Les teories més estranyes i inusuals de l'estructura de l'univers

2024 Autora: Seth Attwood | [email protected]. Última modificació: 2023-12-16 16:00

A més dels models cosmològics clàssics, la relativitat general permet la creació de mons imaginaris molt, molt, molt exòtics.

Hi ha diversos models cosmològics clàssics construïts mitjançant la relativitat general, complementats per l'homogeneïtat i la isotropia de l'espai (vegeu "PM" núm. 6'2012). L'univers tancat d'Einstein té una curvatura positiva constant de l'espai, que esdevé estàtica a causa de la introducció de l'anomenat paràmetre cosmològic a les equacions de la relativitat general, que actua com un camp antigravitatori.

A l'univers accelerat de de Sitter amb un espai no corbat, no hi ha matèria ordinària, però també està ple d'un camp antigravitatori. També hi ha els universos tancats i oberts d'Alexander Friedman; el món límit d'Einstein - de Sitter, que redueix gradualment la taxa d'expansió a zero amb el temps, i finalment, l'univers de Lemaitre, el progenitor de la cosmologia del Big Bang, creixent a partir d'un estat inicial supercompacte. Tots ells, i especialment el model Lemaitre, es van convertir en els precursors del model estàndard modern del nostre univers.

L'espai de l'univers en diferents models té diferents curvatures, que poden ser negatives (espai hiperbòlic), zero (espai euclidià pla, corresponent al nostre univers) o positives (espai el·líptic). Els dos primers models són universos oberts, que s'expandeixen sense parar, l'últim és tancat, que tard o d'hora s'ensorrarà. La il·lustració mostra de dalt a baix anàlegs bidimensionals d'aquest espai.

Hi ha, però, altres universos, també generats per un ús molt creatiu, com ara s'acostuma a dir, de les equacions de la relativitat general. Corresponen molt menys (o no corresponen gens) als resultats d'observacions astronòmiques i astrofísiques, però sovint són molt boniques, i de vegades elegantment paradoxals. És cert que els matemàtics i els astrònoms els van inventar en quantitats tals que haurem de limitar-nos a només alguns dels exemples més interessants de mons imaginaris.

De corda a creps

Després de l'aparició (el 1917) del treball fonamental d'Einstein i de Sitter, molts científics van començar a utilitzar les equacions de la relativitat general per crear models cosmològics. Un dels primers a fer-ho va ser el matemàtic de Nova York Edward Kasner, que va publicar la seva solució el 1921.

El seu univers és molt inusual. Li manca no només matèria gravitatòria, sinó també un camp antigravitatori (és a dir, no hi ha cap paràmetre cosmològic d'Einstein). Sembla que en aquest món idealment buit no pot passar res. Tanmateix, Kasner va admetre que el seu hipotètic univers va evolucionar de manera desigual en diferents direccions. S'expandeix al llarg de dos eixos de coordenades, però es contrau al llarg del tercer eix.

Per tant, aquest espai és òbviament anisòtrop i s'assembla a un el·lipsoide en contorns geomètrics. Com que aquest el·lipsoide s'estén en dues direccions i es contrau al llarg de la tercera, es converteix gradualment en una creps plana. Al mateix temps, l'univers Kasner no perd pes gens, el seu volum augmenta en proporció a l'edat. En el moment inicial, aquesta edat és igual a zero i, per tant, el volum també és zero. Tanmateix, els universos Kasner no neixen d'una singularitat puntual, com el món de Lemaitre, sinó d'alguna cosa semblant a un radi infinitament prim: el seu radi inicial és igual a l'infinit en un eix i zero en els altres dos.

