Что такое вселенная. Динамика и размножение

Продолжаем публиковать заметки из серии «Космологический ликбез», которые, возможно, станут главами новой книги (рабочий вариант названия «Острые углы космологии», автор Б. Штерн, научный редактор Валерий Рубаков). В предыдущей статье [1] речь шла о геометрии и кинематике вселенной (с маленькой буквы — имеется в виду обобщенное понятие). Теперь речь пойдет о динамике — что управляет расширением/сжатием вселенной, каким уравнением оно описывается и какие существуют основные варианты динамики.

Рис. 1. Так можно визуализировать размножение вселенных в ходе вечной инфляции. pixabay.com
Рис. 1. Так можно визуализировать размножение вселенных в ходе вечной инфляции. pixabay.com

Динамикой вселенной управляет общая теория относительности (ОТО). Она довольно проста и красива в идеологическом плане, хотя математическая ее сторона достаточно сложна. Общая теория относительности — геометрическая в своей сути. Решениями ее уравнений выступают свойства самого пространства, его геометрия, которая вовсе не обязательно должна быть евклидовой, к которой мы привыкли. Параметры в этом уравнении задаются материей, точнее, тензором энергии-импульса.

Вот основное уравнение этой теории, известное как уравнение Эйнштейна (без лямбда-члена, поскольку мы знаем, как обходиться без него):

$$R_{\mu\nu}-\frac{R}{2}g_{\mu\nu}=8\pi\frac{G}{c^4}T_{\mu\nu}$$

Мы приводим его, не призывая читателя разбираться глубоко, тут потребовалась бы еще страница комментариев с дополнительными формулами. Слева — свойства пространства-времени, определяемые метрическим тензором $g_{\mu\nu}$ (матрица 4×4), справа — материя, параметризуемая тензором энергии-импульса $T_{\mu\nu}$ (тоже матрица 4×4), $G$ — гравитационная постоянная. $R_{\mu\nu}$ называется «тензор Риччи», $R$ — скалярная кривизна; они построены из метрического тензора и его производных. На самом деле здесь 16 нелинейных уравнений, но не все они независимы. Число независимых переменных (параметров метрики) в общем случае — шесть.

Решения могут быть достаточно сложными (например, поиски решения для вращающейся черной дыры заняли десятилетия). Так как в уравнении много переменных, в его решениях есть немало интересных эффектов. Например, близ вращающегося тела пространство не только искривляется, но и закручивается.

Однако уравнения ОТО радикально упрощаются, если применить их к целой вселенной — однородной и изотропной. Тогда они сводятся к уравнению Фридмана, которое несравненно проще и содержит единственную переменную: масштабный фактор, $a$ — безразмерный параметр, описывающий изменение расстояния между двумя точками пространства (более подробно см. предыдущую публикацию [1]). Нормировка масштабного фактора произвольна, для нашей Вселенной часто задают $a$ = 1 для настоящего момента времени. Тензор энергии импульса в уравнении Фридмана сводится к плотности энергии. Собственно, вот это уравнение:

$$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi}{3}G\rho-\kappa{c^2}/\left(Ra\right)^2$$

Здесь $\dot a$ — производная масштабного фактора по времени, $\kappa$  — знак кривизны пространства, $R$ имеет смысл радиуса кривизны пространства в момент, когда $a$ = 1, $\rho$ — плотность энергии, включая плотность энергии, заключенной в массе покоя вещества $\rho_{m}c^2$. В нашей Вселенной радиус кривизны $R$ огромен, поэтому второй член в правой части пренебрежимо мал, причем он был мал уже в самой ранней Вселенной. Дальнейшее определяется тем, как плотность энергии меняется по мере расширения/сжатия вселенной, т. е. как она зависит от масштабного фактора $a$. Это определяется так называемым уравнением состояния, задающим связь между плотностью энергии $\rho_\epsilon$ и давлением $p$. Здесь есть три основных варианта.

