISON Software - web-development
Компания EDISON всегда рада помочь в исследовательских бизнес-проектах.


На протяжении многих лет мы делаем инвестиции в стартапы, помогая средствами и технической поддержкой в реализации свежих нестандартных идей.

Речь не только о том, чтобы дать взаймы. Мы готовы разделить риски и активно содействовать в создании чего-то нового.
Десятилетиями чёрные дыры играли ведущую роль в мысленных экспериментах, с помощью которых физики исследуют крайности природы. Эти невидимые сферы образуются, когда материя становится настолько сконцентрированной, что всё находящееся на определённом расстоянии, даже свет, попадает в ловушку её гравитации. Альберт Эйнштейн сравнил силу тяжести с кривыми в пространственно-временном континууме, но кривизна настолько возрастает при приближении к центру чёрной дыры, что уравнения Эйнштейна перестают работать. Таким образом, поколения физиков обращались к чёрным дырам за подсказками об истинном, квантовом происхождении гравитации, которое должно стать гармоничной красивой теорией и в целом соответствовать идеям Эйнштейна в любом месте Вселенной.

Концепцию испаряющихся чёрных дыр для познания квантовой гравитации предложил Стивен Хокинг. В 1974 году британский физик подсчитал, что квантовая рябь на поверхностях чёрных дыр заставляет их испаряться, медленно уменьшаясь в размерах с выделением тепла. С тех пор испарение чёрных дыр стало основой исследования квантовой гравитации.

Совсем недавно физики рассмотрели крайность из крайностей сущности, называемые экстремальными чёрными дырами и выявили многообещающую проблематику.

Чёрная дыра становится электрически заряженной, если в неё падает заряженная материя. Физики рассчитали, что чёрные дыры имеют так называемый экстремальный предел, точку насыщения, когда они хранят максимальное количество электрического заряда для своего размера. Когда заряженная чёрная дыра сжимается под воздействием излучения Хокинга, она в конечном итоге достигает данного экстремального предела. Он будет настолько мал, насколько это возможно, с учётом величины заряда. Дальнейшее испарение невозможно.

Но идея о том, что экстремальная чёрная дыра перестаёт испаряться и с того момента просто неизменна, неправдоподобна, утверждает Грант Реммен, физик из Калифорнийского университета в Беркли. В этом случае вселенная далёкого будущего будет усеяна крошечными неразрушимыми остатками чёрных дыр любых чёрных дыр, потому что даже лёгкое прикосновение к чёрной дыре после испарения превратит её в экстремальную. Неизвестны какие-либо фундаментальные условия, при которых эти чёрные дыры навсегда были бы защищены от окончательного разрушения, поэтому физики не думают, что такое стационарное состояние может длиться вечно.


Итак. Есть вопрос, как сказала Сера Кремонини из Университета Лихай: Что происходит со всеми этими экстремальными чёрными дырами?

Физики обоснованно полагают, что экстремальные чёрные дыры должны в конечном итоге распасться, разрешая парадокс, но каким-то иным путём, помимо испарения Хокинга. Изучение гипотетических возможностей в последние годы привело исследователей к основным подсказкам о квантовой гравитации.

Четыре физика в 2006 году пришли к выводу, что если экстремальные чёрные дыры способны распасться, это значит, что гравитация должна быть самым слабым взаимодействием в любой возможной вселенной, что являлось сильным утверждением об отношении квантовой гравитации к другим квантовым силам. Этот вывод привлёк более пристальное внимание к судьбам экстремальных чёрных дыр.

Затем, два года назад, Реммен и его коллеги Клиффорд Чунг и Джунью Лю из Калифорнийского технологического института обнаружили, что способность распадаться экстремальных чёрных дыр напрямую зависит от другого ключевого свойства черных дыр: их энтропии мере того, сколькими различными способами составные части объекта могут быть переставлены. Энтропия одна из наиболее изученных особенностей чёрных дыр, но до этого она не имела ничего общего с их экстремальным пределом. Это прям вау, отлично, что две очень крутые вещи оказались взаимосвязаны, говорит Чунг.

И что окончательно поразило, эта взаимосвязь, как оказалось, характерна для любых природных явлений. В статье, опубликованной в марте в Physical Review Letters, Гун и Риккардо Пенко обобщили выводы своей предыдущей работы, доказав простую универсальную формулу, связывающую энергию и энтропию. Новая формула была применена к газообразной системе, а также к чёрной дыре.


Риккардо Пенко (слева) и Гаррет Гун (справа) на примере экстремальных чёрных дыр доказали универсальную связь между энергией и энтропией.
Университет Карнеги Меллон; Фото Кристин Гун


Согласно последним исследованиям, мы действительно продвинулись в изучении квантовой гравитации, говорит Гун, Но, что ещё интереснее, узнаём нечто новое и о более повседневных вещах.

Экстремальность чёрных дыр


Для физиков достаточно очевидно, что заряженные чёрные дыры имеют экстремальный предел. Объединяя уравнения Эйнштейна и уравнения Максвелла, они рассчитали, что заряд Q чёрной дыры, никогда не превзойдёт её массу M, если их преобразовать в одни и те же фундаментальные единицы измерения. Вместе масса и заряд чёрной дыры определяют её размер радиус горизонта событий. Между тем, заряд чёрной дыры также создает второй внутренний горизонт, скрытый за горизонтом событий. По мере увеличения Q внутренний горизонт чёрной дыры расширяется, а горизонт событий сжимается до тех пор, пока при Q = M оба горизонта не совпадут.

Если Q увеличится ещё больше, радиус горизонта событий станет комплексным числом (содержащий квадратный корень из отрицательного числа), а не вещественным. Это нефизично (This is unphysical). Итак, согласно простому сочетанию теории электромагнетизма и эйнштейновской гравитации, состояние Q = M должно быть пределом.

Когда чёрная дыра достигнет этой точки, простым вариантом для дальнейшего разделения было бы распад на две меньшие чёрные дыры. Однако для того, чтобы подобное расщепление было возможно, законы сохранения энергии и сохранения заряда требуют, чтобы в одном из дочерних объектов в итоге заряд превалировал над массой. Исходя из уравнений Эйнштейна и Максвелла, это невозможно.


Инфографика от 5W для журнала Quanta

Но, в конце концов, разделение экстремальных чёрных дыр на две части возможно, как указали в 2006 году Нима Аркани-Хамед, Любос Мотл, Альберто Николис и Кумрун Вафа. Они отметили, что объединённые уравнения Эйнштейна и Максвелла не работают для маленьких, сильно искривлённых чёрных дыр. В меньших масштабах дополнительные нюансы, связанные с квантово-механическими свойствами гравитации, приобретают большую важность. Эти детали вносят поправки в уравнения Эйнштейна-Максвелла, корректируя прогнозируемый экстремальный предел. Четыре физика показали, что чем меньше чёрная дыра, тем весомее эти поправки, в результате чего экстремальный предел смещается всё дальше и дальше от Q = M.


Исследователи также отметили, что если корректировки имеют нужный знак положительный, а не отрицательный тогда маленькие чёрные дыры могут содержать больше заряда, чем массы. Для них Q > M, и это именно то, что нужно для распада больших экстремальных чёрных дыр.

Если это так, то не только чёрные дыры могут распасться. Аркани-Хамед, Мотл, Николис и Вафа отметили, что из этого следует еще один факт о природе: гравитация должна быть самой слабой силой. Заряд объекта Q это его чувствительность к любому взаимодействию, кроме силы тяжести. Его масса М это его чувствительность к гравитации. Таким образом, Q > M означает, что из обеих сил гравитация является слабейшей.

Исходя из своего предположения о том, что чёрные дыры способны распадаться, четыре физика обобщили гипотезу, предположив, что гравитация должна быть самой слабой силой в любой жизнеспособной вселенной. Другими словами, объекты с Q > M всегда будут существовать для любого вида заряда Q, независимо от того, являются ли эти объекты частицами, такими как электроны (которые действительно имеют гораздо большие электрические заряды, чем их масса), или маленькими чёрными дырами.

Эта гипотеза слабой гравитации получила широкое распространение, поддерживая ряд других идей о квантовой гравитации. Но Аркани-Хамед, Мотл, Николис и Вафа не доказали, что Q > M или что экстремальные чёрные дыры могут распадаться. Поправки квантовой гравитации к экстремальному пределу могут быть отрицательными, и в этом случае маленькие чёрные дыры могут нести даже меньший заряд на единицу массы, чем большие. Экстремальные чёрные дыры не распались бы, и гипотеза о слабой гравитации не оправдалась.

Все это означало, что исследователям нужно было выяснить, каков на самом деле знак корректировок квантовой гравитации.

Беспорядок повсюду


Вопрос о квантовых гравитационных корректировках поднимался и ранее, в другой, казалось бы, не связанной теме по изучению чёрных дыр.

Почти 50 лет назад ныне покойные физики Джейкоб Бекенштейн и Стивен Хокинг независимо друг от друга обнаружили, что энтропия чёрной дыры прямо пропорциональна площади её поверхности. Энтропия, обычно рассматривается как мера беспорядка, она оценивает количество способов, которыми внутренние части объекта могут быть перестроены без какого-либо изменения общего состояния. (Если комната грязная, т.е., с высокой энтропией, вы можете перемещать предметы случайным образом, и комната останется настолько же грязной; в противоположном случае, если комната чистая, т.е. с низкой энтропией, перемещение предметов сделает её менее аккуратной.) Перебросив мостик между энтропией чёрной дыры, которую определяют её внутренние микроскопические компоненты, и её геометрической площадью поверхности, закон энтропии Бекенштейна и Хокинга стал одной из самых сильных опор физиков для изучения чёрных дыр и квантовой гравитации.

Бекенштейн и Хокинг вывели свой закон, применив уравнения гравитации Эйнштейна (вместе с законами термодинамики) к поверхности чёрной дыры. Они рассматривали эту поверхность как гладкую и игнорировали любые структуры, существующие в микроскопических масштабах.

В 1993 году физик Роберт Уолд из Чикагского университета показал, что можно добиться большего. Уолд нашёл хитрые лазейки для получения небольших эффектов, получаемых от более микроскопических уровней реальности, не зная, каково полное описание этого более глубокого уровня. Его тактика, впервые применённая физиком Кеннетом Уилсоном в другом контексте, заключалась в том, чтобы описывать все возможные физические эффекты. В уравнениях Эйнштейна Уолд показал, как добавить ряд дополнительных факторов любых, имеющих правильные размерности и единицы измерения, построенные из всех физически значимых переменных, которые могли бы описывать неизвестные свойства чёрной дыры на близкой дистанции к её поверхности. Вы можете описать наиболее общий набор элементов, которые у вас могут быть в принципе, которые описывают кривизну [чёрной дыры] определённого размера, сказал Кремонини.


К счастью, этот ряд можно прервать после первых нескольких элементов, поскольку всё более сложные составные части многих переменных мало способствуют окончательному ответу. Даже многие из ведущих членов ряда могут быть вычеркнуты, потому что они имеют неправильную симметрию или нарушают условия согласованности. Это оставляет лишь несколько сущностей любого значения, которые модифицируют уравнения гравитации Эйнштейна. Решение этих новых, более сложных уравнений дает более точные свойства чёрной дыры.

Уолд проделал это в 1993 году, рассчитав, как квантовые гравитационные эффекты на малых расстояниях корректируют закон энтропии Бекенштейна-Хокинга. Эти поправки смещают энтропию чёрной дыры, таким образом, что она становится не точно пропорциональна площади. И хотя невозможно вычислить энтропийный сдвиг напрямую участвуют переменные с неизвестными значениями ясно, что поправки тем значительнее, чем меньше чёрная дыра, и, следовательно, тем больше энтропийный сдвиг.

Три года назад Чунг, Лю и Реммен применили один и тот же базовый подход Уолда к изучению заряженных чёрных дыр и экстремального предела. Они модифицировали уравнения Эйнштейна-Максвелла серией дополнительных членов, возникающих из-за эффектов на близком расстоянии, и решили новые уравнения, чтобы вычислить новый скорректированный экстремальный предел. Это привело к удивительному результату: поправки к экстремальному пределу заряженной чёрной дыры точно соответствовали поправкам к её энтропии, рассчитанным по формуле Уолда; квантовая гравитация неожиданно сдвигает обе величины одинаково.

Реммен помнит дату, когда они завершили расчет 30 ноября 2017 года потому что это было так увлекательно, вспоминает он. Это было очень захватывающе, когда мы доказали, что эти [дополнительные] элементы дают одинаковые сдвиги и энтропии и экстремальности.


Грант Реммен, Клиффорд Чунг и Джунью Лю обнаружили, что изменение экстремального предела чёрной дыры соответствует изменению её энтропии.

Но одинаковый ли знак у этих сдвигов? Обе поправки зависят от неопределённых переменных, поэтому в принципе они могут быть как положительными, так и отрицательными. В своей статье 2018 года Чунг и его коллеги подсчитали, что энтропийный сдвиг является положительным в большом классе сценариев и моделей квантовой гравитации. Они утверждают, что также интуитивно понятно, что сдвиг энтропии должен быть положительным. Напомним, что энтропия измеряет все возможные внутренние состояния чёрной дыры. Кажется разумным, что учёт более микроскопических деталей поверхности чёрной дыры выявит новые возможные состояния и, следовательно, приведет к большей энтропии, а не к меньшей. Чем больше микросостояний тем более правдоподобной будет теория, сказал Реммен.

Если это так, то сдвиг в экстремальном пределе также является положительным, что позволяет меньшим чёрным дырам хранить больше заряда по отношению к массе. В этом случае чёрные дыры всегда могут распасться на более лёгкие, сказал Чунг, добавив, что гипотеза слабой гравитации верна.

Но другие исследователи указывают на то, что эти результаты не являются прямым доказательством гипотезы о слабой гравитации. Гэри Шиу, физик-теоретик из Университета Висконсина в Мэдисоне, сказал, что вера в то, что энтропия всегда должна возрастать, когда вы принимаете во внимание квантовую гравитацию, это интуитивный вывод, с которым кто-то согласен, а кто-то нет.

Шиу привёл контрпримеры: нереалистичные модели квантовой гравитации, в которых благодаря аннулированию эффектов на коротких расстояниях уменьшается энтропия чёрных дыр. В этих моделях нарушается причинность или другие фундаментальные принципы, но, по мнению Шиу, смысл в том, что вновь найденная связь с энтропией сама по себе не доказывает, что экстремальные чёрные дыры всегда могут распадаться или что гравитация всегда является самой слабой силой.

А вообще доказать [гипотезу о слабой гравитации] это было бы просто фантастически, добавил Шиу. Именно поэтому мы всё ещё думаем об этой проблеме.


Запретное болотное царство


Гравитация является самой слабой из четырёх фундаментальных взаимодействий в нашей вселенной. Гипотеза о слабой гравитации утверждает, что иначе и быть не могло. Помимо нашей вселенной, гипотеза также, кажется, верна для любых теоретически возможных вселенных, выводимых из теории струн. Кандидат в квантовую теорию гравитации, теория струн, утверждает, что частицы это не точки, а протяженные объекты (т.н. струны), и что пространство-время в микроскопических масштабах также имеет дополнительные измерения. Когда теоретики описывают различные наборы струн, которые могут определять вселенную, они неизменно обнаруживают, что гравитация которая возникает из определённого типа струн всегда является самой слабой силой в этих модельных вселенных. Видеть, что это в конечном итоге происходит раз за разом, очень поразительно, делится Хорхе Сантос, физик из Института перспективных исследований в Принстоне, Нью-Джерси и Кембриджском университете.

Гипотеза о слабой гравитации является одной из наиболее важных в наборе гипотез болотных царств, выдвинутых физиками за последние два десятилетия. Это спекулятивные утверждения, основанные на мысленных экспериментах и примерах, о том, какие виды вселенных возможны и невозможны. Исключая невозможные варианты вселенных (помещая их в бесполезное болотное царство), болотные теоретики стремятся выяснить, почему наша вселенная такая, какая она есть.

Если бы исследователи смогли доказать, что гравитация неизбежно является самой слабой (и, как следствие, что чёрные дыры всегда могут разрушиться), то самый важный вывод, по мнению Сантоса, состоит в том, что квантовая гравитация должна стать теорией великого объединения. То есть, если Q и M должны иметь фиксированное соотношение, их связанные силы должны быть частью одной единой математической структуры. Сантос отметил, что единственной существующей теорией, которая объединяет фундаментальные силы в единую структуру, является теория струн. Конкурирующие подходы, такие как петлевая квантовая гравитация, пытаются квантовать гравитацию, разделяя пространство-время на части, не связывая гравитацию с другими силами. Если гипотеза слабой гравитации верна, то такие вещи, как петлевая квантовая гравитация, мертвы, сказал Сантос.

Хорхе Пуллин, теоретик петлевой квантовой гравитации в Университете штата Луизиана, считает что мёртвый это слишком сильно сказано. Этот подход сам по себе может быть частью более широкой объединённой теории, говорит он: Петлевая квантовая гравитация не исключает объединяющую структуру, просто мы пока не ставили это в повестку дня.


Гипотеза о слабой гравитации также взаимно усиливает некоторые другие гипотезы о болотных царствах, в том числе о роли симметрии и расстояния в квантовой гравитации. Согласно Шиу, логическая связь между этими гипотезами даёт нам некоторую уверенность в том, что, хотя эти заявления сделаны в виде предположений, за ними может скрываться универсальная истина.

Шиу сравнил наше нынешнее, приблизительное понимание квантовой гравитации с первым периодом развития квантовой механики. Было много догадок, много прыжков веры в то, что является правильной теорией субатомного мира, сказал он. В конце концов, многие из этих догадок оказались частью нынешней широкомасштабной картины.

Универсальная Энергия и Беспорядок


Новое исследование может иметь далеко идущие последствия не только в изучении чёрных дыр и квантовой гравитации.

В своей мартовской статье Гун и Пенко уточнили расчёт поправок энтропии и экстремальности чёрной дыры. Вместо того, чтобы использовать понятия, связанные с гравитацией и геометрией поверхности чёрной дыры, они рассчитали поправки исключительно в терминах универсальных термодинамических величин, таких как энергия и температура. Это позволило им обнаружить термодинамическую связь между энергией и энтропией, которая обычно наблюдается в природе.

Эта взаимосвязь просто прекрасна, говорит Сантос.

В случае с чёрными дырами формула учёного дуэта (Гун и Пенко) говорит о том же, что уже доказали Чунг, Реммен и Лю: это квантовая гравитация сдвигает экстремальный предел чёрных дыр (позволяя им хранить больше заряда по отношению к массе) и смещает их энтропию на пропорциональную величину. Другой способ описания дополнительной вместимости, обусловленной квантовой гравитацией, заключается в том, что чёрная дыра с фиксированным зарядом может иметь меньшую массу. Масса является формой энергии, и поэтому данное уменьшение массы можно рассматривать в более общем смысле как сдвиг в количестве энергии. Что обратно пропорционально сдвигу в значении энтропии.

В то время как для чёрной дыры равные и противоположные смещения в значениях энергии и энтропии происходят под влиянием неизвестных факторов квантовой гравитации, эквивалентная ситуация характерна для любой физической системы вблизи её экстремального предела.

Например, газ становится экстремальным при охлаждении до абсолютного нуля. Термодинамическая формула Гуна и Пенко говорит, что любые изменения в физике газа на микроскопическом уровне (например, когда речь идёт о типах атомов, которые его составляют) вызывают сдвиги в его энергии и энтропии, как с противоположными знаками, так с совпадающими. Гун предположил, что связь между энергией и энтропией может быть полезна в исследованиях ультрахолодных газов и других криогенных экспериментах, потому что иногда одно вычислить легче, чем второе.

Независимо от того, окажется ли эта взаимосвязь энтропия/энергия полезной в более приземлённых областях физики, у исследователей ещё очень много работы, чтобы изучить её в контексте чёрных дыр и её значение для природы гравитации.

Сможем ли мы ответить на вопрос: почему гравитация так слаба?- сказал Чунг. Тот факт, что этот вопрос один из главных, тот факт, что на этот вопрос можно чётко ответить, не вдаваясь в философские рассуждения, и тот факт, что он таким окольным путём приводит к энтропии (причём, путём, проверенным временем), в результате всего этого все эти увлекательные вещи о чёрных дырах кажутся каким-то безумием.
Подробнее..

Перевод Черные дыры самые страшные объекты во Вселенной

04.11.2020 16:22:09 | Автор: admin

Хэллоуин время призраков, гоблинов и упырей, но нет ничего страшнее во Вселенной, чем черные дыры.

Черные дыры области в космосе, где гравитация настолько сильна, что ничто не сможет вырваться.ПоловинаНобелевской премии по физике 2020 годабыла присуждена Роджеру Пенроузу за математическую работу, показывающую, что черные дыры являются неизбежным следствием теории гравитации Эйнштейна.Вторую половину поделили Андреа Гэз и Райнхард Генцель разделили вторую половину, показав, чтомассивная черная дыра находится в центре нашей галактики.

Черные дыры пугают по трем причинам:

  1. Если вы упадете в черную дыру, оставшуюся после гибели звезды, вас разорвет на куски.

  2. У массивных черных дыр в центре галактик ненасытный аппетит.

  3. Черные дыры это места, где нарушаются законы физики.

Яизучаючерные дыры более 30 лет.В частности,сверхмассивные,которые скрываются в центре галактик.Большую часть времени они неактивны, но когда активны и пожирают звезды и газ, область около черной дыры может затмить всю галактику, в которой она находится.Галактики, в которых активны черные дыры, называютсяквазарами.Несмотря на все данные об этих объектах, полученные за последние десятилетия, мы еще многого не знаем.

Смерть от черной дыры

Считается, что черные дыры образуются при гибели массивной звезды.После того, как ядерное топливо звезды исчерпано, ее ядро схлопывается до самого плотного состояния материи, которое только можно вообразить в сто раз более плотного, чем атомное ядро.Оно настолько плотное, что протоны, нейтроны и электроны больше не являются дискретными частицами.Поскольку черные дыры темные, их обнаруживают, когдаонивращаютсявокруг нормальной звезды.Ее свойства позволяют астрономам делать выводы о свойствах ее компаньона, черной дыры.

Cygnus X-1Cygnus X-1

Первой подтвержденной черной дырой сталCygnus X-1 самый яркий источник рентгеновского излучения в созвездии Cygnus.С тех пор было найдено около 50 черных дыр в системах, где обычная звезда вращается вокруг черной дыры.Это ближайшие примеры из предполагаемых 10 миллионов, рассеяных по Млечному Пути.

Черные дыры могилы материи.Ничто не может избежать их, даже свет.Судьбой тех, кто упадет в черную дыру станетспагеттификация, идею которой популяризировал Стивен Хокинг в книгеКраткая история времени.При спагеттификации гравитация черной дыры разорвала бы вас на части, разделив кости, мышцы, сухожилия и даже молекулы.Как поэт Данте описал слова над вратами ада в Божественной комедии: Оставь надежду, всяк сюда входящий.

Голодный зверь в каждой галактике

Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл за последние 30 лет показали, чтовсе галактикиимеют черные дыры в центре.

Природа знает, как создавать черные дыры ошеломляющего диапазона масс от мертвых звезд, в несколько раз превышающих массу Солнца, до монстров, в десятки миллиардов раз массивнее.Это похоже на разницу между яблоком и Великой пирамидой в Гизе.

Буквально в прошлом году астрономы опубликовалипервое в истории изображение черной дырыи ее горизонта событий зверя с массой 7 миллиардов солнечных масс в центре эллиптической галактики M87.

Черная дыра в галактике M87Черная дыра в галактике M87

Это более чем в тысячу раз крупнее черной дыры в нашей галактике, первооткрыватели которой получили в этом году Нобелевскую премию.Эти черные дыры большую часть времени темные, но когда их гравитация притягивает близлежащие звезды и газ, они вспыхивают, вызывая интенсивную активность и выбрасывая огромное количество излучения.

Массивные черные дыры опасны по двум причинам:

  1. Если вы подойдете слишком близко, огромная гравитация поглотит вас.

  2. Если они находятся в активной фазе квазара, вы будете поражены излучением энергии.

Насколько ярок квазар?Представьте, что вы парите над большим городом, например, над Лос-Анджелесом ночью.Примерно 100 миллионов огней от автомобилей, домов и улиц города соответствуют звездам в галактике.По этой аналогии черная дыра в активном состоянии подобна источнику света диаметром 1 дюйм в центре Лос-Анджелеса, который затмевает город в сотни или тысячи раз.Квазары самые яркие объекты во Вселенной.

Странные сверхмассивные черные дыры

Самаябольшая обнаруженная черная дыравесит в 40 миллиардов раз больше массы Солнца, или в 20 раз больше Солнечной системы.В то время как внешние планеты в нашей Солнечной системе обращаются по орбите один раз в 250 лет, этот гораздо более массивный объект вращается раз в три месяца.Его внешний край движется со скоростью вдвое меньше скорости света.

Как и другие черные дыры, крупные скрыты от глазгоризонтом событий.В их центрах находитсясингулярность точка в пространстве, где плотность бесконечна. Мы не можем понять внутреннюю часть черной дыры, потому что законы физики нарушаются: время замирает на горизонте событий, а в сингулярности гравитация становится бесконечной.

Хорошая новость о массивных черных дырах заключается в том, что вы можете выжить, попав в одну из них.Их гравитация сильнее, но сила растяжения слабее, чем у маленькой черной дыры, и она не убьет вас.Плохая новость в том, что горизонт событий отмечает край пропасти.Ничто не может ускользнуть из-за горизонта событий, поэтому вы не сможете убежать и рассказать о свое путешествии.

По словам Стивена Хокинга, черные дырымедленно испаряются.В далеком будущем Вселенной, спустя много времени после того, как все звезды умрут и галактики исчезнут из поля зрения ускоряющегося космического расширения, черные дыры будут последними выжившими объектами.

Самым массивным черным дырам потребуетсяневообразимое количество лет, чтобы испариться. По оценкам, 10 в сотой степени или 10 со 100 нулями после него.Самые страшные объекты во Вселенной почти вечны.

Подробнее..

Черные дыры и голограммы

17.01.2021 10:16:16 | Автор: admin

Эта статья является четвертой заключительной и самой объемной частью конспекта книги Скрытая реальность: Параллельные миры и глубинные законы Космоса.

