(Фейнман) Лекции по гравитации (555367), страница 5
Текст из файла (страница 5)
Сделав весьма разумные предположения об аналитических свойствах амплитуд рассеяния при гранитов-гравитои взаимодействии, Вейнберг показал, что теория взаимодействующей безмассовой частицы со спвном 2 может быть лорендинвариантной, только если частнпы взаимодействуют с материей (юслючая взаимодействие с самой собой) с некоторой универсальной силой, другими словами, только если удовлетворяется сильный принцип эквивалентности.
Ло известной степени аргументация Вейнберга — наиболее глубокая и мощная, так как свсйство того, как гравитон взакмодействует с тензором энергии-импульса, вьпюдится из других более общих принципов. Как только принцип эквивалентности установлен, можно продолжить построение эйнштейновской теории [1З7еш 72].
Наконец, существует вопрос о том, как должны быть исключены члены в лагранжиане, включающие в себя производные выше второго порядка от тензора Ь„. В лекциях Фейнмана этому вопросу уделено очень мало внимания, за исключением замечания в разделе 6.2, что включение членов с двумя производными (нли менее) приведет к "наипростейшей" теории.
(См. также в разделе 10.3 связанное с этим замечание в слегка другом контексте.) Фейнман, о-виднмому, не предвосхитил современную точку зрения [1Уеш 79), что члены с более высокими производными обюательно присутствуют в лагранжиане, но эти члены охазывают пренебрежимо малое влияние на предсказания теории, когда кривизна пространства-времени мала. Философия, лежащая в основе этой точки зрения, состоит в том, что лагралжиан эйнштейновской теории люыется просто "эффективным лагранжнаном", который описывает низко-энергетическую феноменологию более фундаментальной теории — теории, которая могла бы включать в себя новые степени свободы (суперструвы?) на масшгабах длины порядха плаюсовскойдлвны5р = (СЬ/с )сез 10 зз см.
Взффективномлагранжиане допускаются все члены, согласованные с общими принципами, включал члены с произвольным числом производных. Тем не менее, основываясь на соображениях размерности, член с более высокими производными имеет козффипиент, цроцорцнональный более высокой степени Ьр. Таким образом, Предисловие 22 Предисловие 23 в процессе, включающем в себя характерный радиус кривизны порядка Х, члены в лагранжианв с чегырьмя произволвымв дают эффекты, которые подавлены по сравнению с эффектами, вызываемыми членами со второй производной, подавлены множителем порядка (Ьр/Ъ), который чрезвычайно мал дпя любых разумных процессов.
В таком случае мы можем понять, почему усеченная теория, включаюшэя только члены со второй производной в виже, была бы э замечательном согласии с экспериментом. С другой стороны, то же самое рассуждение также првводнт к ожиданию появления "космологического" члена (в котором нвт производных) с коэффициентом порядка 1 в единицах Ь~ . То, что космологическвя постоянная является фактически необычайно малой сравнительно с такими наивными ожиданиями, остается одной из великих неразрешенных тайн физики гравитации [ггеш 89].
Геомепгрих После проведения исследований в целях построения разумной теории, которая описывает взаимодействия безмассовых полей спина 2 в плоском пространстве, Фейнман не отказался от того, чтобы высказать восхищение (кгк в разделе 8.4), что получившгяся в результате теория имеет геометрическую интерпретацию: "...
этот факт состоит в том, что поле спина 2 имеет геометрическую интерпретацию; зто не является чем-то легко объяснимым, это является просто удивительным." В лекциях 8 — 10 при развитии теории используется геометрический язык, который является более традиционным, чем тот подход, который использовался в его более ранних лекциях. В разделе 9.3 Фейнман замечает, что он не знает геометричесхой интерпретации тождества Бианки, и он кратко описывает, как можно было бы обнаружить этот геометричесхнй смысл. Геометричесхгл интерпретация, которую он представляет, была в явном виде описана в работе франдузского математика Элн Картана в 1928 году [Сагг 28]; тем не менее, она была неизвестна широким кругам фнзихов, даже кругам профессиональных релятивнстов в 1962 году.
Эта геометрическая интерпретация была высказана на языке дифференциальных форм, на котором Фейнман не говорил. Интерпретация Картава состояла в том, что "граница границы равна нулю", как было в конце концов извлечено из идей Картана Чарльзом Мизнером и Джоном Унлером в 1971 году, что сделало зту интерпретацию широко доступной; см. например, часть 15 монографии [МТЖ 73] на техническом уровне н часть 7 книги [%Ьее 90] на популярном уровне.
Каснологтиг Некоторые нз идей Фейнмана о космологии имеют современное звучание. Хороший пример — это его внимание к вопросу о происхождении материи. Идея о непрерывном образовании вещества в стэднонарной космологической модели серьезно не раздражает его (он замечает в разделе 12.2, что в космологии Большого Взрыва существует проблема (причем довольно неприятнал), как объяснить, откуда берется вся материя в самом начале). В разделе 1.2 н вновь в разделе 13.3 он подчеркнвает, что полная энергия вселенной могла бы быть в действительности равной нулю, и что образование вещества возможно, поскольку энергия покоя вещества на самом деле сокращается энергией гравитационного потенциала. "Дух захватывает от мысли о том, что ничего не стоит образовать новую частипу...". Это близко к популярному взгляду на то, что вселенная есть "бесплатный обед", ничто или почти ничто взрывается до космологического размера, проходя через чудо инфляции [Спгп 81].
Фейнман беспокоился более о необходимости несохранения барионного числа, если вселеннгя возникает нз "ничего". Фейнман также выразил предпочтение для "критического" значения плотности в разделе 13.1,и этот предрассудок довольно широко распространен сейчас [ЫВг 90]. В разделе 13.2 он дэл интересный (и хачественно правильный) аргумент в поддержку того, что плотность близка к критической: он замечает, что существование скоплений и сверхскоплений галактнх приводит х тому, что "гравитационная энергия того же самого порядка, что и кинетическая энергия расширения, это позволяет мне предположить, что средняя плотность должна быть очень близка к критической плотности всюду." В 1962 году это был довольно непривычный аргумент. Очевидно, что уже в начале 60-х годов Фейнман признал необходимость новых фундаментальных принципов физики, которые могли бы обеспечить нас предварительным описанием начальных условий вселенной.
В начале этих лекций, в разделе 2.1, он отклоняется на обсуждение оснований статистической механики, чтобы выразить убеждение в том, что второй закон термодинамики должен иметь космологическое происхождение. Отметим его утверждение "...вопрос состоит в том, как в квантовой механике описать ту идею, что состояние вселенной в прошлом было чем-то особенным." (Подобная интуитивная догадка также появилась в книгах "Фейпмаковскве лекпии па физике" [Реуп 63а] н "Харакпзер физвческих закопова [геуп 67], которые были датированы тем же самым периодом.) Таким образом, по-видимому, Фейнман предвидел то увлечение квантовой космологией, которое начало овладевать вниманием значительной части физического сообщества около двадцати лет назад. Он также выражает в разделах 1.4 и 2.1 неприемлемость копенгагенской интерпретации квантовой механики в космологическом контексте.
24 Предисловие Предисловие 25 Сверязвезды В 1962 — 63 годах, когда Фейнман читал свои лекции по гравнтапнн, КАЛТЕХ был взволнован новыми открытиями "сильных раднонсточников" . В течение 30 лет астрономы были озадачены выяснением природы этих наиболее сильных нз всех объектов, излучающих в радио- диапазоне. В 1951 году Уолтер Наале [Ваас1 52] использовал новый оптический 200-дюймовый телескоп КАЛТЕХ'а на горе Паломар для того, чтобы открыть наиболее яркий из раднонсточннков — Лебедь А (Субппн А), который не являлся (как это ожидали астрономы) звездой в нашей собственной Галактике, но был связан с некоторой особенной, довольно удаленной галактикой. Двумя годами позже Р.К.Дженннсон н М.К.Дас Гупта [ЛеПС 53], нзучан источник Лебедь А с помощью нового ралноннтерферометра в Джодрелл Бенк, Англия, открыли, что большая часть радиоволн приходит не от внутренней части галактики, а от двух гигантских полостей, расположенных с противоположных сторон от галактики, которые имеют размер около 200 000 световых лет н около 200 000 световых лет между этими полостями.
Радноннтерферометр КАЛТЕХ'а, расположенный в ущелье Оуэнса, вошел в строй в конце 50-х годов, н в 1962 — 63 голах, времени чтения лекпнй Фейнмана, этот ннтерферометр использовался совместно с оптическим 200-дюймовым телескопом на горе Паломар для того, чтобы идентифицировать многие другие раднонсточннкн с двойнымн полостями. Некоторые, как н Лебедь А, размещены в центре галактик; другие объекты размещены на звездо-подобных точечных источниках света (которые, как обнаружил 5 февраля 1963 сотрудник КАЛТЕХ'а Мартин Шмидт, имеют гигантские значения красного смещения [Бс)пп 63], а позже в том же году Хонг Йи Чну, назвал этн объекты нвазарами).
В 1962 году н в начале 1963 года, тогда как астрономы КАЛТЕХ'а соревновалнсь друг с другом для того, чтобы провести новые н лучшие наблюдення этих странных объектов н проннтерпретировать нх спектры, астрофизики соревновались в построении моделей этих объектов.з Одна особенно многообещающая модель была представлена летом 1962 года сотрудником Кембриджа Фредом Хойлом н сотрудннком КАЛТЕХ'а Уильямом Фаулером [НоРо 63]. В рамках этой модели предполагается, что мощность для каждого сильного раднонсточннка приходит от сверхмасснвной звезды в центре галактики. Громадная величина энергии раднополостей (оцененная Джеоффрн 1 Зля аэнакомлення е дальнейшими нстарнчеакими деталями, см., например, часть 9 (ТЬог 94) и ссылки в этой книге.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