Пылевидное уравнение состояния (нерелятивистская материя, $p \sim 0$)

Почти вся энергия современной Вселенной заключена в массе покоя вещества — звезды, межзвездный газ, холодная темная материя. Давление в ней пренебрежимо мало — это и есть пылевидное уравнение состояния. Энергия в сопутствующем объеме не меняется, а в естественной единице объема меняется как $\rho \sim 1/a^3$. В данном случае энергия — это энергия покоя вещества, плотность которой убывает как плотность числа частиц. Если пространство плоское (евклидово), т. е. $\kappa$ = 0, то решение описывает вечное расширение с замедлением: $a(t) \sim t^{2/3}$, где предполагается, что вселенная возникла при $t$ = 0 из бесконечно плотного состояния ($a$ = 0). Если кривизна положительна ($\kappa$ = 1), то второй член уравнения Фридмана ($-\kappa с^2/(Ra)^2)$ со временем при росте a «перешибает» первый член ($\sim 1/a^3$), расширение останавливается и сменяется сжатием, которое заканчивается коллапсом вселенной в сингулярность. Если же кривизна изначально отрицательна (для этого, в предположении об однородности и изотропии вселенной, эта вселенная должна быть изначально бесконечной), то расширение будет происходить вечно. В 1960-х–1980-х годах данные по средней плотности нашей Вселенной указывали именно на этот вариант. Вещества явно не хватало, чтобы «замкнуть» Вселенную. Теперь пришли к тому, что можно смело полагать $\kappa$ = 0 или считать, что радиус кривизны гигантский. Так и будем делать впредь. В нашей Вселенной второй член так мал (и к тому же становится еще меньше из-за ускоренного расширения пространства), что расширение, скорее всего, никогда не сменится сжатием, разве что если темная энергия перейдет в частицы, может произойти коллапс.

Релятивистское уравнение состояния (фотоны и ультрарелятивистские частицы, $p = \rho_\epsilon/3$)

В этом случае число частиц в единице объема падает как $1/a^3$, и энергия каждой частицы падает как $1/a$. Подставляя $ρ \sim 1/a^4$ в уравнение Фридмана, получаем решение $a(t) \sim t^{1/2}$. В применении к нашей Вселенной: в возрасте около 50 тыс. лет релятивистское уравнение состояния перешло в пылевидное. Закон расширения в тот момент сменился, но не радикально: расширение шло с торможением и до и после, но при пылевидном состоянии торможение пошло по более пологой кривой.

Вакуумное уравнение состояния (типа темной энергии, $p = -\rho_\epsilon$)

В квантовой теории поля вакуум может обладать отличной от нуля плотностью энергии, более того, приходится напрягаться, чтобы объяснить, почему эта плотность в нашей Вселенной оказалась столь близкой к нулю (причем хорошего объяснения этому феномену до сих пор нет). Особенность вакуума в том, что он не меняется при расширении пространства, т. е. $ρ$ = const.

Если вселенная пуста или почти пуста, но вакуум имеет ненулевую плотность энергии, уравнение Фридмана сводится к хорошо знакомому уравнению $\dot a=(\frac{8\pi}{3}G\rho)^{1/2}\cdot a$, где коэффициент перед $a$ в правой части постоянен (и эквивалентен знаменитому лямбда-члену). Подобное простейшее уравнение описывает размножение нейтронов при ядерном взрыве или бактерий в идеальной для них среде. Его решение всем прекрасно известно: $a = a_o \cdot e^{Ht}$, т. е. пространство расширяется экспоненциально. Коэффициент $H$ в экспоненте тождественно равен постоянной Хаббла. Он выражается через плотность энергии вакуума как $H=\sqrt{\frac{8\pi}{3}G_\rho}$. При экспоненциальном расширении пространство очень быстро становится плоским (евклидовым), вклад материи быстро вымирает, вообще перестает что-либо меняться. Возникает приближение к так называемому миру де-Ситтера, которое живет до тех пор, пока вакуум по каким-либо причинам теряет устойчивость.

Все три уравнения состояния имеют прямое отношение к нашей Вселенной. Сейчас — смесь вакуумного и пылевидного, причем в будущем будет доминировать вакуумное. Этот вакуум, дающий ускоренное расширение, называется темной энергией. Мы не уверены, что это в точности вакуум: может быть, темная энергия — медленно меняющееся физическое поле, которое со временем ослабнет, превратится в длинноволновые колебания, и расширение Вселенной снова будет замедляться. С точки зрения холодной разреженной Вселенной будущего это будет выглядеть как новый Большой взрыв.

Пылевидная стадия доминировала при возрасте Вселенной от 50 тыс. до нескольких миллиардов лет. От Большого взрыва до 50 тыс. лет у Вселенной было релятивистское уравнение состояния. До Большого взрыва, согласно наиболее популярной теории инфляции, доминировал вакуум с экспоненциальным раздуванием пространства. Под Большим взрывом понимается начало горячей стадии вселенной — разогрев после инфляции.

Как рождаются и размножаются вселенные

Как уже сказано, вселенных может существовать сколько угодно. Сразу возникает вопрос: а где они, другие вселенные? Вопрос не имеет смысла, поскольку понятие «где» привязано к нашему пространству, к его координатам, которые невозможно продолжить за его пределы. В примере с двумерной сферой-вселенной можно предположить, что где-то сбоку находится другая сфера-вселенная. Для двумерных обитателей первой вопрос о том, где вторая, бессмыслен в терминах их пространства. Они могут сказать: наверное, где-то в третьем измерении есть другая вселенная. В нашем примере они окажутся правы, но это будет не более чем догадка: они не могут знать, есть ли вообще третье измерение. Но лишнее измерение вовсе не обязательно — оно не требуется для существования разных пространств. Для того чтобы вести разговор о других вселенных, нам не надо предполагать, что мы живем на бране и есть просторное четвертое или пятое измерения — может, они есть, но, скорей всего, их нет, поскольку это лишняя сущность, которая требует для своего объяснения дополнительных усилий. Логичней просто отставить вопрос «где?» как лишенный смысла.

Есть один весьма привлекательный сценарий рождения и размножения вселенных. Он очень сильно связан с квантовой механикой. Звучит парадоксально: вселенная — нечто огромное, квантовая механика — явление микромира. Тем не менее в самом истоке при огромных плотностях и ничтожных временах она определяет будущее бытие огромной вселенной.

Сценарий рождения вселенной, изложенный ниже, — всего лишь рассуждения, хотя он кажется весьма правдоподобным. Квантовая механика очень плохо поддается объяснению на пальцах, поэтому описать этот сценарий в популярной книге без чудовищных упрощений практически невозможно. Попробуем опереться на соотношение неопределенностей Гейзенберга: $\Delta{E}\cdot\Delta{t}=\hbar/2$, где $\hbar$ — постоянная Планка (в других переменных ­$\Delta{p}\cdot\Delta{x}=\hbar/2$). Обычно соотношение трактуется как невозможность одновременно измерить две величины с точностью лучшей, чем диктует эта простая формула. Но его можно приблизительно применять к разным «чудесам», которые квантовая механика разрешает. Например, туннелирование. Если частице, чтобы проскочить потенциальный барьер, надо провести под ним время $\Delta{t}$ с нарушением закона сохранения энергии на величину $\Delta{E}$ (в конце энергетический баланс сойдется), так что для этих «дельт» выполняется соотношение неопределенности, то подбарьерный переход идет со свистом. Даже если их произведение в $k$ раз больше, чем $\hbar/2$, то туннелирование всё равно возможно, только с гораздо меньшей вероятностью: $p \sim e^{-k}$ — это имеет прямое отношение, например, к радиоактивным распадам ядер.

А нельзя ли объяснить рождение вселенной туннельным переходом из ничего в маленькую замкнутую вселенную? Это вполне легальная постановка вопроса. Проблема в том, что эта микроскопическая вселенная мгновенно схлопнется. Чтобы этого не произошло, она должна быть достаточно большой (много больше, чем так называемая планковская длина, 10–33 см) и нужно, чтобы она достаточно равномерно была заполнена так называемым инфлатоном — вакуумом ненулевой плотности. Тогда микроскопический зародыш вселенной начнет экспоненциально раздуваться, как это свойственно вакуумному уравнению состояния (см. выше). Это раздувание необратимо — вместо того чтобы тут же схлопнуться, пузырек пространства превращается в настоящую огромную вселенную, а точнее — в мультиверс (см. ниже).

Квантовая механика дает еще один сюрприз. Благодаря ей в быстро раздувающейся вселенной возникает «рябь» из-за квантовых флуктуаций плотности. В нашей Вселенной амплитуда этой ряби, реконструированная через анизотропию реликтового излучения, ~10–5. Значение амплитуды можно очень грубо связать с плотностью инфлатона, исходя из принципа неопределенности. Здесь в роли временно́й неопределенности выступает время, за которое пространство растягивается в е-раз, это обратная величина постоянной Хаббла, т. е. $\Delta{t} = 1/H$, типичный размер пятен ряби в момент рождения — порядка радиуса сферы Хаббла $с/Н$. Отсюда флуктуация энергии инфлатона в объеме сферы Хаббла $\Delta E \sim \hbar H$, а энергия в этом объеме $E \sim \rho с^2(с/Н)^3$, где $\rho с^2$ — плотность энергии инфлатона. Осталось выразить $Н$ через $\rho$ с помощью решения уравнения Фридмана для вакуума: $Н^2 \sim G\rho$ (см. выше). Относительная амплитуда ряби по порядку величины получается равной

$$\frac{\Delta E}{\rho}\sim\frac{\hbar{H^4}}{\rho{c^5}}\sim\hbar\rho{G^2}/c^5\sim\frac{\rho}{\rho_{pl}},$$

где $\rho_{pl}$ — планковская плотность ($\hbar\rho{G^2}/c^5$ ~ 1094 ­г/ см3), при которой само пространство-время испытывает сильнейшие квантовые флуктуации. Здесь надо учесть, что энергия локальных возмущений пропорциональна квадрату амплитуды возмущений величины и плотности энергии инфлатона (как у гармонического осциллятора). В конечном счете получаем $(\Delta\rho/\rho)^2 = \rho/\rho_{pl}$. Значит, если относительная амплитуда возмущений плотности ~ 10-5, то инфляция в нашей Вселенной шла при $\Delta\rho/\rho_{pl}$ ~ 10-10.

Это то, что называется «оценка из соображений размерности». Оказывается, эта оценка дает примерно правильную величину тензорных возмущений пространства, из которых ­происходят ­реликтовые гравитационные волны. Но со скалярными возмущениями плотности дело обстоит сложней: они сильно зависят от природы инфлатона — от вида его ­потенциала, так что реальная оценка может отличаться больше чем на порядок. И всё же мы ее приводим для приблизительной ориентации. Так мы видим, что инфляция шла при плотности энергии существенно ниже планковской. Более точные оценки, вытекающие из того, что мы не видим реликтовых гравитационных волн, — $\rho/\rho_{pl}$ < 3 · 10-12, несмотря на то, что мы наблюдаем возмущения плотности $\Delta\rho/\rho$ ~ 10-5. Мы также видим, что сейчас тоже происходят квантовые флуктуации с относительной амплитудой ~ 10-60 (плотность темной энергии по отношению к планковской порядка 10-120).

Эти квантовые флуктуации, при их, казалось бы, ничтожной амплитуде в одну стотысячную и начальном размере 10-27 см, со временем превращаются в галактики и их скопления, что заслуживает отдельного разговора. Сейчас сосредоточимся на их роли в размножении вселенных. Представьте себе рябь на поверхности надуваемого шарика: там, где плотность энергии выше, поверхность растягивается быстрей — так работает общая теория относительности (в противоположность тому, что происходит в механике упругих материалов). Если середина более плотного участка раздувается быстрее, чем его края, это можно изобразить как надувание выпуклости на пузыре. Экспонента создает из небольшой разницы в темпе расширения радикальный эффект: на шарике вырастает дочерний пузырь, на нем — еще один. Между родительскими и дочерними пузырями возникают перетяжки, пузыри обособляются в отдельные вселенные, а перетяжки превращаются в соединяющие их кротовые норы, которые быстро испаряются или просто становятся непроходимыми.

Это всё считается в рамках ОТО. Первыми этот сценарий рассчитали Виктор Березин, Вадим Кузьмин и Игорь Ткачев в 1983 году [2]. Они сделали это для вселенной на тонкостенной бране (тонкостенный трехмерный (3+1) пузырь в четырехмерном (4+1) пространстве). Брана, будучи технически более простым случаем, при этом не обязательна: в замкнутом пространстве без дополнительных измерений результат тот же.

Размножение вселенных в ходе вечной инфляции
Размножение вселенных в ходе вечной инфляции

Попытка визуализации размножения вселенных показана на рис. 1 в самом начале статьи. Рисунок рядом на самом деле информативней — пузыри, растущие из пузырей, имеют совершенно разный масштаб и образуют фрактальную структуру. Пена вселенных — скорее метафора, она не отражает гигантской разницы масштабов пузырей. Опять встает вопрос — где они все размещаются при безудержном размножении? Да нигде — опять же вопрос «где?» подразумевает некое внешнее пространство, которого, скорее всего, нет. Каждая «помещается» в своем собственном пространстве.

Таков сценарий рождения и размножения вселенных. Размножение в процессе раздувания называется «вечной инфляцией». В сценарии есть два слабых места. Менее принципиальное: мы не знаем природы инфлатона, который раздул нашу Вселенную. В теории есть разумные идеи, откуда такой инфлатон может появиться. Более принципиальное слабое место: рассчитать процесс рождения вселенной «из ничего» мы не можем, можем только рассуждать о нем. Дело в том, что квантовая механика в современной теории не сочетается с сильной гравитацией. Существуют попытки решить эту проблему, одна из них — теория струн, но пока это лишь попытки. Зато вечная инфляция — гораздо более надежная концепция. Она не связана с предельно сильной гравитацией, когда теория перестает работать. Там квантовая теория поля выступает лишь в виде небольших возмущений, с которыми можно оперировать. Про рождение вселенных в ходе вечной инфляции можно говорить гораздо уверенней.

Итак, космология однородной изотропной вселенной достаточно проста и сводится к трем основным случаям, каждый из которых играл роль в эволюции нашей Вселенной. Более-менее просматривается прошлое Вселенной до момента ~10–37 c, когда до квантовой гравитации еще далеко. Сам механизм рождения пока не виден во мгле квантовой гравитации. Но как только появился зародыш вселенной размером, например, 10–29 см, заполненный более-менее однородным инфлатоном, его дальнейшая судьба предопределена и понятна.

Автор благодарен Валерию Рубакову за ценные замечания и полезную информацию

1. Борис Штерн. Космологический ликбез. Что такое Вселенная // ТрВ-Наука № 330 от 1 июня 2021.

2. Berezin V. A., Kuzmin V. A., Tkachev I. I. Thin-wall vacuum domain evolution. Phys. Lett. 120B, 91 (1983)

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:

Подписаться
Уведомление о
guest
21 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Alex
Alex
12 дней(-я) назад

«Слева — свойства пространства, определяемые метрическим тензором…»

Пространства или пространства-времени?

Борис Штерн
ТрВ
12 дней(-я) назад
В ответ на:  Alex

Пространства-времени. Так будет правильней, хотя чаще говорят «пространства»

Alex
Alex
12 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Вы понимаете, что это можно было бы прокомментировать самым разнообразным образом:) Кстати, буква R в двух разных формулах употреблена в двух разных смыслах.

Там, где речь об уравнении Фридмана, слово «пространство», по-видимому, означает пространство (трёхмерное)?
Верно ли уравнение Фридмана, если пространство (что бы это ни значило) выходит за пределы светового конуса с вершиной в БВ (что бы это ни значило)?

Паша
Паша
11 дней(-я) назад
В ответ на:  Alex

Уравнения Фридмана в ОТО определяются симметриями простраства-времени, если у пространственно-подобных сечений есть вращательная и трансляционная симметрии, то они выполяются что внутри светого конуса
(чтобы это не значило :)), что вне его.

Паша
Паша
7 дней(-я) назад
В ответ на:  Паша

Да, вот еще что, имхо, является весьма важным, хотя и вряд ли особенно интересным неспециалистам, для полноты добавлю. Уравнения Фридмана выполняются строго в тех условиях, о которых я
написал выше. Однако, есть еще очень важный режим, в котором они
выполняются приближенно, для, приблизительно говоря, тех масштабов, которые находятся вне светового конуса. Технически это
означает, что производными по пространственным координатам можно
в первом приближении пренебречь по отношению к производной по временной координате, несмотря на то, что пространственные возмущения могут быть существенно нелинейными. Иногда такого рода
режим называется «антиньютоновским». Он довольно часто возникает
в разных важных космологических приложениях, в том числе, в некоторых почковательных гипотезах :)

Паша
Паша
11 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Борис, бодренько, пишите еще! :) Только, действительно, разница между пространством и пространством-времени принципиальна, и я не знаю, кто говорит «пространство», если, конечно, не имеется ввиду что-то конкретное,
типа там Керр или Бьянки. В предыдущей статье, вы, кстати, эвклидово пространство с пространством-временем Минковского вроде спутали. де-Ситтер, вообще говоря, возникнуть не может, он или есть, или его нет, он вечен, потому что :) Причем, он может обладать пространственной кривизной, если на него правильно посмотреть. Вероятно, правильнее — приближается к миру де-Ситтера. Для инфляции, отклонения от де-Ситтера играют принципиальную роль, а вселенные по разному почковать можно..

Паша
Паша
11 дней(-я) назад
В ответ на:  Паша

Вот, чтобы не быть голословным — А как же специальная теория относительности? Она никуда не делась, просто надо помнить, что преобразования Лоренца применимы для плоского (евклидова) стационарного пространства. — имхо, не надо в погоне за доходчивостью писать какую-то белиберду :)

Борис Штерн
ТрВ
9 дней(-я) назад
В ответ на:  Паша

Путаница между пространством Минковского и евклидовым была лет 10 назад, было такое, но никак не в предыдущей статье. Про преобразования Лоренца да, хотел сказать — глобально в лоб применимы, Исправлю.

Гаджиев М.Г.
Гаджиев М.Г.
12 дней(-я) назад

Динамикой вселенной управляет общая теория относительности? Почти как у Макиавелли: Если не можешь победить врага, возглавь его!

Владимир Аксайский
Владимир Аксайский
11 дней(-я) назад

Заметка понравилась – интересная, многоплановая и строго в рамках ОТО.
Любопытно, — даже не разбираясь в уравнении Эйнштейна, в нём можно легко увидеть силовой или энергетический критерий существования Мира в ОТО, — достаточно разделить обе части уравнения на тензор энергии-импульса. Другими словами, принимая c и G постоянными, можно позволить себе придумывать различные сценарии перехода из начального в конечное, текущее состояние Мира, лишь бы не нарушался критерий.
К слову, — если работать с размерностями в СИ и пользоваться планковскими единицами длины и массы, то множитель 8*pi не нужен.

Владимир Аксайский
Владимир Аксайский
11 дней(-я) назад

Силовой и энергетический критерий, — согласно уравнению Эйнштейна с лямбда-членом и размерностями в СИ, — показаны на рисунке.

force_and_energy_criterion_GR.jpg
res
res
11 дней(-я) назад

«Но как только появился зародыш вселенной размером, например, 10–29 см, заполненный более-менее однородным инфлатоном, его дальнейшая судьба предопределена и понятна.«
«Это вряд ли«, до понятности далековато, поскольку используются совершенно неизмеримые величины. 10-29 см, не смешите мои тапки ))
Кроме того, модель оперирует внешним пространством, которое в принципе не поддается измерению. Это не физика, это смесь математики с философией.

Паша
Паша
7 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Сложно сказать, что это такое, но никакое внешнее пространство физически не нужно.
Насколько мне известно, любое (ну, или почти любое) искривленное пространство
(или, пространство-время) можно погрузить в пространство (пространство-время) высшей размерности, но это совершенно не означает, что объект высшей размерности
существует хоть в каком-то смысле. В популярном изложении зачастую прибегают
к внешнему пространству просто для наглядности.

Стас
4 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Любопытно, но инженерный мозг прикладника не понимает размер -10 -29 см. но допускает, что это цифра уже экспериментальной физики и тогда чем она отличается от соседних степеней? И как к данному размеру подходит такая физическая сущность как вакуум? В каждом электроне таких отрезков находится 10 в 9-й штук.

Последняя редакция 4 дней(-я) назад от Стас
Борис Штерн
ТрВ
4 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Модель не оперирует внешним пространством, кроме модели мира на бране. Объяснение да, оперирует, ради восприятия читателя. К философии это не имеет абсолютно никакого отношения. Вся прелесть в том, что физика с помощью математики залезает в такие масштабы, что это вызывает оторопь и неприятие у посторонних. Потом то, что с помощью теории получено в неизмеримых масштабах, прекрасно проецируется на измеримые.

res
res
4 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Сомнение было не в проекции (мы вполне привыкли и пользуемся КМ). Сомнение было в понятности, поскольку это неявный намек на взаимно однозначную связь образа и его измеряемой проекции. А то как образов больше, при одной проекции?
Впрочем, может быть я просто не привык и не научился использовать инфлантон, и, стало быть, он мне и не понятен, если следовать классику?

Последняя редакция 4 дней(-я) назад от res
ричард
ричард
4 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

 «Вся прелесть в том, что физика с помощью математики залезает в такие масштабы, что это вызывает оторопь и неприятие у посторонних.»
Имхо, когда физика с помощью JWST залезет на 4-5 звездных величин дальше, чем нынешние 10-метровые и успешно отремонтированный HST, это вызовет оторопь и неприятие у специалистов :)

Борис Штерн
ТрВ
4 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Когда Just Wait Some Time полетит, тогда и посмотрим, у кого он вызовет оторопь и неприятие

ричард
ричард
3 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Неплохо было бы организовать обсуждение (статья + дискуссия): «Что мы ждем от «Джеймса Вебба». Где (на каких z) должны заканчиваться квазары и галактики? Кто живёт на z=15-20-25?
А запуск запланирован на октябрь. Плюс 4 месяца до точки Лагранжа.

Борис Штерн
ТрВ
3 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Я не против, но нужны участники

ричард
ричард
3 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Космологов среди авторов и читателей ТрВ достаточно. Правда, за последнее время две невосполнимые потери: Олег Верходанов (СКМ) и Юрий Барышев (альтернативы). А вопросы и без JWST почти ежедневно: https://arxiv.org/abs/2107.09739

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (4 оценок, среднее: 4,75 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: