Променливи природни константи


 

Една от догмите на физиката изглежда отхвърлена. Нима това, което свързва нашия сват в неговата същност, не е константно, а функция на времето? Ако така наречената константа на фината структура алфа, която е приблизително равна на 1/137, имаше друга стойност, светът би бил съвсем различен. Тогава частиците и лъчението щяха да реагират помежду си по изумителен начин. В действителност би се изличила разликата между материя и енергия.

Накратко

 • Почти всички физични уравнения съдържат величини като например скоростта на светлината, които са наречени природни константи. Те трябва навсякъде и винаги да имат една и съща стойност.

 

• От шест години насам някои учени поставят под съмнение това твърдение. В спектрите на далечни квазари те намират потвърждение, че в далечното минало химичните елементи са абсорбирали светлината по друг начин, не като сега. Разликата те обясняват с малка промяна на константата на фината структура алфа (α).

• Тази промяна, ако се потвърди, ще бъде революционна, защото тогава природните закони ще изгубят своята универсална валидност. Тя също така би потвърдила наличието на допълнителни измерения в пространството.

  Някои неща не се променят, физиците ги наричат природни константи. Величини като скоростта на светлината с, гравитационната константа на Нютон G и масата в покой на електрона т имат според всеобщото убеждение навред във Вселената и във всички времена една и съща стойност. Те формират скелета, с чиято помощ се изграждат физичните теории и определят основополагащата структура на нашата Вселена. В степента, в която техните стойности са измервани експериментално все по-прецизно, се е развивала и цялата физика.

  И все пак, колкото и да е странно, досега никой не е успял да изчисли или да обоснове теоретично дори една от тези константи. Не е ясно защо те имат тези специални стойности. В техните мерни единици в системата SI (международната система за мерни единици) с = 299 792 458, G - 6,6742.10-11 и mе = 9,1093826.10-31.

Тези числа не се подчиняват на някаква закономерност. Единственото общо между тях е: Ако някоя от тях се отклони дори съвсем малко от действителната си стойност, няма да има комплексни атомарни структури - а с това и живи същества.

  Желанието да се изведат константите от нещо по-основополагащо е една от движещите сили на старанията за всеобхватно единно описание на природата, за „теория за всичко", Физиците се надяваха по този начин да демонстрират, че всяка природна константа има стойност, която е единствено логически възможната.

Това би разкрило порядък на още по-дълбоко ниво в привидния произвол на природата. Само че в последните години въпросът за статута на константите в никакъв случай не стана по-лесен. Изследователи откриха, че най-добрият кандидат за всеобхватна теория -вариант на теорията за стринговете, наречена М-теория - е консистентна сама по себе си единствено ако Вселената има не само четири пространствено-времеви измерения, а още до седем допълнителни измерения. Следствие от това откритие е, че наблюдаваните константи вероятно в действителност не са фундаментални. Такива би имало само в пространство с повече измерения, а ние тогава ще виждаме само тримерните им „сенки".

ФУНДАМЕНТИ НА НАШИЯ СВЯТ

 

 Междувременно физиците приемат, че стойностите на много константи е възможно да са се получили чрез случайни събития и процеси между елементарни частици в ранната Вселена. Теорията за стринговете позволява огромен брой възможни светове - 10500 - с различни, консистентни в себе си природни закони и константи. Досега не е открит отговор на въпроса, защо тъкмо нашата комбинация е била реализирана. Може би бъдещи изследвания ще покажат, че може да съществува само логически възможен свят. Междувременно обаче трябва да продължаваме да отчитаме изнервящата възможност известната ни Вселена да е само една от многото, да е част от мултивселена. Различните области на тази мултивселена се подчиняват на различни решения на теорията. Наблюдаваните от нас природни закони представляват само специална версия от огромен брой възможни варианти с локална валидност.

 

  Тогава за числовите стойности за много от нашите константи не би имало друго обяснение, освен че представляват тъкмо една от малкото комбинации, с които е било възможно развитието на съзнание. Следователно наблюдаваната от нас Вселена може да е един от множеството изолирани оазиси, вложени в безкрайността на безжизнено пространство, в които властват напълно различни природни закони. В другите части частици като електроните и образувания като въглеродните атоми или ДНК молекулата биха били невъзможни. Ако се опитат да проникнат в тези сюрреалистични светове, те биха престанали да съществуват.