Per què busquem a Google

Edward Kasner va ser un divulgador brillant de la ciència: el seu llibre Mathematics and the Imagination, en coautor amb James Newman, es reedita i es llegeix avui. En un dels capítols apareix el número 10¹⁰⁰… Al nebot de nou anys de Kazner se li va ocórrer un nom per a aquest número: googol (Googol), i fins i tot un número 10 increïblement gegant.^Googleol- va batejar el terme googolplex (Googolplex). Quan els estudiants graduats de Stanford Larry Page i Sergey Brin estaven intentant trobar un nom per al seu motor de cerca, el seu amic Sean Anderson va recomanar el Googolplex global.

Tanmateix, a Page li va agradar el Googol més modest, i Anderson es va proposar immediatament de comprovar si es podia utilitzar com a domini d'Internet. Amb pressa, va fer una errada i va enviar una sol·licitud no a Googol.com, sinó a Google.com. Aquest nom va resultar gratuït i a Brin li va agradar tant que ell i Page el van registrar immediatament el 15 de setembre de 1997. Si hagués passat d'una altra manera, no tindríem Google!

Quin és el secret de l'evolució d'aquest món buit? Atès que el seu espai "es mou" de diferents maneres en diferents direccions, sorgeixen forces gravitatòries de marea, que determinen la seva dinàmica. Sembla que es pot desfer d'ells igualant les taxes d'expansió al llarg dels tres eixos i eliminant així l'anisotropia, però les matemàtiques no permeten aquestes llibertats.

És cert que es poden establir dues de les tres velocitats iguals a zero (és a dir, fixar les dimensions de l'univers al llarg de dos eixos de coordenades). En aquest cas, el món de Kasner creixerà en una sola direcció, i estrictament proporcional al temps (això és fàcil d'entendre, ja que així ha d'augmentar el seu volum), però això és tot el que podem aconseguir.

L'univers Kasner només pot romandre per si mateix sota la condició de buit total. Si hi afegiu una mica de matèria, a poc a poc començarà a evolucionar com l'univers isòtrop d'Einstein-de Sitter. De la mateixa manera, quan s'afegeix un paràmetre d'Einstein diferent de zero a les seves equacions, aquest (amb o sense matèria) entrarà de manera asimptòtica en el règim d'expansió isòtropa exponencial i es convertirà en l'univers de De Sitter. Tanmateix, aquestes "addicions" realment només canvien l'evolució de l'univers ja existent.

En el moment del seu naixement, pràcticament no tenen cap paper, i l'univers evoluciona segons el mateix escenari.

Tot i que el món Kasner és dinàmicament anisòtrop, la seva curvatura en qualsevol moment és la mateixa al llarg de tots els eixos de coordenades. Tanmateix, les equacions de la relativitat general admeten l'existència d'univers que no només evolucionen amb velocitats anisòtropes, sinó que també tenen curvatura anisòtropa.

Aquests models van ser construïts a principis de la dècada de 1950 pel matemàtic nord-americà Abraham Taub. Els seus espais poden comportar-se com universos oberts en algunes direccions, i com universos tancats en altres. A més, amb el temps, poden canviar de signe de més a menys i de menys a més. El seu espai no només pulsa, sinó que, literalment, es gira al revés. Físicament, aquests processos es poden associar amb ones gravitatòries, que deformen l'espai amb tanta força que localment canvien la seva geometria d'esfèrica a selló i viceversa. Tot plegat, mons estranys, encara que matemàticament possibles.

A diferència del nostre Univers, que s'expandeix isotròpicament (és a dir, a la mateixa velocitat independentment de la direcció escollida), l'univers de Kasner s'expandeix (al llarg de dos eixos) i es contrau (al llarg del tercer).

Les fluctuacions dels mons

Poc després de la publicació de l'obra de Kazner, van aparèixer articles d'Alexander Fridman, el primer el 1922, el segon el 1924. Aquests articles presentaven solucions sorprenentment elegants a les equacions de la relativitat general, que van tenir un efecte extremadament constructiu en el desenvolupament de la cosmologia.

El concepte de Friedman es basa en el supòsit que, de mitjana, la matèria es distribueix a l'espai exterior de la manera més simètrica possible, és a dir, completament homogènia i isòtropa. Això vol dir que la geometria de l'espai en cada moment d'un únic temps còsmic és la mateixa en tots els seus punts i en totes les direccions (en sentit estricte, encara cal determinar correctament aquest temps, però en aquest cas aquest problema es pot resoldre). Es dedueix que la velocitat d'expansió (o contracció) de l'univers en un moment donat torna a ser independent de la direcció.

Per tant, els universos de Friedmann són completament diferents del model de Kasner.

En el primer article, Friedman va construir un model d'un univers tancat amb una curvatura positiva constant de l'espai. Aquest món sorgeix d'un estat puntual inicial amb una densitat infinita de matèria, s'expandeix fins a un cert radi màxim (i, per tant, volum màxim), després del qual s'enfonsa de nou en el mateix punt singular (en llenguatge matemàtic, una singularitat).

Tanmateix, Friedman no es va aturar aquí. Segons la seva opinió, la solució cosmològica trobada no ha d'estar limitada per l'interval entre les singularitats inicial i final; es pot continuar en el temps tant cap endavant com cap enrere. El resultat és un munt interminable d'universos encadenats en l'eix del temps, que voregen entre si en punts de singularitat.

En el llenguatge de la física, això vol dir que l'univers tancat de Friedmann pot oscil·lar infinitament, morint després de cada contracció i renaixent a una nova vida en l'expansió posterior. Aquest és un procés estrictament periòdic, ja que totes les oscil·lacions continuen durant el mateix període de temps. Per tant, cada cicle de l'existència de l'univers és una còpia exacta de tots els altres cicles.

Així comentava Friedman sobre aquest model en el seu llibre "El món com l'espai i el temps": "A més, hi ha casos en què el radi de curvatura canvia periòdicament: l'univers es contrau fins a un punt (en no-res), i després de nou des d'un punt. porta el seu radi a un cert valor, després, de nou, disminuint el radi de la seva curvatura, es converteix en un punt, etc. Involuntàriament es recorda la llegenda de la mitologia hindú sobre els períodes de la vida; també es pot parlar de "la creació del món a partir del no-res", però tot això s'ha de considerar com a fets curiosos que no es poden confirmar sòlidament amb un material experimental astronòmic insuficient".

El gràfic del potencial de l'univers Mixmaster sembla tan inusual: el pou potencial té parets altes, entre les quals hi ha tres "valls". A continuació es mostren les corbes equipotencials d'aquest "univers en un mesclador".

Uns anys després de la publicació dels articles de Friedman, els seus models van guanyar fama i reconeixement. Einstein es va interessar seriosament per la idea d'un univers oscil·lant, i no estava sol. El 1932, va ser assumit per Richard Tolman, professor de física matemàtica i química física a Caltech. No era ni un matemàtic pur, com Friedman, ni un astrònom i astrofísic, com De Sitter, Lemaitre i Eddington. Tolman va ser un reconegut expert en física estadística i termodinàmica, que va combinar per primera vegada amb la cosmologia.

Els resultats van ser molt poc trivials. Tolman va arribar a la conclusió que l'entropia total del cosmos hauria d'augmentar de cicle en cicle. L'acumulació d'entropia fa que cada cop més l'energia de l'univers es concentri en la radiació electromagnètica, que de cicle en cicle afecta cada cop més la seva dinàmica. Per això, la durada dels cicles augmenta, cada següent es fa més llarg que l'anterior.

Les oscil·lacions persisteixen, però deixen de ser periòdiques. A més, en cada nou cicle, el radi de l'univers de Tolman augmenta. En conseqüència, en l'etapa de màxima expansió, presenta la curvatura més petita, i la seva geometria és cada cop més i durant més i més temps s'acosta a l'euclidiana.

