Брайан Грин - Брайан Грин. Ткань космоса - Пространство, время и структура реальности

7. Математически космологическая константа представляется числом, обычно обозначаемым Λ (см. комментарий 4). Эйнштейн нашел, что его уравнения имеют полный смысл безотносительно к тому, выбрана ли Λ положительным или отрицательным числом. Обсуждение в тексте сосредоточено на особенно интересном для современной космологии (и современных наблюдений, как будет обсуждаться) случае, в котором Λ положительна, поскольку это приводит к появлению отрицательного давления и отталкивательной гравитации. Отрицательная величина Λ дает обычную притягивательную гравитацию. Отметим еще, что поскольку давление, оказываемое космологической постоянной, однородно, это давление не будет оказывать непосредственно какую-либо силу: только разности давлений, подобно тому, что чувствуют ваши уши, когда вы под водой, приводят к силе давления. Вместо этого сила, оказываемая космологической константой, есть чисто гравитационная сила.

8. Обычные магниты всегда имеют как северный, так и южный полюса. В отличие от этого, теории великого объединения предполагают, что могут иметься частицы, которые подобны чистому северному или чистому южному магнитным полюсам. Такие частицы называются монополями и они могли бы иметь большое влияние на стандартную космологию Большого взрыва. Они никогда не наблюдались.

9. Гут и Туе обнаружили, что переохлажденное Хиггсово поле будет действовать как космологическая константа, открытие, которое было сделано ранее Мартинусом Вельтманом и другими. Фактически, Туе говорил мне, что был ограниченный лимит страниц в Physical Review Letters , журнале, в который они с Гутом послали свою статью, и они не уместили в заключительные утверждения ничего о том, что их модель должна вызывать период экспоненциального расширения. Но Туе также заметил, что это было достижение Гута в осознании важности космологических последствий периода экспоненциального расширения (что будет обсуждаться позже в этой и следующей главе), и, следовательно, в помещении инфляции во фронт и в центр космологической карты.

Во временами извилистой истории открытия русский физик Алексей Старобинский нашел несколькими годами ранее другой способ генерирования того, что мы сейчас называем инфляционным расширением, работа была описана в статье, которая не была широко известна среди западных ученых. Однако, Старобинский не подчеркнул, что период такого быстрого расширения мог бы решить ключевые космологические проблемы (такие как проблемы горизонта и плоскостности, что будет коротко обсуждено), что объясняет частично, почему его работа не вызвала отклика энтузиазма, который получил Гут. В 1981 японский физик Катсушико Сато также разработала версию инфляционной космологии, а даже раньше (в 1978) русские физики Геннадий Чибисов и Андрей Линде случайно обнаружили идею инфляции, но они нашли, – когда исследовали детально, – что она допускает разновидность важной проблемы (обсуждающейся в комментарии 11), и потому не стали публиковать свой труд.

Склонный к математике читатель должен заметить, что нетрудно увидеть, как возникает ускоренное расширение. Одно из уравнений Эйнштейна есть (d 2a/dt 2)/a = –4πG/3(ρ+3p) , где а , ρ и p есть масштабный фактор вселенной (ее "размер"), плотность энергии и плотность давления, соответственно. Заметим, что если правая сторона этого уравнения положительна, масштабный фактор будет расти с возрастающим темпом: темп роста вселенной будет ускоряться со временем. Для Хиггсова поля, восседающего на плато, его плотность давления оказывается равной отрицательной величине его плотности энергии (то же самое справедливо для космологической константы), так что правая сторона в самом деле положительна.

10. Физика, лежащая в основании этих квантовых скачков, есть принцип неопределенности, затронутый в Главе 4. Я буду явно обсуждать применение квантовой неопределенности к полям в Главах 11 и 12, но, чтобы предварить этот материал, коротко отмечу следующее. Величина поля в данной точке пространства и темп изменения величины поля в этой точке играют ту же роль для полей, как положение и скорость (импульс) играют роль для частицы. Таким образом, точно так же, как мы не можем когда-либо знать сразу определенное положение и определенную скорость частицы, поле не может иметь определенную величину и определенный темп изменения этой величины в любой данной точке пространства. Чем более определена величина поля в данный момент, тем более неопределен темп изменения этой величины – это означает, тем более вероятно, что величина поля изменится моментом позже. А такое изменение, индуцированное квантовой неопределенностью, это то, что я имел в виду, когда ссылался на квантовые скачки величины поля.