Платон утверждал, что наши ощущения это не более чем слабое отражение гораздо более богатойреальности, проблёскивающей за пределами досягаемости. Похоже, что два тысячелетия спустя, пещера Платона может стать чем-то большим, чем просто метафорой.

Являясь, возможно, наиболее странной реализацией идеи опараллельных мирах, голографический принцип предполагает,что всё, что мы ощущаем, может быть полностью эквивалентнымобразом описано в виде нечто, происходящего на тонкой иудалённой поверхности. Он утверждает, что если было бы возможно понять законы, управляющие физикой на этой удалённойповерхности, и то, как происходящие там явления связаны снашим опытом здесь, мы смогли бы полностью разобраться вокружающей действительности.

Информация

Традиционно физика рассматриваетобъекты и изучаетсилы, влияющие на их поведение и управляющие их взаимодействиями. Уилер полагал, что объекты вещество и излучение следует рассматривать как вторичные, как носителей более абстрактной и более фундаментальной сущности: информации. Уилер не утверждал, что вещество и излучение являются в том илиином смысле эфемерными; он считал, что их следует рассматривать как материальные проявления чего-то более фундаментального. Он считал, что информация то, где частица находится,каков её спин и такдалее образует цельное ядро в сердце реальности. То, что такаяинформация реализуется в реальных частицах,чем-то похоже на то, как рисунок архитектора воплощается впостроенном небоскрёбе. Фундаментальная информация отражена в рисунке. Небоскрёб это всего лишь реализация заложенной в проекте архитектора информации.

С этой точки зрения, нашу вселенную можно рассматриватькак информационный процессор. Он берёт информацию, касающуюся устройства вещей сейчас, и порождает информацию, характеризующую устройство вещей в следующем сейчас, и в последующем сейчас. Наши чувства улавливают этот процесс, замечая изменения окружающей среды во времени. Но окружающаясреда сама является производной; она возникает из фундаментального ингредиента, информации, и развивается согласно фундаментальным правилам, законом природы.

Не известно, будет ли такая информационно-теоретическая установка доминировать в физике, как считал Уилер. Однако недавно, во многом благодаря работам физиков тХоофта иСасскинда, в сознании учёных произошёл сдвиг, вызванный изучением нетривиальных вопросов, касающихся поведения информации в одном особенном экзотическом контексте:в чёрных дырах.

Черные дыры

Решение Шварцшильда показывает, что обычные тела, такиекак Солнце и Земля, не сильно искривляют пространство. Это хорошосоответствовало приближённым решениям Эйнштейна, которыеему удалось найти ранее. Но Шварцшильд смог выйти за рамкиприближений. Его точное решение обладало поразительнымсвойством: если достаточное количество массы сжать до объёманебольшого шара, то возникнет гравитационная пропасть. Пространственно-временная кривизна станет настолько экстремальной, что всё, что отважится оказаться слишком близко, будетзахвачено в ловушку. Поскольку это всё включает свет, такиеобласти потемнеют и станут чёрными, что явилось причинойисходного термина чёрные звёзды. Экстремальное искривление заставит замереть на краю звезды даже время: отсюда возникдругой термин замёрзшие звёзды. Спустя полвека Уилер сделал популярными такие звёзды как срединаучной общественности, так и у любителей науки, дав им болеезапоминающееся имя: чёрные дыры.

В тевремена даже Эйнштейну было трудно полностью разобраться всложной математической структуре общей теории относительности. Интенсивное сворачиваниепространства и времени, уже в то время с очевидностью следовавшее из уравнений, было, по мнению Эйнштейна, слишкомрадикальным, чтобы быть правдой. Эйнштейн отказывался верить, что такая экстремальная конфигурация вещества является чем-то большим, чем вышедшими из-под контроля математическими манипуляциями, хоть и вытекающими из его собственных уравнений. Но всё же за прошедшие десятилетия астрономы собрали многочисленные наблюдательные данные, свидетельства относительно того, что чёрные дыры существуют и их много.

В начале 1970-х годов Уилер осознал, что если Второй закон термодинамики рассматриватьприменительно к окрестности чёрной дыры, то, похоже, что онперестаёт работать. Свежий взгляд на этот вопрос Бекенштейна, студента Уилера, пришёл на выручку, посеяв при этомсемена возникшего впоследствии голографического принципа.

Второй закон

Энтропияизначально была введена в середине девятнадцатого столетиядля количественного описания рассеяния энергии в двигателяхвнутреннего сгорания, но современная точка зрения такова, что энтропия является характеристикой того, насколько упорядочена илинет данная система, для того чтобы иметь такой вид, какой онаимеет.

В качестве примера рассмотрим контейнерс паром и куб изо льда. Будем рассматривать только их совокупные макроскопические свойства, которые можно наблюдать илиизмерять, не зная при этом детального состояния составляющихих молекул. Если опустить и вынуть руку из пара, то вы перемешаете между собой миллиарды молекул, но при этом парбудет выглядеть столь же однородным, как и ранее. Но изменитеслучайным образом положения и скорости многих молекул вкуске льда, и результат вы увидите незамедлительно кристаллическая структура льда будет разрушена. Пар, со случайно летающими по контейнеру молекулами, обладает высокой степенью беспорядка; лёд, молекулыкоторого расположены регулярным образом в кристаллическойрешётке, высоко упорядочен. Энтропия пара высока; энтропия льда низкая.

Второй закон термодинамики устанавливает, что со временем полная энтропия системы будет возрастать. Чтобы понять, почему так происходит,достаточно самых элементарных представлений о вероятности истатистике. По определению, конфигурация с высокой энтропиейможет реализоваться посредством большего числа микроскопических перестановок, чем конфигурация с меньшей энтропией.По мере эволюции системы она с огромной долей вероятностиоказывается в состоянии с высокой энтропией, потому что, попросту говоря, таких состояний значительно больше, чем остальных.

Как только система достигает конфигурации с максимальнойэнтропией (подобно пару при фиксированной температуре, однородно заполняющему контейнер), то все возможности для дальнейшего увеличения энтропии оказываются исчерпанными. Поэтому более точное утверждение таково, что энтропия возрастает, пока не достигнет наибольшего значения, допускаемого системой.

Следует отметить, что Второй закон не утверждает, что энтропия не можетуменьшиться, однако такое событие крайне маловероятно. Молекулы только что добавленного в чашку кофе молока могут, врезультате своих случайных движений, объединиться в плавающую статуэтку Санта Клауса. Но не дождётесь. Плавающий Сантаиз молока имеет очень низкую энтропию. По сравнению с этим конфигурация, в которой молекулы молокаоднородно распределены по чашке, имеет значительно болеевысокую энтропию: огромное число перегруппировок по-прежнему выглядит как обычный кофе с молоком. Аналогичные рассуждениясправедливы для огромного количества переходов от высокой книзкой энтропии, так что кажется, что Второй закон несокрушим.

Второй закон и черные дыры

Вернёмся теперь к взглядам Уилера на чёрные дыры. В начале1970-х годов Уилер заметил, что, когда чёрные дыры выплываютна сцену, Второй закон начинает сдавать свои позиции. Поместите в чёрнуюдыру любую изучаемую вами систему. Так как ничего не может покинуть её пределы, беспорядок в системе окажется, по-видимому,навсегда исчезнувшим. Многие посчитали, что Второй закон столкнулся с достойным соперником.

Бекенштейна это не убедило. Он предположил, что энтропия не пропадает в черной дыре, а каким-то образов в нее трансформируется. Кроме того, никто не утверждал, что, поглощая материю черная дыра приводит к нарушению Первого закона термодинамики, сохранению энергии. Наоборот, уравнения Эйнштейна показывают, что при поглощении вещества чёрная дыра становится больше и тяжелее.Энергия может перераспределиться, часть из неё упадёт в чёрнуюдыру, а часть останется снаружи, но общее количество сохранится. Может быть эта же идея применимаи к энтропии. Часть энтропии остаётся снаружи чёрной дыры, адругая часть падает внутрь, но ничего не исчезает бесследно.

Это звучит разумно, но эксперты идею не одобрили. НайденноеШварцшильдом решение и последующие разработки показывают следующее. Каким бы перемешанным и неупорядоченным небыло падающее внутрь вещество и излучение, оно сжимается вбесконечно малый объём в центре чёрной дыры. Поправде говоря, никто не знает, что происходит во время такогомощного сжатия, потому что экстремальная кривизна и плотность делают уравнения Эйнштейна непригодными; однако всем не кажется, что в центре чёрной дыры может быть какой-тобеспорядок. А за пределами своего центра чёрная дыра простопустая область пространства-времени, простирающаяся до горизонта событий. Нет никаких движущихся туда-сюда молекул и атомов, поэтому перегруппировываться нечему; кажется, что чёрная дыра вообще лишена энтропии.

В 1970-х годах такая точка зрения была подкреплена так называемыми теоремами об отсутствии волос, которые на математическом языке утверждают, что чёрным дырам недостаёт отличительных характеристик. Согласноэтим теоремам любые две чёрные дыры, обладающие одинаковыми массами, зарядами и угловыми моментами, неразличимы.

Затем появилось ещё более убийственное рассуждение, которое, какказалось, полностью сводило на нет идею Бекенштейна. Согласноосновным положениям термодинамики между температурой иэнтропией есть тесная связь. Температура это мера усреднённого движения составных частей данного объекта. Энтропия является мерой возможных перегруппировок этих компонентов, которые с макроскопической точки зрения останутся незамеченными. Таким образом,как энтропия, так и температура зависят от совокупных свойстврассматриваемого объекта. Если рассмотреть вопрос математически, то станет ясно, что если Бекенштейнправ и чёрные дыры обладают энтропией, то у них должна бытьтемпература. Именно это и вызвало тревогу. Любой объект сненулевой температурой должен излучать. Если чёрная дыра обладает ненулевой температурой, то сами законы термодинамики, которые Бекенштейн хотелсохранить, говорят, что она тоже должна излучать. Но это противоречит принятому пониманию, что ничегоне может вырваться из гравитационной хватки чёрной дыры.Почти все решили, что Бекенштейн ошибается. У чёрных дыр неттемпературы. У них нет энтропии. В присутствии чёрных дыр нарушаетсяВторой закон термодинамики.

Несмотря на многочисленные аргументы против, в пользу Бекенштейна говорил один замечательный результат. В 1971 году Хокинг осознал, что чёрные дыры подчиняются занятному правилу. Если черная дыра поглощает материю и излучение, то полная площадь поверхности чёрной дыры возрастает. Под площадью поверхности Хокинг подразумевал площадь горизонта событий каждойчёрной дыры. Если считать, чтокаким-то образом площадь поверхности чёрной дыры являетсямерой её энтропии, то возрастание площади полной поверхностиможет рассматриваться как рост полной энтропии.Это была очень привлекательная аналогия, но почти все считали, что сходство теоремы Хокингао площади со Вторым законом не более чем случайность. Этоположение сохранялось до того момента, пока несколько лет спустя Хокинг не сделал одно из самых важных вычислений в современной теоретической физике.

Излучение Хокинга

Поскольку квантовая механика не играет никакой роли в общей теории относительности Эйнштейна, решение Шварцшильда для чёрных дыр основывается исключительно на классической физике. Однако надлежащее рассмотрение вещества и излучения таких частиц, как фотоны, нейтрино и электроны, которые могут переносить массу, энергию и энтропию из одного местав другое требует продлить решение Шварцшильда в квантовую область. Это нелегко.Несмотря на достижения теории струн (а также других подходов таких как петлевая квантовая гравитация), физики по-прежнему находятся наначальном уровне в попытках совместить квантовую физику и теорию гравитации. А в далёких 1970-х было ещё меньшетеоретических оснований для понимания того, как квантоваямеханика может влиять на гравитацию.

Однако были физики, которые работали в этом направлении икоторым удалось добиться частичного объединения квантовоймеханики и общей теории относительности, рассмотрев распространение квантовых полей (квантовая часть) в фиксированной,но искривлённой пространственно-временной среде (гравитационная часть). Хокингвоспользовался частичным объединением и рассмотрел, какквантовые поля будут вести себя в очень особой области пространства-времени в окрестности чёрной дыры. То, что он обнаружил, поразило физиков до глубины души.

Хорошо известное свойство квантовых полей в обычном, пустом, не искривлённом пространстве-времени состоит в том, чтоиз-за квантовых флуктуаций парам частиц, например, электронуи его античастице, позитрону, позволяется мгновенно возникнуть из ничего, немножко пожить, после чего столкнуться друг сдругом, и в результате взаимно аннигилировать. Этот процесс,квантовое рождение пары, интенсивно изучался как теоретически, так и экспериментально, и был разобран со всех сторон.

Новой характеристикой квантового рождения пары являетсято, что если один партнёр имеет положительную энергию, то иззакона сохранения энергии следует, что другой партнёр долженобладать тем же количеством отрицательной энергии понятие, которое не имеет смысла в классической вселенной. Однако, благодаря принципу неопределённости имеется своеобразная лазейка, позволяющая частицам иметь отрицательную энергию. Если частица существует лишьмимолётно, то квантовая неопределённость говорит, что никакому эксперименту не хватит времени, даже в принципе, определить знак её энергии.

Хокинг заново рассмотрел вездесущие квантовые флуктуации,но не в пустом пространстве, а вблизи горизонта событий чёрнойдыры. Если частицы образуются достаточно близко к краючёрной дыры, то одну из них может затянуть внутрь, а другаяулетит в пространство. В отсутствии чёрной дыры такого никогдане происходит, потому что, если частицы не аннигилируют другс другом, то частица с отрицательной энергией сможет пробитьсясквозь защитную рябь квантовой неопределённости. Хокинг осознал, что столь радикальное закручивание пространства и времени чёрной дырой может привести к тому, что частицы, обладающие отрицательной энергией с точки зрения наблюдателя снаружи чёрной дыры, окажутся частицами с положительной энергией для наблюдателя внутри неё. Таким образом,чёрная дыра предоставляет частицам с отрицательной энергиейнадёжное убежище, поэтому нужда в квантовой маскировке отпадает.

Причина, по которой энергия меняется, отнюдь не так очевидна; она основывается на внутренней связи между энергией ивременем. Энергию частицы можно представлять, как скоростьвибраций квантового поля. Если заметить, что сам смысл скорости вовлекает понятие времени, взаимосвязь между энергией ивременем становится очевидной. Чёрные дыры оказывают глубочайшее влияние на время. Для удалённого наблюдателя времяпри приближении объекта к горизонту чёрной дыры замедляется, а на горизонте останавливается совсем. При пересечении горизонта время и пространство меняются ролями внутри чёрной дыры радиальное направление становится временем. Этоозначает, что внутри чёрной дыры понятие положительной энергии совпадает с движением вдоль радиального направления кцентру сингулярности чёрной дыры. Когда партнёр с отрицательной энергией из пары рождённых из вакуума частиц пересекаетгоризонт, он действительно падает в центр чёрной дыры. Такимобразом, отрицательная энергия, которая у него была с точкизрения удалённого наблюдателя, становится положительной энергией для наблюдателя внутри чёрной дыры. Поэтому такиечастицы могут существовать во внутренности чёрной дыры.

Частицы с положительной энергией летят наружу от горизонта событий, поэтому издалека они выглядят как некое излучение,получившее название излучение Хокинга. Частицы с отрицательной энергией поглощаются чёрной дырой, поэтому их нельзя непосредственно наблюдать, однако их можно обнаружить косвенным способом. Подобно тому как масса чёрной дыры растёт припоглощении всего, что обладает положительной энергией, онатакже уменьшается при поглощении всего, что имеет отрицательную энергию. Чёрная дыра излучает направленный наружу поток излучения по меретого как её масса уменьшается. То есть, если добавить квантовую механику, то чёрные дыры перестают быть абсолютно чёрными. Открытие Хокинга было как гром среди ясного неба.

Однако это вовсе не означает, что типичная чёрная дыра нагрета до красного свечения. По мере того как поток частицы летитот чёрной дыры, он должен преодолевать невероятное сопротивление со стороны её гравитационного притяжения. На это частицы тратят свою энергию и поэтому значительно остывают. Хокинг вычислил, что наблюдатель, находящийся достаточно далеко от чёрной дыры, обнаружит, что температура остаточного утомлённого излучения обратно пропорциональна массе чёрнойдыры. Огромная чёрная дыра, подобная находящейся в центренашей Галактики, имеет температуру менее триллионной долиградуса выше абсолютного нуля. Чёрная дыра с массой Солнцабудет иметь температуру меньше чем миллионная доля градуса.

Теоретические вычисления Хокинга, определяющие температуру даннойчёрной дыры и испускаемого ею излучения, дали все необходимые данные для определения количества энтропии, которую, согласно стандартным законам термодинамики, должна иметь чёрная дыра. Полученный ответ оказался пропорционален площадиповерхности чёрной дыры, как и предполагал Бекенштейн.

Открытия Бекенштейна и Хокинга выявили, что в любой ситуацииполная энтропия возрастает, если при этом учитывать не толькоэнтропию обычного вещества и излучения, но также и находящуюся внутри чёрных дыр и определяемую площадью их полнойповерхности.

Это заключение вызвало долгожданное облегчение. Для многих физиков Второй закон, основанный на, казалось бы, неоспоримых статистических рассуждениях, стал священным как практически никакой другой в науке. Его воскрешение означало, что сэтим миром опять всё в порядке. Но со временем появилась небольшая, но первостепенно важная задача, которая показала, что вопрос о справедливости Второго закона не является самым приоритетным. Это задача о месте хранения энтропии, важность которойстанет очевидной, когда мы выявим глубокую связь между энтропией и информацией.

Энтропия и скрытая информация

До настоящего момента энтропия образно описывалась какмера беспорядка, и более количественно, как число перегруппировок компонент системы, не меняющих её совокупных макроскопических свойств. Теперьможно сказать определённо, что энтропию можно осмыслить какизмерение информационного разрыва между теми данными, которые у нас есть (общими макроскопическими свойствами), итеми данными, которых нет (конкретным устройством системына микроскопическом уровне).

В качестве иллюстрации представим, что по полу разбросанно 1000 монет, часть из которых лежит вверх решкой, а часть вверх орлом. Для двух монет имеются четыревозможные конфигурации: (орёл, орёл), (орёл, решка), (решка,орёл), и (решка, решка) две возможности для первой монеты умножаются на две для второй. Для тысячи монет число возможностей вычисляется аналогично: множитель 2 для каждой монеты, и получаем число 21000. Подавляющее большинство конфигураций орёл-решкане будут обладать особыми свойствами, поэтому они никак небудут выделены среди прочих.

Для установления более глубокой связи между энтропией и информацией необходимо уточнить картину, описанную выше. Энтропия системы связана с числом неразличимых перегруппировок её компонентов, но, строго говоря,не равна ему. Эта взаимосвязь выражается с помощью математической операции, называемой логарифмом. Это означает,что в качестве энтропии надо взять показатель полученного нами числа конфигураций, то есть энтропия определяется как 1000,а не 21000.

Преимущество использования логарифма в том, что он позволяет работать с более обозримыми числами, но есть и более важная причина. Чем на самом деле является информация и для чего она нужна? Годы исследований пофизике, математике и компьютерным технологиям сделали этотответ точным. Эти исследования установили, что наиболее полезная мера содержания информации это число различных да илинет вопросов, на которые у этой информации есть ответ. Элемент данных, который может содержать ответ на да или нетвопрос, называется битом двоичный символ, означающий 0 или 1, о котором можно думать, как о численном представлении ответов даили нет. Таким образом, конфигурации орёл-решка из 1000 монетсодержат 1000 бит информации.

Мы рассмотрели частный пример с 1000 монетами, но установленная связь между энтропией и информацией имеет совершенно общий характер. Микроскопические детали любой системысодержат информацию, которая скрыта только при рассмотрениимакроскопических свойств. Например, вы знаететемпературу, давление и объём контейнера с паром, но известноли вам, ударялась ли молекула о верхний правый угол этогоконтейнера? Так же как с разбросанными монетами,энтропия системы равна числу да или нет вопросов, ответы накоторые содержатся в её микроскопическом состоянии, и поэтому энтропия является мерой, скрытой в системе информации.

Энтропия, скрытая информация и черные дыры

Когда Хокинг разработал детальное квантово-механическое обоснование, связывающее энтропию чёрной дыры с площадью еёгоризонта событий, он не только дал количественное описаниеисходного утверждения Бекенштейна, но также создал алгоритмдля его вычисления. Хокинг математически доказал, что энтропия чёрной дыры равна числу клеток планковсой длины, которым покрывается весь горизонтсобытий иными словами, это площадь поверхности чёрнойдыры, измеренная в планковских единицах. На языке скрытой информациивсё выглядит так, как будто каждая клетка тайным образом несётодин бит, 0 или 1, что даёт ответ на один вопрос,описывающий какую-то характеристику чёрной дыры на микроскопическом уровне.

Однако полученные результатыпривели к новым вопросам. Хотя Бекенштейн и Хокинг говорятнам, сколько информации скрыто в чёрной дыре, нам ничего неизвестно о том, что это за информация. Математический анализточно определил величину информации данной чёрной дыры,ничего не сообщив о природе этой информации.

Но есть и другая загадка,которая видится ещё более важной: почему количество информации определяется площадью поверхности чёрной дыры? Если бывы спросили, сколько информации содержится в библиотеке, логично было бы начать говорить о доступном пространстве внутри здания библиотеки. Однако удивительно, чтоприменительно к чёрным дырам способность для хранения информации определяется, согласно Бекенштейну и Хокингу, необъёмом, а площадью поверхности.

Так впервые возникло указание на голографию вместимостьинформационного хранилища определяется площадью граничной поверхности, а не объёмом находящегося внутри неё пространства.

Где находится скрытая информация черной дыры?

Если математикаговорит, что информационный запас чёрной дыры измеряетсяплощадью её поверхности, то является ли это просто средствомчисленного подсчёта, или же это означает, что поверхность чёрной дыры и есть место фактического хранения информации?

Этот глубокий вопрос десятилетиями изучался самыми знаменитыми физиками. Ответ на него в сильной степени зависитот того, смотрите вы на чёрную дыру снаружи или изнутри если снаружи, то есть веская причина полагать, что информациядействительно находится на горизонте.

Однако ОТО со всей ясностью говорит, что при падении сквозь горизонт событий чёрнойдыры ничего особенного не происходит нет никакой материальной поверхности, нет ничего, что каким бы то ни было образом отметилопересечение границы невозврата. Согласно ОТО наши чувства не смогут отличить падение от плавания в пустом пространстве. Это означает,что не будет происходить ничего особого или необычного, покавы свободно падаете сквозь горизонт чёрной дыры. В конце концов, вы ударитесь о центр чёрной дыры, свободное падение прекратится и здесь ваши чувства, несомненно, это зафиксируют.

Этот сюжет придаёт энтропии чёрной дыры ещё больше загадочности. Если при пересечении горизонта чёрной дыры вы ничего не обнаруживаете, ничего отличающего горизонт от внешнего пространства, то как он может хранить информацию? Ответ,к которому тяготеют учёные в течение последнего десятилетия,перекликается с темой дуальности. Дуальность возникает в ситуациях, где есть взаимодополнительные точки зрения, кажущиеся совершенно разными, но при этом внутреннее скованныеединой физической цепью.

Одна существенная точка зрения принадлежит вам, свободнопадающему в чёрную дыру. Другая принадлежит удалённому наблюдателю, следящему за вашим путешествием в телескоп. По мере того как вы пересекаете горизонт чёрной дыры, удалённый наблюдатель видит совершенно иную последовательность событий. Всё дело визлучении Хокинга. Когда удалённый наблюдатель измеряеттемпературу излучения Хокинга, он обнаруживает, что она оченьмала.Однако удалённый наблюдатель знает, что излучение холодноелишь потому, что идущие к нему от горизонта фотоны истратилимного своей энергии, преодолевая гравитационное притяжение чёрной дыры.Наблюдатель приходит к выводу, что при вашем приближении кгоризонту чёрной дыры вы будете встречать всё более энергичныефотоны, которые только начали своё путешествие. Действительно, наблюдательвидит, как вы, подойдя на волосок к горизонту, облучаетесь всёболее и более интенсивным излучением Хокинга, до тех пор, покаот вас не останутся лишь обугленные останки. К счастью, ваши ощущения гораздо более приятные. Вы невидите, не ощущаете и вообще никак не знаете о существованииэтого горячего излучения. Опять же, поскольку состояние свободного падения нейтрализует действие гравитации, ваши ощущения неотличимы от плавания в пустом пространстве. Поэтому с вашей точки зрения вы удачно проходите сквозь горизонт и (менее удачно) сваливаетесь всингулярность чёрной дыры, а с точки зрения удалённого наблюдателя вы сгораете в пылающей короне, окружающей горизонт.

Какая из этих двух точек зрения правильная? Физики утверждают, что обе. Безо всяких сомнений, это трудно совместить с обычной логикой логикой, согласно который вы либоживой, либо нет. Но это не обычная ситуация. Даже больше, этидве столь разные точки зрения никогда нельзя будет сопоставить.Вы не сможете выбраться из чёрной дыры и доказать удалённомунаблюдателю, что живы. И, как оказывается, удалённый наблюдатель не может прыгнуть в чёрную дыру и озадачить вас утверждением, что вас больше нет. Удалённый наблюдатель,внимательно изучая дошедшее до него излучение, может восстановить историю вашей гибели в огне. Но требуетсявремя, чтобы эта информация достигла его. Математические расчёты показывают, что к тому моменту, когда он сможет сделатьвывод, что вы сгорели, у него не останется достаточно временипрыгнуть в чёрную дыру и поймать вас прежде, чем вас поглотитсингулярность.

Что насчёт информации? С вашей точки зрения вся информация, хранящаяся в вашем теле и голове,проходит вместе с вами сквозь горизонт чёрной дыры. С точкизрения удалённого наблюдателя вся переносимая вами информация поглощается слоем излучения, непрерывно клубящимсявблизи горизонта. Биты, содержащиеся в вашем теле, могут сохраниться, но при этом совершенно перемешаются после столкновения и смешения с обжигающегорячим горизонтом. Поэтому для удалённого наблюдателя горизонт событий является реальным местом, населённым реальными вещами, физическими носителями информации.

Вывод такой, что удалённый наблюдатель заключает,что энтропия чёрной дыры определяется площадью её горизонта,потому что горизонт является местом её хранения.

За пределами черных дыр

Результаты Бекенштейна и Хокинга гласят, что скрытая информация чёрной дыры задаётся площадью её горизонта событий.Более того горизонт событийчёрной дыры совпадает с границей данной области и энтропиячёрной дыры равна площади окружающей эту область поверхности. Таким образом, мы получаем важный результат: количествоинформации внутри некоторой области пространства, хранящейся в любых объектах любой формы, всегда меньше площадиокружающей эту область поверхности (измеренной в планковских единицах).

Всё же, если задумываться об устройстве Вселенной, ограничения информационной ёмкости говорят о многом. Представьтелюбую область пространства, например, комнату. Представьте, что всё происходящее в этойобласти сводится к некоторым информационным процессам информация об устройстве окружающей среды в данный момент трансформируется посредством физических законов в информацию об устройстве окружающей среды через секунду, минуту иличерез час. Поскольку наблюдаемые нами физические процессы, атакже процессы, которые нами управляют, по всей видимости,происходят внутри данной области, то естественно ожидать, чтопереносимая этими процессами информация также находитсявнутри этой области. Но только что полученные результатыпредлагают альтернативный взгляд. Обнаруженная связь междуинформацией и площадью поверхности чёрной дыры выходитдалеко за рамки простого численного расчёта; есть конкретныйсмысл, в котором информация хранится на поверхности чёрнойдыры. Сасскинд и тХоофт указали, что данное рассуждение имеетсовершенно общий характер: поскольку информация, необходимая для описания физических явлений внутри любой заданнойобласти пространства, может быть полностью представлена данными на окружающей её поверхности, то существует причинадумать, что эта поверхность и является тем местом, где происходят фундаментальные физические процессы. Как предлагают учёные, привычная нам трёхмерная реальность связанаголографической проекцией с удалёнными двумерными физическими процессами.

Наш опыт здесь и удалённая реальность там образуют крепкуюсвязку параллельных миров. Явления в этих двух мирах автор книги называет их голографическими параллельными вселенными настолько полно связаны друг с другом, что происходящие в каждом из них будут так же крепко связаны, как вы и вашатень.

Мелким шрифтом

Как можно быть уверенным в справедливости голографическогопринципа? Действительно ли чёрные дыры обладаютненулевой температурой и энтропией, и если так, согласуются лиэти значения с теоретическими предсказаниями? Действительноли информационная ёмкость некоторой области пространстваопределяется количеством информации, которая может быть размещена на окружающей её поверхности? И для такой поверхности является ли один бит на одну планковскую клетку пределомна самом деле? Физики думают, что ответ на каждый из этих вопросовположительный, потому что есть непротиворечивая, совместимая и аккуратно выстроенная теоретическая система, с которойтакие выводы прекрасно согласуются. Но поскольку ни одна изэтих идей не ложилась под экспериментальный скальпель, вполне возможно, чтобудущие открытия убедят ученых, что один или более из этих существенных промежуточных шагов являются неверными.

Физикам ещё предстоит создать общую схему рассмотренияэтих вопросов. Считая, что как гравитация, так и квантовая механика играют центральную роль в подобных рассуждениях, можно было бы ожидать, что возможная модель для теоретическихисследований данных вопросов появится в теории струн. Однако,когда тХоофт сформулировал голографический принцип, он сталсомневаться, что теория струн поможет в развитии этой области,заметив, что на планковских расстояниях природа гораздо болеебезумна, чем могут себе представить струнные теоретики.Менее чем десятилетие спустя струнная теория доказала, чтотХоофт ошибался, но его идеи верны.

Теория струн и голография

Одним из следствий результата струнного теоретика Малдасены было то, что в некотороммодельном варианте его результат явно выражал голографический принцип, давая первый математический пример голографических параллельных вселенных. Для этого Малдасена рассмотрел теорию струн во вселенной, которая отличается по форме от нашей Вселенной, но которую было легче анализироватьдля поставленных целей. Математически отличие состояло в том,что у вселенной была граница непроницаемая поверхность,полностью охватывающая внутренность пространства. Сосредоточившись на граничной поверхности, Малдасена убедительнодоказал, что всё, происходящее внутри этой особой вселенной,является отражением действующих на границе законов и процессов.

И хотя метод Малдасены не применим, скорее всего, напрямуюко вселенной с нашей формой, этот результат имел решающеезначение, потому что благодаря этому появился прямой математический способ количественного анализа идей, касающихся голографических вселенных.

Идея Малдасены состояла в использовании новой версии дуальности. Малдасена рассмотрел с двух дополнительных точек зрения свойства плотной стопки трёхмерных бран (речь идет о бранах их М-теории).

С одной, внутренней точки зрения, рассматриваютсяструны, которые движутся, вибрируют и извиваются вдоль этихбран. С другой, внешней, точки зрения рассматривается, какоегравитационное воздействие браны оказывают на своё непосредственное окружение. Малдасена показал, что обе точки зренияописывают одну и ту же физическую ситуацию, но с разных сторон. Внутренняя точка зрения рассматривает движение струн настопке бран, а внешняя точка зрения рассматривает движениеструн в области искривлённого пространства, ограниченногостопкой бран. Приравнивая обе точки зрения, Малдасена обнаружил явную связь между физикой внутри области с физикой награнице области была найдена подробная реализация голографии. В этом состоит основная идея.

Для тех, кому интересно более подробное описание идей Малдасона.

Рассмотрим, говорит Малдасена, стопку из три-бран, настолькоблизко расположенных друг к другу, что они выглядят как монолитная плита, и изучим поведение движущихся в этойсреде струн. Вспомним, что есть два типа струн открытые, каккусочки ниточек, и замкнутые, как колечки. Вспомним также,что концы открытых струн могут скользить по бранам, но немогут отрываться от них, а замкнутые струны не имеют концов ипоэтому могут свободно перемещаться по всему пространству. Натеоретико-струнном жаргоне мы говорим, что открытые струныприкреплены к бранами, а замкнутые струны могут двигаться повсему объёму пространства (или в балке).

Сначала Малдасена математически проанализировал струны снизкой энергией то есть струны, вибрирующие относительномедленно. И вот почему: сила гравитации между двумя любымиобъектами пропорциональна массе каждого объекта; это же справедливо для гравитационного притяжения между любыми двумяструнами. Струны с низкой энергией обладают малой массой и поэтому практически не реагируют на гравитационное притяжение. Таким образом, сфокусировавшись на низкоэнергетическихструнах, Малдасена пренебрёг влиянием гравитации. Это сталосущественным упрощением. В теорииструн гравитационное взаимодействие переносится замкнутымиструнами. Поэтому пренебречь силой гравитации эквивалентнопренебречь влиянием замкнутых струн на всё, с чем они могутвстретиться, в особенности, с живущими на стопке из бранниточками открытых струн. Таким образом, добившись, что дватипа струн, открытые и замкнутые, не оказывают влияния другна друга, Малдасена добился того, что их можно анализироватьпо отдельности.

Затем Малдасена изменил точку зрения и стал анализироватьту же самую ситуацию под другим углом. Вместо того чтобы считать три-браны вместилищем для движения открытых струн, онрассмотрел три-брану как самостоятельный объект, у которогоесть присущая ему масса и который, таким образом, искривляетвокруг себя пространство и время. Малдасене повезло, потомучто к тому времени другими физиками были уже получены результаты, где были заложены основы для такого альтернативного рассмотрения. В этих работах было установлено, что при увеличении числа бран в стопке их коллективное гравитационноеполе возрастает. В конце концов плита из бран ведёт себя подобночёрной дыре, но не обычной, а бранообразной, поэтому такаястопка была названа чёрной браной. Как и в случае чёрных дыр,если приблизиться слишком близко к чёрной бране, то вырватьсяоттуда не получится. И так же как в случае чёрных дыр, еслинаблюдать издалека за приближением какого-нибудь объекта кчёрной бране, то дошедший до вас свет будет точно так же измотан борьбой с гравитационным притяжением чёрной браны. Этоприведёт к тому, что объект будет выглядеть замедляющимся итеряющим энергию.

В этом контексте Малдасена вновь сосредоточился на низкоэнергетических свойствах вселенной, в которой содержится такая чёрная плита. Во многом аналогично тому, как он действовалв первом подходе, он осознал, что в низкоэнергетической физикеприсутствуют две составляющие, которые можно анализироватьнезависимо друг от друга. Первая это медленно вибрирующиезамкнутые струны, движущиеся в балке пространства, которыеявляются очевидными переносчиками низкой энергии. Втораясоставляющая возникает благодаря присутствию чёрной браны.Представьте теперь, что вы находитесь далеко от чёрной браны ив вашем распоряжении имеется вибрирующая замкнутая струна,энергия которой может быть произвольно большой. Затем представьте, что струна опускается на горизонт событий, а вы наблюдаете за ней с безопасного расстояния. Как говорилось ранее,чёрная брана будет понижать энергию струны; свет, доходящийдо вас, будет изображать струну как в замедленном кино. Такимобразом, вторыми низкоэнергетическими переносчиками являются любые вибрирующие струны, которые находятся достаточно близко к горизонту событий чёрной браны.

Наконец, Малдасена сравнил оба подхода. Он заметил, что, поскольку они описывают одну и ту же стопку бран, только с разныхточек зрения, они обязаны совпадать. Каждое описание вовлекает низкоэнергетические замкнутые струны, движущиеся в балкепространства, поэтому в этой части совпадение очевидно. Однакосогласованность должна быть и в остальных частях каждого описания.Удивительно, но именно так и происходит!

Оставшийся кусок первого описания состоит из низкоэнергетических открытых струн, движущихся на три-бранах. Низкоэнергетические струны хорошо описываются квантовой теорией поля точечных частиц, именно то, что намздесь требуется. Этот тип квантовой теории поля привлекает рядхитроумных математических построений (чего стоит только одноназвание конформно-инвариантная суперсимметричная квантовая калибровочная теория поля), но нам важны две её характеристики, которые можно достаточно легко понять. Во-первых,отсутствие замкнутых струн гарантирует отсутствие гравитационного поля. Во-вторых, поскольку струны движутся только наплотно упакованных в стопку бранах, квантовая теория поляживёт в трёх пространственных измерениях (что в совокупностис одним временным измерением даёт четыре пространственновременных измерения).

Что касается второго описания, то оставшийся кусок состоит изпроизвольно вибрирующих замкнутых струн, которые, однако,оказались достаточно близко к горизонту событий чёрной браны,а потому кажутся вялыми то есть как будто они обладаютнизкой энергией. Такие струны, хотя и ограниченные близостьюк чёрной бране, по-прежнему вибрируют и движутся сквозь девять пространственных измерений (что в совокупности с однимвременным измерением даёт десять пространственно-временных измерений). Поскольку этот сектор построен из замкнутыхструн, в нём присутствует гравитационное взаимодействие.

Исследования Малдасены привели к совершенно невероятному заключению. Квантовая теория поля (определённого вида) точечных частицбез гравитации в четырёх пространственно-временных измерениях (первая точка зрения) описывает такую же физику, что итеория струн с гравитацией, где струны движутся внутри определённой области десятимерного пространства-времени.

В качестве особенно впечатляющего примера рассмотрим задачу, которую исследовал Виттен: как будет выглядеть обычнаячёрная дыра, находящаяся внутри вселенной Малдасены, с точкизрения теории на границе. Теория на границе несодержит гравитации, и потому чёрная дыра трансформируетсяв нечто совсем не похожее. Виттен показал, что ненасытная чёрная дыраявляется голографической проекцией чего-то совершенно обычного разгорячённого газа частиц в теории на границе.Подобно настоящей голограмме и порождаемому ею изображению, две теории чёрная дыра внутри и разогретая квантоваятеория поля на границе ничем друг на друга не похожи, но приэтом они несут одинаковую информацию.

В притче Платона о пещере наши чувства воспринимают лишьплоскую, усечённую версию истинной, более богатой реальности.Плоский мир Малдасены совсем другой. Далёкий от какого-либоусечения, он представляет события во всей полноте. Это совершенно другая история, отличная от того, к чему мы привыкли. Ноэтот плоский мир может вполне оказаться первичным.

Результат Малдасены и многие другие достижения, сделанныеза прошедшие годы, воспринимаются как гипотезы. Посколькуматематическая структура теории невероятно сложна, нахождение окончательных аргументов является труднойзадачей. Однако голографические идеи с успехом прошли строгиематематические проверки, попав в главный поток физических исследований, направленных на поиск глубинных основ законовприроды.

На этом серия статей-конспектов, посвященных книге Скрытая реальность: Параллельные миры и глубинные законы Космоса, закончена. Было затронуто немало тем, но это далеко не все, о чем рассказывается в книге. Поэтому, если заинтересовал материал советую самому прочесть книгу.

Ссылки на все части

Подробнее..

Черные дыры во вселенной

31.01.2021 12:20:19 | Автор: admin

Эта статья является конспектом книги Маленькая книга о черных дырах. Материал посвящен таким астрономическим объектам, как рентгеновские двойные и квазары.

В 1960-е и 1970-е годы в понимании черных дыр произошла настоящая революция. Современное теоретическое представление о черных дырах было в целом построено именно тогда благодаря математическим достижениям и глубоким прозрениям многих исследователей. В то же самое время астрономы все глубже и дальше вглядывались во Вселенную, используя все более чувствительные оптические и радиотелескопы. Были открыты два новых класса астрономических объектов: квазары и рентгеновские двойные системы. Именно там, как сейчас думают ученые, и находятся черные дыры.

Рентгеновская двойная

Рентгеновская двойная это звездная система, состоящая из обычной звезды и расположенного очень близко к ней второго, невидимого компаньона, как полагают, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Оба компаньона обращаются вокруг общего центра масс. Считается, что вещество переносится с наблюдаемой звезды на поверхность невидимого компаньона, что и объясняет интенсивное испускание этими системами рентгеновских фотонов.

Но если не видно второго объекта, откуда ученые знают, что он там есть? Ответ на этот вопрос дает вызванное орбитальным движением доплеровское смещение длины волны фотонов, рождающихся в атмосфере наблюдаемой звезды. Атомы и молекулы поглощают и излучают фотоны только на определенных длинах волн. Так образуются спектральные линии; каждый атом или молекула отличаются уникальным набором таких линий, при помощи которого присутствие этих атомов можно распознать. Когда астрономы получают спектры звезд, они видят в этих спектрах множество линий поглощения и излучения, порожденных атомами и молекулами в атмосферах этих звезд. Если звезда входит в двойную систему, линии будут периодически демонстрировать попеременно то красное, то голубое смещение, причиной которого является орбитальное движение звезды относительно общего со второй звездой центра масс.

Итак, теперь мы знаем, что рентгеновские двойные это действительно двойные, хоть и видно в них лишь одну звезду. Но откуда известно, что в некоторых случаях, таких, например, как Cyg X-1, компаньоном оптической звезды является черная дыра? Для тусклой звезды невидимый компаньон имеет слишком большую массу. Чтобы обосновать этот ответ, понадобится привлечь и связать друг с другом некоторые другие наблюдения, законы орбитального движения Кеплера и теорию звездной эволюции. Начнем с наблюдений. Из доплеровских смещений спектральных линий можно вывести не только сам факт двойственности звезды, но и подробные свойства ее орбиты. Период колебаний спектральных линий в точности воспроизводит орбитальный период двойной системы. Точные измерения доплеровских смещений в течение одного периода позволяют вычислить эллиптичность орбиты. Амплитуда сдвигов линий дает нижний предел максимальной скорости звезды. Соединяя все эти наблюдательные данные с кеплеровскими законами движения по орбите, можно оценить нижний предел суммарной массы обоих компаньонов двойной системы. И если получиться определить массу видимой звезды, то можно вычислить и массу ее невидимого компаньона. Звездная эволюция говорит, что если знать температуру поверхности и светимость звезды, то представления о звездной эволюции позволяют довольно точно оценить ее массу.

Жизнь звезды определяется противодействующими друг другу силами: направленной к ее центру силой тяготения и направленной вовне силой давления раскаленного газа. Это, вообще-то, верно и для холодных планет, в том числе и для нашей Земли, но в отличие от планет звезды слишком массивны для того, чтобы давление, создаваемое холодным веществом, уравновесило тяготение, по крайней мере на ранних стадиях их жизни.

Можно было бы возразить, что Земля не холодная; ее ядро раскалено почти до 6000 кельвинов. Это правда, но твердой Земле не нужно тепловое давление, чтобы удерживать ее массу от коллапса. Если бы мы могли представить себе, что Земля охладилась до температуры абсолютного нуля, оставшегося у нее электростатического давления и давления вырожденных электронов все равно было бы достаточно, чтобы уравновесить силу тяжести.

Зарождающаяся звезда представляет собой коллапсирующее (сжимающееся) облако газа. В процессе сжатия облака давление и температура в его ядре растут до тех пор, пока не начинается термоядерное горение: слияние атомов водорода. При этом выделяется колоссальное количество энергии в форме фотонов и нейтрино, которое продолжает разогревать ядро, и, наконец, тепловое давление становится достаточным для того, чтобы остановить сжатие. Вот в этот момент и рождается звезда. Химический состав ядра непрерывно меняется по мере того, как водород в нем в процессе горения превращается в гелий.

Прежде чем обсуждать, что происходит на завершающих стадиях жизни звезд, вернемся к вопросу о том, как знание температуры поверхности и светимости звезды помогает определить ее массу. Проще подойти к этому вопросу с другой стороны: если знать массу и химический состав звезды, можно вычислить температуру ее поверхности и светимость при помощи уравнений строения звезд. Здесь есть множество технических подробностей, но основные принципы следующие. Чтобы уравновесить силу тяжести, более массивной звезде требуется большее тепловое давление. Поэтому в ее недрах идет более интенсивное термоядерное горение и звезда становится ярче. Самая высокая температура достигается в центре звезды, по мере удаления от центра она снижается, а на поверхности становится минимальной. В начальной фазе водородного горения, которую астрономы называют фазой главной последовательности, у более массивных звезд наблюдается и более высокая температура поверхности. А она, в свою очередь, определяет видимый цвет звезды. Таким образом, на основе наблюдений цвета и яркости звезд астрономы могут выполнить обратные вычисления и оценить их массу и химический состав.

Так удалось установить, что в системе CygX-1 находится звезда с температурой поверхности 30 000 кельвинов и массой 20 солнечных масс. При такой высокой температуре эта звезда выглядит голубой. По размеру она по крайней мере вдесятеро больше Солнца и классифицируется как голубой сверхгигант. По этим данным и по наблюдаемым доплеровским сдвигам спектральных линий астрономы смоделировали орбиту двойной и вычислили из этой модели массу невидимого компаньона: она оказалась равной примерно 15 массам Солнца. Почему же это непременно должна быть черная дыра? Ответ снова дает теория строения звезд. За время своей эволюции массивная звезда проходит различные стадии выгорания своего ядерного топлива, и выделяемая при этом энергия обеспечивает давление, необходимое для уравновешивания силы тяжести. Термоядерные реакции идут до тех пор, пока в недрах звезды не образуется ядро из атомов группы железа. Такие ядра наиболее устойчивы; любые дальнейшие процессы ядерного синтеза или распада требуют поступления энергии. Для маломассивных звезд типа Солнца давления достаточно, чтобы поддерживать равновесие ядра, когда прекращается термоядерный синтез. Такие звезды заканчивают жизнь, превращаясь в белые карлики.

Как только масса железного ядра становится больше предела Чандрасекара, составляющего примерно 1,4 массы Солнца, давление становится недостаточным для поддержания равновесия ядра звезды, и оно коллапсирует обрушивается к центру. Температура и плотность растут с огромной скоростью, и высокоэнергетические фотоны начинают разрушать атомы железа. В этой крайне плотной среде свободные электроны и протоны быстро объединяются, образуя нейтроны, формируется нейтронный газ. Нейтроны создают давление достаточно большое, чтобы остановить коллапс ядра. Происходит это довольно быстро и бурно, в результате чего сквозь всю толщу звезды наружу распространяется мощная ударная волна. Именно так начинается то, что в конце концов наблюдается как взрыв сверхновой II типа. В ходе него внешние слои звезды выбрасываются в пространство, но некоторая часть вещества падает обратно на ядро, которое теперь можно назвать нейтронной звездой.

Аналогично пределу Чандрасекара, может быть вычислена предельная масса для нейтронного вырожденного газа (нейтронных звезд): ее иногда называют пределом Толмена Оппенгеймера Волкова (TOV). Физика ядерного вещества при критических плотностях, существующих в нейтронных звездах, еще не вполне понятна, и поэтому истинное значение предела TOV известно не вполне точно. Из наблюдений нейтронных звезд следует, что оно составляет по крайней мере две массы Солнца. Теория при этом утверждает, что оно не может превышать примерно трех солнечных масс. Если на ядро в результате аккреции свалится достаточно вещества, чтобы масса ядра превысила предел TOV, то нейтронная звезда тоже сколлапсирует. При плотностях выше ядерной могут, конечно, существовать и еще не открытые фазовые состояния вещества, но если скорость звука и в этих состояниях меньше скорости света, то никакое ядро с массой выше трех солнечных не сможет оставаться в равновесии, и тогда общая теория относительности с неизбежностью предсказывает образование черной дыры.

Вернемся к CygX-1. Масса компаньона составляет около 15 солнечных. Так как компаньон невидимый, его равновесие не может поддерживаться за счет тепловыделения, как у обычных звезд. Однако 15 солнечных масс это намного выше предела TOV. И поэтому заключаем, что компаньон не может быть ни обычной звездой, ни белым карликом, ни нейтронной звездой, ни вообще каким-либо звездообразным объектом, состоящим из обычного (барионного) вещества. Возможно, это темная звезда, образовавшаяся из темного вещества? Это вещество должно состоять из гипотетических частиц, которые очень слабо взаимодействуют (или вообще не взаимодействуют) с обычным веществом. Поэтому мы и не можем видеть ее. Если основываться на этом допущении, то можно пойти дальше и предположить, что темное вещество может конденсироваться и образовывать темные компактные объекты, один из которых и мог бы быть невидимым компаньоном в двойной системе CygX-1. Однако сама по себе гипотеза темного вещества не противоречит возможности существования черных дыр (некоторые даже предполагали, что черные дыры и есть форма темного вещества). Чтобы показать, что темная звезда теоретически возможна и действительно может претендовать на роль невидимого компонента в системе CygX-1, придется принимать еще больше допущений, чем для черной дыры.

Есть еще одно, и, может быть, самое убедительное подтверждение предположения, что невидимый компаньон системы CygX-1 черная дыра. Это яркое рентгеновское излучение из окрестностей системы. Хотя видимые звезды тоже излучают некоторое количество рентгеновских фотонов, их недостаточно, чтобы объяснить наблюдаемую рентгеновскую светимость CygX-1. Если компаньон черная дыра, то он расположен достаточно близко к звезде, чтобы захватывать большое количество газа и пыли, переносимых ее звездным ветром. Это вещество обращается вокруг черной дыры в виде толстого аморфного диска. Благодаря вязкости и магнитным эффектам, часть его постоянно мигрирует в направлении черной дыры, пока не достигает самой внутренней устойчивой круговой орбиты (ISCO). Это ближайшая к черной дыре орбита, на которой любая частица, движущаяся по геодезической, может обращаться вокруг черной дыры, не падая в нее. После достижения ISCO-орбиты газ быстро падает в черную дыру, которая, таким образом, постоянно подпитывается аккрецией вещества. Диск вокруг черной дыры называется аккреционным. В процессе продолжительной миграции на внутреннюю орбиту газ разогревается источником энергии для этого служит гравитационная потенциальная энергия, высвобождающаяся по мере приближения газа к черной дыре.

Кинетическая энергия, которую молекулы газа приобретают за счет уменьшения их потенциальной энергии при переходе на более близкую к черной дыре орбиту, равномерно распределяется по всей массе газа благодаря столкновениям соседних молекул. Этот процесс в результате регистрируется как соответствующий рост температуры газа. Гравитационная потенциальная энергия представляет собой тот тип энергии, который мы ассоциируем с объектами, находящимися на разных высотах относительно Земли.

Чем ближе газ к черной дыре, тем больше он разогревается, а это означает, что излучаемые им фотоны имеют в среднем более высокие энергии. Самые высокоэнергетические фотоны, следовательно, приходят из окрестностей ISCO-орбиты. Размер этой орбиты связан с массой черной дыры, а это значит, что энергия фотонов, излученных аккреционным диском, несет информацию о размере черной дыры. Для черных дыр с массой в несколько солнечных масс, таких как та, что предположительно находится в системе CygX-1, эта энергия соответствует рентгеновскому диапазону. Более того, нерегулярный приток вещества в диск может обусловить изменения яркости рентгеновского потока, называемые квазипериодическими осцилляциями, и самая короткая шкала времени этих осцилляций соответствует орбитальному периоду частиц на ISCO-орбите. Для черных дыр звездной массы эта переменность имеет порядок величины в несколько сотен герц, что и наблюдается в системе CygX-1 и многих других рентгеновских двойных системах, где, предположительно, тоже есть черные дыры.

Как ни прост ответ на вопрос, почему компаньон в системе CygX-1 является черной дырой, этот ответ, как мы уже видели, опирается на длинную цепь теоретических аргументов. Некоторые из них довольно хорошо подтверждаются наблюдениями и экспериментами. Более консервативным утверждением было бы то, что наблюдаемые свойства рентгеновских двойных больших масс наподобие CygX-1 хорошо описываются моделью с черной дырой и что никто пока не предложил альтернативного объяснения свойств таких систем в рамках общепринятых и хорошо проверенных теорий. И до 14 сентября 2015 года это был, пожалуй, самый хороший аргумент в пользу физической реальности черных дыр, какой только можно было придумать. Но в тот день все изменилось: установка LIGO зарегистрировала слияние двух черных дыр. Наука никогда не может дать стопроцентно однозначного толкования явлений такого рода, но наблюдение гравитационных волн от этого слияния с очевидностью лишает силы все негравитационные теоретические аргументы, которые могли бы использоваться для объяснения случая CygX-1 и может основываться только на свойствах общей теории относительности в вакууме.

Квазары

Во Вселенной есть и другая популяция черных дыр, свидетельства существования которой постепенно накапливались с конца 1960-х. Это черные дыры, вначале ассоциировавшиеся с квазарами. Слово квазар появилось незадолго до этого. Оно происходит от термина квазизвездный объект, что в то время просто значило: мы не знаем, что это такое, какая-то очень яркая штуковина, похожая на звезду. Сейчас считается, что квазар это разновидность активного галактического ядра (AGN). Эта область заполнена веществом, которое испускает мощные потоки излучения, вливаясь по спирали в черную дыру. Считается, что черные дыры в центрах квазаров имеют массу от нескольких миллионов до нескольких миллиардов масс Солнца, поэтому их называют сверхмассивными. Таким образом, можно сказать, что квазары явление гораздо более грандиозное, чем даже первое зарегистрированное приемником LIGO слияние черных дыр, в результате которого черные дыры с общей массой всего около 65 солнечных выплеснули в ходе своего столкновения энергию, эквивалентную всего-навсего трем солнечным массам. Правда, эта энергия выделилась всего за несколько десятых долей секунды. Вообразите, что могло бы случиться, если бы слились две сверхмассивных черных дыры!

На первый взгляд может показаться удивительным, что какой-то аккреционный диск может давать достаточно энергии для того, чтобы квазар мог затмевать своим сиянием все остальные звезды галактики, вместе взятые.

Источник этой энергии гравитационная потенциальная энергия вещества, обращающегося по орбите вокруг черной дыры. Это та самая потенциальная энергия, с которой мы каждый день сталкиваемся на Земле. Например, именно ее преобразуют в электрический ток гидроэлектростанции. Вода, падающая с большой высоты, отдает свою гравитационную потенциальную энергию, которую электростанции преобразуют в то самое электричество. В квазарах происходит нечто похожее, только энергия, которую они производят, в миллион триллионов триллионов раз больше той, которую вырабатывает крупная гидроэлектростанция. Когда говорим о черных дырах, количество потенциальной энергии, которая может превращаться в другие формы энергии при падении вещества с большого расстояния на ISCO-орбиту, удобно характеризовать как долю потенциальной энергии от общей энергии, соответствующей массе покоя (E = mc) этого вещества. Эта величина зависит от вращения черной дыры, так как от него зависит положение ISCO-орбиты. Для невращающейся черной дыры она составляет 6 %, возрастая до 42 % для максимально быстро вращающейся. Это огромный процент! Ведь, например, потенциальная энергия воды, падающей с высоты 100 метров, составляет триллионную долю процента от ее общей энергии, соответствующей массе покоя.

Когда концепция черных дыр окрепла, и астрономы начали соглашаться с тем, что эти объекты могут объяснить природу квазаров, возник естественный вопрос: не могут ли сверхмассивные черные дыры находиться в центрах и тех галактик, которые не имеют активного ядра? Такие черные дыры можно было бы назвать спящими в том смысле, что вокруг них нет большого количества газа для формирования мощного аккреционного диска, и поэтому они не могут быть такими же яркими, как AGN. В близлежащих галактиках можно измерить доплеровские смещения линий в спектрах звезд, расположенных близ ядер этих галактик. Полученные из этих измерений данные о динамике орбитального движения звезд показывают, что в центральных областях практически всех крупных галактик действительно есть сверхмассивные черные дыры. Это, конечно, верно и для нашего Млечного Пути, центр которого находится достаточно близко к нам, чтобы в его окрестности можно было измерить движение звезд. Из этих измерений получается, что черная дыра в центре нашей Галактики имеет массу примерно в четыре миллиона масс Солнца.

В отличие от механизма происхождения черных дыр звездных масс, механизм образования сверхмассивных черных дыр пока неясен на этот счет не существует общепринятой теории. Одна из возможностей заключается в том, что они зародились в результате коллапса первого поколения массивных звезд, образовавшихся спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Первоначальная масса этих черных дыр, должно быть, достигала от десяти до ста солнечных. Но после того как они оказывались в центрах новообразованных галактик, они должны были расти за счет аккреции газа и слияний с другими черными дырами. Трудность этой гипотезы вот в чем: как объяснить наблюдения некоторых очень далеких квазаров, свет от которых, регистрируемый сейчас, был излучен всего примерно через миллиард лет после Большого взрыва? Из этих наблюдений следует, что в эту эпоху сверхмассивные черные дыры уже существовали, и значит, гипотеза аккреции/слияния каким-то образом должна объяснить, как они успели вырасти до таких размеров за столь космологически короткое время: каких-то несколько сотен миллионов лет. Другая гипотеза предполагает, что зародыши современных сверхмассивных черных дыр появились во Вселенной в гораздо более раннюю эпоху. Этот гипотетический класс черных дыр называется первичными черными дырами. В настоящее время нет убедительных теоретических механизмов их образования.

Буду очень рад, если понравилась статья. Всем тем, кого заинтересовал материал рекомендую самим прочесть книгу. Она хоть и небольшая, но достаточно глубоко (по крайней мере, если идет речь о научно-популярной литературе, а не о профессиональной) описывает черные дыры.

Подробнее..

Перевод Слышите ли вы чёрную дыру? Вероятно, скоро вы услышите её и вот почему

18.02.2021 14:23:54 | Автор: admin

От переводчика:

Эта статья своего рода анонс возможного. Профессор Дэвид Блэр кратко представляет научную работу, прокладывающую путь к тому, чтобы повысить чувствительность детекторов гравитационных волн в 40 и более раз. На практике этот анонс означает, что вскоре, вероятно, мы увидим совсем другие научно-популярные передачи о космосе. И это, конечно, только вишенка на торте. Детекторы на порядок чувствительнее это новые знания о физике космоса. Перспектива завораживает, поэтому не перевести этот текст и не поделиться им я не мог.

В 2017 году астрономы впервые стали свидетелями рождения чёрной дыры. Детекторы гравитационных волн уловили рябь пространства-времени, вызванную столкновением двух нейтронных звёзд, которые образовали чёрную дыру, а затем другие телескопы наблюдали результат взрыв.

Но реальные подробности того, как образовалась чёрная дыра, подробности о движении материи за мгновения до того, как она была скрыта внутри горизонта событий, остались незамеченными. Так произошло потому, что выброшенные в эти последние мгновения гравитационные волны обладали частотой столь высокой, что сегодняшние детекторы их не улавливают. Если бы вы могли видеть, как обычная материя превращается в чёрную дыру, то это было бы нечто, похожее на Большой Взрыв, но в обратном направлении. Учёные разработчики детекторов гравитационных волн усердно работали, чтобы выяснить, как повысить чувствительность детекторов и получить возможность наблюдать превращение обычной материи в чёрную дыру.

Сегодня наша команда публикует статью, в которой рассказывается, как добиться повышения чувствительности детекторов. Предложенное решение может сделать детекторы в 40 раз чувствительнее в отношении высокочастотных волн, которые нам нужны, позволяя астрономам слушать материю, когда она формируется в чёрных дырах. Речь идёт о создании новых необычных пакетов энергии (или квантов), которые представляют собой смесь двух типов квантовых колебаний. Чтобы добиться необходимой чувствительности, устройства на базе этой технологии можно соединить с существующими детекторами гравитационных волн.

Квантовые проблемы


Детекторы гравитации, подобные Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory в США, используют лазеры, чтобы измерить невероятно малые изменения расстояния между двумя зеркалами. Эффекты квантовой механики, то есть физики отдельных частиц или квантов энергии, играют важную роль в том, как работают такие детекторы, поскольку лазеры измеряют изменения в тысячу раз меньшие, чем размер одного протона.

Художественное представление фотонов, взаимодействующих с устройством на миллиметровом фононном кристалле, который поместили в выходной каскад детектора гравитационных волн

При этом задействованы два вида разных квантовых пакетов энергии, предсказанных Альбертом Эйнштейном. В 1905 году Эйнштейн предсказал, что свет в пространстве проходит в виде пакетов энергии, которые мы называем фотонами; два года спустя учёный предсказал, что тепловая и звуковая энергии проходят сквозь пространство другими пакетами энергии фононами. Тогда как фотоны широко используются в современных технологиях, фононы в этом смысле гораздо хитроумнее. Отдельные фононы обычно утопают в огромном количестве случайных фононов теплом их собственного окружения. В детекторах гравитационных волн фононы снижают чувствительность зеркал детектора, когда отскакивают внутри них.

Пять лет назад физики поняли, что решить проблему недостаточной чувствительности на высоких частотах можно с помощью устройств, которые комбинируют фононы и фотоны. Учёные показали, что устройства, где энергия переносится в квантовых пакетах, обладающих свойствами фононов и фотонов, могут также обладать весьма замечательными особенностями.

Эти устройства предполагают радикальное изменение привычной концепции, которая называется резонансное усиление. Резонансное усиление происходит, когда на детской площадке вы слегка толкаете качели: если толкать их в нужный момент, небольшие толчки приведут к большим колебаниям. Новое устройство, называемое WLC, должно усиливать все частоты одинаково. Это похоже на качели, толкать которые можно в любой момент, добиваясь при этом больших колебаний. Однако никто ещё не придумал, как сделать из двух этих устройств одно, потому что фононы внутри такого устройства будут перегружены случайными вибрациями, происходящими из-за нагрева.

Художник нарисовал небольшое устройство, которое могло бы повысить чувствительность детектора гравитационных волн на высоких частотах

Квантовые решения


В нашей работе, опубликованной в Communications Physics, мы показываем, как два разных проекта, над которыми учёные работают сегодня, могут повысить чувствительность детекторов.

  • Институт Нильса Бора в Копенгагене разрабатывает устройства, называемые фононными кристаллами, в которых тепловые колебания контролируются кристаллической структурой, вырезанной в тонкой мембране.
  • Австралийский центр передового опыта инженерных квантовых систем также продемонстрировал альтернативную систему, где фононы удерживаются внутри ультрачистой [ultrapure] кварцевой линзы.

В статье показано, что обе эти системы удовлетворяют требованиям, выполнение которых необходимо, чтобы создать отрицательную дисперсию, которая распространяет световые частоты по принципу, обратному радужному паттерну, такая дисперсия, в свою очередь, необходима для WLC. Добавленные к задней части существующих детекторов гравитационных волн, обе системы в 40 или более раз могли бы улучшить чувствительность на частотах в несколько килогерц, а это необходимо, чтобы услышать, как рождается чёрная дыра.

Что дальше?


Наше исследование не решает проблему улучшения гравитационных детекторов мгновенно. Превращение представленных устройств в практичные инструменты сопряжено с огромными экспериментальными проблемами. Но исследование прокладывает путь к сорокакратному повышению чувствительности детекторов, необходимых, чтобы наблюдать рождение чёрных дыр.

Астрофизики предсказали сложные формы гравитационных волн, которые создаются конвульсиями нейтронных звёзд, когда эти гиганты образуют чёрные дыры. Эти гравитационные волны могли бы позволить нам слушать ядерную физику погибающей нейтронной звезды. Например, было показано, что эти волны могут ясно показать, остаются ли нейтроны в звезде нейтронами или же они распадаются на море кварков мельчайших субатомных частиц. Если бы мы могли увидеть, как нейтроны превращаются в кварки, а затем исчезают в сингулярности чёрной дыры, наблюдаемый процесс оказался бы точной противоположностью Большого Взрыва, когда из сингулярности возникали частицы, которые создали нашу Вселенную.
Подробнее..

Перевод Черные дыры могут иметь волосы. Эйнштейн не прав?

22.02.2021 16:14:10 | Автор: admin
Недавно проведенное исследование американских физиков об экстремальных черных дырах может опровергнуть знаменитую теорему об отсутствии волос.

Согласно общей теории относительности Эйнштейна, черные дыры обладают только тремя наблюдаемыми свойствами: массой, спином (момент импульса) и зарядом. Дополнительных характеристик, или, как называют их физики, волос, не существует.



Чтобы объяснить идею, представим однояйцевых близнецов. Они имеют одинаковый генотип, это генетические копии, но даже такие близнецы будут различаться множеством вещей: от темперамента до прически. Черные дыры, согласно теории гравитации Альберта Эйнштейна, могут иметь всего три характеристики: массу, спин и заряд. Если эти значения одинаковы для любых двух черных дыр, то они идентичны, будет невозможно отличить одну от другой. У черных дыр нет волос.

Согласно классической общей теории относительности, такие черные дыры были бы абсолютно идентичны, отмечает Пол Чеслер, физик-теоретик из Гарвардского университета.

Однако ученые задаются вопросом, верна ли теорема об отсутствии волос. В 2012 году математик Стефанос Аретакис, работавший тогда в Кембриджском университете, а теперь в Университете Торонто, предположил, что некоторые черные дыры могут иметь нестабильности (instabilities) на горизонте событий.

Нестабильности придали бы одним участкам горизонта черной дыры более сильное гравитационное притяжение, чем другим. Получается, что в таком случае даже идентичные черные дыры будут различимыми.

Однако уравнения Аретакиса показали, что это возможно только для так называемых экстремальных черных дыр тех, которые имеют максимально возможное значение для массы, спина или заряда. И, по словам Чеслера, такие черные дыры не могут существовать в природе.

Но допустим, что есть почти экстремальная черная дыра, которая приближается к максимальным значениям, но не достигает их. Такая черная дыра может существовать, по крайней мере, теоретически. Опровергнет ли это теорему об отсутствии волос?

В докладе, опубликованном в конце января, показано, что это возможно.

Более того, земные детекторы гравитационных волн могут уловить такие волосы.

Аретакис предположил, что существует некоторая информация, которая остается на горизонте событий, прокомментировал Гаурав Ханна, физик из Массачусетского университета и Университета Род-Айленда, один из соавторов исследования.

Ученые предполагают, что свидетельства образования черной дыры или более поздних возмущений горизонта событий (например, падение вещества в черную дыру) могут создавать гравитационную нестабильность на горизонте событий почти экстремальной черной дыры или рядом с ним.

Мы предполагаем, что гравитационный сигнал, который мы обнаружим, будет сильно отличаться от обычных черных дыр, которые не являются экстремальными, говорит Ханна.

Если у черных дыр есть волосы, значит сохраняется некоторая информация об их прошлом, это затронет и знаменитый информационный парадокс черных дыр, который сформулирован Стивеном Хокингом, как отмечает Лия Медейрос, астрофизик из Института перспективных исследований в Принстоне.

Этот парадокс обнажает фундаментальный конфликт между общей теорией относительности и квантовой механикой, двумя столпами физики XX века.

Если опровергнем одно из условий информационного парадокса, мы сможем решить сам парадокс. Одно из условий это теорема об отсутствии волос.

Последствия этого открытия будут значительным. Если мы сможем доказать, что реальное пространство-время черной дыры за пределами черной дыры отличается от того, что мы ожидаем увидеть, тогда, я думаю, это будет иметь действительно огромное значение для общей теории относительности, сказала Медейрос, соавтор октябрьского доклада, который посвящен тому, соответствует ли наблюдаемая геометрия черных дыр предположениям.

Однако, пожалуй, самым захватывающим моментом исследования является то, что оно открывает путь, как объединить наблюдения за черными дырами и фундаментальную физику. Обнаружение волос на черных дырах, пожалуй, на самых экстремальных астрофизических лабораториях во Вселенной, может позволить исследовать такие идеи, как теория струн и квантовая гравитация, таким способом, каким раньше это было невозможно.

Оказывается, уравнения Эйнштейна настолько сложны, что мы ежегодно открываем новые их свойства.

Пол Чеслер

Одна из больших проблем с теорией струн и квантовой гравитацией заключается в том, что эти предположения сложно проверить, утверждает Медейрос, так что, если у нас есть что-то, что можно проверить даже удаленно, это просто потрясающе.

Однако встречаются и серьезные препятствия. Нет уверенности в существовании почти экстремальных черных дыр. По словам Чеслера, в лучших моделях на данный момент обычно образуются черные дыры, которые на 30% отличаются от экстремальных значений. И даже если почти экстремальные дыры существуют, не совсем понятно, достаточно ли чувствительны детекторы гравитационных волн для определения нестабильности по волосам.

Более того, предполагается, что волосы крайне скоротечны, они длятся доли секунды.

Но сам доклад выглядит основательным. Я не думаю, что кто-то в сообществе сомневается в этом, сказал Чеслер.

Следующий этап посмотреть, какие сигналы мы будем обнаруживать с помощью детекторов гравитационных волн: сейчас мы работаем с LIGO и Virgo, но запускается новые инструменты, например, LISA, совместный эксперимент Европейского космического агентства и НАСА по исследованию гравитационных волн.

Теперь следует опираться на их работу и действительно вычислить, какой будет частота гравитационного излучения. Важно понять, как мы можем измерить и идентифицировать его, отмечает Хельви Витек, астрофизик из Университета Иллинойса, Урбана-Шампейн.

Хотя шансы на обнаружить волосы не так велики, такое открытие поставит под сомнение общую теорию относительности Эйнштейна и докажет существование почти экстремальных черных дыр.

Мы хотели бы знать, позволяет ли природа существовать такому зверю, говорит Ханна.
Подробнее..

В далекой-далекой галактике 700 млн лет назад родилось нейтрино, рассказавшее нам о гибели звезды из-за черной дыры

28.02.2021 02:15:32 | Автор: admin

Случилось это во время уничтожения звезды черной дырой, рядом с которой эта звезда оказалась. В итоге образовалось высокоэнергетическое нейтрино, которое стало настоящим подарком для земной науки. Один из важных выводов, которые можно сделать подобные явления являются природными ускорителями и генераторами элементарных частиц, причем очень мощными.

Пройдя безумные по нашим меркам расстояния, нейтрино в октябре 2020 года достигло Южного Полюса, где и было зарегистрировано детектором элементарных частиц. Эта сложная система размещена прямо подо льдом, она служит для обнаружения высокоэнергетических частиц, приходящих к нам издалека. Спустя несколько месяцев телескоп в Калифорнии смог увидеть вспышку света в той самой галактике, о которой говорится в заголовке, и откуда пришло нейтрино.

Ученые считают, что эти два события тесно связаны. С высокой степенью вероятности можно говорить о том, что черная дыра уничтожила оказавшуюся рядом звезду. Ну а проявления этой встречи мы увидели и зарегистрировали. Вполне может быть, что именно такие события являются источником потоков космических частиц сверхвысокой энергии, над происхождением которых ученые уже много десятилетий ломают головы.

Происхождение высокоэнергетических нейтрино является научной загадкой. В основном, потому, что сами нейтрино не так-то просто поймать и изучить, заявил один из авторов исследования, Сьерт ван Велзен из Нью-Йоркского университета.

Нейтрино самая распространенная частица во Вселенной, которая чрезвычайно редко взаимодействует с любым видом материи. Каждую секунду через нас проходит множество этих частиц, никак не реагируя на происходящее. Айзек Азимов назвал нейтрино призрачной частицей атома именно поэтому.

И как раз потому, что нейтрино редко взаимодействует с материей, эти частицы очень трудно обнаружить. Но если уж есть взамодействие, то оно дает много информации. В частности, можно получить некоторые подсказки о далеких, очень далеких системах. Эти подсказки, вместе с результатами наблюдения при помощи доступных нам инструментов, позволяют расширить объем знаний о Вселенной.

Большая часть нейтрино, которые проходят через Землю, генерируются Солнцем. Но есть и частицы, которые попадают к нам очень издалека. Вот как это нейтрино из галактики, которая находится от нас на расстоянии многих световых лет. По словам исследователей, нейтрино начало свой путь из галактики в созвездии Дельфин.


Звезды умирают из-за черных дыр не так часто, но астрономы уже наблюдали это явление. Происходит оно после того, как блуждающая звезда подходит достаточно близко к черной дыре и оказывается в гравитационной ловушке. В итоге звезду просто разрывает на части, и большая часть ее материи поглощается соседом.

Событие, которое получило номер AT2019dsg, спровоцировано воздействием сверх-массивной черной дыры, масса которой в 30 млн раз больше массы Солнца. Сверхмассивная черная дыра Млечного Пути, к слову, тяжелее Солнца лишь в 4 млн раз. Этот объект прекрасно виден в рентгеновском диапазоне, также его можно обнаружить и при помощи радиотелескопов. Само событие называется событие приливного разрушения и хорошо известно ученым. Событие приливного разрушения (tidal disruption event, TDE) представляет собой астрономическое явление, которое происходит, когда звезда приближается достаточно близко к горизонту событий сверхмассивной чёрной дыры и разрывается на части приливными силами чёрной дыры, претерпевая спагеттификацию.

Идея черной дыры, засасывающей расположенную поблизости звезду, звучит как научная фантастика. Но именно это и происходит во время приливного разрушения, заявил Томаса Веверса (Thomas Wevers) из Института астрономии Кембриджского университета после регистрации одного из таких разрывов.

В 2018 году ученые объявили о получении первого в истории астрономии изображения последствий разрыва звезды черной дырой, масса которой составляет 20 млн масс Солнца. Событие зафиксировано в регионе Arp 299, который находится в 150 млн световых лет от Земли. Осенью 2020 года астрономы зафиксировали еще одно такое явление, результаты исследования опубликованы в журнале Nature Astronomy.


Станция по обнаружению нейтрино на Южном Полюсе Земли
Вероятность обнаружения нейтрино высокой энергии составляет 1 к 500. И сейчас астрономы зафиксировали первую в истории частицу, которая образовалась в результате события приливного разрушения. Обнаружение нейтрино указывает на существование природного генератора элементарных частиц возле аккреционного диска. А комбинированный анализ данных с радио, оптических и ультрафиолетовых телескопов дает нам дополнительные доказательства того, что TDE действует как гигантский ускоритель частиц, заявил автор исследования.

Примечательно во всем этом еще и то, что исследование проводилось с учетом сразу нескольких источников информации о событии детекции частицы и непосредственных наблюдений за определенным регионом Вселенной. Комбинированные наблюдения мощный инструмент в руках астрономов. Так, если бы ученые просто зафиксировали нейтрино, это практически ничего не дало бы науке. Обнаружение события приливного разрушения примечательно, но, как уже говорилось выше, не является чем-то исключительным. А вот обнаружение события с последующей поимкой нейтрино многое дало науке ведь теперь становится понятно, откуда берутся высокоэнергетические частицы, пусть не все, но хотя бы часть.


Ученые надеются на то, что в будущем удастся увидеть не только верхушку айсберга, образно говоря, но и весь айсберг, то есть астрономы смогут понять, откуда берутся частицы высоких и сверхвысоких энергий. Для этого сейчас строится новое поколение телескопов, которые позволяют отслеживать регионы с TDE и изучать последствия таких событий. Кроме того, создание мощного детектора нейтрино IceCube увеличит количество поимок нейтрино высоких энергий минимум в 10 раз.

DOI: Nature Astronomy, 2021. 10.1038/s41550-020-01295-8

DOI: Nature Astronomy, 2021. 10.1038/s41550-021-01305-3

Подробнее..

Перевод Что мы в действительности знаем о тёмной материи и чёрных дырах?

15.03.2021 18:04:43 | Автор: admin

Художественное изображение представляет небольшие концентрации тёмной материи в галактическом кластере MACSJ 1206. Астрономы измеряли вызванное этим кластером гравитационное линзирование, чтобы получить подробную карту распределения тёмной материи в нём. Количество мелкомасштабной подструктуры тёмной материи, которая должна присутствовать, намного больше, чем прогнозируется моделью.

Если вы переместитесь на 100 лет назад и перебросите выдающихся учёных того времени к нам, как вы думаете, какие научные открытия будут для них самыми потрясающими? Удивятся ли они, узнав, что излучающие почти весь свет звёзды, тот самый свет, что мы видим во Вселенной за пределами Земли, составляет лишь крошечную частицу всей массы Вселенной? Их бы сбило с толку существование сверхмассивных чёрных дыр самых массивных объектов во Вселенной? Или самыми загадочными они находили бы тёмную материю или тёмную энергию?


Легко было бы понять недоверие учёных. Наука, прежде всего, это эмпирическое устремление: наше понимание мира природы и понимание Вселенной складываются в первую очередь из того, что мы измеряем и наблюдаем. Трудно себе представить, что не излучающие собственного света объекты или сущности, которые мы не можем наблюдать прямо в телескоп, составляют столь массивный и важный компонент нашей Вселенной. И всё же почти все современные учёные пришли к одному и тому же выводу: наша Вселенная в основном тёмная. Вот как мы узнали об этом.

Этот фрагмент моделирования образования структуры, с расширением Вселенной в масштабе, представляет миллиарды лет гравитационного роста насыщенной тёмной материей Вселенной. Заметим, что нити и богатые скопления, которые образуются на пересечении нитей, возникают в основном из-за тёмной материи; нормальная материя играет лишь незначительную роль. Рост структуры согласуется с происхождением нашей Вселенной из Большого взрыва.

В смысле теории важно с самого начала понимать две отдельные вещи:

  1. Теория подсказывает нам, чего ожидать в определённых условиях.

  2. Но она говорит нам только о возможном во Вселенной, а не о том, какими должны быть наши предположения об условиях во Вселенной.

Когда Эйнштейн выдвинул нашу современную теорию гравитации Общаую Теорию Относительности, она сотворила то, чего не смогла никакая другая теория. Она не только объяснила всё, что объясняла ведущая тогда теория Ньютона, но и предложила множество прогнозов, которые отличались от прогнозов предшествующей теории; теория Эйнштейна с успехом объяснила орбиту Меркурия, которая до того была нерешённой научной проблемой; она учитывала и включала наблюдаемые факты замедления времени и сокращения длины, а также давала новые прогнозы о гравитационном искривлении и отклонении света, что привело к конкретным наблюдаемым последствиям.

Всего через несколько лет после того, как была предложена Общая Теория Относительности, были проведены критически важные эксперименты, которые подтвердили прогнозы Эйнштейна и опровергли механику Ньютона как нулевую гипотезу.

Настоящие фотопластинки негативов и позитивов из экспедиции Эддингтона 1919 года. Фотопластинки негативов и позитивов из экспедиции Эддингтона 1919 года, линиями показывающие, как расположены идентифицированные звёзды, которые будут использоваться, чтобы измерять отклонения света из-за присутствия Солнца. Это было первое прямое экспериментальное подтверждение общей теории относительности Эйнштейна.

Общая Теория Относительности Эйнштейна дала человечеству фундамент, чтобы понять гравитацию во Вселенной. Она говорит нам о том, что, в зависимости от свойств и конфигурации материи Вселенной, пространство-время изгибается определённым образом. Кривизна пространства и времени, вместе взятых, рассказывает нам, как материя и энергия во всех её формах движется сквозь пространство-время.

С точки зрения теории, это даёт нам поистине безграничные возможности. Можно выдумать Вселенную любой конфигурации, какая вам только понравится. с любой комбинацией масс и частиц, излучения и жидкостей с различными свойствами, распределёнными, как вам нравится,, и Общая Относительность расскажет вам, как это пространство-время будет изгибаться и развиваться, и как все компоненты будут двигаться в этом пространстве-времени.

Но теория не расскажет вам, сама по себе, из чего состоит наша Вселенная или как она себя ведёт. Чтобы это узнать, мы должны наблюдать за Вселенной и определять, что в ней и где.

Как моделирование (красным), так и исследования галактик (синим/фиолетовым) показывают одни и те же крупномасштабные модели кластеризации, даже если присмотреться к математическим деталям. Если бы тёмной материи не было, большая часть этой структуры не только отличалась бы деталями, но и была бы смыта; галактики были бы редки и заполнены лёгкими элементами почти полностью.

Для примера: мы живём во Вселенной, где (грубо и в больших масштабах) количество материи во всех направлениях и областях одно и то же. Обладающая такими свойствами Вселенная, то есть однородная в смысле массы во всех областях (гомогенная) и во всех направлениях (изотропная), не может быть статичной и неизменной. Либо само пространство-время будет сжиматься, приводя к коллапсу объекта какого-то типа, либо оно будет расширяться, и объекты будут разлетаться от нас тем быстрее, чем они дальше.

Однако единственный способ узнать, что это действительно так, наблюдать. Если бы мы не наблюдали Вселенную и не заметили, что, чем в среднем дальше от нас галактика, тем больше её свет смещается к красному, мы не пришли бы к выводу, что Вселенная расширяется. Если бы мы не увидели, в больших масштабах, что средняя плотность Вселенной равномерна с точностью до 99,99 %+, мы не пришли бы к выводу, что она изотропна и гомогенна.

Там, где собралось достаточно материи, чтобы сформировать связанную структуру, которая уже успела пережить коллапс, мы не пришли бы к выводу, что в центре структуры имеет место сверхмассивная сингулярность, если бы у нас не было ошеломляющих данных наблюдения за сверхмассивными чёрными дырами.

Первое опубликованное телескопом Event Horizon изображение чёрной дыры достигло разрешения 22,5 микросекунды, что позволило массиву разрешить горизонт событий чёрной дыры в центре M87. Чтобы достичь такой же резкости, Телескоп с одной тарелкой должен иметь диаметр 12 000 км. Обратите внимание на различия между изображениями 5/6 и 10/11 апреля, которые показывают, что особенности вокруг чёрной дыры меняются с течением времени. Это помогает продемонстрировать важность синхронизации различных наблюдений, а не просто их усреднения по времени.

Когда мы говорим о сверхмассивных чёрных дырах, вы можете вспомнить знаменитое изображение этого гиганта с телескопа Event Horizon в 6,5 миллионов солнечных масс, но это лишь верхушка айсберга. На практике сверхмассивная чёрная дыра есть в центре каждой галактики. У нашего Млечного Пути этот центр имеет массу в 4,5 миллиона Солнц, и мы наблюдали его таким образом:

  • косвенно исходя из данных от звёзд, движущихся вокруг вокруг не излучающих света больших масс в центре галактики;

  • косвенно исходя из данных о попадающей в неё материи, которая вызывает рентгеновское и радиоизлучения, включая вспышки;

  • напрямую, при помощи той же технологии и оборудования, которое измеряли чёрную дыру в центре Messier 87.

Многие из нас надеются на то, что коллабарация с Event Horizon Telescope позволит опубликовать изображение центральной чёрной дыры Млечного Пути в конце этого года. У учёных имеются данные, но, поскольку их примерно в 1500 раз меньше тех, что мы получим с первым изображением, на временной шкале эти данные меняются в 1500 раз быстрее. Создать точное изображение задача гораздо более сложная, особенно учитывая, насколько в такой грязной среде зашумлен радиосигнал. Тем не менее команда выразила оптимизм по поводу того, что снимок будет выпущен в ближайшие несколько месяцев.

Этот 20-летний период жизни звезд вблизи центра нашей галактики увидел ESO (публикация 2018 года). Обратите внимание на то, как разрешение и чувствительность к особенностям обостряются и улучшаются к концу и как все центральные звезды вращаются вокруг невидимой точки центральной чёрной дыры нашей галактики, совпадающей с прогнозами Общей Теории Относительности Эйнштейна.

Сочетание прямых и косвенных доказательств придаёт уверенности в том, что рентгеновское и радиоизлучение, которое мы наблюдаем из различных источников Вселенной, на самом деле чёрная дыра. Чёрные дыры бинарно излучают сигналы электромагнитного излучения. За эти годы мы обнаружили десятки таких сигналов. Активные галактические ядра и квазары питаются сверхмассивными чёрными дырами, и мы даже наблюдали, как они включаются и отключаются, когда материя начинает или перестаёт питать эти центральные двигатели.

На самом деле мы наблюдали сверхмассивные чёрные дыры в мириадах галактик, откуда бы мы ни смотрели. Новый опрос массива LOFAR, к примеру, начинается с северной небесной полусферы. Увидев лишь крошечную часть неба под поясом, учёные уже открыли более 25 000 сверхмассивных чёрных дыр. На карте вы даже можете увидеть, как они собираются и кластеризуются вместе, согласно крупномасштабному распределению массивных галактик в нашей Вселенной.

На этой карте, составленной по результатам исследования LOFAR, показаны сгруппированные во Вселенной сверхмассивные чёрные дыры. Общая карта охватывает 740 квадратных градусов [квадратный градус единица измерения телесных углов. Поскольку один градус обычного плоского угла равен pi/180 радиан, то один квадратный градус определён как (pi/180)2 = 0,0003046174 стерадиан. Сфера содержит 41802/(pi) = 129 600/(pi) = 41 252,961 25 квадратных градусов], или около 2 % неба, и на сегодня обнаружено более 25 000 чёрных дыр. Каждая точка света на этом изображении это активная сверхмассивная чёрная дыра.

И весь этот разговор о чёрных дырах даже не касается самой революционной разработки прошлого десятилетия прямого обнаружения при помощи обсерваторий гравитационных волн. Когда две чёрные дыры, вращаясь вокруг друг друга, сливаются в одну, они порождают гравитационные волны: пульсации пространства-времени, то есть совершенно новое, не электромагнитное (не на основе света) излучение. Когда такие волны проходят через детекторы гравитационных волн, они попеременно сжимают и расширяют пространство, представленное в разных направлениях, и в данных с детекторов мы видим паттерны этих пульсаций.

Единственные успешные детекторы, которые у нас есть прямо сейчас, построены в совместной работе LIGO и Virgo, у них относительно небольшой масштаб, и он ограничивает частоту наблюдаемых волн, соответствующих малым чёрным дырам в последней стадии вращения с потерей энергии и слиянием. В ближайшие годы будут запущены новые космические детекторы, такие как LISA, что позволит нам обнаруживать чёрные дыры большей массы, а также задолго до окончательного слияния наблюдать и более мелкие чёрные дыры.

Художественное представление трёх космических кораблей LISA показывает, что пульсации в пространстве, порождаемые длиннопериодическими гравитационными источниками волн, должны открыть новый, интересный взгляд на Вселенную. Эти волны можно рассматривать как пульсации в ткани самого пространства-времени, но они также являются энергоносителями, которые, в теории, состоят из частиц.

У Вселенной есть ещё одна сложная головоломка: проблема тёмной материи. Если мы возьмём в расчёт всю материю, о которой знаем, всю материю, которую можем наблюдать непосредственно, атомы, плазму, газ, нейтрино, излучения, чёрные дыры и так далее, мы получим около 15 % всей массы, которая вообще должна существовать. Без массы, которая примерно в 6 раз больше наблюдаемой, которая не может сталкиваться или взаимодействовать, как нормальные атомы, мы не можем объяснить следующие явления:

  • паттерны флуктуаций фоновых космических микроволн;

  • крупномасштабное скопление галактик как явление и галактические скопления;

  • движение конкретных галактик внутри кластеров;

  • размеры и массы наблюдаемых галактик;

  • гравитационное линзирование галактик, квазаров или сталкивающихся галактических групп и кластеров.

Добавление всего одного ингредиента, некоей формы холодной материи без столкновений решает головоломку одним махом.

Рентгеновская (розовая) и общие карты материи (синяя) различных сталкивающихся кластеров галактик показывают чёткое разделение между нормальным веществом и гравитационными эффектами одно из самых убедительных свидетельств тёмного вещества. Хотя некоторые из проведённых нами симуляций показывают, что некоторые кластеры могут двигаться быстрее, чем ожидалось, симуляция включает не только гравитацию, но и другие эффекты, такие как обратная связь, образование звёзд и звёздные катаклизмы, которые также могут быть важны для межзвёздного газа. Без тёмной материи эти наблюдения (наряду со многими другими) не могут быть объяснены в достаточной мере.

Так или иначе, объяснение в некотором смысле всё ещё неудовлетворительно. Мы знаем некоторые общие признаки тёмной материи, которые, взятые вместе, рассказывают о Вселенной захватывающую историю. Но нам ещё предстоит напрямую обнаружить какую бы то ни было частицу, которая может быть ответственна за это. Вид материи, чисто коллизионный, не обязательно объясняет структуру космоса, которая появляется в мельчайших масштабах. Возможно, что за это несоответствие отвечают чисто гравитационные эффекты, такие как динамический нагрев, но возможно также, что тёмная материя не настолько проста.

Между тем сейчас мы наблюдаем много сверхмассивных чёрных дыр, которые каким-то образом выросли до миллиарда или более масс Солнца всего за несколько сотен миллионов лет: это сложная головоломка формирования структуры нашей Вселенной. Основываясь на нашем понимании первых звёзд и того, как из них возникли первые чёрные дыры, мы пытаемся объяснить, как они стали такими большими и так быстро, наблюдая этих гигантов значительно раньше предполагаемого.

Если начать с самой первой чёрной дыры, когда Вселенной было всего 100 миллионов лет, тут есть предел скорости, с которой эта чёрная дыра может расти: предел Эддингтона. Либо эти чёрные дыры с самого начала больше, чем предполагают наши теории, формируются раньше, чем мы осознаём, либо они растут быстрее наших представлений и это позволяет им достичь наблюдаемой массы.

Таковы границы наших знаний и представление об одной из самых актуальных проблем современной космологии на сегодня. Благодаря обсерваториям, инструментам и открытиям, которые уже произошли, а также благодаря нашему знанию законов физики, которое помогает нам интерпретировать их и помещать в надлежащий контекст, мы прошли так далеко, насколько это возможно. С другой стороны, есть много поводов, чтобы начать волноваться в связи с новыми технологическими разработками и возможностями наблюдения в самом ближайшем будущем. Это большое дело; мы на границе нашего вечного поиска понимания Вселенной вокруг нас!


Дополню данный материал моей текстовой трансляцией доклада о Невидимой Вселенной кандидата наук, астронома и профессора Йельского университета Приямвады Натараджана. Одна из лучших современных космологов-наблюдателей, она недавно выпустила книгу под названием Картирование небес: радикальные научные идеи, раскрывающие космос.

15:50: Трудно представить, что всего 100 лет назад мы даже не знали, что такое Вселенная. Известные объекты находились всего в нескольких сотнях, *может быть*, некоторые были в нескольких тысячах световых лет от нас. Звёзды, звёздные скопления, шаровые звёздные скопления, туманности и т. д. Некоторые люди утверждали, что спиральные туманности (и, возможно, некоторые эллиптические) на самом деле были целыми галактиками далеко за пределами Млечного Пути, но это была точка зрения меньшинства. Большой спор 1920 года, которые были призваны решить этот вопрос, его не решили. Фактически модераторы дебатов дали больше аргументов в пользу того, что эти туманности являются объектами в нашей Галактике, не одобряя решения, что они находятся за пределами галактики.

В 1916 году была опубликована статья, в которой утверждалось, что в спиральной туманности M101 движутся отдельные звёзды, сегодня известной как галактика Штырькового колеса. Эти данные тогда опровергли, и позже утверждалось, что они ошибочны, но это произошло не раньше, чем многие люди сделали выводы на основе ложных данных.

15:54: Когда у тебя есть наблюдения, которые ну просто неправда, это вызов. В известной работе всего за несколько лет до этого утверждалось, что в близлежащей "спиральной туманности" Pinwheel Galaxy (Messier 101) наблюдаются звёзды, двигающиеся во времени: вращаясь с объектом. Если бы это была галактика далеко за пределами Млечного Пути, эти звёзды двигались бы намного быстрее света. Следовательно, аргумент неверен и этот объект должен находиться рядом, внутри нашей галактики.

У галактики Pinwheel, Messier 101 много общих черт с нашим Млечным Путём, но аналогия определённо неидеальна, поскольку и окраины галактики, и внутренняя область ядра обладают особенностями, отличными от особенностей Млечного Пути.

15:57: Но, когда мы детально смотрим на Pinwheel, даже спустя 105 лет после тех наблюдений, которые утверждали, что он вращается, мы видим, что ничего подобного не происходило. Единственный объект, который вообще двигался в этом поле зрения, звезда, которая редко вторгалась в него, она присутствует в нашей Галактике вдоль линии видимости. Этот объект галактика, она вращается, но для полного витка нужны сотни миллионов лет; мы не можем обнаружить движение звёзд в этой галактике: она более чем в 10 миллионах световых лет отсюда.

.

Относительная плотность вероятности для после учёта статистических и систематических неопределённостей. Только статистические ошибки показаны зелёным цветом; сумма систематики другими цветами. Даже с неопределённостью в Stellar Spectral Library (спектральной библиотеке звёзд) Общая Теория Относительности Эйнштейна надёжно подтверждена.

15:59: Какой урок из этого можно извлечь? Чтобы сделать вывод, что что-то реально и истинно, мы должны измерять не то, что происходит, а две вещи:

  • измерять это до определённого уровня статистической значимости;

  • учитывать наши систематические ошибки и неопределённости.

Как правило, для этого требуется уровень количественной строгости, которого нет в предыдущих исследованиях, а также воспроизводимость и независимое подтверждение, что не только невозможно получить для этих результатов вращения, но и горячо оспаривается многими учёными в этой области.

Короче говоря, если новый эффект реальность, должны существовать несколько независимых способов проверить его или по крайней мере несколько независимых команд, которые без влияния со стороны работают над тем, чтобы обнаружить его.

16:00: Поехали! Весьма волнующий факт, что серия публичных лекций всё ещё продолжается, это мероприятие для широкой публики во время глобальной пандемии. Я рад, что Институт Периметра проделал эту работу!

Трансляция публичной лекции 03 марта 2021 года, доктор Прия Натараджан отдаёт полученные от мероприятия деньги Институту Периметра.

16:04 PM: Очень любопытно посмотреть, как работают слайды: видно ли их и спикера одновременно?

16:06 PM: Нет. Видно слайды Прии, слышен её голос. Тем не менее подача даёт возможность на чём-то сосредоточиться, и я надеюсь, что формат будет интересным и динамичным. Продолжаем!

Вторая по величине чёрная дыра, как её видно с Земли, та, что находится в центре галактики M87, показана здесь с трёх точек зрения. В верхней части оптический вид от Хаббла, в нижней левой радио от NRAO, а в нижней правой рентген от Чандры. Эти различные взгляды имеют также различное разрешение в зависимости от оптической чувствительности, длины волны используемого света и размера зеркал телескопа, используемых для их наблюдения. Всё это примеры излучения из областей вокруг чёрных дыр, демонстрирующие, что чёрные дыры, в конце концов, не такие уж и чёрные.

16:09: Позвольте кое-то прояснить: доказательства существования сверхмассивных чёрных дыр были довольно ошеломляющими гораздо больше чем 10 лет назад. Излучение высокой интенсивности, видимое, в частности, в радиоспектре (внизу слева) и рентгеновском (внизу справа) спектре, должно исходить от очень массивного, энергичного движителя, который сам по себе не излучает света. Кроме того, мы наблюдали звёзды, которые вращаются вокруг галактического центра с конца 1990-х годов, и опять-таки никакого света не испускалось, и доказательства того, что там находится объект массой в миллионы солнечных масс, были довольно надёжными.

С тех пор сделано гораздо больше, но мысль о том, что эти центральные объекты были не чёрной дырой, а чем-то иным, действительно не воспринимали всерьёз.

Одной из сложных головоломок 1500-х годов было то, как планеты двигались очевидно ретроградным образом. Такое движение можно объяснить либо геоцентрической моделью Птолемея (L), либо гелиоцентрической моделью Коперника (R). Однако ни одной из них не удавалось добиться произвольной точности в деталях.

16:12: Я подумал, стоит отметить, что когда мы смотрим на геоцентрическую и гелиоцентрическую модели, наблюдаемое могут объяснить обе. Лишь спустя много лет после Коперника, с появлением идеи Кеплера об эллиптических орбитах, данные были значительно лучше согласованы с гелиоцентрической моделью, чем с любой другой.

Тихо Браге провёл некоторые из лучших наблюдений Марса до изобретения телескопа, и работа Кеплера в значительной степени опиралась на эти данные. Здесь наблюдения Браге за орбитой Марса, особенно во время эпизодов ретроградного движения, предоставили утончённое подтверждение теории эллиптической орбиты Кеплера.

16:15: Прия упоминает, но не утруждаясь (а я думаю, стоило бы потрудиться!), о многочисленных независимых линиях доказательств существования тёмной материи. У нас есть целый ряд наблюдений, которые мы можем провести, и я надеюсь, что она тщательно исследует их. Но если вы хотите сделать упор на количества и спросить: Сколько энергии Вселенной находится в форме чёрных дыр, вы получите ответ порядка ~0,001% от общей энергии Вселенной. Примечательно также, что это почти точно равно количеству отрицательной потенциальной энергии гравитации, которая возникла в результате коллапса вещества, образовавшего сами чёрные дыры!

Эволюция структуры Вселенной в крупном масштабе, от раннего однородного состояния до кластеризованной Вселенной, которую мы знаем сегодня. Тип и изобилие тёмной материи могли бы создать совершенно другую Вселенную, если бы мы изменили то, что удерживает наша Вселенная. Обратите внимание на тот факт, что структуры малого масштаба во всех случаях появляются на ранней стадии, в то время как крупномасштабные структуры возникают намного позже.

16:18: То, о чем говорит Прия, вы можете увидеть на приведенном выше графике: три различных моделирования с тремя различными типами/обличиями тёмной материи. Если Вселенная слишком сгруппирована или наоборот, или же сгущается в разных масштабах по-разному, нежели прогнозирует наша модель, мы, безусловно, сможем исключить эти сценарии. Единственный способ привести крупномасштабную структуру Вселенной в соответствие с наблюдениями это добавить темную материю.

Скорости галактик в кластере Coma, из которых можно вывести общую массу кластера, чтобы удержать его гравитационных границах. Отметим, что эти данные, взятые более чем через 50 лет после первых утверждений Цвицкого, почти полностью совпадают с тем, о чём сам Цвицкий утверждал ещё в 1933 году.

16:21: Ладно, это стоит показать. Видите это график? Он показывает, основываясь на наблюдаемом красном смещении, как быстро движутся отдельные галактики в кластере Coma по отношению к нашей линии видимости. Обратите внимание, что "самые медленные" галактики удаляются от нас примерно на ~4700 км/с, тогда как "самые быстрые" на ~8900 км/с. Разница в ~4200 км/с огромна, это указывает на то, что должно быть достаточно массы, чтобы держать все эти галактики связанными друг с другом даже при этих очень высоких скоростях.

Хотя многие оспаривали это (не наблюдения, а интерпретацию), утверждая, что может существовать объясняющая всё нормальная тёмная материя, этот род наблюдений теперь является жизненно важным свидетельством в понимании загадки тёмной материи.

Галактика, управляемая только нормальной материей (L), будет иметь значительно меньшую скорость вращения в окрестностях, чем по направлению к центру, подобно тому, как движутся планеты в Солнечной системе. Однако наблюдения показывают, что скорости вращения в значительной степени не зависят от радиуса (R) (от галактического центра), а это приводит к выводу о том, что количество невидимой или тёмной материи должно быть больше.

16:24: Я хочу, чтобы вы оценили разницу между галактикой только с нормальной материей, которая будет вращаться, как показано слева, с той, что справа, которая предполагает гало тёмной материи. Если бы это была единственное свидетельство, я свободно признал бы, что объяснение тёмной материей не столь убедительно, как бы ни был убедителен полный набор возможностей тёмной материи.

Любая конфигурация фоновых точек света звёзд, галактик или кластеров искажается из-за влияния массы переднего плана посредством слабого гравитационного линзирования. Сигнатура безошибочна даже при шуме случайной формы.

16:27: Окей, Прия сейчас показывает диаграмму сильного гравитационного притяжения, и это очень важная часть головоломки. Как она показывает, когда у вас есть большая масса, которая оказывается на пути света из удалённого источника, правильная конфигурация может привести к тому, что эта масса будет действовать как сильный объектив, который продуцирует увеличенные изображения, несколько изображений, а также искажённые изображения.

Но что гораздо мощнее, так это слабое гравитационное линзирование, и оно гораздо шире. Галактики, как правило, ориентированы случайно: нижняя левая панель вверху показывает, как они должны выглядеть без искажений, естественным образом. Однако там, где есть большая масса (например, галактический кластер), которое вмешивается в картину, вы видите искажения в форме и ориентации этих галактик. Если вы проведёте статистический анализ, то обнаружите, что вы можете сделать вывод о массе и распределении массы кластеров переднего плана. Вот блестящее изображение, показывающее реконструкцию масс галактического кластера именно из такого типа линзы. Это ранний пример, 1998 год.

По имеющимся данным гравитационного линзирования можно реконструировать массу галактического кластера. Большая часть массы не находится внутри отдельных галактик, показанных здесь в виде пиков, а исходит из межгалактической среды внутри кластера, где, по-видимому, обитает тёмная материя. Модель и более детальные наблюдения могут также выявить подструктуру тёмной материи.

16:31: Самое приятное в гравитационном линзировании то, что для каждой массы переднего плана, которую мы когда-либо наблюдали, всегда есть источники фонового света. Чем больше источников и чем лучше мы их измеряем, тем больше и лучше будет проводиться реконструкция массы объекта на переднем плане. В случае самых насыщенных кластеров галактик это приводит к наибольшему гравитационному линзированию. Это позволяет нам, среди прочего, наблюдать галактики, которые в противном случае были бы слишком удалёнными и слишком бледными, чтобы их можно было увидеть с помощью нынешнего оборудования.

Галактический кластер MACS 0416, с проекта Хаббла Frontier Fields, с массой, показанной в голубом цвете, и увеличением от линзы в пурпурном цвете. Пурпурный цвет это область, где увеличение линзой будет максимальным. Картирование массы кластера позволяет нам определить, какие локации из всех должны быть исследованы в смысле наибольшего увеличения и сверхдальних кандидатов.

16:34: Итак, вы хотите увидеть отличные примеры сильного гравитационного линзирования? Прия решила показать вам Abell 2218, который, несомненно, обладает некоторыми довольно заметными особенностями. Но знаете ли вы, что существует множество огромных, массивных, далёких галактических кластеров не только во Вселенной, но и в каталоге Abell? Давайте посмотрим на мои любимые.

В их число входит Abell 370:

Полосы и дуги, присутствующие в Abell 370, далёком скоплении галактик на расстоянии около 5-6 миллиардов световых лет, являются одними из самых ярких свидетельств гравитационного линзирования и тёмной материи, которые у нас есть. Линзированные галактики ещё дальше, некоторые из них самые далёкие из когда-либо наблюдаемых.

Abell S1063:

.Гигантская эллиптическая галактика в центре галактического кластера Abell S1063 намного больше и светлее Млечного Пути, но многие другие галактики, даже галактики меньшего размера, будут затмевать Млечный Путь.

Abell 2667:

На этом снимке космического телескопа Хаббл показаны дуги и многочисленные искажённые изображения фоновых галактик как результат влияния фонового кластера, Abell 2667.

и Abell 2744.

Скопление Pandora, формально известное как Abell 2744, представляет собой космическое столкновение четырёх независимых кластеров галактик, собранных вместе под действием непреодолимой силы гравитации. Здесь могут быть видны тысячи галактик, но сама Вселенная содержит, возможно, два триллиона.

16:39 PM: Ха! Прия показывает график из новой научной работы, из статьи, которую я сейчас пишу и планирую опубликовать примерно через 6 часов. Интересная штука жизнь!

DAMA/LIBRA, и я говорю здесь свободно, как известно, отличается от других, когда дело доходит до экспериментов с тёмной материей. Да, нам ещё предстоит обнаружить тёмную материю, и, если бы Прия захотела быть менее дипломатичной, чем она была, это имело бы основание.

Внешнее пространство-время чёрной дыры Шварцшильда, известной как параболоид Фламма, легко вычисляется. Но внутри горизонтов событий все геодезические линии ведут к центральной сингулярности.

16:42: Хорошо, теперь мы явно подошли к разговору о чёрной дыре. Мне нравится думать о чёрных дырах с разных точек зрения. Устойчивая сила тяготения хорошее определение: вы не сможете убежать, даже если убегаете со скоростью света, и поэтому, если вы упакуете достаточно материи в достаточно маленький объём пространства, она вся превратится в чёрную дыру.

Когда материя коллапсирует, она неизбежно образует чёрную дыру. Пенроуз первым разработал физику пространства-времени, применимую ко всем наблюдателям во всех точках пространства и во все моменты времени, такую, что она управляет системой, как эта. С тех пор его концепция золотой стандарт в Общей Теории Относительности.

16:45: Чёрные дыры также могут возникать из коллапсирующей материи в результате гибели сверхмассивных звёзд. Заметьте: не только механизм сверхновых, но и другие механизмы, такие как прямой коллапс, могут порождать их.

Это не просто теория; мы буквально видели, как очень массивные звёзды просто исчезают, а сверхновая не взрывается! Должно быть, исчезнувшие звёзды превратились в чёрные дыры.

Фотографии с телескопа Хаббла в видимом/ближнем ИК-диапазоне показывают массивную звезду, её масса примерно в 25 раз превышает массу Солнца; она перестала существовать, сверхновой не возникло, и другого объяснения тоже нет, то есть прямой коллапс единственное разумное и возможное объяснение.

16:48: Действительно ли чёрные дыры это "прокол" в пространстве-времени? Хотите верьте, хотите нет, но это столь же способ воспринимать чёрную дыру, сколь и предыдущий, и на самом деле он довольно обобщённый.

И вот одна забавная вещь: чёрные дыры Шварцшильда (они массивны, но не вращаются) действительно ведут себя как проколы: у нас буквально есть "дыра" (или, математически, топологический дефект) в самом пространстве-времени разрыв. В смысле чёрной дыры Керра (то есть вращающейся и массивной), она уже не совсем дыра, что более реалистично, а скорее сущность, которая на самом деле выводят... ну, мы не уверены, куда именно, но ответ, кажется, "куда-то", а не "в никуда", или на точечную сингулярность. Чёрные дыры Керра имеют кольцеобразные сингулярности, и в отличие от чёрных дыр Шварцвальда до них даже не дотянуться!

Точное математическое описание дыры как с массой, так и с угловым моментом, найдено Роем Керром в 1963 году, это решение обнаружило вместо одного горизонта событий с точечной сингулярностью внутренний и внешний горизонты событий, а также внутреннюю и внешнюю эргосферу плюс кольцевую сингулярность значительного радиуса. Внешний наблюдатель не сможет видеть ничего за внешним горизонтом событий.

16:50: Я должен сказать, что к этому новому формату [лекции] пришлось немного привыкать, но я обнаружил, что поглощён лекцией Прии так же, как и на всех предыдущих открытых лекциях Института Периметра. Это победа технологий над текущими проблемами!

Художественное представление квазара J0313-1806, показывающего сверхмассивную чёрную дыру и ветер экстремально высокой скорости. Квазар, видимый всего через 670 миллионов лет после Большого взрыва, в 1000 раз ярче Млечного Пути и питается от самой ранней из известных сверхмассивных чёрных дыр, масса которых превышает массу Солнца более чем в 1,6 миллиарда раз.

16:54: Теперь Прия рассказывает о сверхмассивных чёрных дырах, и возникает огромный вопрос: как они формируются и растут в нашей Вселенной?

Итак, мы знаем, что они питаются; мы знаем, где они живут; мы знаем, как они влияют на окружающую среду. Но есть ещё много, много открытых вопросов, и некоторые группы учёных активно обсуждают следующий вопрос: когда галактики сливаются, могут ли сверхмассивные чёрные дыры слиться (или нет) в пределах нынешней эпохи Вселенной. Если нет, то мы можем обнаружить большое количество двойных (или более) сверхмассивных чёрных дыр в центрах галактик, которые достаточно развились!

Две чёрные дыры звёздной массы, когда они часть аккреционного диска или когда они движутся в сверхмассивную чёрную дыру, могут расти в массе, испытывать трение и эффектно сливаться, а сливаясь выпускать вспышку. Вполне возможно, что GW190521 озарил пространство такой вспышкой, когда слились два его прародителя, и что эта конфигурация привела к такому событию.

16:57: Чёрные дыры промежуточной массы должны существоать, но они могут быть не очень распространены. Мы искали их в основном в пределах шаровых звёздных скоплений: скоплений из нескольких сотен тысяч звёзд; находки были спорными и немногочисленными, но мы успешно обнаружили их, как намекает Прия, в случаях, когда близко к одной из этих чёрных дыр промежуточной массы проходит звезда и разрывается на части.

Когда звезда или умершая звезда проходит слишком близко к чёрной дыре, приливные силы концентрированной массы способны полностью уничтожить звезду, разорвав её на части. Хотя небольшая часть материи будет поглощена чёрной дырой, большая часть просто ускорится и будет выброшена обратно в космос.

Эти события приливного разрушения обладают колоссальной энергией, недолговечным феноменом, но появление автоматизированных телескопов, таких как Ziki Transient Facility или Pan-STARRS, за последние несколько лет дало нам взрывной рост обнаружения этих объектов!

Это моделирование показывает два кадра слияния двух сверхмассивных чёрных дыр в реалистичной, богатой межзвёздным газом среде. Если масса сливающихся сверхмассивных чёрных дыр достаточно высока, вполне вероятно, что эти события самые энергонасыщенные одиночные события во всей Вселенной.

17:01: И, конечно, есть соответствующая этому событию рябь в пространстве-времени, даже сверхмассивной вариации. Возможно, Прия намекнула, но не показала, что на данный момент в этой ситуации кроется загадка: выбросят они или поглотят весь газ в окружающей среде, прежде чем приблизятся достаточно для того, чтобы гравитационное излучение слило их воедино.

Когда гравитационная волна проходит через какое-либо место в пространстве, в разное время в разных направлениях она вызывает расширение и сжатие, заставляя длины лазерных плеч меняться во взаимно перпендикулярных ориентациях. Используя это физическое изменение, мы разработали успешные детекторы гравитационных волн, такие как LIGO и Virgo.

17:03: Вот анимация, которую очень любит Прия: рябь от слияния гравитационных волн, которая показывает, как пространство-время сжимается и разжимается во взаимно перпендикулярных направлениях, когда гравитационная волна проходит через него.

17:05: Отлично! Прия рассказывает о своих исследованиях, в частности о том, как мы получаем чёрные дыры, которые достаточно массивны и возникают достаточно рано, чтобы вырасти в то, что мы знаем сегодня как самые ранние сверхмассивные чёрные дыры в молодой Вселенной.

Вот некоторые самые ранние, если вам любопытно.

Новый рекордсмен самая ранняя чёрная дыра. Обратите внимание, что эта дыра, J0313-1806, достигла массы 1,6 миллиарда солнечных масс всего через 670 миллионов лет после Большого Взрыва.

17:08: Прия сейчас показывает анимацию ситуации, когда во Вселенной нами ожидается появление черных дыр определенной массы. Обратите внимание, что эти прогнозы не совпадают с тем, что мы видим; видимая столь рано дыра слишком массивна!

5:11 PM: Хорошая лекция! Так держать, Прия копала глубоко. Мне понравилась доступность, понравилась работа над тем, чтобы ввести в курс дела и очертить границы современных знаний. Единственное, чего я хочу, чтобы ей хватило времени на лекции о том, как мы собираемся решать проблемы на границах знаний, не говоря уже о "Космическом телескопе Джеймса Вебба".

Да, ещё я люблю космический телескоп Джеймса Уэбба.

На Хэллоуин 2019 астрофизик Итан Сигел оделся как космический телескоп Джеймса Уэбба.На Хэллоуин 2019 астрофизик Итан Сигел оделся как космический телескоп Джеймса Уэбба.

17:13: Мне нравится, что Прийя открыта к тёмной материи и относится к ней адекватно: вот что мы думаем об этом, а вот и пределы, то, насколько мы всё проверили, а также задаётся вопросом, насколько надёжны и успешны альтернативы. Мы задаёмся вопросами и подвергаем и подвергаем их соответствующей тщательной проверке.

17:15: Кто это сказал?! Кто сказал: "Мы узнаем, что такое тёмная материя в ближайшие ~10 лет", не добавляя необходимое "если повезёт"? Прия рассказывает о WIMP и аксионах, они вошли в моду, со всеми возможными и самыми разными воплощениями тёмной материи, количество которых близко к бесконечному.

Мы ищем, где это только возможно, и это ценное, разумное усилие. Но если не нашли "ничего из вышеперечисленного", то это не обязательно вызовет переосмысление природы частиц тёмной материи. Мы сомневаемся и пытаемся проверять, но не знаем, что делает природа. Мы можем измерить только то, что можем измерить, и сделать предварительные выводы на основе того, что видим (и не видим).

17:18: Забавный вопрос: что мы будем думать о модной сегодня "причудливой" идее через 100 лет. Прия говорит "multiverse" [акцент на кавычки мультивселенная], но она права: эмпирического обоснования нет (возможно). Она также говорит, что наш разум накладывает ограничения, но, возможно, этих ограничений нет. Точно так же, как Коперник не мог себе представить космический корабль, покидающий Солнечную систему, кто знает, чего не можем себе представить мы!

17:23: Последний вопрос: самая важная черта, чтобы карьера физика была успешной? Прия сказала о двух таких чертах:

  1. Устойчивость.

  2. Умение воображать, мечтать.

Эти отличные советы актуальны не только для физика, но и для программиста тоже, ведь эти две вещи позволяют нам сопротивляться выгоранию, получать удовольствие от того, что мы делаем и упрямо осваивать новое несмотря ни на что.

Узнайте, как прокачаться в других специальностях или освоить их с нуля:

Другие профессии и курсы
Подробнее..

А что если гравитация и ускоренное расширение Вселенной это следствие энтропии?

06.05.2021 08:19:11 | Автор: admin

Предисловие

Притяжение властвует на больших расстояниях, оно универсально и очевидно в сравнении с другими взаимодействиями, но нюанс заключается в том, что оно невероятно слабо в 1039 раз слабее электромагнитного взаимодействия, а ее влияние на микроскопическом уровне вовсе незаметно. Природа гравитации в мире элементарных частиц ломает умы ученых не один десяток лет, ведь она не хочет мириться ни с квантовой физикой, ни с электродинамикой. Струнная теория так же не может удовлетворить конфликт гравитации с другими взаимодействиями. Но, кажется, мы нашли способ помирить гравитацию с физикой. Как? Предположить, что она не фундаментальное взаимодействие.

Credit: TimeOneCredit: TimeOne

Любой вопрос или замечания Вы можете написать в комментариях. Также я открыт для личного диалога в телеграме или даже беседы в нашем чате. А еще у меня есть телеграм-канал о космологии.

Информация и ее роль во Вселенной

Рассматривая гравитацию во вселенной с инвариантными процессами с точки зрения струнной теории, исследователи пришли к выводу, что гравитация истекает из законов микроскопических взаимодействий и свойства информации. Информация играет важнейшую роль в устройстве Вселенной и понимание ее содержания поможет нам создать точную описательную модель нашего мира. Информация отражает абсолютно все: начиная от состава материи или энергии до его положения. Мера содержания информации характеризуется т.н. энтропией, которая оказывается для нас чрезвычайно полезной, когда речь заходит о выборе объективной меры количества информации.

Попробуем рассмотреть данное предложение в двоичном коде тогда его энтропией будет то количество знаков, которое необходимо для его кодирования и количество их возможных состояний (0 или 1), называемых степенью свободы. По поводу понимания сущности энтропии у меня есть интересная статья, рекомендую к прочтению.

Энтропия черных дыр и интересные выводы об этом

А если вместо предложения у нас будет черная дыра? На мой взгляд, это самый простой и самый сложный для понимания объект одновременно. Многие ошибочно считают, что информация о поглощенном черной дырой теле неизбежно в нем исчезает, а также что единственное известное свойство черной дыры это количество энергии в ней. Благо, все устроено иначе если мы проанализируем взаимодействие черной дыры, то убедимся, что при поглощении объекта от него передается энергия, а также момент импульса, что неизбежно влияет на массу и состояние черной дыры и проще это выражается одним словом информация. Информация об объекте осталась с информацией черной дыры и отражается в последствиях взаимодействия с поглощенным телом. Ну и если поразмыслить еще, то мы вспомним, что утеря информации несет за собой упорядочивание и уменьшение энтропии, что противоречит второму закону термодинамики, гласящем о том, что энтропия замкнутой системы постоянно не убывает. Об этом впервые высказался американский физик Джон Уиллер.

Стивен Хокинг, Credit: New ScientistСтивен Хокинг, Credit: New Scientist

Ага. Эта штука называется голографическим принципом и говорит о том, что любая n-мерная система с i-тым количеством информации экспериментально идентична (n-1)-мерной сфере с тем же количеством информации вне зависимости от того, насколько различны описательные характеристики этих систем. Это в прямом смысле проецирование на экран в кинозале ведь с помощью двухмерной проекции мы получаем такое же количество информации, что и получал оператор с трехмерной. Черная дыра тот же оператор. Она сохраняет объективную информацию об объекте на своей двухмерной поверхности нулей и единиц, именуемой горизонтом событий и отражает ее в виде излучения Хокинга. И никакого нарушения принципа энтропии.

5-мерное антидесситеровское пространство-время заключено в 4-мерную сферу плоской геометрии (голографический экран). Происходящие процессы внутри сферы и на поверхности сферы разные: например, поведение суперструн в пятимерном пространстве для четырехмерного отражается в виде взаимодействия конформных полей, а черная дыра, которая не может существовать в такой четырехмерной сфере, вовсе превращается в горячее излучение.5-мерное антидесситеровское пространство-время заключено в 4-мерную сферу плоской геометрии (голографический экран). Происходящие процессы внутри сферы и на поверхности сферы разные: например, поведение суперструн в пятимерном пространстве для четырехмерного отражается в виде взаимодействия конформных полей, а черная дыра, которая не может существовать в такой четырехмерной сфере, вовсе превращается в горячее излучение.

А что там с гравитацией?

Как я сказал в самом начале, гравитация тесно связана с информацией, а следовательно, и с энтропией. Хуан Малдасена, струнный теоретик, смог рассмотреть гравитацию через призму голографического принципа, представив модель с n-мерным пространством-временем, где материя подчинена струнному взаимодействию, окруженную (n-1)-мерной сферой, где та самая струнная теория превращалась в квантовую гравитацию. Как? Колебания браны неизбежно приводят к гравитационному взаимодействию на граничащей поверхности. Это была первая попытка показать гравитацию как не первопричину, а следствие какого-то другого фундаментального взаимодействия.

Второй, наиболее успешной попыткой стала статья Эрика Верлинде, вышедшая в 2010 году и взбудоражившая умы СМИ и публики О природе тяготения и законов Ньютона. Верлинде на основании энтропийной природы гравитации удалось вывести законы Ньютона и уравнения Эйнштейна. Давайте приступим к основной части этого материала и рассмотрим основные тезисы его работы.

Эрик Верлинде, Credit: Het ParoolЭрик Верлинде, Credit: Het Parool

В первую очередь, в своем исследовании Верлинде утверждает, что гравитация это явление изменения информации о материальных телах, подчиняющееся голографическому принципу. Зададим энергию двух тел, а также их взаимное положение. По второму закону термодинамики энтропия этой системы останется либо постоянной, либо начнет расти. Рост энтропии будет лишь в том случае, если тела начнут сближаться друг со другом, т.к. это вызовет рост степеней свободы системы в ином случае энтропия будет уменьшаться. Так как энтропия должна расти, тела будут неизбежно вступать во взаимодействие, называемое гравитацией. Это похоже на принцип Гейзенберга и флуктуации частицы невозможно единомоментно определить положение и состояние частицы, потому, например, поместив на дно сосуда частицу, вместо ожидаемого покоя в минимуме потенциальной энергии мы будем наблюдать ее колебания, называемые также флуктуациями.

Для доказательства этих соображений предлагаю рассмотреть частицу массой m, находящуюся на расстоянии x от голографического экрана площадью S. Частица будет неизбежно приближаться к голографическому экрану и их микроскопические степени свободы сольются. В таком случае формула приращения энтропии будет:

\Delta S = 2\pi k_В \dfrac{mc}{\hbar} \Delta x.

Энтропийная сила это ни что иное, как причина компенсировать уменьшение энтропии:

\Delta F \Delta x = T \Delta S,

где T температура.

Известно, что сила связана с ускорением, которое также связано и с температурой. Квантовый эффект Унру гласит, что наблюдатель в ускоренной системе отсчета обладает температурой:

k_В T = \dfrac{1}{2\pi} \dfrac{\hbar a}{c},

где a ускорение. Из вышеполученных выражений несложным образом получаем математическое представление второго закона Ньютона:

F = ma.

Теперь представим область пространства, заключенную в сферу с энергией E и с голографической поверхностью. Вспомним, что емкость сферы пропорциональна площади ее поверхности. Тогда мы можем выразить число битов системы N как:

N = \dfrac{1}{2} Nk_В T .

Также вспомним самую знаменитую формулу физики (или, как минимум, Эйнштейна):

E = mc^2,

где m масса, заключенная в части ограниченного сферическим экраном пространства. Подставив в выражение площадь сферы, равную:

A=4\pi R^2,

получим:

F=G\dfrac{Mm}{R^2}.

Удивительно, но мы приходим к неутешительному выводу о том, что гравитацию можно рассматривать как несамостоятельное явление природы, зависящее от энтропии в рамках голографического принципа. Эрик Верлинде в своем исследовании также заметил, что энтропийную природу может иметь и красное смещение, возникающее вследствие градиентов энтропии специально поэтому я также кратко рассмотрю работу (Easson et al.), рассматривающую темную энергию и ускоренное расширение с точки зрения энтропийной природы гравитации. Последующий пункт будет занят математическими вычислениями, вывод по статье ждет вас в соответствующем разделе. Математика для неподготовленных будет ограничена горизонтальными чертами после второй можете продолжить чтение.


Для начала вспомним, что такое темная энергия. По Общей теории относительности и космологическому принципу масштабный фактор a(t) в FLRW-метрике удовлетворяет уравнению Фридмана:

H(t)^2 = \left(\dfrac{\dot a}{a}\right) = \left (\dfrac{8\pi G}{3} \right) \rho,

где масштабный фактор в настоящий момент равен единице, а плотность энергии компоненты, ответственной за расширение Вселенной, где для расширяющейся ускоренно Вселенной:

\rho = \rho_m + \rho_{\gamma},\rho_m(t) = \rho_m(t_0)a(t)^{-3},\rho_{DE}(t) = \rho_{DE}(t_0)a(t)^{-3(1+\omega)},

а также

\omega = \dfrac{p}{\rho c^2}.

Для значения омеги, равного (-1), получим:

a(t)=a(t_0)e^{Ht},

где

H = \sqrt{\dfrac{\Lambda}{3}} = \sqrt{8\pi G\rho_{DE}}.

Продифференцируем уравнение масштабного фактора по времени и получим:

\dfrac{\delta^p}{\delta t^p} a(t) = H^p, \: t \rightarrow 0.

Подставим полученное в уравнение Фридмана:

a(t)=a(t_0)e^{Ht},

где

\sqrt{3}H=\sqrt{\Lambda}=\sqrt{8\pi G\rho_{DE}}.

Предсказанное таким образом значение плотности темной энергии составляет 1018 ГэВ4. Наблюдаемое же значение равно 10-3 эВ4 отличие на 120 порядков! Во избежание данного казуса авторами статьи было предложено энтропийное истолкование космологической константы. Для этого рассмотрим горизонт голографической поверхности с температурой:

T_{\beta} = \dfrac{\hbar}{k_В} \dfrac{H}{2\pi} \sim 3 \times 10^{-30} K.

Из ранее упомянутого эффекта Унру следует, что горизонт, обладающий температурой, должен неизбежно ускоряться:

a_{horizon} = \dfrac{2\pi c k_В T_{\beta}}{\hbar} = cH \sim 10^{-9} \: m/s^2.

При данном мы можем видеть, как темная энергия становится лишним компонентом теперь мы можем объяснить космологическое ускорение без нее. Исследователи решили сравнить свои теоретические изыскания с нашей моделью Вселенной на примере сверхновых типа Ia. Для этого они взяли стандартную формулу фотометрического расстояния и построили две кривые:

D_L = \dfrac{c(1+z)}{H_0} \int^z_0 \dfrac{\delta z'}{H(z')}.

Ускорение, обусловленное энтропийными силами, как оказалось, обеспечивают такой же гладкий переход кривой в горизонтальное положение, что и в уже классической интерпретации светимости сверхновых.

Краткий вывод

На основании проведенных теоретических опытов, можно сделать вывод о том, что:

  1. Энтропийная трактовка гравитации удовлетворяет теоретическим предположениям для модели, соответствующей релятивистской плоской вселенной и ньютоновской вселенной;

  2. Энтропийная трактовка ускоренного расширения вселенной потенциально способно объяснить природу космологического ускорения без привлечения темной энергии.

Сказать, что это круто ничего не сказать. Мы, вероятно, находимся совсем вблизи от нового научного прорыва, похожего на тот, что совершил Альберт Эйнштейн более ста лет назад. Даже если мы не сможем доказать справедливость голографического принципа для нашей Вселенной, мы откроем для себя новый мир, полный струн не музыкальных, конечно, но и на них поиграть мы сможем. А вообще перед нами новое непаханое поле, которое мы только увидели. В голографическом мире мы можем придумать много нового, что-то даже открыть и не только физическое, но и принадлежащее миру математики или химии. Я думаю, свой вывод каждый сформулировал для себя сам. Для интересующихся я оставляю библиографический список с источниками и с интересными материалами по этой теме:

  1. Самодостаточная для популярного понимания энтропийной гравитации статья на Википедии (ссылка);

  2. Статья Информация в голографической Вселенной на Modern Cosmology (ссылка);

  3. Оригинальная статья Эрика Верлинде (ссылка), а также перевод этой статьи Михаилом Ханановичем Шульманом (ссылка);

  4. Статья Entropic Acceletating Universe на arXiv.org (Easson et al., ссылка);

  5. Статья Голографический принцип первая встреча на Modern Cosmology (ссылка);

  6. Моя статья об энтропии Просто об энтропии: без формул и с бытовыми примерами (ссылка);

  7. Статья Черные дыры и голограммы на Хабре (ссылка);

  8. Супер-пупер статья о голографическом принципе на английском (ссылка).

Ну и напоминаю, о том, чтобы читатель не стеснялся задать вопрос или поправить меня в комментариях. Также у меня есть телеграм-канал, где я рассказываю о последних новостях космологии и астрофизики, а также пишу об астрофотографии. Пишите мне в личку или наш чат. Всем добра!

Подробнее..

Перевод Новая математика чёрных дыр ещё один шаг вперед

24.05.2021 18:21:26 | Автор: admin

Математическая модель столкновения чёрных дыр работает даже в тех случаях, когда, по идее, работать не должна. Пока астрономы используют эту модель для поиска новых классов скрытых чёрных дыр, другие задаются вопросом: почему же всё-таки эта модель работает? Если рассматривать отдельную чёрную дыру как единую точку без горизонта событий, проявляются невидимые ранее столкновения чёрных дыр.


В прошлом году Скотт Филд и Гаурав Ханна попробовали создать то, что не должно было работать. То, что они сделали, действительно работает на удивление хорошо, и это вызывает ряд вопросов у научного сообщества.

Филд и Ханна исследователи, пытающиеся понять, как должны выглядеть столкновения чёрных дыр. Эти бурные события порождают не вспышки света, а слабые колебания гравитационных волн дрожь пространственно-временного континуума. Наблюдение за чёрными дырами не такая простая вещь, как может показаться. Просто сидеть и ждать, когда пространство, как колокол, зазвонит, не получится. Чтобы обнаружить такие сигналы, исследователи должны постоянно сравнивать данные с детекторов гравитационных волн с результатами различных математических моделей расчётов, выявляющих потенциальные признаки столкновения чёрных дыр. Без надёжных моделей астрономы не знали бы, что и где искать.

Проблема заключается в том, что наиболее достоверные модели построены на базе принципов общей теории относительности Эйнштейна, описываемой десятью взаимосвязанными уравнениями, которые, как известно, решить необычайно трудно. Чтобы наблюдать и фиксировать сложные взаимодействия между сталкивающимися чёрными дырами, одного набора письменных принадлежностей недостаточно. Первые так называемые численные методы решения уравнений общей теории относительности Эйнштейна для случая столкновения чёрных дыр были получены только в 2005 году через несколько десятилетий безуспешных попыток. Для этого потребовался суперкомпьютер, работающий без перерыва в течение двух месяцев.

Обсерватория гравитационных волн, подобная LIGO, должна иметь в распоряжении большое количество численных решений, на которые можно опираться. В идеальном мире физики могли бы просто запустить модель для всех возможных вариантов столкновения чёрная дыра с определёнными массой и спином сталкивается с другой с другой чёрной дырой со своими массой и спином и сравнить эти результаты с тем, что видит детектор. Но расчёты занимают уйму времени. Дайте мне достаточно мощный компьютер и достаточное количество времени, и я смогу смоделировать для вас всё что угодно, утверждает Скотт Хьюз, физик из Массачусетского технологического института. Но на практике "достаточным" количеством времени оказывается совершенно невообразимое время недели или даже месяцы вычислений на суперкомпьютере. А если чёрные дыры имеют сложные формы? Вычисления займут такое колоссальное количество времени, что учёные просто опускают руки и объявляют такую задачу практически невыполнимой. Именно по этой причине физики фактически не в состоянии смоделировать столкновения чёрных дыр с соотношением масс более 10 к 1.

В новой работе Филда и Ханны утверждается, что это не так, и именно поэтому эта работа так интересна. Филд, математик из Массачусетского университета в г. Дартмуте, и Ханна, физик из Университета Род-Айленда, сделали допущение, кардинально упрощающее вычислительную задачу: они рассматривают меньшую по размерам чёрную дыру как "частицу пренебрежимо малых размеров ", нечто вроде пылинки. Это объект, имеющий массу, но нулевого радиуса и без горизонта событий.

Скотт Филд (слева) и Гаурав Ханна не ожидали, что их допущение будет работать для чёрных дыр с сопоставимыми массамиСкотт Филд (слева) и Гаурав Ханна не ожидали, что их допущение будет работать для чёрных дыр с сопоставимыми массами

"Представьте себе два судна в океанских просторах: одно вёсельная лодка, другое круизный лайнер, объясняет Филд. Очевидно, что вёсельная лодка не в состоянии повлиять на траекторию круизного лайнера. Мы предполагаем, что маленькое судно вёсельная лодка в этом взаимодействии может быть полностью проигнорировано".

Учёные полагали, что модель будет нормально работать, если соотношение масс большей и меньшей чёрных дыр будет такого же порядка, что и соотношение масс вёсельной лодки и круизного лайнера. "Если соотношение масс будет порядка 10000 к 1, мы совершенно спокойно можем сделать такое допущение", утверждает Ханна.

Однако в исследовании, опубликованном в прошлом году, Филд, аспирант Нур Рифат и физик из Корнелла Виджай Варма решили проверить эту модель для соотношения масс вплоть до 3 к 1. Числитель этого соотношения настолько мал, что никто и никогда даже не брался моделировать такие случаи, так как все считали эту вычислительную задачу безнадёжной с точки зрения временных затрат. Но исследователи с удивлением выяснили, что даже при таком соотношении их модель согласуется с результатами, полученными при решении полного набора уравнений Эйнштейна, с точностью примерно до 1 % это поразительный уровень точности.

Я тогда обратил внимание на эту работу, вспоминает Хьюз. Результаты, полученные для отношения масс 3 к 1, были "просто невероятными".

"Получен важный результат", говорит Нильс Варбуртон, физик из Университетского колледжа Дублина, не принимавший участия в исследовании.

Убедительная работа модели Филда и Ханны при соотношении масс 3 к 1 даёт исследователям гораздо больше уверенности в правильности её работы для соотношений масс 10 к 1 и выше. Есть надежда, что эта или подобная ей модель сможет сделать то, что не могут сделать численные методы решения уравнений Эйнштейна, а это позволит исследователям приступить к более глубокому изучению той части Вселенной, которая до сих пор оставалась "чёрным ящиком".

Как найти чёрную дыру

После столкновения чёрных дыр эти массивные тела создают возмущения, искажающие пространственно-временной континуум, гравитационные волны, распространяющиеся по Вселенной. Некоторые из таких гравитационных волн, в принципе, могут достигать Земли, и тогда их можно будет уловить в обсерваториях LIGO и Virgo. Огромные L-образные детекторы могут улавливать невообразимо малые (на четыре порядка меньше, чем ширина протона!) растяжения или сжатия пространственно-временного континуума, создаваемые такими волнами.

Детектор LIGO в г. Хэнфорде, штат Вашингтон, имеет две длинные стрелы, расположенные под прямым углом. Лазеры внутри каждой стрелы измеряют относительную разницу длин каждой из стрел при прохождении гравитационной волныДетектор LIGO в г. Хэнфорде, штат Вашингтон, имеет две длинные стрелы, расположенные под прямым углом. Лазеры внутри каждой стрелы измеряют относительную разницу длин каждой из стрел при прохождении гравитационной волны

Разработчики этих обсерваторий приложили огромные усилия для подавления паразитных шумов, но, если сигнал, который собираешься уловить, чрезвычайно слаб, от шума избавиться очень и очень не просто.

Первая задача при обнаружении гравитационных волн попытаться выделить из этого шума слабый сигнал. Филд сравнивает этот процесс с "ездой на автомобиле с неисправным глушителем и сплошными помехами при прослушивании радио, и при этом вы надеетесь в этом адски шумном окружении поймать на волне какую-то мелодию".

Астрономы принимают входящий поток данных и сначала задают себе вопрос, согласуются ли какие-либо из этих данных с ранее смоделированной формой гравитационной волны. Они могут проводить предварительное сравнение с десятками тысяч сигналов, хранящихся в "банке шаблонов". Но точные характеристики чёрной дыры на основе этой процедуры определить нельзя. На этом этапе исследователи просто пытаются выяснить, "звучит ли по радио какая-то песня".

Следующий шаг, по аналогии, это определение названия песни, её исполнителя и играющих инструментов. Исследователи провели десятки миллионов моделирований, чтобы можно было сравнивать наблюдаемый сигнал, или форму волны, с сигналами, производимыми чёрными дырами с различными массой и спином. Именно на этом этапе исследователи могут узнать действительно важные сведения. Частота гравитационной волны свидетельствует об общей массе системы. То, как эта частота меняется со временем, позволяет определить соотношение масс, а значит, и массы отдельных чёрных дыр. По темпу изменения частоты можно судить о том, вращается ли чёрная дыра. Наконец, по амплитуде (или высоте) обнаруженной волны исследователи могут сделать заключение, насколько далеко система находится от Земли.

Гравитационные волны, возникающие вследствие столкновения чёрных дыр, практически одновременно поступают на детекторы LIGO в Вашингтоне (оранжевый) и Луизиане (синий), а также на детектор Virgo в ИталииГравитационные волны, возникающие вследствие столкновения чёрных дыр, практически одновременно поступают на детекторы LIGO в Вашингтоне (оранжевый) и Луизиане (синий), а также на детектор Virgo в Италии

Если нужно выполнить десятки миллионов моделирований, хотелось бы, чтобы каждое такое моделирование выполнялось как можно быстрее. "Чтобы выполнить эту задачу за одни сутки, каждое моделирование должно занимать примерно миллисекунду", рассказывает Рори Смит, астроном из Университета Монаша и участник совместного проекта в LIGO. Однако время, необходимое для прогона всего одного численного метода решения уравнений общей теории относительности (того, который без ошибок смоделирует все уравнения Эйнштейна), измеряется днями, неделями или даже месяцами.

Для ускорения процесса исследователи обычно начинают с анализа результатов полного моделирования на суперкомпьютере таких моделирований к настоящему времени было проведено несколько тысяч. Затем, чтобы интерполировать данные, применяются стратегии машинного обучения. "Заполняются пробелы и создаётся полное пространство возможных результатов моделирования", рассказывает Смит.

Такое "суррогатное моделирование", возможно, и будет нормально работать, но только до тех пор, пока интерполированные данные не отклоняются слишком сильно от результатов базового моделирования. Однако моделировать столкновения объектов с большим соотношением масс невероятно сложно. "Чем больше соотношение масс, тем медленнее развивается система из двух чёрных дыр, поясняет Уорбертон. По его словам, чтобы рассчитать систему с малым отношением масс, необходимо изучить от 20 до 40 орбит. "Для соотношения масс 1000 нужно изучить 1000 орбит, а это займёт слишком много времени порядка нескольких лет. Это делает задачу практически невыполнимой, даже если в вашем распоряжении имеется суперкомпьютер, говорит Филд. Если в этом направлении не будет революционного прорыва, решить задачу в ближайшем будущем не представляется возможным".

По этой причине большинство суррогатных моделей работают с соотношениями масс от 1 до 4 и почти все менее 10. В 2019 году LIGO и Virgo смогли обнаружить столкновение чёрных дыр с соотношением масс 9, и это было колоссальным успехом, так как вся аппаратура работала на пределе чувствительности. Других событий, подобных этому, обнаружено не было, так как, по словам Ханны, у них нет надёжных моделей для суперкомпьютеров для соотношений масс выше 10. Мы не занимались поиском, так как у нас нет шаблонов", говорит Ханна.

Визуализация слияния чёрных дыр с соотношением масс 9,2 к 1. Видео начинается примерно за 10 секунд до столкновения. Слева показан полный спектр гравитационного излучения, окрашенный в соответствии с уровнем сигнала: синий цвет слабый сигнал, оранжевый сильный. Справа показаны различные компоненты гравитационного сигналаВизуализация слияния чёрных дыр с соотношением масс 9,2 к 1. Видео начинается примерно за 10 секунд до столкновения. Слева показан полный спектр гравитационного излучения, окрашенный в соответствии с уровнем сигнала: синий цвет слабый сигнал, оранжевый сильный. Справа показаны различные компоненты гравитационного сигнала

Вот тут-то и приходит на помощь модель, разработанная Филдом и Ханной. Они начали с собственного модельного представления частицы пренебрежимо малых размеров, специально разработанного для работы в диапазоне соотношений масс выше 10. Затем на основе этой модели была обучена суррогатная модель. Данная работа открывает возможности для обнаружения столкновения чёрных дыр разных размеров.

Какие ситуации могут привести к подобным столкновениям? Учёные пока не могут этого сказать, так как эта часть науки о Вселенной изучена пока очень слабо. Вообще говоря, тут может быть несколько вариантов.

Например, чёрная дыра средней массы (скажем, 80 или 100 солнечных масс) может сталкиваться с чёрной дырой меньшего размера (около 5 солнечных масс).

Другой вариант столкновение между обычной звездной чёрной дырой и относительно малой чёрной дырой, оставшейся от Большого взрыва, "первичной" чёрной дырой. Масса таких чёрных дыр может составлять всего 1% от массы Солнца, в то время как подавляющее большинство чёрных дыр, обнаруженных LIGO на сегодня, имеют массу, в 10 раз превышающую солнечную.

Ранее в этом году исследователи из Института гравитационной физики Макса Планка использовали суррогатную модель Филда и Ханны для изучения данных LIGO в поисках признаков гравитационных волн, возникающих в результате слияний чёрных дыр, одна из которых является первичной. Исследователи пока не смогли найти ни одной такой чёрной дыры, однако сумели установить более точные пределы области, в которой могут существовать чёрные дыры такого гипотетического класса.

В настоящее время планируется к запуску космическая гравитационно-волновая обсерватория LISA, которая однажды может стать свидетелем слияния обычных чёрных дыр с их сверхмассивными разновидностями в центрах галактик некоторые из них имеют массу в миллиард и более солнечных масс. Однако перспективы LISA пока туманны проект будет запущен не ранее 2035 года, а ситуация с финансированием до сих пор не ясна. Но, если проект всё-таки будет запущен, мы сможем наблюдать за слияниями чёрных дыр с соотношением масс более 1 миллиона.

Предел прочности

Некоторые специалисты в этой области, в том числе Хьюз, назвали успех модели представления частицы пренебрежимо малых размеров "необоснованным", однако подчеркнули то обстоятельство, что эффективность работы модели при низких соотношениях масс для них настоящая загадка. Почему исследователи, игнорируя важные параметры меньшей чёрной дыры, всё равно приходят к верному ответу?

"Здесь работает какой-то физический закон, говорит Ханна, хотя, какой именно, никому не известно. Нам не нужно брать в расчёт оба объекта, окруженные горизонтами событий, которые могут искажаться и взаимодействовать друг с другом странным образом". Но никто не знает, почему так происходит.

Пока никто не дал ответа на этот вопрос, Филд и Ханна пытаются распространить свою модель на более реалистичные ситуации. В статье, которую планируется опубликовать в начале лета на сервере препринтов arxiv.org, исследователи придают большей чёрной дыре определённое вращение, что больше соответствует реалиям астрофизики. Использованная ими модель и в этот раз близко соответствовала результатам применения численного метода решения уравнений общей теории относительности при соотношении масс до 3.

Далее они планируют изучить поведение чёрных дыр, сближающихся по эллиптическим, а не идеально круговым орбитам. Совместно с Хьюзом исследователи также планируют ввести понятие "несогласованных орбит", то есть орбит, при которых чёрные дыры находятся друг относительно друга наклонно, вращаясь в разных геометрических плоскостях.

Кроме того, они надеются ещё поработать со своей моделью и выяснить, при каких условиях она, наконец, перестанет работать. Сможет ли она работать при соотношении масс 2 или ниже? Филд и Ханна хотят это понять. "Уверенность в приближённом методе возникает, когда видишь, что он не работает, говорит Ричард Прайс, физик из Массачусетского технологического института. Когда кто-то выдаёт приближение, дающее удивительно хорошие результаты, вы неминуемо задаётесь вопросом, нет ли здесь какого-то жульничества, не могло ли быть так, что кто-то, пусть и бессознательно, подтасовал результаты?" Если Филд и Ханна покажут предел прочности своей модели, "тогда действительно можно будет сказать: да, никакого обмана, просто это приближение работает лучше, чем можно было ожидать".

Будущее физики это не только странным образом работающее упрощение физических моделей, но и поиск новых точек зрения на существующие решения и, конечно, применение искусственного интеллекта для разнообразного ускорения расчётов. Мы уже писали о том, как люди научили искусственный интеллект решать дифференциальные уравнения, а значит, моделировать физические процессы, гораздо быстрее, чем раньше, изменив пространство, в котором выполняется решение.

Если вы хотите экспериментировать с искусственным интеллектом, находить с его помощью решение разнообразных задач, вы можете обратить внимание на наш курс "Machine Learning и Deep Learning", партнёром которого является компания NVIDIA.

Другие профессии и курсы
Подробнее..

Перевод Рост перечня чёрных дыр поднимает вопрос о радикальном исследовании космоса

10.05.2021 18:20:09 | Автор: admin
Десятки столкновений чёрных дыр, наблюдаемых детекторами гравитационных волн в LIGO и Virgo, меняют наш взгляд на Вселенную.Десятки столкновений чёрных дыр, наблюдаемых детекторами гравитационных волн в LIGO и Virgo, меняют наш взгляд на Вселенную.

Одна чёрная дыра это хорошо, но астрофизики могут выполнить гораздо больше научных исследований, если их 50. Когда в 2015 году было обнаружено первое столкновение чёрных дыр, это был переломный момент в истории астрономии. С помощью гравитационных волн астрономы наблюдали Вселенную совершенно новым образом. Но это первое событие не произвело революцию в нашем понимании чёрных дыри не могло этого сделать. Астрономы знали, что это столкновение будет первым и только после многих таких столкновений придут ответы.


Первое открытие было самым захватывающим в нашей жизни, рассказывает Вики Калогера, астрофизик из Северо-Западного университета и участник совместной работы лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO), выполнившей обнаружение в 2015 году. Однако невозможно заниматься астрофизикой по одному источнику.

Теперь физики гравитационных волн, такие как Калогера, говорят, что они вступают в новую эру астрономии чёрных дыр, движимую быстрым увеличением числа наблюдаемых чёрных дыр.

В последнем каталоге так называемых двойных слияний чёрных дыр (результата столкновения двух чёрных дыр, движущихся по спирали навстречу друг другу) в четыре раза увеличился объём данных о слияниях чёрных дыр, доступных для изучения. В настоящее время астрофизикам предстоит тщательно изучить почти 50 слияний, причём в ближайшие несколько месяцев ожидается ещё несколько десятков, а в ближайшие годы ещё сотни.

Гравитационные волны совершают революцию в астрофизике чёрных дыр, потому что эти числа так велики. И эти числа позволяют нам задавать качественно другие вопросы, рассказывает Калогера. Мы открыли сокровищницу.

На основе этих данных новые статистические исследования начинают раскрывать секреты этих загадочных объектов: как образуются чёрные дыры и почему они сливаются. Этот растущий список чёрных дыр также может предложить новый способ исследования космологической эволюции от Большого взрыва до рождения первых звёзд и роста галактик.

Я определённо не ожидала, что мы будем рассматривать эти вопросы так скоро после первого обнаружения, сказала Майя Фишбах, астрофизик из Северо-западного университета. Эта область просто взорвалось.

Откуда берутся чёрные дыры?

Прежде чем чёрные дыры можно будет использовать для изучения космоса в целом, астрофизики должны сначала выяснить, как они образуются. До сих пор в дебатах доминировали две теории.

Некоторые астрономы предполагают, что большинство чёрных дыр возникают внутри скоплений звёздобластей, которые иногда в миллион раз плотнее, чем наш собственный галактический задний двор.

Каждый раз, когда взрывается очень массивная звезда, она оставляет после себя чёрную дыру, которая опускается в середину звёздного скопления. В центре скопления становится тесно от чёрных дыр, которые вплетаются гравитацией в роковой космический танец. Астрономы называют этот процесс динамическим образованием чёрных дыр.

Другие предполагают, что двойные чёрные дыры происходят от пар звёзд в сравнительно пустынных областях галактик. После долгой и хаотичной совместной жизни они тоже взрываются, создавая пару изолированных чёрных дыр, которые продолжают вращаться друг вокруг друга.

Создаётся впечатление, что существует борьба между динамическими и изолированными моделями, сказал Дэниел Хольц, астрофизик из Чикагского университета.

Склонность многих теоретиков отстаивать только один канал образования двойных чёрных дыр частично проистекает из практики работы с очень небольшим количеством данных. Каждое событие было с любовью проанализировано, на нём зацикливались, над ним тряслись, рассказывает Хольц. Мы выполняли обнаружение, а люди попытались формулировать очень широкие абстрактные утверждения на основе выборки размером в одну или две чёрные дыры.

Действительно, астрофизики использовали первое обнаружение, чтобы аргументировать противоположные выводы. В LIGO первое слияние чёрных дыр обнаружили чрезвычайно быстро, фактически до официального начала наблюдений. Это позволило предположить, что двойные системы чёрных дыр очень распространены во Вселенной. Поскольку изолированные чёрные дыры могут образовываться в широком диапазоне астрофизических сред, теории, которые благоволят изолированным чёрным дырам, предсказывают, что мы увидим много слияний.

Другие указывали, что в первом слиянии отмечены необычно большие чёрные дыры и что существование этих гигантов подтверждает динамическую теорию. Такие большие чёрные дыры, рассуждали они, могли образоваться только в ранней Вселенной, когда, как также считалось, образовались звездные скопления.

Тем не менее с размером выборки в одну единицу такие утверждения могут быть лишь обоснованным предположением, считает Карл Родригес, астрофизик из Университета Карнеги-Меллона.

Теперь данные из последнего каталога LIGO показывают, что двойные чёрные дыры встречаются гораздо реже, чем ожидалось. Согласно статье, опубликованной Родригесом и его соавторами на сайте научных препринтов arxiv.org в январе 2021 года, фактически наблюдаемую в настоящее время частоту слияния чёрных дыр можно полностью объяснить звёздными скоплениями. (Вывод статьи более взвешен и предполагает, что важны как динамические, так и изолированные процессы.)

Кроме того, новые слияния позволили по-новому подойти к загадке происхождения чёрных дыр. Несмотря на свою неуловимую природу, чёрные дыры очень просты. Помимо массы и заряда единственная характеристика, которой может обладать чёрная дыра, спин (мера скорости вращения). Если пара чёрных дыр и звёзды, из которых они образуются, живут всю свою жизнь вместе, постоянное отталкивание и притяжение согласуют скорости их вращения. Но если сталкиваются две несвязанные чёрные дыры, их вращение будет случайным.

После измерения спина чёрных дыр в наборе данных LIGO астрономы теперь предполагают, что динамические и изолированные сценарии почти одинаково вероятны. Нет одного канала, который управлял бы ими всеми, написали астрофизик Майкл Зевин и его коллеги в препринте, описывающем множество различных путей, которые вместе могут объяснить эту новую растущую популяцию двойных чёрных дыр.

Самый простой ответ не всегда правильный, утверждает Зевин. Это более сложный ландшафт, и это, безусловно, более сложная задача. Но я также думаю, что и решать её интереснее.

Молодые чёрные дыры

LIGO и её сестринская обсерватория Virgo со временем также стали более чувствительными, т.е. теперь они могут видеть сталкивающиеся чёрные дыры, которые находятся гораздо дальше от Земли и намного дальше во времени. Мы прослушиваем действительно большую часть Вселенной, когда она была намного моложе, чем сегодня, сказала Фишбах.

В препринте Фишбах и её сотрудники указали на признаки различий в типах чёрных дыр, наблюдаемых в разные моменты истории космоса. В частности, более тяжёлые чёрные дыры, по-видимому, были более распространены в более ранние периоды истории Вселенной.

Это не стало неожиданностью для многих астрофизиков; они предполагают, что первые звезды во Вселенной образовались из огромных облаков водорода и гелия, поэтому они намного больше, чем более поздние звёзды. Чёрные дыры, созданные из этих звёзд, также должны быть огромными.

Но одно дело предсказать, что произошло в ранней Вселенной, и совсем другое наблюдать это. Вы действительно можете начать использовать [чёрные дыры] в качестве индикатора формирования звёзд во Вселенной сквозь космическое время, а также собирания галактик, образующих эти звёзды и звёздные скопления. И всё это действительно очень здорово! сказал Родригес.

Это исследование первый шаг к использованию больших наборов данных о чёрных дырах в качестве радикального инструмента изучения космоса. Астрономы создали удивительно точную модель эволюции Вселенной, известную как Лямбда-CDM. Но ни одна модель не идеальна. Гравитационные волны предлагают способ измерения Вселенной, который полностью независим от любого другого метода в истории космологии, заявил Сальваторе Витале, астрофизик из Массачусетского технологического института. Если вы получаете те же результаты, вы лучше спите по ночам. Но если результаты различны, то это указывает на потенциальное недопонимание.

В настоящее время теоретики строят модели, охватывающие несколько сценариев образования чёрных дыр, и расписывают, как каждая из них эволюционирует в истории Вселенной. Физики гравитационных волн надеются, что в ближайшие месяцы и годы они смогут с уверенностью ответить на эти вопросы.

Мы просто царапаем поверхность, говорит Калогера. Выборка всё ещё слишком мала, чтобы дать надёжный ответ, но, когда у нас будет 100 или 200 таких [слияний], я думаю, мы получим чёткие ответы. Мы уже не так далеко.

Многие космические объекты, например экзопланеты сегодня обнаруживают при помощи глубокого обучения. Если вам интересна эта сфера, обратите внимание на наш курс "Machine Learning и Deep Learning", партнёром которого является компания Nvidia. Не менее важен и анализ наблюдаемых данных, без которого современная наука, изучающая их огромные массивы, не жизнеспособна. Специалисты разного профиля необходимы и бизнесу, чтобы правильно подойти к анализу данных, поэтому, чтобы подняться выше по карьерной лестнице, приходите к нам наши менторы и специалисты высокого класса ответят на сложные вопросы.

Узнайте, как прокачаться и в других специальностях или освоить их с нуля:

Другие профессии и курсы
Подробнее..

Нобелевский лауреат по (математике?) о Моде, вере, фантазии и новой физике Вселенной

07.10.2020 18:18:13 | Автор: admin
image

Роджер Пенроуз стал лауреатом Нобелевской премии по физике 2020 года за открытие того, что образование черных дыр является надежным предсказанием общей теории относительности.

Также Нобелевской премии по физике были удостоены Рейнхард Генцель и Андреа Гез за открытие сверхмассивного компактного объекта в центре нашей галактики.

Роджер Пенроуз член Лондонского королевского общества. Работает в различных областях математики, общей теории относительности и квантовой теории. Пенроуз автор теорий, связанных с квантовым сознанием, квантовым скачком, квантовой биологией, автор книги Мода, вера, фантазия и новая физика Вселенной, изданной в Издательстве Питер.

Книга Мода, вера, фантазия и новая физика Вселенной основана на материале трех лекций, прочитанных Пенроузом в Принстонском университете. Автор и сам признает, что обычно мода, фантазия и вера совершенно не волнуют людей, всерьез изучающих первоосновы мироздания. Веру оставим церквям, моду показам кутюрье, фантазию писателям. Роджер Пенроуз на 500 страницах доказывает, что эти романтические слова могут быть важными в поисках фундамента Вселенной.

Фантазия


3.1. Большой взрыв и вселенные Фридмана


Может ли фантазия играть какую-либо неиллюзорную роль в наших попытках понять физическую реальность? Определенно, фантазия полная противоположность науки как таковой, и ей не место в серьезном научном дискурсе. Однако остается ощущение, что от этого вопроса не так легко отмахнуться, как могло бы показаться, многие природные процессы покажутся фантастичными, если исходить из выводов, к которым может привести нас рациональный научный опыт, основанный на надежных экспериментальных исследованиях. Как мы убедились, особенно в предыдущей главе, мир действительно устроен самым фантастическим образом, если изучать его на микроуровне, где царят квантовые явления. Конкретный материальный объект может находиться в нескольких местах и, подобно сказочному вампиру (способному превращаться из летучей мыши в человека и обратно, когда ему вздумается), может проявлять то корпускулярные, то волновые свойства словно по собственному выбору. При этом его поведение подчиняется таинственным числам, в которых содержится мнимый квадратный корень из 1.

Более того, в предельно крупных масштабах опять обнаруживаются явления, многие из которых могут показаться фантастическими возможно, даже поразительнее всех находок литературной фантастики. Например, иногда наблюдается столкновения между целыми галактиками, и приходится считать, что они неотвратимо поглощают друг друга (а мы фиксируем это по возникающим искажениям пространства-времени, провоцируемым обеими галактиками).

Действительно, такие искажения пространства-времени иногда можно наблюдать даже напрямую по грубому искривлению снимков очень отдаленных галактик. Вдобавок самые экстремальные из известных нам искажений пространства-времени могут приводить к возникновению массивных черных дыр в космическом пространстве: недавно удалось наблюдать, как две такие дыры поглощают друг друга и образуют еще более крупную [Abbott et al., 2016]. Есть черные дыры, которые в миллионы или десятки тысяч миллионов раз тяжелее Солнца, поэтому такие дыры могли бы с легкостью заглатывать целые солнечные системы. Тем не менее эти монстры весьма малы по сравнению с самими галактиками, в центрах которых они и обретаются. Часто такая черная дыра выдает свое существование, порождая два коллимированных пучка высокоэнергетических частиц. Эти пучки исторгаются из черной дыры в противоположных направлениях из крошечного центрального региона той галактики, в которой сидит эта дыра; частицы летят со скоростью, которая может достигать до 99,5 % скорости света [Tombesi et al., 2012; Piner, 2006]. Однажды удалось наблюдать, как такой пучок вылетел из одной галактики и прицельно попал в другую, как будто эта была колоссальная межгалактическая война.

В еще более крупных масштабах обнаруживаются целые регионы, заполненные невидимым нечто, пронизывающим космос. Складывается впечатление, что на эту совершенно неизвестную субстанцию приходится около 84,5 % всей материи, имеющейся во Вселенной. При этом существует еще что-то, достигающее самых дальних пределов наблюдаемой Вселенной и словно растаскивающее ее в разные стороны с нарастающей скоростью. Словно от безысходности ученые дали двум этим сущностям довольно туманные названия темная материя и темная энергия соответственно. Именно темная материя и темная энергия в основном определяют общую структуру известной Вселенной. Еще тревожнее кажется следующий факт: современная космология почти наверняка доказывает, что вся известная нам Вселенная возникла из одного гигантского взрыва, до которого совсем ничего не было если вообще можно говорить о чем-то до возникновения пространственно-временного континуума, который, как мы полагаем, лежит в основе всей материальной реальности. Поистине, такая концепция Большого взрыва фантастическая идея!

Так и есть; но в нашем распоряжении все больше эмпирических доказательств в пользу того, что на заре существования наша Вселенная действительно была невероятно плотной и стремительно расширялась. В ней было заключено не только все материальное содержимое того космоса, который нам известен, но и все пространство-время, на фоне которого сейчас разыгрывается бытие физической реальности и которое, по-видимому, неограниченно далеко простирается во все стороны. Все, что нам известно, по-видимому, возникло в результате этого Большого взрыва. Каковы доказательства? Мы должны оценить достоверность этой идеи и попытаться понять, куда она может нас привести.

В этой главе мы обсудим некоторые современные идеи, касающиеся происхождения самой Вселенной, и в частности коснемся следующей проблемы: в какой степени оправданно прибегать к фантазиям для объяснения эмпирических фактов. В последние годы многочисленные эксперименты действительно дали нам огромные объемы данных, непосредственно значимых для понимания истоков Вселенной. Вещи, которые ранее казались набором в основном непроверенных спекуляций, перешли в категорию точной науки. Важнее всего упомянуть спутники COBE, запущенный в 1989 году, WMAP, запущенный в 2001 году, а также космическую обсерваторию им. Планка, которая работает с 2009 года. Упомянутые спутники постепенно исследовали реликтовый космический микроволновый фон (см. раздел 3.4) все подробнее и подробнее. Однако нерешенные вопросы остаются, и в поисках ответов на них некоторые специалисты по теоретической космологии углубились в дебри, которые вполне уместно назвать совершенно фантастическими.

Да, в некоторой степени фантазия, безусловно, оправданна, но не слишком ли рьяно устремились современные теоретики в этом направлении? В разделе 4.3 я озвучу мою собственную довольно нетрадиционную версию, позволяющую разрешить многие из этих загадок. Идеи, на которых замешан мой ответ, кому-то также могут показаться дикими, и я вкратце опишу, почему их следовало бы воспринимать всерьез. Тем не менее в этой книге меня больше интересуют устоявшиеся к настоящему времени представления о самых ранних этапах эволюции нашей замечательной Вселенной, и я хотел бы обсудить, насколько правдоподобны отдельные направления, в которых ведут свои исследования некоторые современные космологи.

Для начала у нас есть величественная эйнштейновская общая теория относительности, которая, насколько известно, исключительно точно описывает структуру нашего искривленного пространства-времени и движение небесных тел (см. разделы 1.1 и 1.7). В 1922 и 1924 годах вслед за первыми попытками Эйнштейна применить эту теорию для описания целостной структуры Вселенной русский математик Александр Фридман впервые нашел решения для эйнштейновских уравнений поля в контексте пространственно однородного (гомогенного и изотропного) распределения расширяющейся материи, причем приблизительной моделью такой материи считалась идеальная жидкость (пылевое решение), представляющая усредненное распределение массы-энергии галактик [Rindler, 2001; Wald, 1984; Hartle, 2003; Weinberg, 1972]. Действительно, с эмпирической точки зрения кажется, что в таком случае получается достаточно хорошее общее приближение к усредненному распределению материи в существующей Вселенной, и выводится тензор энергии T, который был необходим Фридману для представления гравитации в уравнении Эйнштейна G=8T+g (см. раздел 1.1). Характерная черта моделей Фридмана заключается в том, что расширение начинается с сингулярности (теперь этот момент именуется Большим взрывом). Тогда кривизна пространства-времени была бесконечной, а плотность массы-энергии источника материи T устремлялась бы в бесконечность, если бы мы попытались отмотать время назад до этой пространственно-временной сингулярности.

(Удивительно, что общеупотребительный ныне термин Большой взрыв задумывался как уничижительный; придумал его Фред Хойл, ярый сторонник альтернативной теории стационарной Вселенной; см. раздел 3.2.) Он впервые упомянул слова Большой взрыв в радиоинтервью компании BBC серию таких выступлений он сделал в 1950 году. В разделе 3.10 эти интервью упоминаются и в ином контексте; позже на их основе была составлена книга [Hoyle, 1950].

Пока я стану условно считать, что очень малая эйнштейновская космологическая постоянная именно она и обусловливает ускоряющееся расширение Вселенной, упомянутое ранее (см. также раздел 1.1), равна нулю. Тогда нам потребуется рассмотреть всего три отдельные ситуации, определяемые пространственной геометрией: кривизна пространства K может быть положительной (K > 0), нулевой (K = 0) или отрицательной (K < 0). В авторитетных книгах по космологии принято нормировать величину K, приводя ее к одному из трех значений: 1, 0, 1. Здесь рассказ будет понятнее, если считать K вещественным числом, характеризующим фактическую кривизну пространства. Мы можем представлять K как величину, указывающую такую пространственную кривизну в какой-то специально подобранный момент времени t. Например, можно условиться, что t будет соответствовать эпохе последнего рассеяния (см. раздел 3.4), когда образовался космический микроволновый фон, но выбор конкретного момента в данном случае не важен. Суть в том, что знак K не будет меняться со временем, поэтому положительное, отрицательное или нулевое значение K характеризует модель в целом, независимо от выбранного момента отсчета.

Однако следует отметить, что значение K само по себе не вполне характеризует геометрию пространства-времени. Также существуют нестандартные свернутые варианты таких моделей, пространственная геометрия которых бывает довольно сложной, причем в некоторых примерах Вселенная может быть конечной, даже если K = 0 или K < 0. Некоторые ученые интересовались
такими моделями (см. Levin [2012], Luminet et al., [2003], исходно Schwarzschild [1900]). Однако здесь эти модели для нас не важны; эта проблема существенно не влияет на большинство аргументов, которые я в данном случае излагаю. Если не учитывать топологические сложности, то у нас получится всего три типа однородной геометрии, которые (на плоскости) очень красиво изображал голландский художник М. К. Эшер (рис. 3.1; ср. также с рис. 1.38 в разделе 1.15). Трехмерная картина выглядит так же.

image

Проще всего понять случай K=0, так как в этом случае пространственное сечение будет представлять собой обычное трехмерное евклидово пространство, хотя, чтобы описать расширяющуюся Вселенную, нам понадобится множество таких последовательных сечений: см. рис. 3.2 б. (Это расширение можно понимать в терминах расходящихся времениподобных линий, которые соответствуют мировым линиям идеализированных галактик, описываемых этой моделью. Это будут линии времени, о которых мы поговорим далее.)Трехмерные пространства, являющиеся пространственными сечениями в случае K > 0, представить немного сложнее, поскольку они являются 3-сферами ($S^3$), каждая из которых в трех измерениях аналогична двумерной поверхности обычной сферы ($S^2$), а расширение Вселенной выражается как увеличение радиуса сферы со временем (рис. 3.2 а). В случае отрицательной кривизны (K < 0) трехмерные пространства обладают гиперболической геометрией (она же геометрия Лобачевского). Такую геометрию можно точно представить, воспользовавшись конформным представлением (Бельтрами Пуанкаре), которое в двумерном случае описывается как область, ограниченная окружностью S в евклидовой плоскости, где прямые линии представлены в виде дуг окружности, пересекающих ограничивающую окружность под прямыми углами (рис. 3.2 в и рис. 1.38 в разделе 1.15) (см., в частности, ПкР, разделы 2.42.6; Needham [1997]). Трехмерная гиперболическая геометрия выглядит схоже, однако в ней вместо окружности S наличествует сфера (обычная 2-сфера), ограничивающая область (3-шар) в евклидовом трехмерном пространстве.

image

Термин конформная, применяемый в этих моделях, употребляется потому, что в гиперболической геометрии величина угла между двумя гладкими кривыми в точке их пересечения будет такой же, как и в фоновой евклидовой геометрии (так, например, углы на кончиках рыбьих плавников на рис. 1.38 a или крылья чертей на рис. 3.1 в представлены без искажений, независимо от того, как близко к ограничивающей окружности они расположены). Другая (грубая) формулировка того же принципа звучит следующим образом: формы (но не размеры) очень мелких деталей в таких представлениях всегда отображаются без искажений (см. также рис. A.39 в разделе A.10).

Как отмечалось ранее, уже найдены некоторые убедительные доказательства того, что в нашей Вселенной космологическая постоянная имеет небольшое положительное значение, поэтому мы должны рассматривать фридмановские модели, соответствующие > 0. На самом деле, как ни ничтожна , ее значение все-таки достаточно велико (при этом, согласно уравнениям Эйнштейна, мы продолжаем считать ее константой), чтобы преодолеть коллапс и большое схлопывание, показанное на рис. 3.2 a. Вместо этого при всех трех возможных вариантах значения K, допускаемых современными наблюдениями, Вселенная в итоге должна пуститься в расширение с ускорением. При такой положительной постоянной расширение Вселенной будет продолжаться до бесконечности и в конечном итоге станет экспоненциальным (см. рис. A.1 в разделе A.1). Согласно таким выкладкам мы представляем себе общую историю Вселенной такой, как показано на рис. 3.3. Задний план изображен неопределенно, чтобы показать, что наблюдения допускают все три варианта пространственной кривизны K.

Варианты отдаленного будущего во всех этих моделях при > 0 даже при наличии в них некоторых нерегулярностей очень похожи и хорошо описываются конкретной пространственно-временной моделью, которая называется де-ситтеровским пространством. Тензор Эйнштейна Т в нем равен просто g. Эта модель была найдена Виллемом де Ситтером (и независимо от него Туллио Леви-Чивитой) в 1917 году (см. [de Sitter, 1917a, b; Levi-Civit, 1917; Schrdinger, 1956]; ПкР, п. 28.4). В настоящее время принято считать, что эта модель хорошо аппроксимирует отдаленное будущее именно нашей Вселенной, когда тензор энергии полностью определяется , поэтому в предельно далеком будущем сложится ситуация Gg.

Разумеется, при этом мы предполагаем, что эйнштейновские уравнения (G=8T+g) будут действовать неограниченно долго и значение , определенное в наше время, останется константой. В разделе 3.9 будет показано, что, согласно экзотическим идеям инфляционной космологии, модель де Ситтера должна была описывать Вселенную и на значительно более раннем этапе, непосредственно после Большого взрыва, однако значение на тот момент должно было колоссально превышать нынешнее. Эти вопросы обретут для нас важность позднее (см. разделы 3.73.9 и 4.3), а пока мы не будем подробно на них останавливаться.

image

Де-ситтеровское пространство это высокосимметричное пространство-время, которое можно описать как (псевдо-)сферу в пятимерном пространстве Минковского (рис. 3.4 a). Эта (псевдо-)сфера возникает в точке $t^2-w^2-x^2-y^2-z^2$ = 3/, получая локальную метрическую структуру от охватывающего пятимерного пространства Минковского с координатами (t, w, x, y, z) (Те, кто знает, как стандартным образом записываются метрики при помощи дифференциалов, понимают, что эта пятимерная метрика Минковского приобретает вид $ds^2$=$dt^2 dw^2 dx^2 dy^2 dz^2 $.) Де-ситтеровское пространство полностью повторяет симметрию четырехмерного пространства Минковского; в обоих случаях имеем 10-параметрическую группу симметрий. Также можно вспомнить гипотетическое анти-де-ситтеровское пространство, рассмотренное в разделе 1.15. Оно весьма тесно связано с де-ситтеровским пространством и обладает группой симметрии такого же порядка.

Де-ситтеровское пространство пустая модель, в которой тензор энергии T равен нулю, поэтому там нет никаких (идеализированных) галактик, которые могли бы определять линии времени, чьи ортогональные трехмерные пространственные сечения позволяли бы определять конкретные трехмерные геометрии синхронного времени. На самом деле, довольно примечателен факт: оказывается, в де-ситтеровском пространстве можно выбирать такие трехмерные пространственные сечения (с синхронным временем) тремя принципиально разными способами, так что де-ситтеровское пространство можно интерпретировать как равномерно расширяющуюся в пространстве Вселенную с каждым из трех альтернативных типов пространственной кривизны в зависимости от того, каким образом ее рассекают такие трехмерные сечения, соответствующие одному и тому же космическому времени: K > 0 (при t = const), K = 0 (при t w = const) и K < 0 (при w = const) (рис. 3.4 бг). Это смог красиво продемонстрировать Эрвин Шрёдингер в своей книге Расширяющиеся вселенные (1956). Более ранняя модель стационарной Вселенной, которую мы обсудим в разделе 3.2, описывается пространством де Ситтера в соответствии с сечением K = 0, показанным на рис. 3.4 в (и конформно представленным на рис. 3.26 б в разделе 3.5). В большинстве версий инфляционной космологии (до которой мы дойдем в разделе 3.9) также используется такое сечение K = 0, поэтому инфляция может однородно и экспоненциально продолжаться в течение неограниченного времени.

image

На самом деле, что касается крупномасштабной структуры нашей реальной Вселенной, современные наблюдения не позволяют однозначно ответить, какой из этих вариантов пространственной геометрии точнее всего ее описывает. Тем не менее каков бы ни был окончательный ответ, сейчас не кажется, что вариант K = 0 так уж близок к истине (примечательно, особенно с учетом на первый взгляд убедительных доказательств в пользу K<0, появившихся к концу XX века). В некотором смысле данная ситуация крайне неудовлетворительна с эмпирической точки зрения; ведь если мы всего лишь можем сказать, что значение K очень близко к нулю, то по-прежнему остается вероятность того, что более тщательные наблюдения (или более убедительная теория) впоследствии покажут, что наша Вселенная точнее соответствует какой-то другой пространственной геометрии (то есть сферической или гиперболической). Так, если в конце концов появятся хорошие доказательства в пользу K > 0, это будет подлинно важно с философской точки зрения, поскольку будет означать, что пространственные размеры Вселенной конечны. Однако по состоянию на настоящий момент принято просто утверждать следующее: согласно наблюдениям K = 0. Это может быть очень хорошим приближением, но в любом случае мы не знаем, насколько близка реальная Вселенная к подлинной пространственной однородности и изотропии, особенно с учетом определенных противоречивых данных, полученных при наблюдении космического микроволнового фона (например, [Starkman et al., 2012; Gurzadyan and Penrose, 2013, 2016]).

Для того чтобы построить картину полного пространства-времени в соответствии с фридмановскими моделями и их обобщениями, нужно знать, как будут со временем изменяться размеры нашей пространственной геометрии, причем с самого начала. В стандартных космологических моделях, например у Фридмана, либо в обобщенных моделях, вкратце именуемых ФЛРУ (Фридмана Леметра Робертсона Уокера), во всех моделях этого общего класса пространственные сечения однородны и изотропны и полное пространство-время обладает такой же симметрией, как и сами сечения. В них есть четкое определение космического времени t, которое описывает эволюцию такой вселенской модели. Данное космическое время стартует в момент t = 0(Большой взрыв) и отсчитывается идеализированными часами, следующими по мировым линиям идеализированных галактик (рис. 3.5, а также рис. 1.17 в разделе 1.7). Я буду именовать эти мировые линии линиями времени в модели ФЛРУ (в работах по космологии они также иногда называются мировыми линиями фундаментальных наблюдателей). Линии времени это геодезические кривые, ортогональные пространственным сечениям, которые, в свою очередь, являются 3-плоскостями с одинаковым значением t.

Случай де-ситтеровского пространства имеет важную особенность: поскольку, как упоминалось ранее, пространство пустое, то есть тензор энергии-импульса T в уравнении G=8T+g равен нулю, то у нас нет никаких мировых линий, связанных с материальными телами, которые позволили бы нам определить временные линии или, соответственно, пространственную геометрию. Поэтому локально у нас есть выбор, как трактовать данную модель описания Вселенной: соответствует ли она K > 0, K = 0 или K< 0. Тем не менее глобально эти три ситуации различаются, что видно на рис. 3.4 бг: в каждом из этих случаев нарезка захватывает иную часть целостного де-ситтеровского пространства. Далее
я буду исходить из того, что T не равен нулю и обеспечивает положительную плотность энергии вещества, что позволяет хорошо определить и линии времени, и пространственноподобные 3-поверхности постоянного времени для каждого значения t, как показано на рис. 3.2.

image

В случае с положительной кривизной пространства (K > 0) в стандартной Вселенной Фридмана, наполненной пылью, охарактеризовать ее размер можно, используя радиус R 3-сферических пространственных сечений, и исследовать этот размер как функцию t. При = 0 находим функцию R(t), описывающую циклоиду в плоскости (R, t) (при этом скорость света принимается за единицу: c = 1). Циклоида это кривая с простой геометрической характеристикой: она описывается точкой окружности, катящейся по оси t (рис. 3.6 б). Отметим, что (после момента времени $Rmax$) значение R вновь достигает нуля, как и при Большом взрыве, поэтому вся модель Вселенной с 0 < t < $Rmax$ вновь схлопывается в сингулярность, и этот момент часто именуется большим схлопыванием.

В оставшихся случаях K < 0 и K = 0 (с нулевой ) Вселенная будет бесконечно расширяться и большого схлопывания не будет. В случае K < 0 есть радиус, аналогичный R, но для K = 0 можно просто выбрать произвольную пару мировых линий идеализированных галактик и взять в качестве R отрезок, разделяющий их в пространстве. В случае K = 0 скорость расширения асимптотически стремится к нулю, а в случае K < 0 к некоторому положительному значению.

Современные наблюдения свидетельствуют в пользу того, что , скорее всего, положительно и его величина достаточна, чтобы играть решающую роль в скорости расширения Вселенной, поэтому значение K утрачивает важность для этой динамики, и Вселенная в конечном итоге срывается в ускоренное расширение, как показано на рис. 3.3.

image

На заре релятивистской космологии модель с положительным значением K (и = 0) часто именовалась осциллирующей (рис. 3.6 a), поскольку циклоидная кривая будет продолжаться бесконечно, если мы позволим обручу сделать более одного оборота (штриховая кривая на рис. 3.6 б). Можно предположить, что непрерывно сменяющие друг друга участки циклоиды могут соответствовать последовательным циклам в истории реальной Вселенной, где под действием некоей встряски каждое схлопывание, которое претерпевает Вселенная, сменяется новым Большим взрывом. Подобная возможность возникает также при K = 0, и можно предположить, что на более раннем этапе пространство-время претерпело коллапс, идентичный повороту времени вспять на этапе расширения, и Большое схлопывание того этапа совпадает с Большим взрывом, который мы считаем началом нынешнего расширения Вселенной. Опять же, пришлось бы вообразить себе некий отскок, который каким-то образом позволяет превратить схлопывание в расширение.

image

Однако чтобы такая картина стала физически правдоподобной, требуется представить некоторую убедительную математическую схему, которая бы находилась в согласии с современными физическими представлениями и методами и в которую вписывался бы такой отскок. Например, предположим, что можно изменить взятые на вооружение Фридманом уравнения состояния, при помощи которых он пытался описать общее распределение материи в его равномерно размазанных галактиках. Фридман пользовался приблизительной моделью, которая иногда называется пылевой; в этой модели не учитываются никакие взаимодействия (кроме гравитации) между составными элементами (то есть галактиками), мировые линии которых являются линиями времени. Если изменить уравнения состояния, это может существенно отразиться на свойствах R(t) вблизи t = 0. Еще более точной аппроксимацией, нежели пыль Фридмана (в период сразу после Большого взрыва), представляется такое уравнение состояния, которым позже пользовался Ричард Чейз Толман [1934], американский специалист по математической физике и космологии. В толмановских ФЛРУ-моделях использовалось уравнение состояния чистого излучения. Считается, что оно хорошо аппроксимирует состояние материи на самых ранних этапах развития Вселенной, когда было так жарко, что на каждую частицу приходилось значительно больше энергии, чем по уравнению $E = mc^2$ для массы m даже наиболее тяжелых частиц, которые могли существовать сразу после Большого взрыва. В схеме Толмана для случая K > 0 кривая R(t) является не дугой циклоиды, а (при правильно подобранном масштабе R и t) образует полукруг (рис. 3.7). В случае с пылевой моделью можно было бы обосновать переход от Схлопывания к Взрыву, прибегнув к аналитическому продолжению (см. раздел A.10), которое действительно позволяет переходить от одной дуги циклоидной кривой к следующей таким математическим методом. Но в толмановской модели с чистым излучением аналитическое продолжение просто дополнило бы полукруг и превратило его в круг, а это не имеет никакого смысла, если данная процедура интересует нас для описания отскока, то есть должна допускать продолжение в сторону отрицательных значений t.

Для того чтобы новое уравнение состояния описывало механизм отскока, необходимо что-то гораздо более радикальное, чем излучение Толмана. В данном случае заслуживает внимания такой серьезный момент: если отскок происходит при некотором несингулярном переходе, в процессе которого сохраняются гладкость пространства-времени и пространственная симметрия модели, то сходящиеся временные линии фазы сжатия могут превратиться в расходящиеся временные линии фазы расширения, пройдя через бутылочное горлышко, которое объединило бы обе эти фазы. Если бы это горлышко было гладким (несингулярным), то превращение такого экстремального схождения временных линий в экстремальное расхождение было бы достижимо при невероятной кривизне горлышка, что приводило бы к сильному отталкиванию, а это грубо противоречит стандартным условиям положительности энергии, которым удовлетворяет обычная классическая материя (см. разделы 1.11, 3.2 и 3.7; [Hawking and Penrose, 1970]).

Поэтому нельзя рассчитывать, что какое-либо разумное классическое уравнение состояния позволило бы нам описать отскок в контексте ФЛРУ-моделей, и неизбежно встает вопрос: а не помогли бы нам продвинуться в этом направлении уравнения квантовой механики? Необходимо учитывать, что вблизи классической ФЛРУ-сингулярности кривизна пространства-времени становится неопределенно велика. Если бы мы попытались описать такую кривизну в терминах ее радиуса, то этот радиус (величина, обратная кривизне), был бы соответственно мал. Продолжая придерживаться понятий классической геометрии, мы с приближением к классической сингулярности получали бы все меньшие радиусы кривизны пространства-времени, и в итоге радиус стал бы даже меньше планковских масштабов порядка см (см. разделы 1.1 и 1.5). Большинство теоретиков, размышляя о квантовой гравитации, предполагают, что при таких масштабах пространство-время уже резко отличалось бы от своего привычного вида (гладкое многообразие) (хотя в разделе 4.3 я выдвину совершенно иные аргументы на этот счет). Так это или нет, но нет никаких оснований сомневаться в том, что процедуры общей теории относительности неизбежно придется модифицировать, чтобы они сочетались с методами квантовой механики на подступах к такой радикально искривленной пространственно-временной геометрии. То есть нам нужна подходящая к нашему случаю теория квантовой гравитации, которая позволила бы справиться с ситуациями, в которых классические эйнштейновские процедуры приводят к сингулярности (но ср. с разделом 4.3).

Часто приходится слышать утверждения, что подобный прецедент уже был. Как отмечалось в разделе 2.1, в начале XX века возникла серьезная проблема с классическими представлениями об атоме, поскольку, согласно теории, атомы должны были катастрофически схлопываться в сингулярное состояние, когда электроны по спирали падали бы на ядро (с генерацией импульса излучения), и решить эту проблему удалось лишь с появлением квантовой механики. Не следует ли ожидать, что и при обсуждении подобного катастрофического коллапса всей Вселенной ситуация могла бы проясниться на уровне квантовой механики? Но вот загвоздка: даже сейчас не существует общепризнанной гипотезы квантовой гравитации. Еще серьезнее тот факт, что большинство из уже выдвигавшихся гипотез не решают проблему сингулярностей сингулярности остаются даже в квантованной теории. Есть некоторые заслуживающие внимания исключения гипотезы, связанные с несингулярным квантовым отскоком [Bojowald, 2007; Ashtekar et al., 2006], но мне придется вернуться к этой теме в разделах 3.9 и 3.11 (а также в разделе 4.3), где я утверждаю, что подобные гипотезы на самом деле не дают особых надежд на решение проблемы сингулярности именно в нашей Вселенной.

image

Совершенно иная возможность избежать сингулярности связана с ожиданиями, что небольшие отклонения от точной симметрии, присутствующие на этапе коллапса Вселенной, могли бы радикально расти по мере приближения Большого схлопывания, поэтому непосредственно перед полным коллапсом структура пространства-времени далеко не точно соответствовала бы ФЛРУ-модели. Поэтому часто озвучивается надежда на то, что сингулярность, которая проявляется в ФЛРУ-моделях, может быть ложной и что в более общей асимметричной ситуации такие классические пространственно-временные сингулярности просто не возникнут; следовательно, есть основания ожидать, что в общем случае коллапсирующая Вселенная ввиду некоей сложной промежуточной пространственно-временной геометрии (рис. 3.8) может перейти к нерегулярному расширению. Даже сам Эйнштейн пытался выдвигать такие аргументы о том, что сингулярности можно избежать путем отскока от нерегулярного коллапса [Einstein, 1931; Einstein and Rosen, 1935] или потому, что конечному коллапсу и сингулярности могут как-то воспрепятствовать орбитальные движения небесных тел [Einstein, 1939].

Можно утверждать, что после такого почти сингулярного (но не строго сингулярного) коллапса возникнет состояние, возмущения которого станут постепенно разглаживаться, и в результате оно станет сильно напоминать расширяющуюся ФЛРУ-модель (как на рис. 3.8). В 1963 году эту задачу подробно проанализировали два советских физика-теоретика Евгений Михайлович Лифшиц и Исаак Маркович Халатников [Лифшиц и Халатников, 1963]. Их работа показывает, что в обычных условиях такие сингулярности, по-видимому, не возникают, что подкрепляет описанную выше гипотезу несингулярного отскока. Соответственно, утверждалось, что в общей теории относительности пространственно-временные сингулярности, возникающие при гравитационном коллапсе и проявляющиеся в известных точных решениях коллапсирующих моделей Фридмана или других ФЛРУ-моделей, порождаются лишь потому, что известные решения обладают нереалистичными специфическими свойствами, например строгой симметрией. Поэтому такие сингулярности не сложились бы в условиях типичных асимметричных пертурбаций. Однако это предположение не подтвердилось, о чем и пойдет речь в следующем разделе.

Более подробно с книгой можно ознакомиться на сайте издательства
Оглавление
Отрывок

Для Хаброжителей скидка 30% по купону Пенроуз

По факту оплаты бумажной версии книги на e-mail высылается электронная книга.
Подробнее..

Категории

Последние комментарии

  • Имя: Макс
    24.08.2022 | 11:28
    Я разраб в IT компании, работаю на арбитражную команду. Мы работаем с приламы и сайтами, при работе замечаются постоянные баны и лаги. Пацаны посоветовали сервис по анализу исходного кода,https://app Подробнее..
  • Имя: 9055410337
    20.08.2022 | 17:41
    поможем пишите в телеграм Подробнее..
  • Имя: sabbat
    17.08.2022 | 20:42
    Охренеть.. это просто шикарная статья, феноменально круто. Большое спасибо за разбор! Надеюсь как-нибудь с тобой связаться для обсуждений чего-либо) Подробнее..
  • Имя: Мария
    09.08.2022 | 14:44
    Добрый день. Если обладаете такой информацией, то подскажите, пожалуйста, где можно найти много-много материала по Yggdrasil и его уязвимостях для написания диплома? Благодарю. Подробнее..
© 2006-2024, personeltest.ru