Richard Tolman, mentre dissenyava el seu model, va perdre una oportunitat interessant, que John Barrow i Mariusz Dombrowski van cridar l'atenció el 1995. Van demostrar que el règim oscil·latori de l'univers de Tolman es destrueix de manera irreversible quan s'introdueix un paràmetre cosmològic antigravitatori.

En aquest cas, l'univers de Tolman en un dels cicles ja no es contrau en una singularitat, sinó que s'expandeix amb una acceleració creixent i es converteix en l'univers de de Sitter, que en una situació semblant també ho fa l'univers Kasner. L'antigravetat, com la diligència, ho supera tot!

Multiplicació d'entitats

"El repte natural de la cosmologia és entendre el millor possible l'origen, la història i l'estructura del nostre propi univers", explica a Popular Mechanics el professor de matemàtiques de la Universitat de Cambridge John Barrow. - Al mateix temps, la relativitat general, fins i tot sense demanar préstec d'altres branques de la física, permet calcular un nombre gairebé il·limitat de models cosmològics diversos.

Per descomptat, la seva elecció es fa a partir de dades astronòmiques i astrofísiques, amb l'ajuda de les quals és possible no només provar diversos models per complir amb la realitat, sinó també decidir quin dels seus components es pot combinar per obtenir el més adequat. descripció del nostre món. Així va néixer l'actual Model Estàndard de l'Univers. Així, fins i tot només per aquest motiu, la varietat de models cosmològics desenvolupada històricament ha demostrat ser molt útil.

Però no és només això. Molts dels models es van crear abans que els astrònoms haguessin acumulat la riquesa de dades que tenen avui dia. Per exemple, el veritable grau d'isotropia de l'univers s'ha establert gràcies als equips espacials només durant les últimes dues dècades.

És evident que en el passat, els dissenyadors espacials tenien limitacions empíriques molt menys. A més, és possible que fins i tot models exòtics segons els estàndards actuals siguin útils en el futur per descriure aquelles parts de l'Univers que encara no estan disponibles per a l'observació. I, finalment, la invenció de models cosmològics pot simplement impulsar el desig de trobar solucions desconegudes a les equacions de la relativitat general, i això també és un poderós incentiu. En general, l'abundància d'aquests models és comprensible i justificada.

La recent unió de la cosmologia i la física de partícules elementals es justifica de la mateixa manera. Els seus representants consideren l'etapa més primerenca de la vida de l'Univers com un laboratori natural, ideal per estudiar les simetries bàsiques del nostre món, que determinen les lleis de les interaccions fonamentals. Aquesta aliança ja ha posat les bases per a tot un fan de models cosmològics fonamentalment nous i molt profunds. No hi ha dubte que en el futur aportarà resultats igualment fructífers.

Univers al mesclador

L'any 1967, els astrofísics nord-americans David Wilkinson i Bruce Partridge van descobrir que la radiació de microones relíquia des de qualsevol direcció, descoberta tres anys abans, arriba a la Terra pràcticament amb la mateixa temperatura. Amb l'ajuda d'un radiòmetre molt sensible, inventat pel seu compatriota Robert Dicke, van demostrar que les fluctuacions de temperatura dels fotons relictes no superen una dècima de per cent (segons les dades modernes, són molt menors).

Com que aquesta radiació es va originar abans de 4.000.000 anys després del Big Bang, els resultats de Wilkinson i Partridge van donar motius per creure que encara que el nostre univers no fos gairebé idealment isòtrop en el moment del naixement, va adquirir aquesta propietat sense gaire demora.

Aquesta hipòtesi va constituir un problema considerable per a la cosmologia. En els primers models cosmològics, la isotropia de l'espai es va establir des del principi com una hipòtesi matemàtica. Tanmateix, a mitjans del segle passat, es va saber que les equacions de la relativitat general permeten construir un conjunt d'universos no isotròpics. En el context d'aquests resultats, la isotropia gairebé ideal del CMB exigia una explicació.

Aquesta explicació va aparèixer només a principis dels anys vuitanta i va ser completament inesperada. Es va construir sobre un concepte teòric fonamentalment nou d'expansió superràpida (com se sol dir, inflacionista) de l'Univers en els primers moments de la seva existència (vegeu "PM" núm. 7'2012). A la segona meitat de la dècada de 1960, la ciència simplement no estava madura per a idees tan revolucionàries. Però, com sabeu, a falta de paper segellat, escriuen en un de simple.

El destacat cosmòleg nord-americà Charles Misner, immediatament després de la publicació de l'article de Wilkinson i Partridge, va intentar explicar la isotropia de la radiació de microones amb mitjans força tradicionals. Segons la seva hipòtesi, les deshomogeneïtats de l'Univers primerenc van anar desapareixent gradualment a causa de la "fricció" mútua de les seves parts, provocada per l'intercanvi de neutrins i fluxos de llum (en la seva primera publicació, Mizner va anomenar aquest suposat efecte viscositat de neutrins).

Segons ell, aquesta viscositat pot suavitzar ràpidament el caos inicial i fer que l'Univers sigui gairebé perfectament homogeni i isòtrop.

El programa de recerca de Misner semblava bonic, però no va donar resultats pràctics. El motiu principal del seu fracàs es va tornar a revelar mitjançant l'anàlisi de microones. Qualsevol procés que impliqui fricció genera calor, aquesta és una conseqüència elemental de les lleis de la termodinàmica. Si les inhomogeneïtats primàries de l'Univers es van suavitzar a causa del neutrins o d'alguna altra viscositat, la densitat d'energia CMB diferiria significativament del valor observat.

Tal com van demostrar l'astrofísic nord-americà Richard Matzner i el seu ja esmentat col·lega anglès John Barrow a finals de la dècada de 1970, els processos viscosos només poden eliminar les més petites deshomogeneïtats cosmològiques. Per al "suavitzat" complet de l'Univers es van requerir altres mecanismes, i es van trobar en el marc de la teoria inflacionista.

No obstant això, Mizner va rebre molts resultats interessants. En concret, l'any 1969 va publicar un nou model cosmològic, el nom del qual va agafar en préstec… d'un electrodomèstic de cuina, una batedora casolana feta per Sunbeam Products! L'Univers Mixmaster bateja constantment en les convulsions més fortes, que, segons Mizner, fan circular la llum per camins tancats, barrejant i homogeneïtzant el seu contingut.

Tanmateix, l'anàlisi posterior d'aquest model va demostrar que, tot i que els fotons del món de Mizner fan viatges llargs, el seu efecte de barreja és molt insignificant.

No obstant això, l'Univers Mixmaster és molt interessant. Com l'univers tancat de Friedman, sorgeix d'un volum zero, s'expandeix fins a un cert màxim i es contrau de nou sota la influència de la seva pròpia gravetat. Però aquesta evolució no és suau, com la de Friedman, sinó absolutament caòtica i, per tant, completament impredictible en els detalls.

En la joventut, aquest univers oscil·la intensament, s'expandeix en dues direccions i es contrau en una tercera, com el de Kasner. Tanmateix, les orientacions de les expansions i contraccions no són constants: canvien de lloc aleatòriament. A més, la freqüència de les oscil·lacions depèn del temps i tendeix a l'infinit quan s'aproxima a l'instant inicial. Un univers així pateix deformacions caòtiques, com la gelea que tremola sobre un plat. Aquestes deformacions es poden tornar a interpretar com una manifestació d'ones gravitatòries que es mouen en diferents direccions, molt més violentes que en el model de Kasner.

L'Univers Mixmaster va passar a la història de la cosmologia com el més complex dels universos imaginaris creats sobre la base de la relativitat general "pura". Des de principis dels anys 80, els conceptes més interessants d'aquest tipus van començar a utilitzar les idees i l'aparell matemàtic de la teoria quàntica de camps i la teoria de partícules elementals, i després, sense gaire demora, la teoria de les supercordes.