The Centenary Revolusi Februari Pertama

The Centenary Revolusi Februari Pertama

Alexey Levin,
Calon Falsafah

Rajah. 1. Halaman pertama artikel Einstein "Pertimbangan kosmologi pada Teori Umum Relativity" (Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie). Imej dari adsabs.harvard.edu

Coglasno kronologi rasmi Revolusi Februari di Rusia mengambil tempat 23-27 Februari, 2017 oleh kalendar Julian (8-12 Mac mengikut perhitungan Gregorian). Terhadap latar belakang seratus tidak adalah dosa ingat bahawa betul-betul satu bulan sebelum permulaan Albert Einstein selesai dan diserahkan kepada penerbitan artikel pendek "Pertimbangan kosmologi pada Teori Umum Relativity" (Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie), yang menandakan permulaan kosmologi sebagai disiplin saintifik bebas, berbaring di persimpangan matematik, fizik dan astronomi. Acara ini sememangnya patut dijadikan tajuk Revolusi Pertama Februari 1917.

Kosmologi sains yang tepat banyak yang lebih muda daripada namanya, dicipta pada abad XVIII ahli falsafah Jerman Christian von Wolff. Sudah tentu, walaupun pada zaman kuno ia tidak mempunyai mitos, agama, falsafah dan astronomi model alam semesta, dan beberapa mengandungi banyak tekaan bijak. Jadi, Pythagoras mengajar bahawa Bumi berputar pada paksinya dan pada masa yang sama bergerak mengelilingi dunia tengah berapi-api, yang, bagaimanapun, beliau tidak sama dengan matahari.Tiga ratus tahun kemudian, model ini dibetulkan oleh Aristarchus of Samos, yang, 17 abad sebelum Copernicus, "memaksa" bumi dan planet lain untuk mengorbit sekitar Matahari. Claudius Ptolemy mengembalikan Bumi ke pusat dunia, tetapi mencipta kaedah yang sangat maju untuk mengira pergerakan planet-planet di sekeliling langit di bumi untuk masa itu. Kosmologi Ptolemaik bukan sahaja berpadanan sepenuhnya dengan idea-idea saintifik zaman Hellenistik, tetapi juga merupakan asas teknik yang sempurna untuk meramalkan gerakan-gerakan ini. Dalam abad XVIII, Immanuel Kant dan Pierre-Simon Laplace, berasaskan paradigma Newton, dicadangkan spekulatif, tetapi, seperti yang ternyata kemudian, model luar angkasa yang sangat realistik (tentu saja, Euclidean) dipenuhi dengan kluster bintang pada jarak yang jauh.

Walau bagaimanapun, kemungkinan paradigma yang hebat ini mempunyai had mereka. Mekanisme angkasa Newtonian mengatasi dengan baik perihal pergerakan di dalam sistem suria, dan juga dengan dinamik galaksi. Tetapi untuk memodel seluruh Penciptaan, ia tidak sesuai. Sebagai contoh, jika kita menganggap bahawa kluster bintang bergerak relatif terhadap satu sama lain secara rawak, seperti molekul gas, maka kita harus menyimpulkan bahawa di bawah pengaruh tarikan bersama, lambat laun mereka akan jatuh di antara satu sama lain.

Percanggahan ini boleh dielakkan dengan mengandaikan bahawa galaksi membuat pergerakan berkala di sekitar satu pusat, seperti planet yang mengorbit matahari. Kosmos semacam itu mempunyai zon tengah, di mana ketumpatan benda adalah maksimum, sementara di pinggirnya secara beransur-ansur berkurang dan turun menjadi sifar pada tak terhingga. Dalam erti kata lain, dunia bintang dalam model ini wujud sebagai sebuah pulau kesepian di lautan kosong ruang kosong (pada prinsipnya, Newton cenderung kepada keputusan sedemikian). Walau bagaimanapun, data astronomi tidak mengesahkan hipotesis ini. Terdapat juga kesukaran sifat matematik semata – contohnya, mekanik Newtonian, pada prinsipnya, tidak membenarkan secara tegas untuk mengira daya kekerasan di mana-mana titik Cosmos tak terhingga. Oleh itu, tidak menghairankan bahawa sebarang percubaan untuk membina kosmologi Newtonian selalu berubah menjadi tidak berjaya.

