Cтраница 2
Таким образом, в одной из этих точек не может быть известно, какая температура в другой точке, не может быть никакого механизма выравнивания температуры и вообще любых неоднородностей, и надо предполагать, что строгая изотропия и однородность заложены в сингулярном состоянии. [16]
Дальнейшее развитие космологии ( построение моделей расширяющейся вселенной Фридманом, работы Эддингтона, Леметра и др.) привело к постановке новой проблемы - проблемы сингулярности в космологии, В расширяющихся однородных изотропных моделях вселенной ( справедливость которых подтверждается наблюдениями) расширение начиналось с сингулярного состояния - бесконечно большой плотности материи и бесконечно большой кривизны пространства-времени. Естественно возникает вопрос, является ли эта особенность свойством лишь однородных изотропных моделей. [17]
В начальном сингулярном состоянии предполагается избыток нуклонов в одних областях и избыток антинуклонов в других. По существу, для отдельной области ситуация не отличается от той модели откровенно несимметричного мира, которая в основном и рассматривается в данной книге. Если область больше охватываемой горизонтом, отличие в настоящее время принципиально ненаблюдаемо. Если области меньше, то могут быть наблюдены у-кванты, рождающиеся на границе областей, где аннигиляция происходит и в настоящее время. [18]
Согласно теории горячей Вселенной, пространственно-временные свойства Вселенной с большой степенью точности описываются одной из трех моделей Фридмана - открытой, замкнутой или плоской. Во всех случаях Вселенная должна была родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью и темп-рой в нек-рый нач. При последующем расширении темп-ра Вселенной должна была падать н постепенно достигнуть совр. В дальнейшем замкнутая Вселенная должна была бы снова сжаться до состояния с бесконечной плотностью и темп-рой, а открытая или плоская Вселенная - неограниченно расширяться, продолжая постепенно остывать. [19]
Мы уже неоднократно упоминали, что во Вселенной могут существовать космологические гравитационные волны с самого начала расширения. Они не имеют каких-либо источников, точнее, их источником являлось сингулярное состояние. Спектр их может быть, вообще говоря, произвольным. Это могут быть как высокочастотные гравитационные волны, скажем, с длиной волны того же порядка, что и у реликтового электромагнитного излучения, так и гораздо более низкочастотные, с длиной волны порядка размеров скоплений галактик и больше. [20]
Для дальнейших выводов центральную роль играет предположение, что энтропия не уменьшается при прохождении через сингулярность. Это предположение мы принимаем, даже не имея последовательной квантовой теории сингулярного состояния. [21]
Итак начальная фаза анизотропного расширения оказывается вакуумной: метрика, динамика расширения вещества и сам характер выхода из сингулярного состояния бесконечной плотности определяются исключительно свободным гравитационным полем. В дальнейшем, по мере расширения, роль вещества постепенно возрастает. Начиная с некоторого момента, оно начинает доминировать и вместе с этим постепенно ослабляется анизотропия. [22]
Это облако обладало некоторым моментом количества движения, и, кроме того, в нем существовали небольшие флуктуации плотности. Оно практически полностью состояло из водорода и гелия, синтезированного в течение первых десяти минут после начала расширения Вселенной из сингулярного состояния ( разд. Не исключено, что в ранней Вселенной ( скажем, примерно через 105 лет после начала расширения) могли образовываться звезды, тогда в них происходила некоторая переработка первичного вещества. Однако массовое образование звезд должно было начаться уже после сжатия протогалактики. [23]
Начался необычайно активный штурм этих проблем, были предприняты разнообразные попытки разработки более глубоких и более трудных вопросов, относящихся к сингулярному состоянию в далеком прошлом Вселенной, к проблеме возникновения галактик и к другим задачам. [24]
Защитники тех или иных неортодоксальных концепций хорошо усвоили тезис, согласно которому лучший способ защиты - это нападение. Бэрбидж, Хойл, Альвен подчеркивают экзотичность, малую вероятность, удивительность классической модели с однородной и изотропной структурой и динамикой расширения в начальном сингулярном состоянии, с зарядовой несимметрией. [25]
Современная космология не отрицает неизбежности гибели Солнечной системы, более того, существуют модели Вселенной ( точнее, известной нам части Вселенной), согласно которым должны погибнуть и Солнечная система, и галактика. Открытие в 1926 году американским астрономом Хабблом красного смещения в спектрах галактик, истолкованное под углом зрения эффекта Допплера и имевшее следствием признание удаления галактик с огромной скоростью, близкой к скорости света, послужило толчком к созданию многих моделей Вселенной - расширяющейся, осциллирующей, инфляционной - полагающих началом расширения сингулярное состояние материи и возврат Вселенной к этому состоянию, исключающему не только все живое, но даже молекулярный и атомарный уровни организации материи. [26]
Рассмотрим нашу систему в течение длительного времени Т, в течение которого она постоянно находится в вероятных состояниях. При этом во время Т могут быть включены также такие промежутки, в течение которых система находится в маловероятных состояниях, так как такие промежутки все равно крайне редки. Нужно исключить только сингулярные состояния, которые в течение длительного времени отклоняются от вероятных. Если в течение короткого времени одновременно для двух или трех молекул первого сорта переменные ( 291) лежат между пределами ( 292), то эти моменты времени следует засчитывать дважды или, соответственно, трижды. [27]
Основанием для такой экстраполяции является один из важнейших принципов современной теоретической физики - принцип соответствия. В ОТО и в ньютоновской теории энтропия только растет; сингулярное состояние, вероятно, не должно нарушать этот общий закон, так же как и закон сохранения барионов. Но если от одного цикла к другому энтропия возрастает, то каждый следующий цикл отличается от предыдущего. [28]
Для движений обоих рассмотренных здесь типов - потенциальных ( в масштабах, меньших джинсова) и вихревых - отношение th / t - v / V убывает на ранних стадиях изотропного расширения; поэтому условие эффективности нелинейных процессов не может выполняться для них в прошлом, до рекомбинации, раз оно не выполнено в данном масштабе в эпоху рекомбинации. Отсюда следует важный вывод: движения в области масштабов, выживших к послерекомбинационной эпохе, не могут находиться в статистическом упорядоченном состоянии, характеризуемом спектром универсального вида. Движения сохраняли к этой эпохе первоначальный спектр, определяемый физическими условиями вблизи сингулярного состояния, о которых можно только строить гипотезы. [29]
Амплитуда, таким образом, всегда конечна и в каждом цикле энтропия изменяется на конечную величину. Так как энтропия сейчас конечна, то в прошлом возможно только конечное число циклов. Предположение о возможности циклов, таким образом, только отодвигает трудность с начальным сингулярным состоянием, но не устраняет ее. [30]