Обнаружение гравитационных волн (март 2014, John M. Kovac)

[longstreet]

(Оффтоп)

Munin, было бы здорово, если бы Вы таки написали что думаете. Имхо, поправить Вас более знающему будет проще, чем ответить "с нуля".

[SergeyGubanov]

Кстати, днём ранее уже была создана ветка на эту же тему: topic82222.html

[Munin]

Не на ту же. Там были слухи. Здесь сообщение.

-- 20.03.2014 18:40:41 --

(Оффтоп)

longstreet
Не получится, оно уже "расстыковалось" в голове. То, что я могу произнести, будет очевидно неверным.

[fizeg]

Тут вот какое дело. Всякие классические неоднородности, которые были в начале инфляции к ее концу оказываются раздуты. Когда вы слышите про 60 e-фолдингов, это значит что за время инфляции вселенная увеличилась в $e^{60}\sim 10^{26}$ раз. Учитывая, что по окончанию эпохи инфляции наблюдаемая вселенная была размером порядка миллиметра, до эпохи инфляции она была всего несколько десятков тысяч планковских длин в размере. Так что все неоднородности, которые были для нас не имеют особого значения.

Но тут начинает играть то, что называется квантовыми флуктуациями. Точно также как состояния в осцилляторе оказываются размазанными по координате, так же и исходное состояние вселенной оказывается размазанным по полям. Каким образом эта размазанность квантовых состояний превращается в неоднородности в классическом смысле, вопрос на самом деле корректный, но я боюсь, что человеку квантов не знающему, даже проблему пояснить тяжело, а уж решение и того нереально. Но (в общем-то соврав ) можно сказать, что эту размазанность можно рассматривать как существование этакой неустраняемой на микроскопических масштабах ряби всех полей.

Эти-то квантовые флуктуации во время инфляции раздуваются до космологических масштабов и рождают вполне себе макроскопические неоднорости в первичной плазме. В частности, именно за счет этих неоднородностей (скалярной компоненте) наша вселенная не является однородным облаком межзвездного газа, а обладает хоть какой-то структурой в виде галактик.

То, что нашли сейчас, согласно инфляционным моделям, является тензорной компонентой этих флуктуаций, т.е. раздутыми до макромасштабов квантовыми флуктуациями гравитационного поля.

[Munin]

Я заткнулся на таком моменте: я понимаю, каким образом инфляция увеличивает длину волны, но не понимаю, каким образом она увеличивает амплитуду. Тем более число квантов в волне (если оно сохраняется, то амплитуда должна, наоборот, уменьшаться).

Замечание на полях: Скалярная компонента была видна и раньше, но соотношение скалярной и тензорной важно для некоторых предположений, на которых основываются теории. В этом смысле, эти теории теперь получили подтверждение.

[SergeyGubanov]

fizeg в сообщении #839345 писал(а):

Каким образом эта размазанность квантовых состояний превращается в неоднородности в классическом смысле, вопрос на самом деле корректный, но я боюсь, что человеку квантов не знающему, даже проблему пояснить тяжело, а уж решение и того нереально.

Здесь стык двух дисциплин: квантовые поля на фоне искривлённого пространства событий. Человек знающий кванты на уровне плоского пространства событий тоже ничего не поймёт. Требуется компетентность в двух дисциплинах сразу.

[bayak]

(Оффтоп)

SergeyGubanov в сообщении #839368 писал(а):

Здесь стык двух дисциплин: квантовые поля на фоне искривлённого пространства событий. Человек знающий кванты на уровне плоского пространства событий тоже ничего не поймёт. Требуется компетентность в двух дисциплинах сразу.

А эти дисциплины стыкуются?

[VladimirKalitvianski]

fizeg в сообщении #839345 писал(а):

То, что нашли сейчас, согласно инфляционным моделям, является тензорной компонентой этих флуктуаций, т.е. раздутыми до макромасштабов квантовыми флуктуациями гравитационного поля.

Не поля, а волн, и не волн, а их отпечаток, если теория верна.

[Xugin]

fizeg, это значит что когда плазма стала прозрачная для излучения она уже была волокнистой? Её волокна несли следы более древних процессов, и эти следы сейчас выглядят как ускоренные движения массы, типа вихрей(сорри за сравнение).

[Munin]

VladimirKalitvianski в сообщении #839402 писал(а):

Не поля, а волн, и не волн, а их отпечаток, если теория верна.

Фраза дурацкая, и ничего, кроме непонимания, не демонстрирующая.

То, что воспринимает сетчатка глаза VladimirKalitvianski, когда тот глядит в книгу, но видит фигу, это тоже - отпечаток наличия типографской краски на отдельных местах бумаги. Однако, это же и буквы и связный текст. Если грамматика русского языка верна.

Xugin в сообщении #839432 писал(а):

fizeg, это значит что когда плазма стала прозрачная для излучения она уже была волокнистой?

Что за "волокнистой"??? Откуда вы этой дряни нахватались?

[gravity-waves]

fizeg в сообщении #839345 писал(а):

Учитывая, что по окончанию эпохи инфляции наблюдаемая вселенная была размером порядка миллиметра, до эпохи инфляции она была всего несколько десятков тысяч планковских длин в размере.

Вот этого я не понял. Вся Вселенная, или только наблюдаемая? И если после эпохи инфляции она была размером с миллиметр, то как за 13.7 млрд лет она стала столь огромной?

[Munin]

gravity-waves в сообщении #839555 писал(а):

Вот этого я не понял. Вся Вселенная, или только наблюдаемая?

Говорят о той части Вселенной, которая на сегодня радиус наблюдаемой Вселенной. То есть, о значении масштабного фактора $a(t),$ который на сегодня равен 46 Gly, 14 Гпк или $4{,}3\cdot 10^{26}\text{ м}.$

Известно, что Вселенная в целом имеет нижние оценки по размерам порядка $a,$ если угодно, то $\Omega_K^{-1}a,$ где $\Omega_K=1-\Omega_{\mathrm{tot}}.$ Но поскольку $\Omega_K$ имеет оценки $-0{,}0005_{-0{,}0066}^{+0{,}0065}$ (в 95 %-ных пределах), охватывая нуль, то эти оценки остаются нижними. Геометрию за пределами расстояний $\sim\Omega_K^{-1}a$ мы просто не знаем, и она может быть какой угодно. По сути, мы и геометрию за пределами $\sim a$ не знаем, но на масштабы $\sim\Omega_K^{-1}a$ можем её экстраполировать - а вот дальше экстраполяция теряет смысл.

gravity-waves в сообщении #839555 писал(а):

И если после эпохи инфляции она была размером с миллиметр, то как за 13.7 млрд лет она стала столь огромной?

Как-как, постепенно. После инфляции $a(t)$ эволюционировал по стандартной космологической модели ΛCDM, в основном выписанной ещё в начале 20 века Фридманом и Леметром - Большой Взрыв.

[gravity-waves]

Munin в сообщении #839574 писал(а):

Как-как, постепенно. После инфляции $a(t)$ эволюционировал по стандартной космологической модели ΛCDM, в основном выписанной ещё в начале 20 века Фридманом и Леметром - Большой Взрыв.

А, то есть Большой взрыв следует за инфляцией. Хотя наверное это лишь терминологические тонкости.

-- 22.03.2014, 06:14 --

(Оффтоп)

Munin в сообщении #839574 писал(а):

Известно, что Вселенная в целом имеет нижние оценки по размерам порядка $a,$ если угодно, то $\Omega_K^{-1}a,$ где $\Omega_K=1-\Omega_{\mathrm{tot}}.$ Но поскольку $\Omega_K$ имеет оценки $-0{,}0005_{-0{,}0066}^{+0{,}0065}$ (в 95 %-ных пределах), охватывая нуль, то эти оценки остаются нижними. Геометрию за пределами расстояний $\sim\Omega_K^{-1}a$ мы просто не знаем, и она может быть какой угодно. По сути, мы и геометрию за пределами $\sim a$ не знаем, но на масштабы $\sim\Omega_K^{-1}a$ можем её экстраполировать - а вот дальше экстраполяция теряет смысл.

Не люблю создавать оффтопики, но если $\Omega_K$ имеет оценку $-0{,}0005_{-0{,}0066}^{+0{,}0065}$, почему по нижним оценкам Вселенная столь "мала"?

[Munin]

gravity-waves в сообщении #839576 писал(а):

А, то есть Большой взрыв следует за инфляцией. Хотя наверное это лишь терминологические тонкости.

Тонкости употребления слова "Большой Взрыв" мне самому неизвестны, и меня иногда удивляют. В общем, это слово не имеет чёткого определения. Есть чётко определённые понятия "классическая стадия расширения", "горячее начальное состояние (в рамках этой классической стадии)", "фридмановский режим расширения" (фридмановская эпоха = классическая), "ΛCDM", и другие. В них и имеет смысл выражаться. А "Большой Взрыв" - это для публики.

-- 22.03.2014 13:06:53 --

P. S. Есть ещё более чётко определённый термин "время от Большого Взрыва", он означает величину $t$ в рамках фридмановской стадии. В другие эпохи он может быть не определён. В рамках фридмановской стадии он не доходит до нуля - она кончается раньше.

gravity-waves в сообщении #839576 писал(а):

Не люблю создавать оффтопики, но если $\Omega_K$ имеет оценку $-0{,}0005_{-0{,}0066}^{+0{,}0065}$, почему по нижним оценкам Вселенная столь "мала"?

Что значит "мала"? Вы что-то не то посчитали, или я опечатался где-то?

[gravity-waves]

Munin в сообщении #839597 писал(а):

Что значит "мала"? Вы что-то не то посчитали, или я опечатался где-то?

Mea culpa. Опечатки нету, есть мое недопонимание и плохо сформулированный вопрос. Если средняя плотность Вселенной близка к критической, это ведь значит, что у нее гигантский радиус кривизны. Если просто экстраполировать кривизну наблюдаемой части на всю Вселенную (хотя это довольно упрощенное приближение), то каким будет $a$, насколько минимальная оценка превосходит объемы наблюдаемой части?

P.S. После вашего ответа не буду больше продолжать сей оффтопик.