Pemodelan matematik alam semesta menjadi mungkin hanya selepas kemunculan teori relativistik kesetiaan, yang dibuat pada bulan November 1915 oleh Albert Einstein (lihat UTO, atau Ulang Tahun Revolusi November Pertama, Elemen, 25 November 2015).Mengikut teori ini, sifat-sifat geometri kontinum ruang masa tidak mutlak dan tidak berubah, seperti di Newton, tetapi disebabkan oleh kandungannya. Ini adalah perbezaan utama dari paradigma Newton dengan ruang Euclidean dan masa linier. Menurut Einstein, perkara membengkok ruang-waktu, iaitu, ia mempengaruhi geometrinya, yang pada umumnya bukan Euclidean. Kekhususan lengkung ini bergantung kepada jumlah perkara dan sifat pergerakannya. Dalam teori Einstein, ia bukan satu kuasa bebas, seperti di Newton, tetapi hanya akibat daripada ubah bentuk ruang masa.

Konsep ini membawa kepada pengembangan radikal keupayaan pengkomputeran kosmologi. Teori graviti Einstein (juga dikenali sebagai GR) membolehkan kita memilih geometri ruang masa, yang diterangkan oleh medan tensor metrik. Pilihan ini menetapkan keadaan permulaan berdasarkan model kosmologi spesifik yang dibina. Sebaliknya, paradigma Newtonian pilihan sedemikian tidak mungkin pada dasarnya. Atas sebab ini, kemunculan kosmologi matematik, yang membolehkan untuk memodelkan struktur fizikal yang mungkin alam semesta, tidak mungkin sebelum penciptaan GR.

Demi kesempurnaan, perlu diperhatikan bahawa paradigma Einstein berfungsi dalam kosmologi, supaya dapat berbicara, di berbagai peringkat. Adalah diketahui bahawa "pada penghampiran pertama" terdapat tiga model kosmologi asas yang bersamaan dengan Universe yang terbuka, tertutup dan datar (mereka digambarkan oleh tiga versi meteran Friedmann – Lemetre-Robertson-Walker). Walau bagaimanapun, dengan menghairankan, untuk reka bentuk mereka adalah sangat mungkin untuk dilakukan tanpa persamaan Einstein dari medan graviti! Triad ini diperolehi dengan kaedah geometri berbeza hanya dari anggapan bahawa semua sifat berskala besar alam semesta adalah homogen dan isotropik. Anggapan itu sendiri membawa kepada pengenalpastian hanya tiga jenis medan tensor metrik. Keperluan persamaan Einstein timbul pada tahap berikutnya, ketika timbul pertanyaan tentang menentukan dinamika bidang ini, atau, dengan kata lain, pemodelan matematika evolusi Alam Semesta. Fakta ini tidak begitu terkenal, kerana dalam kebanyakan buku teks fizik ketiga-tiga model diperolehi sebagai akibat persamaan dinamik, yang mula-mula diperolehi dalam karya Alexander Friedman dan Georges Lemetre.

Rajah. 2 Di sebelah kiri: Alexander Friedman (1888-1925). Hak: Georges Lemaitre (1894-1966). Foto dari ru.wikipedia.org

Tetapi kembali kepada Einstein. Pada tahun 1916, beliau menulis empat artikel yang merinci semua aspek relativiti umum, yang dalam penerbitan terdahulu dibentangkan dalam bentuk yang sangat padat. Yang terakhir dari mereka, yang disiapkan pada bulan Disember, adalah ekspresi popular pertama teori relativiti khas dan umum. Hanya selepas ini, Einstein berpaling kepada kosmologi, membentangkan hasilnya dalam artikel "Questions of Cosmology dan Teori Relativiti Umum", yang telah disebutkan pada permulaan teks itu, dihantar ke akhbar pada 8 Februari 1917. Dalam karya ini, dia memodelkan Alam Semesta dalam bentuk lengkung yang tidak sepatutnya tiga-dimensi Euclidean yang penuh statik yang dipenuhi dengan ketumpatan tetap.

