Гравитация и вселенная - Дикке Р.
Скачать (прямая ссылка):
Мы не будем здесь проводить строгий количественный анализ тех сложностей, которые привносит в космологию 82
III. Космический і?огненный шар» и гравитация
скалярно-тензорная теория тяготения. Возможно, самым интересным в скалярно-тензорной космологии является монотонный рост скалярного поля со временем, обусловленный содержанием материи во Вселенной [8] (рис. 27). В случае холодной Вселенной (когда давление равно нулю) скорость возрастания скалярного поля равна
dy
dt 2(0 + 3
Pt, (Ю)
где со — безразмерная постоянная (со«5), уже обсуждавшаяся нами ранее. Чем выше плотность и чем больше возраст Вселенной, тем быстрее растет ф. Из уравнения (10) следует
где угловые скобки означают среднее по времени от рt. В этой теории локально измеренная величина гравитационной «постоянной» не постоянна, а определяется потенциалом ф и равна
2(0 + 4
G= Л,.. (12)
<Р (2ш -f 3)
Следует заметить, что чем выше плотность и чем больше возраст Вселенной, тем меньше значение соответствующей им гравитационной «постоянной». Согласно этой теории, гравитационные силы так слабы по сравнению с электромагнитными лишь потому, что видимая часть Вселенной содержит так много материи. Отношение констант электрического и гравитационного взаимодействий для электрона равно
е» _ in C^pQtr0 M r0 Gma (0 + 2 m ~ m r ' ( '
где r0 = e2/mc2 — классический радиус электрона, a M и R — масса и радиус видимой части Вселенной.
Если в скалярно-тензорной теории тяготения принять P та 2 • Ю-29 г/см3 как критическую плотность, при которой Vo=O, то г и ф будут изменяться со временем как
(2ш + 2)/(3» + 4) T І і 111. космический вогненный шар» и гравитация
fla
,2/(30. + 4) ....
<Р~ і . (14)
Принимая со«5, из уравнения (14) найдем, что относительное ослабление гравитационного взаимодействия составит ~ IO-11 в год.
Роль прошлой истории видимой части Вселенной в определении современного значения гравитационной «постоянной» важна для принципа Маха [9]. Этот принцип состоит в несколько нечеткой идее о связи локально наблюдаемых инерциальных эффектов и далекой материи. В скалярно-тензорной теории тяготения картина такова: чем выше содержание материи во Вселенной и чем ближе эта материя расположена к пробному телу, тем сильнее будут силы инерции по сравнению с силами тяготения, т. е. тем слабее будет гравитационное взаимодействие.
Говоря в рамках скалярно-тензорной теории тяготения о раннем этапе расширения Вселенной, следует иметь в виду два разных эффекта. Во-первых, большая величина гравитационной «постоянной» на более раннем этапе усиливает замедление расширения. Во-вторых, скорость расширения зависит от возможного большого вклада скалярного поля в плотность энергий (см. уравнение (4)) [10]. Позднее я снова вернусь к этим вопросам.
КОСМИЧЕСКИЙ «ОГНЕННЫЙ ШАР»
Мысль о том, что Вселенная при своем возникновении была горячей и что в пространстве первоначально преобладало излучение, отнюдь не нова. Фундамент такой космологии был заложен еще в 1934 г. [11], однако первый серьезный вывод физических следствий из предположения о горячем начале Вселенной был сделан лишь Гамовым и его учеником Альфером [12]. Толчком для этой работы послужила мысль Гамова о-том, что тяжелые элементы могли образоваться при ядерных реакциях молодой горячей Вселенной. Затем последовал целый ряд работ, но в конце концов выяснилось, что такой механизм не мог привести к возникновению значительного количества тяжелых элементов [13]. После этого «горячая космология» оказалась в опале и почти сошла со сцены, но позднее была возвра- 83
III. Космический і?огненный шар» и гравитация
щена к жизни Хойлом и Тейлором, чтобы объяснить образование гелия [14].
Многие из нас, принстонцев, независимо выдвинули идею о горячем начале Вселенной [15], не будучи знакомы со статьей Хойла и Тейлора и не имея никакого представления об исследованиях, которым положил начало Гамов. Однако мы опирались на другие соображения — нам импонировала модель пульсирующей Вселенной, которая, по-видимому, требовала горячего «запала». Чтобы в звездах населения II исключить тяжелые элементы, образовавшиеся в ходе предыдущего расширения Вселенной в прежних звездах, необходимы температуры выше IO9 К, при которых ядра разбиваются на элементарные частицы. К тому же гравитационный коллапс нашей Вселенной с имеющимся в ней теперь излучением привел бы к адиабатическому сжатию этого излучения и к возникновению чрезвычайно горячего «огненного шара».
Предположение о такой горячей ранней стадии Вселенной — стадии горячего «огненного шара» — влечет за собой вывод о существовании в наши дни реликтового теплового (чернотельного) излучения, и члены нашей исследовательской группы Ролл и Уилкинсон приступили к постройке установки для обнаружения этого излучения. Еще до того, как эта установка была испытана, нам позвонил Пензиас и сообщил о том, что он и Вилсон зарегистрировали неподдающиеся объяснению шумы [16]. Теперь мы считаем, что шум этот вызван тепловым излучением, поступающим на антенну [15]. Мысль о существовании космического теплового излучения была высказана ранее Гамовым, а Альфер и Герман [19] довольно точно оценили его теперешнюю температуру.