Така теорията за стринговете дава с едната ръка и отнема с другата. Нейните основатели се надяваха да успеят с нея да обяснят очевидно произволните стойности на физичните константи. Наистина, основните й уравнения съдържат малко свободни параметри, но досега теорията за стринговете не предлага обяснение за наблюдаваните стойности на константите.

  В действителност названието константи може би не е подходящо. Привидно непроменящите се стойности биха могли да варират както в пространството, така и във времето. Ако се промени броят на допълнителните измерения, „константите" на нашия тримерен свят също ще се променят. И ако гледаме достатъчно надалеч в Космоса, там биха могли да се появят региони, в които „константите" имат други стойности. Още през 30-те години някои учени разсъждават върху въпроса, дали константите наистина не се променят. Теорията на стринговете дава теоретична опора на тази идея. Затова наблюдатели търсят отклонения от приеманите досега като общовалидни стойности.

  Все пак подобни експерименти представляват предизвикателство. Първият проблем е свързан с това, че самите измерителни уреди могат да бъдат повлияни от промяната на константите. Ако всички атоми с течение на времето се разширяват, а с тях също и мащабът, с който се измерват, няма да може да се установи изменение.

Важни природни константи

  Скорост на светлината във вакуум с = 299 792 458 m.s-1

  Елементарен заряд е = 1,60217653.10-19 С

  Квант на Планк за въздействието h= 6, 6260693. 10-34 J s

  Маса на електрона в покой mе = 9,1093826.10-31 kg

  Маса на протона в покой mр = 1,67262171. 10-27 kg

  Магнитна проницаемост на вакуума µ0 = 4π.10-7ΝΑ-2

  Диелектрична константа на вакуума ε0 = 8,854187817.10-12 F m-1

  Гравитационна константа G = 6,6742.10-11 m3 kg-1 s-2

  Константа на Авогадро NA = 6,0221415.1023 mol-1

  Константа на Болцман кB= 1,3806505.10-23 J К-1

  Константа на фината структура α= е2 / 2ε0hc = 1/137,03599911

КОНСТАНТА НА ФИНАТА СТРУКТУРА АЛФА

  Метролозите винаги се базират на това, че техните измерителни стандарти - мащаби, маси, часовници - са непроменяеми. Но това предположение е недопустимо, когато трябва да се изследват природни константи. Затова учените трябва да се концентрират върху константи, които са без размерност, тоест са чисти числа. Само тогава техните стойности са независими от системата измерителни единици. Прост пример е отношението между две маси като например тази на протона в покой към масата на електрона в покой. Една много интересна зависимост комбинира скоростта на светлината с, елементарния заряд е, кванта на Планк за въздействието h и диелектричната константа на вакуума ε0. Тази прословута величина - α = ε2 /2ε0hc - се нарича константа на фината структура.

  Арнолд Зомерфелд, който е сред първите, прилагали квантовомеханичните принципи върху електромагнетизма, я въвежда през 1916 г.

  Константата на фината структура изразява релативистичните (с) и квантовомеханичните свойства (h) на електромагнитното взаимодействие (е) между заредени частици в празно пространство (ε0). Стойността й е 1/137,03599911 или приблизително 1/137. Сред физиците числото 137 има почти легендарна стойност.

  Ако константата на фината структура - която е мярка за силата на електромагнитното взаимодействие, тоест за свързването на заредени частици с фотони - имаше друга стойност, всички основни белези на нашия свят биха се променили. Ако стойността беше по-ниска, щеше да намалее плътността на твърдата атомна материя (пропорционално на α3), молекулярните връзки биха се късали при по-ниски температури (пропорционално на α2) и броят на стабилните елементи в периодичната система би се увеличил (пропорционално на 1/α). Ако а беше твърде голяма, малките атомни ядра не биха могли да съществуват, тъй като отблъскването между техните положително заредени протони би било по-голямо от силното ядрено взаимодействие, което ги свързва. При стойност 0,1 дори ядрата на въглеродните атоми биха се разпаднали. Затова ядрените процеси в звездите зависят твърде много от α. За да могат да се съединят атомни ядра, те трябва да се движат толкова бързо, че да имат шанса да преодолеят взаимното си отблъскване.

  Това може да стане само ако гравитационното налягане на звездата осигурява достатъчно високи температури във вътрешността й. За α по-голямо от 0,1 ядреният синтез би бил невъзможен (ако другите параметри като съотношението на масите на електрона и фотона не са коригирани, за да компенсират този ефект). Изменение на α само с четири процента би изместило енергетичното ниво на въглеродните ядра така, че синтезът на този елемент в звездите би се преустановил.

 

 

 

 

 

 

 

ТВЪРДЕ КРАТКО ВРЕМЕ ЗА ИЗМЕРВАНЕ В ЛАБОРАТОРИЯТА

  Вторият проблем е още по-сложен за решаване. За да се измери вариране на константите, са необходими уреди с висока прецизност, които трябва да могат да останат стабилни достатъчно дълго време, така че да могат изобщо да отчетат измененията. Дори атомните часовници, които за 50 милиона години се отклоняват само с една секунда, могат да открият изменение на константата на фината структура единствено ако измерването продължава много дни или години. Досега обаче нищо подобно не е открито.

  Това звучи като убедително доказателство за неизменяемост. Само че три години за Космоса представляват един миг. Бавни, но значителни изменения в дългата история на Вселената не могат да бъдат обхванати със съвременната точност на измерванията.

  За щастие физиците разработиха други тестове. През 70-те години учените от френския Атомно-енергиен център в Ерц откриха в уранова мина в Окло, Габон, Западна Африка, странно разпределение на изотопите: Те наподобяваха на тези при изгорели горивни пръти в съвременните ядрени реактори. Преди два милиарда години в рудника в Окло е протекла по естествен път ядрена реакция. През 1976 г. Александър Шляхтер от Института по ядрена физика в руския Санкт Петербург откри, че коефициентът на полезно действие на такъв естествен реактор в решаваща степен зависи от енергията на едно определено състояние на ядрото на елемента самарий, което улеснява улавянето на неутрони. А тази енергия от своя страна зависи в голяма степен от α. Ако константата на фината структура бе имала малко по-различна стойност, не би се стигнало до ядрена реакция. Тъй като обаче тя се е състояла, това означава, че в последните два милиарда години α на практика не се е променила.

  Още през 1962 г. П. Джеймс, Е. Рийблес и Робърт Дике от Принстънския университет първи приложиха подобен метод при метеорити. В тези праисторически скални късове съотношенията между честотите на отделните изотопи, възникнали в процеса на радиоактивен разпад, зависят от α. Най-голямото ограничение се получава от бета-разпадането на рений до осмий. Според последните изследвания на екипа на Кейт Олайв от Минесотския университет в Минеаполис и Максим Поспелов от Университета Виктория (Канада) по времето на образуването на метеоритите α се е отличавала от днешната си стойност максимум с две части от 106. Тези резултати не са така точни, както данните от Окло, но за сметка на това се простират по-назад в миналото, чак до възникването на Слънчевата система преди 4,6 милиарда години.

  За да се установят възможните изменения в още по-дълъг период от време, изследователите трябва да насочат погледите си към небето. Светлината от далечни астрономически източници пътува в продължение вече на милиарди години, преди да достигне до телескопите ни. Със себе си тя носи моментна снимка на физичните закони и константи от времето, когато е започнала своето странстване или по пътя си е срещнала материя.

  За първи път астрономията започва да се занимава с въпроса за природните константи през 1965 г., след като са открити квазарите. Идеята е много проста. Новите небесни тела са идентифицирани като много далечни и изключително ярки източници на светлина. Поради дългия път от квазара до нас светлината задължително трябва да прекоси газообразните външни региони на млади галактики. Този газ абсорбира светлината на квазара при определени честоти и отпечатва в неговия спектър своя код от тесни абсорбционни линии.

ИЗДАЙНИЧЕСКИ СПЕКТРАЛНИ ЛИНИИ

  Винаги, когато газ абсорбира светлина, в атома един електрон прескача от по-ниско в по-високо енергетично състояние. Положението на енергетичното ниво се определя от това колко силно атомното ядро привлича електроните. Тази сила от своя страна зависи от електромагнитната сила между тях - а с това и от константата на фината структура. Ако по времето на абсорбирането на светлината или в съответния регион от пространството α е имала друга стойност, енергията, която е необходима за повдигането на електрона, се отличава от измерваните днес в лабораторни условия стойности. Така наблюдаваните в спектрите дължини на вълните на преходите ще варират. Видът и начинът на измененията на дължините на вълните зависят значително от орбиталните конфигурации на електроните на един газ. За определена промяна в α някои дължини на вълните намаляват, а други се увеличават. Полученият модел на спектъра е толкова комплексен, че трудно може да се сбърка с грешка при калибрирането. Така този тест се оказва изненадващо мощен.

  Преди няколко години при измерванията имаше две ограничения. От една страна лабораторните дължини на вълните на много спектрални линии не бяха известни с достатъчна точност. По ирония на съдбата учените знаеха повече за спектрите на квазари, отдалечени на милиарди светлинни години, отколкото за референтните спектри на проби тук на Земята. Имаше нужда от прецизни лабораторни измервания, резултатите от които да могат да бъдат сравнявани със спектрите на квазарите. Първите измервания са направени от Ан Торн и Джулиет Пикеринг от Импириъл Колидж в Лондон. Допълнителни данни осигури екипът на Свенерик Йохансон от обсерваторията Лунд в Швеция и на Улх Гризман и Райнер Клинг от Националния институт по стандартизация и технология в Гейтърсбърг, Мериленд.

  Вторият проблем е свързан с това, че предишни наблюдатели са изследвали т. нар. алкална двойна абсорбционна линия. Това са абсорбционни линии на един газ, явяващи се по двойки, като например при въглерода и силиция. Изследователите изследват разстоянията между тези линии в спектрите на квазарите и ги сравняват с разстоянията на линиите, получени в лабораторни условия. При този метод обаче се игнорира едно важно свойство: Изменението на α влияе не само върху разстоянието на абсорбционните линии по отношение на най-ниското енергетично ниво - основното състояние, но и върху абсолютното позициониране на основното състояние. Затова точността на досегашните наблюдения е максимум една част от 104.

  През 1999 г. Уеб и Виктор Фламбаум от университета в Нов Южен Уелс в Сидни, Австралия, откриват метод, с който може да се установи както относителното, така и абсолютното изместване на абсорбционните линии. Това е истински пробив и води до десетократно по-висока точност. Освен това с този метод могат да се сравняват различни видове атоми (например магнезий и желязо), което дава възможност за допълнителни проверки. За прилагането на тази идея на практика обаче са необходими сложни изчисления, за да се установи как при различните видове атоми наблюдаваните дължини на вълните зависят от α. Използването на модерни телескопи и детектори позволяват използването на новия подход, наречен Many-Multiplet-анализ (ММ-анализ), с който константността на α се изследва с непостигната досега точност.

  В началото на експериментите учените нямат основания да се съмняват в неизменяемостта на константата на фината структура. Очакванията са, че в началото на нашата Вселена стойността на α е била същата като днес, но сега измерванията са много по-точни. За изненада на специалистите първите резултати от 1999 г. показват малки, но статистически значими разлики. По-нататъшните измервания потвърждават тези данни. На базата на 128 абсорбционни линии на квазари е изчислено средно увеличение на α от близо шест части за милион през последните шест до дванайсет милиарда години.

  Необичайните твърдения изискват необикновени доказателства. Първите подозрения на специалистите са за грешки в данните или в методите за анализ. Тези грешки могат да се разделят в две групи: систематични и случайни. Последните са по-разбираеми. Те са точно това, което означава името им: случайни. Всяко отделно измерване се отличава малко от останалите. При големи количества данни тези отклонения от средното се увеличават взаимно. Систематичните грешки могат да се открият по-трудно. В астрономията те дебнат отвсякъде. Експериментаторите в лабораториите могат да модифицират апаратурата си, за да открият систематичните грешки и да ги отстранят, но астрономите не могат да променят Вселената. Затова трябва да приемат, че всички техни методи на изследване неминуемо са натоварени в грешка. Така например при всяко оглеждане на небосвода ярките галактики са представени много по-добре от останалите, просто защото се виждат по-лесно от галактиките със слаба светлина. Откриването и отстраняването на такива грешки представлява постоянно предизвикателство.

  Отначало учените проверяват дали при скалата от дължини на вълните, с чиято помощ се измерват спектралните линии на квазарите, няма изкривяване. То би могло да се получи, когато данните в суров вид от квазарите се преизчислят в калибрирани спектри. Макар простото разтягане или свиване на скалата от дължини на вълните да не може в действителност да имитира изменение на α, подобни несъответствия биха могли да обяснят получените резултати. За ограничаване на тези проблеми данните от квазарите са заменени с калибровъчни измервания и им е направен анализ, сякаш те са данни от квазарите. Така с голяма сигурност простото изкривяване е изключено като източник на грешки.

към фигурата:

Измерванията на константата на фината структура не са еднозначни. Някои от тях сочат, че с течение на времето константата се променя, други -че не се променя. Възможно е измененията да са настъпили само в ранни епохи от съществуването на Космоса, но не и днес.

ИМИТИРАНЕ НА ПРОМЯНА

  В продължение на две години учените търсят интензивно други грешки в данните. Досега е открит само един възможен източник на сериозни грешки. Той се отнася до абсорбционните линии на елемента магнезий. Всеки от неговите три стабилни изотопа абсорбира светлина с различна дължина на вълната, но трите линии са разположени много близко една до друга. В спектрите на квазарите те обикновено се обединяват в една-единствена линия. Ако се вземат измерените в лабораторни условия относителни честоти на трите изотопа, може да се определи и „приносът" на всяка от линиите. Ако обаче в младата Вселена са били валидни други честоти, това би могло да имитира изменение на а. Описаното би могло да се случи, ако звездите, които тогава са изхвърляли магнезий в своята галактика, са имали по-голяма маса, отколкото сега.

ДАЛИ РАЗШИРЯВАНЕТО НА КОСМОСА ВЛИЯЕ ВЪРХУ α?

  Едно изследване, публикувано през тази година, показва, че получените от учените резултати не могат да бъдат отхвърлени с лека ръка. Йеше Фенер и Брад Гибсън от Техническия университет „Суинбърн" в Мелбърн, Австралия, както и Майкъл Мърфи от университета в Кеймбридж, Англия, откриха, че, ако измереното отклонение в стойността на α се дължи на друга честота на магнезия, това би довело до свръхпроизводство на азот в ранната Вселена. А наблюденията показват друго. Затова трябва сериозно да се разгледа възможността, α действително да се е променила.

  Научната общност веднага осъзна огромното значение на този резултат. По цял свят изследователските екипи се заеха с техните собствени пакети с квазари.

  Екипите на Сергей Левшаков от Института „Йофе" в Санкт Петербург и на Ралф Кваст от университета в Хамбург изследваха през 2003 г. три нови системи от квазари. През последната година Хум Чанд и Рагунатан Шриананд от Междууниверситетския център по астрономия и астрофизика в Пуна, Индия, Патрик Петиджан от Института по астрофизика и Бастиен Арасил от Изследователския център Лерма (и двата в Париж) изследваха още двайсет и три. Нито една от тези групи не откри изменения в α. Чанд предполага, че измененията през последните шест до десет милиарда години трябва да са по-малки от 1 част на 106.

  Как е възможно изследване, проведено по подобен начин, но с различни данни, да доведе до толкова различен резултат? Отговорът още не ни е известен. Данните на тези изследователски групи са с отлично качество. Само че тяхното количество е по-малко и от доста по-нови епохи. Групата на Чанд не е взела под внимание всички източници на експериментални и систематични грешки. Тъй като те използват опростена версия на ММ-анализа, възможно е сами да са въвели нови грешки.

  Реномираният астрофизик Джон Банкол от университета „Принстън" критикува самият ММ-анализ. Идентифицираните от него проблеми обаче са със случаен характер и следователно би трябвало да изчезнат при голямо количество данни.

  Ако получените данни за променливостта на α се потвърдят, това би имало огромни последици, които сега все още не могат да бъдат обхванати в своята пълнота. Досега всички разсъждения как изменението на константата на фината структура би повлияла върху съдбата на Вселената, бяха неубедителни. В повечето случаи те свършваха с извода, че ще могат да се използват същите уравнения като сега, само че в тях α ще трябва да се разглежда като променлива, а не като константа. Това е съмнителен подход. Ако α варира, при всички промени енергията и импулсът трябва да се запазват и те трябва да оказват влияние върху гравитационното поле на Вселената. За първи път Якоб Бекенщайн от Хебрейския университет в Йерусалим успя да обобщи законите за електромагнетизма така, че те да важат и за променливи „константи". Теорията вече разглежда α не като чисто число, а като скаларно поле, чиято стойност зависи от мястото и времето. Това, което липсва в теорията му, е гравитацията. Едва преди четири години Бароу успя заедно с Хавард Сандвик и Жоао Магуейо от Кралския колеж в Лондон да разшири в тази насока теорията на Бекенщайн.

  Новата теория е достатъчно проста. Изменения на α с няколко части за милион не оказват забележим ефект върху разширението на Космоса. Това се дължи на факта, че в космическите мащаби електромагнетизмът е много по-слаб от гравитацията. От друга страна обаче, разширението влияе върху α поради нарушаване на равновесието между енергиите на електричното и магнитното поле.

  През първите 300 000 години от историята на Космоса лъченето доминира над заредените частици и поддържа електричното и магнитното поле в равновесие. При по-нататъшното разширяване на Вселената плътността на лъченето намалява и от тук нататък във Вселената доминира материята. Електричните и магнитните енергии не са равни и α започва бавно да се увеличава. Това става с логаритъма на времето. Преди около шест милиарда години тъмната енергия заема водеща роля и ускорява разширяването. Така за всички физични въздействия става по-трудно да се разпространяват в пространството. Затова α отново става почти постоянна величина.


НИМА ВСЕ ПАК ГАЛИЛЕЙ НЕ Е БИЛ ПРАВ?

  Този модел приляга на наблюденията на специалистите. Спектралните линии в спектрите на квазарите отразяват доминираната от материя епоха в космическата история, когато α се е увеличавала. Лабораторните резултати и данните от Окло попадат в по-късна епоха, когато тъмната енергия започва да доминира и α остава константа. Особено интересен е въпросът, доколко изменението на константата на фината структура се отразява върху радиоактивните елементи в метеоритите. Оттук могат да се правят изводи за фазата на преход между двете епохи.

  За да бъде взета сериозно, всяка теория трябва не само да репродуцира наблюденията, но и да прави предвиждания, които да могат да бъдат проверени. Според тази теория вариациите във константата на фината структура предизвиква различия в падането на тела в гравитационно поле. Галилео Галилей бе заявил, че във вакуум телата падат с еднаква скорост независимо от какво се състоят. Това се нарича слаб принцип на еквивалентността. Астронавтът Дейвид Скот от „Аполо 15" го демонстрира, като пусна да падат към лунната повърхност перо и чук. Двата предмета паднаха едновременно върху лунния прах. Ако обаче α се променя, този принцип не е точен. Измененията предизвикват появата на сила върху всички заредени частици. Колкото повече протони има в едно атомно ядро, толкова по-силно усещат атомите тази сила. Ако данните от наблюденията на квазарите са верни, ускорението на различните материали се различава с една част на 1014. Това е с около 100 пъти по-малка величина, отколкото може да бъде измерена в лабораторни условия, но достатъчно голяма, за да бъде открита от планираните космически мисии като например Step (space-based test of the equivalence principle).

  Има и още една трудност. Досегашните изследвания за евентуални вариации на α игнорират едно важно обстоятелство: наличието на обособени структури в Космоса. Както и всички останали галактики, системата на Млечния път е около един милион пъти по-плътна, отколкото средната стойност за Космоса. Галактиката остава обособена от взаимното привличане на масите й и затова не участва в общото разширяване на Вселената. През 2003 г. Бароу и Дейвид Мота от Кеймбридж изчислиха, че е възможно в рамките на нашата галактика α да има друго поведение от това в почти празните части на Вселената. Когато млада галактика след оформянето си е достигнала състояние на равновесие, в нея α почти не се променя. Извън нея обаче тази промяна продължава. Затова земните експерименти за изследване на α са натоварени с грешка. Досега не е открита пространствена вариация на а. Бароу наскоро заяви, че поради равномерността на фоновото космическо лъчене α варира за региони, които на небосвода са разположени на 10 градуса един от друг, с не повече от една част за 108.

  Остава въпросът, къде при тези разсъждения специалистите излизат извън рамките на науката, поне що се отнася до α. За момента се чакат нови данни и анализи, които да потвърдят или отхвърлят варирането на α. При тези изследвания учените се концентрират върху константата на фината структура, защото астрономическите наблюдения на α дават по-точни изследвания, отколкото тези на други природни константи. Ако α подлежи на изменения, тогава и другите константи ще се променят. В този случай основните механизми в природата ще са много по разнообразни, отколкото учените могат да предполагат.

  Природните константи са обвити с мистерия. Те се появяват във всяко уравнение на физиката. Те са толкова ежедневни, че човек е склонен да забрави колко необясними са техните стойности. Произходът им е тясно свързан с най-големите загадки на модерната наука - от обединението на физиката до разширението на Вселената. Възможно е те да са само сянката на една структура, която е много по-голяма и по-комплексна от тримерната Вселена, която познаваме. Решението, дали константите с право носят името си, е само малка стъпка към истинското разбиране на света.

По материали от чуждестранния печат

Вселена Наука и Техника

 

 

Дизайн :