Model Einstein sangat dipetik hingga awal tahun 1930-an, tetapi kemudian dianggap tidak berhasil. Kami akan bercakap mengenai sebab-sebab penilaian semula nanti. Oleh itu, Einstein mengasaskan modelnya pada beberapa andaian yang, secara umum, sepenuhnya berpadanan dengan paradigma astronomi pada masa itu. Salah satu tiang paradigma ini adalah ketepatan ruang struktur besar-besaran.Lebih-lebih lagi, pada dekad kedua abad ke-20, kewujudan kelompok bintang besar jauh di luar Bima Sakti masih menjadi subjek kontroversi, yang hanya dihentikan pada tahun 1924-1925 oleh astronom Amerika, Edwin Hubble. Benar, pada tahun yang sama tahun 1917, seorang pekerja Balai Cerap Lowell di Arizona, Vesto Melvin Sliffer, menerbitkan hasil kajian terakhir spektrum dua puluh lima spiral nebula (kini kita tahu bahawa ini adalah galaksi yang berasingan). Pada hampir semua spektrogram (dua puluh satu dari dua puluh lima) dia mendedahkan redshifts yang sangat ketara garis spektrum. Sliffer mentafsirkan perpindahan ini sebagai manifestasi kesan Doppler, yang menunjukkan penghapusan nebula dari Matahari. Dari tafsiran ini, diikuti bahawa halaju radial penyebaran nebula adalah kira-kira 20 kali lebih tinggi daripada halaju purata bintang-bintang di sekitar Matahari. Kesimpulan-kesimpulan ini, yang memperkuat dan memperkuat kesimpulan analogi Sliffer dua tahun yang lalu, secara prinsipnya, memungkinkan kita untuk menganggap bahwa Alam Semesta tidak sama sekali statis, tetapi, sebaliknya, berkembang.

Walau bagaimanapun, Slipher lebih suka menjauhkan diri daripada hipotesis yang sama, dan bukan dari kekurangan imaginasi.Pada tahun 1917, para astronom tidak mengetahui dengan tepat apa nebula spiral (lihat Great Controversy), dan sesungguhnya masa untuk idea sebegini belum datang. Walau apa pun, Einstein hampir tidak mempunyai masa untuk belajar mengenai keputusan Slipher dan tidak mempunyai sebab untuk meragui kestabilan alam Semesta. Bagaimanapun, beliau meminta nasihat kawannya, Profesor Astronomi di Universiti Leiden, Willem de Sitter, yang mempunyai lebih banyak peluang untuk mengikuti acara-acara di barisan hadapan astronomi. De Sitter melaporkan bahawa pemerhatian astronomi tidak memberi alasan untuk mempercayai bahawa alam semesta adalah menyempit atau berkembang. Oleh itu, Einstein mempunyai semua sebab untuk mempercayai bahawa sifat Universe tidak berubah dari semasa ke semasa sama ada secara kualitatif atau kuantitatif. Secara matematik, ini bermakna peluang untuk memilih sistem rujukan, di mana komponen-komponen dari tensor metrik tidak bergantung pada masa, dan yang memastikan pencampuran waktu dan koordinat spasial lenyap secara identik. Einstein juga menganggap bahawa tidak ada ruang yang diperuntukkan atau arahan yang diperuntukkan di Cosmos – dengan kata lain, ruang pada skala besar adalah seragam dan isotropik.Akhirnya, untuk kesederhanaan perhitungan, dia membenarkan bahawa masalah graviti secara rata-rata diedarkan ke seluruh alam Semesta.

Rajah. 3 Willem de Sitter (1872-1934). Foto dari en.wikipedia.org

Walaupun Einstein mahu memodelkan Alam Semesta berdasarkan GR, dia memulakan potongannya daripada teori pencerobohan klasik. Ekspresi matematiknya adalah persamaan Poisson ∇2Φ = 4πGρ, yang melafalkan undang-undang Newton untuk kes pembahagian bahan graviti berterusan. Dalam persamaan ini, pengendali Laplace berada di sebelah kiri ∇2 dari potensi graviti Φ, dan ke kanan ialah kepadatan bahan ρ didarabkan dengan 4πGdi mana G – pemalar (Einstein kemudian menandakannya dengan huruf K). Einstein mencadangkan bahawa ruang luar dipenuhi dengan jenis gas bintang yang ideal, yang mematuhi statistik Boltzmann klasik. Menggunakan penalaran yang sangat asas, dia menunjukkan bahawa semacam alam semacam itu hanya boleh wujud dalam kes kepadatan purata sifar bahannya. Secara semulajadi, alam semesta Einstein kosong tidak puas – selepas semua, alam semesta jelas tidak kosong. Walau bagaimanapun, beliau menunjukkan bahawa penyelesaian boleh didapati jika persamaan Poisson diubahsuai.Einstein mengubah persamaan ini dengan menolak dari sisi kiri potensi graviti yang didarab dengan beberapa malar λ:

\ [\ nabla ^ 2 \ Phi- \ lambda \ Phi = 4 \ pi G \ rho. \]

Dalam bentuk ini, persamaan ini secara rasmi mengakui ketumpatan bukan sifar bahan. Oleh itu, tanpa banyak bunyi bising, pemalar sejagat muncul pertama, yang kemudiannya dipanggil pemalar kosmologi (dalam artikel Einstein, dia tidak menemui nama khas). Selama bertahun-tahun ia telah ditetapkan sebagai huruf kecil, tetapi dari masa ke masa ia telah digantikan di mana-mana dengan Λ modal. Sekali lagi, Einstein mula memperkenalkan pemalar ini dalam konteks bukan relativistik, tetapi teori pencerobohan Newton.

Kemudian, Einstein dengan cara yang sama mengubahsuai sistem persamaan GR dengan bantuan pemalar yang sama, hanya kini didarabkan bukan oleh potensi ketegangan, tetapi oleh tensor metrik. Akibat pengiraan yang tidak rumit, dia memperoleh penyelesaian statik persamaan-persamaan ini dalam bentuk hipersphere tiga dimensi dalam ruang Euclidean empat dimensi. Hipersphere ini menjadi model kosmologi pertama yang dibina berdasarkan GR. Radiusnya R secara unik ditentukan oleh kedua-dua pemalar kosmologi dan kepadatan bahan, yang saling terhubung.Ketergantungan ini diberikan oleh dua persamaan: λ = 4πGρ dan λ = 1 /R2 (Untuk ketepatannya, perlu diperhatikan bahawa Einstein menggunakan sistem unit di mana kelajuan cahaya digunakan untuk menulis tensor metrik dengan = 1, sebaliknya λ = 4πGρ/c2). Jadi model Einstein hanya membenarkan satu parameter percuma, kerana pilihan nilai tertentu dari mana-mana tiga nilai λ, ρ dan R menentukan nilai kedua yang lain. Oleh kerana volum tiga dimensi hipersphere dalam ruang empat dimensi ialah 2π2R3, jisim Einstein Universe diberikan oleh formula M = 2π2R3ρ.

Model Einstein memberi kesan kuat pada sezaman (atau sebaliknya, pada sekelompok kecil ahli astronomi, ahli fisika dan ahli matematik yang berminat dalam kosmologi dan dapat memahami GRT). Sangat kuat bahawa pada tahun-tahun awal tiada siapa yang menyaksikan bahawa sifat statiknya hanya dikekalkan secara rasmi. Lama kelamaan, terbukti bahawa jika jejari Einstein Universe secara tidak sengaja meningkat walaupun satu iota, ia akan bertambah kepada tak terhingga (dan apabila jejari berkurangan, ia akan mengecut ke satu titik). Ia mengikuti bahawa model tidak stabil dan dengan itu tidak mempunyai makna fizikal.Ini secara rasmi ditunjukkan 13 tahun kemudian oleh ahli astrofizik British klasik Arthur Stanley Eddington (AS Eddington, 1930. Pada ketidakstabilan dunia sfera Einstein), walaupun, kemungkinan besar, beberapa tahun sebelum ini, ketidakstabilan ayah pendiri kosmologi fizikal adalah yang pertama menjadi tidak stabil apabila ia datang kepada kosmologi fizikal. Lemaitre.

Pada mulanya, Einstein tidak begitu risau tentang realisme kosmologinya. Pada akhir artikel itu, beliau menekankan bahawa walaupun modelnya konsisten secara logik dari sudut pandang GR, dia tidak akan membincangkan kaitannya dengan data astronomi moden. Adalah ingin tahu bahawa tidak lama selepas menghantar kerja itu kepada akhbar dalam surat kepada penyewa, dia memanggilnya kunci udara. Dalam surat yang sama, beliau menyatakan bahawa pertama sekali dia ingin mengetahui sama ada ia mungkin untuk membina model yang konsisten dari Alam semesta berdasarkan GR, dan oleh itu dia berpuas hati dengan hasilnya.

Einstein memutuskan untuk dirinya sendiri satu lagi tugas penting – lebih tepatnya, memintasnya. Memandangkan penulisan persamaan relativiti umum, beliau telah memikirkan lebih banyak tentang syarat-syarat sempadan untuk penyelesaiannya, tetapi dia tidak mencapai kesimpulan yang tidak jelas. Walau bagaimanapun, Universe tertutup tidak mempunyai sempadan, dan persoalan memilih syarat sempadan untuk kes ini semata-mata tidak timbul.Pada 4 Februari, dia menulis tentang ini kepada rakannya dan rakan sekelasnya di Universiti Leiden, Paul Ehrenfest. Pencipta SRT dan GR dengan humor yang melekat lelaki yang digantung mengakui bahawa penyelesaian yang dijumpai dapat menghantarnya ke suaka yang tidak enak. Nasib baik, ini tidak berlaku.

Rajah. 4 Einstein melawat Paul Ehrenfest di Leiden (1920). Di pangkuan Einstein duduk anak lelaki Ehrenfest Paul Jr. Foto dari ru.wikipedia.org

Sebagai kesimpulan, saya perhatikan bahawa kontemporahan ruang masa Einstein pertama model kosmologi (lima belas tahun kemudian, dia mencadangkan satu lagi, kali ini dengan Penyerap) secara geometri mempunyai sesuatu yang sama dengan ruang masa fizik Newtonian. Dalam kes Newtonian, struktur ruang masa diberikan oleh produk langsung dari paksi masa satu dimensi dan ruang Euclidean tiga dimensi. Di Einstein, kita melihat produk langsung paksi yang sama dan hipersphere tiga dimensi dalam ruang Euclidean empat dimensi. Dalam bahasa geometri kebezaan, kedua-dua pembinaan adalah bundel sedemikian secara global dengan pangkalan yang sama (masa), tetapi lapisan berlainan. Jadi dalam erti kata ini, Einstein tidak jauh dari Newton.

Marilah kita kembali kepada persamaan yang menentukan parameter model Einstein. Adalah jelas sekali bahawa jika kita secara formal menetapkan ketumpatan benda menjadi sifar, pemalar kosmologi akan ditetapkan semula, dan radius Universe akan meningkat kepada tak terhingga. Akibatnya, kita mendapat ruang Euclidean, lebih-lebih lagi, idealnya kosong. Jelas sekali keputusan sedemikian tidak menarik.

Walau bagaimanapun, ini bukan akhir cerita. Pada musim gugur 1917, de Sitter menerbitkan model kosmologi di mana tidak ada lagi kesamaan antara ketumpatan materi dan pemalar kosmologi. Model ini menerangkan dunia kosong dengan pemalar kosmologi yang tidak sifar dan metrik yang sangat eksotis, makna yang hanya dapat direalisasikan dalam dekad yang akan datang.

Harus dikatakan bahawa Willem de Sitter memainkan peranan yang sangat penting dalam penyebaran GR. Beliau adalah astronomi utama pertama di luar Jerman yang menguasai, mempelajari dan menggunakan teori ini. Lebih-lebih lagi, beliau aktif mempromosikannya dalam negara berbahasa Inggeris. Menggunakan kedudukan penduduk Belanda neutral, beliau menerbitkan jurnal British pada 1916-17 Notis Bulanan Persatuan Astronomi Diraja tiga artikel di bawah tajuk umum Undang-Undang Konsekuensi (Kertas Pertama, Kertas Kedua, Kertas Ketiga), yang telah menjadi untuk rakan-rakan Bahasa Inggerisnya (termasuk Eddington) sebagai sumber maklumat penting mengenai teori relativistik teori itu.Pada ketiga karya ini, selesai sepenuhnya pada Oktober 1917 dan muncul di halaman majalah pada bulan November (satu lagi kiasan bersejarah – Februari dan Oktober mengikut Februari!) Dia bukan sahaja menganalisis model Einstein secara terperinci (yang dipanggil System A), tetapi juga disajikan alternatif sendiri (sistem B).

Model de Sitter, seperti model Einstein, menggambarkan alam semesta simetri tertutup yang terkeluar dari kelengkungan positif yang berterusan. Dalam model ini, pemalar kosmologi, seperti dalam Einstein, adalah berkadar songsang dengan kuadrat parameter Rtetapi dengan pekali yang berbeza: λ = 3 /R2. Oleh kerana kelengkungan ruang, seperti dalam Einstein, adalah 1 /R2, dalam model Sitter, pemalar kosmologi adalah sama dengan tiga kali kelengkungan.

Sebagai koordinat, de Sitter memilih dua sudut sistem sfera, kutub dan azimut θ, dan juga nisbah tak berdimensi χ jarak jejarian r kepada parameter R, χ = r/R. Komponen-komponen dari tensor metrik dalam larutan yang dijumpai oleh de Sitter tidak bergantung pada masa, oleh itu alam semestanya secara lahiriah juga statik, dalam hal apapun, dalam sistem koordinat yang dipilih. Walau bagaimanapun, inilah di mana persamaan berakhir, dan kejutan bermula.

Metrik Sistem B kelihatan sangat luar biasa:

\ [\ Mathrm % s ^ 2 = R ^ 2 \ left (- \ mathrm % \ chi ^ 2- \ sin ^ 2 \ chi \ left (\ mathrm % \ psi ^ 2 + \ sin ^ 2 \ psi \ mathrm % \ theta ^ 2 \ right) + \ cos ^ 2 \ chi \;, c ^ 2 \ mathrm % t ^ 2 \ right) \]

di mana seperti biasa c – kelajuan cahaya. De Sitter beberapa muka surat pertimbangan setia geometri ruang dengan metrik dan, khususnya, menunjukkan bahawa ia, berbeza dengan geometri sfera model Einstein merujuk kepada jenis bujur (lihat. Geometri eliptik). Ciri-ciri kedua-dua ruang ini agak berbeza. Jika ruang sfera semua garis yang berpunca dari satu titik, bersilang di bertentangan bertentangan (antipodal) ketika, di ruang jenis eliptik dua baris tidak boleh mempunyai lebih daripada satu titik persilangan, seperti dalam ruang Euklidan. Dalam kedua-dua ruang, garis lurus ditutup, tetapi dalam kes pertama, panjang mana-mana talian adalah 2πR, dan dalam kedua – πR (Oleh itu jarak terbesar mungkin antara dua titik adalah sama dengan separuh panjang itu, iaitu, masing-masing, πR dan πR/ 2). Begitu juga, mereka melayan satu sama lain skop penuh ruang sfera dan elips: 2p2R3 dan π2R3. De Sitter menekankan bahawa ruang bujur, berbeza dengan sfera,mengakui unjuran pada ruang Euclidean dan oleh itu lebih sesuai untuk menggambarkan dunia fizikal. Walau bagaimanapun, dia tidak dapat menyedari bahawa Einstein bersetuju dengan kesimpulan ini, yang dilaporkan dalam surat peribadi.

Walau bagaimanapun, perbezaan yang paling menarik antara model-model ini menjadi terang apabila mempertimbangkan metrik ruang masa (dan bukan hanya spatial) penuh. Dalam model Einstein, masa dipisahkan dari ruang, seperti di Newton, dan oleh itu pekali sebelum dt2 sama dengan satu (ingat, jika kita mengandaikannya c = 1). Dalam model Sitter, ia jelas bergantung pada bagaimana parameter R, dan lebih penting lagi, dari komponen radial r (melalui kos2χ, atau, setara, cos2(r/R)). Ini bererti bahawa dalam model Sitter pada jarak yang berbeza dari asal, aliran masa pada kelajuan yang berbeza! Kelajuan ini maksimum pada r = 0 apabila cos2χ = 1, dan jatuh ke sifar apabila r mengambil nilai maksima πR/ 2, yang sepadan dengan χ = π / 2. Oleh itu, dalam model de Sitter, tidak ada masa sejagat, sama ada terdapat perbezaan asas antara "masa" dan tiga koordinat lain, tidak ada yang mempunyai makna fizikal yang sebenar.Dalam sistem A, sebaliknya, masa, dalam intinya, adalah berbeza daripada koordinat spatial. "

De Sitter mengesan sejumlah paradoks (dalam kata-kata beliau) akibat dari "pencampuran" masa dan ruang dalam modelnya. Sebagai contoh, zarah bebas di dalamnya tidak dapat bergerak pada kelajuan yang berterusan sepanjang garis lurus. Bungkusan lurus lurus menyimpang secara eksklusif dari asalnya (iaitu, titik di mana r = 0), bagaimanapun, sebagai radius halaju bertambah, zarah tersebut berubah. Pada "sempadan" ruang (dengan r = πR/ 2) kedua-dua halaju dan tenaga kinetik mana-mana zarah tersebut lenyap. Seperti yang ditulis oleh Penyunting, pada masa ini "ruang empat dimensi" hypersurface dikurangkan kepada ruang tiga dimensi: tiada masadan oleh itu tidak ada pergerakan "(italics oleh pengarang). Atas sebab yang sama, sinar cahaya yang dipancarkan dari asal koordinat (belum lagi zarah material) tidak akan sampai ke sempadan dalam tempoh masa yang terbatas.

Satu lagi kesan penting faktor cos2χ sebelum dt2 De Sitter merumuskan tirai pada akhir artikel itu. Terima kasih kepada pengganda ini, kekerapan ayunan cahaya berkurang dengan jarak dari asal koordinat.Oleh itu, garis spektral cahaya dari bintang-bintang yang sangat jauh dan nebula akan beralih disebabkan oleh perubahan arah sistematik, mewujudkan ilusi positif [iaitu, diarahkan dari Bumi – A. L.] Oleh itu, de Sitter, berdasarkan modelnya, meramalkan peralihan merah spektrum objek kosmik yang sangat jauh, bagaimanapun, ia menjelaskan bukan dengan pengembangan alam semesta, tetapi dengan melambatkan masa di sempadannya.

Sebagai seorang ahli astronomi, pengasuh terus berjalan. Dia mendapati perlu untuk diperhatikan bahawa sudah ada maklumat tentang perbezaan beberapa nebulae lingkaran, "walaupun pengamatan ini masih sangat tidak dapat diandalkan." Beliau menyoroti tiga nebula (Andromeda Galaxy, NGC 1068 dan NGC 4594), yang spektrumnya membolehkan kita untuk menganggarkan halaju radial pada kira-kira 600 km / s. Dalam perenggan terakhir, de Sitter tidak dapat diperhatikan bahawa "jika pemerhatian berikutnya mengesahkan kehadiran halaju radial positif, ini pasti akan menjadi hujah yang memihak kepada mengadopsi hipotesis B bukannya hipotesis A." Jika redshifts sistematik spektrum objek jauh tidak dikesan, fakta ini harus ditafsirkan sama ada sebagai bukti yang memihak kepada hipotesis A, atau sebagai petunjuk bahawa radius alam semesta R lebih daripada yang difikirkan pada masa itu.

Ramalan ini berakhir dengan kerja yang luar biasa dari Penghasut, yang, setelah artikel Einstein, menandakan kemunculan kosmologi moden. Kemudian, ahli-ahli teori telah membuat usaha yang besar dalam cuba menafsirkannya secara keseluruhannya dan, khususnya, untuk memahami sifat peralihan semula yang timbul dalam model ini, yang dipanggil kesan de Sitter. Analisis kajian ini akan membawa kita terlalu jauh, jadi saya hanya akan memberi tumpuan kepada perkara utama.

Pertama, pengasas tidak meramalkan kesan penyebaran galaksi jauh, diterangkan oleh undang-undang Hubble. Biarkan saya mengingatkan anda bahawa menurut undang-undang ini, halaju radial penyingkiran galaksi adalah berkadar dengan jarak dari Matahari: v = Hr (di mana H – Parameter Hubble). Sebaliknya, kelajuan ini adalah berkadar dengan anjakan relatif garis-garis spektral, yang, oleh itu, harus secara linear bergantung pada jarak r. Model de Sitter membolehkan kita mengira kebergantungan ini, walaupun dia sendiri tidak melakukannya. Pengiraan seperti tujuh tahun kemudian menjadikan Eddington. Beliau menunjukkan bahawa peralihan relatif garis spektral dalam model Sitter adalah berkadar dengan (r/R)2jika r lebih kurang R, dan sebaliknya dinyatakan oleh formula yang lebih rumit. Jadi undang-undang Hubble tidak mengikuti model de Sitter. Undang-undang ini secara teori pertama diperoleh oleh Georges Lemaitre (dua tahun sebelum penemuan empirik Hubble) dan dengan segera menafsirkannya sebagai manifestasi pengembangan ruang luar (G. Lemaître, 1927). galactic tambahan).

Kedua, watak statik model de Sitter ternyata hanya penglihatan. Biarkan saya mengingatkan anda bahawa penyeru diperhatikan (diakui, secara lulus) bahawa zarah-zarah bebas, tidak tertakluk kepada tindakan kuasa luar, dalam Alam semesta bergerak pada kelajuan berubah-ubah. Harta ini kelihatan benar-benar misterius, kerana tidak terdapat bidang daya di Universe ini, kecerahan yang dapat menyebabkan pecutan sedemikian. Tetapi ia bukan hanya itu. Sekiranya penambahan kuantiti bahan yang diabaikan kepada ruang Sitter mencetuskan proses dinamik di dalamnya, maka sifat statiknya ternyata tidak stabil seperti model statik Einstein.

De Sitter bukan sahaja mengakui dan menegaskan paradoks modelnya, tetapi juga mengaku bahawa, mungkin, ia dikaitkan dengan pilihan sistem koordinat yang tidak berjaya.Selepas beberapa tahun, idea ini diambil oleh saintis lain. Sebagai contoh, pada tahun 1922, ahli matematik Hungary, Cornelius Lanczos, yang bekerja di Jerman, telah mengubahsuai larutan Sitter dalam koordinat lain. Dalam metrik dia dapati, faktor pemboleh ubah sebelum dt2 hilang, dan radius kelengkungan ruang meningkat dengan pesat dengan masa. Malah, Lanczos menerima model alam semesta yang semakin berkembang, tetapi dia menahan diri daripada interpretasi seperti itu. Hasil yang sama pada 1925 datang dan Lemaitre – dan sekali lagi, berdasarkan pilihan sistem koordinat yang berbeza. Kemudian ia akhirnya membuktikan bahawa model de Sitter bersesuaian, jika saya boleh berkata demikian, kepada alam semesta simetris yang sangat dinamik, yang jejarinya bertambah dengan masa secepat mungkin – secara eksponen (ini secara khususnya daripada persamaan Friedmann dengan tekanan kosmologi positif dan tekanan sifar dan ketumpatan bahan). Metrik model ini dalam sistem koordinat yang berbeza adalah sangat banyak sisi (lihat, sebagai contoh, Antony Zee, 2013. Graviti Einstein secara ringkas, ms 643). Dalam rangka rujukan astronomi bermakna (yang dipanggil, mengiringi) menggunakan koordinat Cartesian, ia dinyatakan sangat ringkas:

[\ mathrm % s ^ 2 = L ^ 2 \ left (- \ mathrm % t ^ 2 + e ^ % \ left (\ mathrm % ^ 2 + \ mathrm % z ^ 2 \ right) \ right). \]

Ini adalah metrik ruang masa yang diubahsuai dari teori relativiti khas (ruang Minkowski), mewakili Semesta, berkembang dengan masa. Pada setiap kali kepingan, ruangnya ternyata Euclidean (yang bertentangan dengan ruang waktu, yang tentu saja melengkung). Berdasarkan penemuan astronomi selama dua dekad yang lalu, kita hidup dalam Alam Semesta yang sama.

Apakah kesimpulannya? Model kosmologi yang berusia 100 tahun pertama diisytiharkan sebagai statik, tetapi mereka tidak. Selepas itu, kemajuan kosmologi dikaitkan dengan penciptaan dan pemahaman model-model dinamik Alam Semesta, yang pada pertengahan tahun 1930-an mendapat pengiktirafan hampir lengkap dari ahli astronomi dan ahli fizik. Tetapi itu cerita lain.

Alexey Levin


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: