罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）荣获2020年诺贝尔物理学奖，“因为他发现黑洞的形成是广义相对论的可靠预测”。
此外，“因在银河系中心发现了一个超大质量致密物体，”莱因哈德·亨泽尔（Reinhard Henzel）和安德里亚·盖兹（Andrea Gez）被授予诺贝尔物理学奖。
罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）是伦敦皇家学会的成员。他在数学，广义相对论和量子理论的各个领域工作。彭罗斯（Penrose）是有关量子意识，量子跃迁，量子生物学的理论的作者，并且是彼得出版社（Peter Publishing House）出版的《时尚，信仰，幻想和宇宙的新物理学》一书的作者。
时尚，信仰，幻想和宇宙的新物理是基于彭罗斯在普林斯顿大学的三场演讲而编写的。作者本人承认，通常，时尚，幻想和信仰不会让所有认真研究宇宙基本原理的人感到担忧。我们将信仰留给教堂，将时尚留给时装秀，让幻想留给作家。罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）在500页书中证明，这些浪漫的词汇对于寻找宇宙的基础可能非常重要。
幻想
3.1。大爆炸和弗里德曼宇宙
幻想在我们理解物理现实的尝试中可以扮演任何非幻想的角色吗？当然，幻想是与科学完全相反的东西，在严肃的科学话语中没有地位。但是，仍然感到这个问题并不像看起来那样容易解决-如果我们从基于可靠的实验研究的理性科学经验可以引导我们得出结论的角度出发，那么许多自然过程似乎都是奇妙的。正如我们所看到的，尤其是在上一章中，如果我们在量子现象占统治地位的微观层面上研究世界，那么它实际上是以最奇妙的方式安排的。一个特定的物质对象可能在多个地方，例如神话般的吸血鬼（能够从蝙蝠变成人类并在他愿意时再次变回），它可以显示微粒或波动属性，就好像由其自己选择一样。此外，他的“行为”服从神秘的数字，其中包含虚数为-1的平方根。
而且，在一个非常大的范围内，现象再次被发现，其中许多现象似乎是奇妙的-甚至比所有文学小说的发现都更为惊人。例如，有时在整个星系之间观察到碰撞，并且必须假设它们不可避免地彼此吸收（并且我们通过两个星系引起的时空畸变来解决此问题）。
实际上，有时可以通过非常遥远的星系的图像的粗略曲率直接观察到这种时空失真。此外，我们所知的最极端的时空扭曲会导致外层空间出现大量黑洞：我们最近设法观察到两个黑洞如何相互吸收并形成更大的黑洞[Abbott等人，2016]。黑洞比太阳重数百万或数万亿倍，因此这些黑洞很容易吞噬整个太阳系。然而，与发现它们的中心的星系本身相比，这些怪物很小。通常，这种黑洞背叛了它的存在，产生了两束准直的高能粒子束。这些光束从黑洞以相反的方向从该洞所在的银河系微小中心区域射出。粒子以高达光速的99.5％的速度飞行[Tombesi等，2012； Piner，2006年]。一旦我们设法观察到这种光束是如何从一个星系中射出并对准另一个星系的，就好像这是一场巨大的星际战争。
在更大的范围内，发现了整个区域，其中充满了看不见的东西，这些东西渗透到空间中。一种印象是这种完全未知的物质约占宇宙所有物质的84.5％。同时，还有其他一些东西达到了可观察到的宇宙的最远极限，并且似乎随着速度的提高将其拉向不同的方向。仿佛出于绝望，科学家给这两个实体起了比较模糊的名字-“暗物质”和“暗能量”。暗物质和暗能量主要决定着已知宇宙的整体结构。以下事实似乎更加令人震惊：现代宇宙学几乎可以肯定地证明，我们知道的整个宇宙是由一次巨大的爆炸产生的，在此之前，我们什么都没有-如果我们可以谈论时空连续体出现之前的任何事情，正如我们所认为的，它是所有物质现实的基础。的确，这样的“大爆炸”概念是一个了不起的主意！
还有；但是我们有越来越多的经验证据支持这一事实，即在我们存在之初，我们的宇宙确实确实是令人难以置信的密集和迅速扩展。它不仅包含我们所知道的宇宙的所有物质内容，还包含所有时空，在这种背景下，现在正在发挥物理现实的存在，而且显然，它在各个方向上都无限延伸。我们所知道的一切似乎都是这场大爆炸的结果。有什么证据？我们必须评估这一想法的可信度，并试图了解它可以将我们引向何方。
在本章中，我们将讨论有关宇宙本身起源的一些现代思想，特别是我们将涉及以下问题：在多大程度上可以诉诸幻想来解释经验事实。近年来，许多实验确实为我们提供了与理解宇宙起源直接相关的大量数据。以前似乎是未经测试的猜测的集合已经转移到确切的科学类别。最值得一提的是1989年发射的COBE卫星，2001年发射的WMAP卫星和空间天文台。自2009年以来一直在使用的木板。前面提到的卫星逐渐越来越详细地研究了剩余的宇宙微波背景（参见第3.4节）。但是，仍然存在未解决的问题，为了寻找答案，一些理论宇宙学专家深入丛林，将其称为绝对神奇是相当恰当的。
是的，在某种程度上，幻想当然是合理的，但是现代理论家是否没有朝这个方向狂奔呢？在第4.3节中，我将提出我自己的非常规版本来解决许多这些谜团。对于某些人来说，涉及我的答案的想法似乎也很荒谬，我将简要描述为什么要认真对待它们。尽管如此，在这本书中，我对有关我们奇妙的宇宙演化的最早阶段的当前确立的观念更感兴趣，并且我想讨论一些现代宇宙学家进行研究的某些方向是多么合理。
首先，我们拥有爱因斯坦的广义相对论的雄伟理论，众所周知，它在描述我们的弯曲时空的结构和天体的运动方面是极其准确的（请参见第1.1和1.7节）。在1922年和1924年，随着爱因斯坦首次尝试用该理论描述宇宙的整体结构，俄国数学家亚历山大·弗里德曼首先在空间均匀（均质和各向同性）膨胀物质分布的背景下找到了爱因斯坦场方程的解，理想液体被认为是这种物质的近似模型（尘埃溶液）代表星系的平均质量能分布[Rindler，2001;瓦尔德（1984）； Hartle，2003年；温伯格（1972）。实际上，从经验的角度来看，似乎在这种情况下，获得了对现有宇宙中物质平均分布的相当好的一般近似，并且得出了能量张量T，弗里德曼需要用它来表示爱因斯坦方程中的重力G =8πעT +Λg（请参见第1.1节）。弗里德曼模型的一个特征是扩展以奇点（现在称为“大爆炸”）开始。然后，时空的曲率是无限的，并且如果我们尝试将时间倒回时空奇点，物质源T的质能密度将冲向无穷大。
（令人惊讶的是，现在经常使用的“大爆炸”一词被认为是贬义词；由固定宇宙替代理论的热心支持者弗雷德·霍伊尔创造；参见第3.2节。）他首先在BBC广播采访中提到“大爆炸”一词-他发表了一系列这样的讲话1950年制造。第3.10节在不同的背景下提及了这些采访；后来，在此基础上编写了一本书[Hoyle，1950年]。
虽然我将有条件地假设非常小的爱因斯坦宇宙学常数Λ（该常数决定了前面提到的宇宙的加速膨胀（另请参见第1.1节））等于零。然后，我们只需要考虑由空间几何形状确定的三种独立情况：空间K的曲率可以为正（K> 0），零（K = 0）或负（K <0）。在有关宇宙学的权威书籍中，习惯上将K的值归一化，使其变为三个值之一：1、0，–1。如果我们将K作为表征实际空间曲率的实数，那么这里的故事会更加清楚。我们可以将K视为指示在某些特殊选择的时间t处的这种空间曲率的量。例如，您可以同意当形成宇宙微波背景时，t将对应于最后一次散射的时间（参见第3.4节），但是在这种情况下，特定时刻的选择并不重要。最重要的是，K的符号不会随时间变化，因此，无论选择的“参考点”如何，K的正，负或零值都可以作为模型的整体特征。
但是，应该注意的是，K值本身并不能完全表征时空的几何形状。也有此类模型的非标准“折叠”版本，其空间几何结构非常复杂，并且在某些示例中，即使K = 0或K <0，宇宙也可能是有限的。
这样的模型（参见Levin [2012]，Luminet等，[2003]，最初是Schwarzschild [1900]）。但是，这些模型对我们而言并不重要。这个问题不会严重影响我在这种情况下提出的大多数论点。如果不考虑拓扑复杂性，那么我们只会得到三种类型的均质几何形状（在平面上）是荷兰艺术家M.K.埃舍尔（M.K. Escher）非常漂亮地描绘的（图3.1;另请参见图1.38中的图1.38）。3D图片看起来相同。
理解这种情况的最简单方法是K = 0，因为在这种情况下，空间部分将是普通的三维欧几里得空间，尽管为了描述扩展的宇宙，我们将需要许多这样的连续部分：见图。3.2羽 （可以用与该模型描述的理想化星系的世界线相对应的时空线发散来理解这种扩展。这些时间线将在后面讨论。）三维空间（在K> 0的情况下是空间部分）很难表示。因为它们是3个球体（），每个维度的三个维度都类似于普通球体的二维表面（），宇宙的膨胀表示为球体半径随时间的增加（图3.2 a）。在负曲率（K <0）的情况下，三维空间具有双曲线几何形状（又称Lobachevsky几何形状）。可以使用保形表示法（Beltrami-Poincaré）精确地表示这种几何形状，在二维情况下，该保形表示法被描述为在欧几里得平面中由圆S包围的区域，其中直线表示为与边界圆成直角相交的圆弧（图3.2中的图3.2）。 （参见第1.15节中的图1.38）（尤其参见RQR，第2.4-2.6节； Needham [1997]）。三维双曲几何外观相似，但是，它不是圆S，而是包含一个球（普通2球），该球界定了欧几里德三维空间中的一个区域（3球）。
在这些模型中使用“共形”一词是因为在双曲线几何中，两条平滑曲线在其交点处的角度将与背景欧几里德几何中的角度相同（例如，图1中鱼鳍尖端的角度）。 1.38a或图3.1c中的魔鬼的翅膀都呈现出不变形的状态，无论它们所处的边界圆有多近。具有相同原理的另一个（粗略的）表述是，在这样的表示形式中，非常精细的细节的形状（而不是尺寸）总是显示不失真（另请参阅A.10节中的图A.39）。
如前所述，一些令人信服的证据已经表明，在我们的宇宙中，宇宙常数Λ具有较小的正值，因此我们必须考虑对应于Λ> 0的弗里德曼模型。实际上，无论Λ多么微不足道，其值仍然足够为了克服图2所示的崩溃和“大崩溃”，它很大（同时，根据爱因斯坦方程，我们继续将其视为常数）。 3.2 a。取而代之的是，在当前观测值允许所有三个可能的K值的情况下，宇宙最终应随着加速度而扩展。有了这样一个正常数Λ，宇宙的扩展将无限期地持续下去，并最终变成指数级（参见A.1节中的图A.1）。根据这样的计算，我们可以想象宇宙的一般历史，如图2所示。 3.3。模糊地描绘了背景，以显示观察结果允许K的空间曲率发生所有三种变化。
即使Λ> 0中的所有这些模型中的遥远未来的变体，即使它们中存在一些不规则性，也都非常相似，并且由特定的时空模型（称为de Sitter空间）很好地描述了。爱因斯坦的张量T就是Λg。这个模型是由威廉·德·西特（Willem de Sitter）（独立地由图利奥·列维·奇维塔（Tullio Levi-Civita）在1917年）发现的（参见[de Sitter，1917a，b;Levi-Cività，1917;Schrödinger，1956]; PKR，第28.4页）。目前，人们普遍认为，当能量张量完全由Λ确定时，该模型可以很好地逼近我们宇宙的遥远未来，因此，在极遥远的将来，将出现G≈Λg的情况。
当然，这里我们假设爱因斯坦方程（G =8πעT +Λg）将无限期地起作用，并且在我们的时间中定义的Λ的值将保持不变。在第3.9节中，将表明，根据通货膨胀宇宙学的外来观念，de Sitter的模型应该在大爆炸之后立即在更早的阶段描述了宇宙，但是那时Λ的值应该比当前的值大得多。这些问题对我们以后将变得很重要（请参阅第3.7-3.9和4.3节），但目前我们将不对其进行详细介绍。
De Sitter空间是一个高度对称的时空，可以描述为五维Minkowski空间中的（伪）球体（图3.4a）。这个（伪）球体出现在 = –3 /Λ，从包含坐标（t，w，x，y，z）的五维Minkowski空间中获得局部度量结构（那些知道如何使用微分以标准方式编写度量的人都知道该五维Minkowski度量采取形式 =。）De-Sitter空间完全重复了四维Minkowski空间的对称性；在这两种情况下，我们都有一个10参数对称组。您还可以回忆起第1.15节中讨论的假设反de-Sitter空间。它与de Sitter空间非常相关，并且具有相同顺序的对称组。
De Sitter空间是一个空模型，其中能量张量T为零，因此没有（理想化的）星系可以定义时间轴，其正交的三维空间部分将允许人们定义“同步时间”的特定三维几何形状。实际上，这是一个相当了不起的事实：事实证明，可以以三种根本不同的方式在de Sitter空间中选择这样的三维空间部分（具有同步时间），从而可以将de Sitter空间解释为一个宇宙，在这三种情况中，每种空间均一地扩展空间曲率的类型，取决于如何用对应于相同宇宙时间的此类三维部分切割：K> 0（在t =常数时），K = 0（在t-w =常数时）和K <0（在–w =常数）（图3.4 b – d）。欧文·薛定er（ErwinSchrödinger）在他的《扩展宇宙》（Expanding Universes，1956年）中很好地证明了这一点。我们将在第3.2节中讨论的更早的平稳宇宙模型由de Sitter空间根据图0中K = 0的横截面进行描述。 3.4 c（并在3.5节的图3.26 b中保形显示）。大多数版本的通货膨胀宇宙学（我们将在3.9节中介绍）也使用这样的削减K = 0，因此通货膨胀可以均匀且指数地无限期地持续。3.5节中的26 b）。大多数版本的通货膨胀宇宙学（我们将在3.9节中介绍）也使用这样的削减K = 0，因此通货膨胀可以均匀且指数地无限期地持续。3.5节中的26 b）。大多数版本的通货膨胀宇宙学（我们将在3.9节中介绍）也使用这样的削减K = 0，因此通货膨胀可以均匀且指数地无限期地持续。
实际上，关于我们真实的宇宙的大规模结构，现代观察不允许我们明确地回答这些空间几何变量中的哪一个最准确地描述了它。尽管如此，无论最终答案可能是什么，现在看来K = 0似乎都不是真的（值得注意的是，特别是考虑到20世纪末出现的令人信服的证据表明K <0）。从某种意义上说，从经验的角度来看，这种情况是极不令人满意的。因为如果我们只能说K的值非常接近于零，那么仍然有可能通过更仔细的观察（或者更令人信服的理论）来证明：我们的宇宙更精确地对应于其他一些空间几何形状（即球形或双曲线）。因此，如果最后有好的证据证明K> 0，那么从哲学的角度来看这将是真正重要的，因为这将意味着宇宙的空间尺寸是有限的。但是，到目前为止，习惯上简单地陈述以下内容：根据观察，K =0。这可能是一个非常好的近似值，但是无论如何我们都不知道真实的宇宙与真实的空间同质性和各向同性有多接近，特别是在给定某些冲突数据的情况下。通过观察宇宙微波背景获得（例如，[Starkman et al。，2012; Gurzadyan and Penrose，2013，2016]）。如果最后有充分的证据支持K> 0，那么从哲学的角度来看这将是真正重要的，因为这将意味着宇宙的空间尺寸是有限的。但是，到目前为止，习惯上简单地陈述以下内容：根据观察，K =0。这可能是一个非常好的近似值，但是无论如何我们都不知道真实的宇宙与真实的空间同质性和各向同性有多接近，尤其是在给定某些冲突数据的情况下。通过观察宇宙微波背景获得（例如，[Starkman et al。，2012; Gurzadyan and Penrose，2013，2016]）。如果最后有充分的证据支持K> 0，那么从哲学的角度来看这将是真正重要的，因为这将意味着宇宙的空间尺寸是有限的。但是，到目前为止，习惯上简单地陈述以下内容：根据观察，K =0。这可能是一个非常好的近似值，但是无论如何我们都不知道真实的宇宙与真实的空间均匀性和各向同性有多接近，特别是在给定某些冲突数据的情况下。通过观察宇宙微波背景获得（例如，[Starkman等人，2012； Gurzadyan和Penrose，2013，2016]）。但是，到目前为止，习惯上简单地陈述以下内容：根据观察，K =0。这可能是一个非常好的近似值，但是无论如何我们都不知道真实的宇宙与真实的空间同质性和各向同性有多接近，尤其是在给定某些冲突数据的情况下。通过观察宇宙微波背景获得（例如，[Starkman et al。，2012; Gurzadyan and Penrose，2013，2016]）。但是，到目前为止，习惯上简单地陈述以下内容：根据观察，K =0。这可能是一个非常好的近似值，但是无论如何，我们不知道真实的宇宙与真实的空间均匀性和各向同性有多接近，特别是在给定某些冲突数据的情况下。通过观察宇宙微波背景获得（例如，[Starkman et al。，2012; Gurzadyan and Penrose，2013，2016]）。
为了根据弗里德曼的模型及其概括来构建完整的时空图，您需要知道我们空间几何的“维度”将随着时间的变化，从一开始就发生变化。在标准宇宙学模型中，例如弗里德曼（Friedman）或简称为FLRU的广义模型（Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker），在所有此类的一般模型中，空间截面是均质的，各向同性的，并且总时空具有与和部分本身。他们对宇宙时间t有一个清晰的定义，它描述了这种通用模型的演变。这个宇宙时间开始于时刻t = 0（大爆炸），并由遵循理想化星系世界线的理想化时钟进行计数（图3.5和图1）。1.7节中的第17段）。我将这些世界线称为FLRU模型中的时间线（在宇宙学工作中，有时也称为基本观察者的世界线）。时间线是与空间部分正交的测地曲线，而空间部分又是具有相同t值的3平面。
de Sitter空间的情况具有一个重要特征：如前所述，由于空间是空的，即等式G =8πT+Λg中的能量动量张量T等于零，因此我们没有与材料体相关的任何世界线，因此我们将定义时间线还是空间几何。因此，就局部而言，我们可以选择如何解释这种描述宇宙的模型：它是否对应于K> 0，K = 0或K <0。然而，从整体上看，这三种情况是不同的，如图7所示。 3.4 b – d：在每种情况下，切片都会捕获整体de-Sitter空间的不同部分。进一步
我将从一个事实开始，即T不等于零，并且提供了物质的正能量密度，这使得可以很好地确定时间线和常数时间的空间状3面（对于每个t值），如图1所示。3.2。
在标准弗里德曼宇宙中充满灰尘的空间为正曲率（K> 0）的情况下，可以使用3个球形空间截面的半径R来表征其“大小”，并且可以将该大小作为t的函数进行研究。在Λ= 0时，我们找到描述平面（R，t）中摆线的函数R（t）（在这种情况下，光速为单位：c = 1）。摆线是一种具有简单几何特征的曲线：它由沿t轴滚动的圆点表示（图3.6b）。请注意（时间过后）R的值再次达到零，就像在大爆炸中一样，因此具有0 <t <的整个宇宙模型 再次崩溃成为奇点，这一时刻通常称为大崩溃。
在其余情况下，K <0且K = 0（Λ为零），则宇宙将无限扩展且不会出现大的坍塌。在K <0的情况下，存在一个类似于R的“半径”，但是对于K = 0，您可以简单地选择一对理想化星系的世界线，并将在空间上划分它们的线段作为R。在K = 0的情况下，膨胀率渐近趋于零，在K <0的情况下，趋于某个正值。
现代观察表明，Λ最有可能是正的，并且其值足以对宇宙的膨胀率起决定性的作用，因此K的值对该动力学失去了重要性，宇宙最终分解为加速膨胀，如图2所示。图。 3.3。
在相对论宇宙学的曙光中，具有正K值（且Λ= 0）的模型通常被称为振荡模型（图3.6a），因为如果我们允许“箍”旋转一圈以上，则摆线曲线将无限期地继续旋转（图3.6b中的虚线）。 ）。可以假设，摆线的连续替换部分可以对应于真实宇宙历史上的连续周期，其中在一定的震动的影响下，宇宙经历的每个坍塌都被新的大爆炸所代替。在K = 0时也会出现类似的可能性，并且可以假设在更早的阶段，时空发生了崩溃，这与扩展阶段的时间反转相同，并且该阶段的大崩溃与大爆炸一致，我们认为这是宇宙当前膨胀的开始。同样，您将不得不想象某种反弹，以某种方式将内爆变为延伸。
但是，要使这样的图片在物理上看起来合理，就需要提出一些令人信服的数学方案，该方案应与现代物理概念和方法相一致，并且适合这种反弹。例如，假设您可以更改弗里德曼采用的状态方程，他试图用它来描述“均匀涂抹”星系中物质的一般分布。弗里德曼（Friedman）使用了有时称为尘埃模型的近似模型；该模型没有考虑“构成要素”（即“星系”）之间的任何相互作用（重力除外），它们的世界线是时间线。如果我们更改状态方程，则会严重影响t = 0附近的R（t）的性质。更精确的近似值，而不是弗里德曼的尘埃（在大爆炸之后的那个时期），出现了这样的状态方程，后来由美国数学物理学和宇宙学专家理查德·蔡斯·托尔曼[1934]使用。在Tolman的FLRU模型中，使用了纯辐射的状态方程。人们认为，这是在宇宙发展的最初阶段的物质状态的一个很好的近似值，当时它是如此热，以至于每个粒子的能量远大于根据方程式得出的能量。它非常接近宇宙发展的最早阶段的物质状态，当时它是如此热，以至于每个粒子的能量远大于根据方程式得出的它非常接近宇宙发展的最早阶段的物质状态，当时它是如此之热，以至于每个粒子的能量远大于根据方程式得出的大爆炸之后可能立即存在的最重粒子的质量m。在情况K> 0的托尔曼方案中，曲线R（t）不是摆线的弧形，而是（具有正确选择的R和t的比例）形成半圆（图3.7）。在粉尘模型的情况下，有可能通过分析连续性（见A.10节）来证明从塌陷到爆炸的过渡是合理的（实际上是允许一个以这种数学方式从摆线曲线的一个弧传递到下一个摆线）。但是在纯辐射的托尔曼模型中，解析连续化只是对半圆进行补充并将其变成一个圆，如果我们对描述一个反弹感兴趣的是这个程序，那就没有任何意义，也就是说，它应该允许向t的负值连续化。
对于描述反弹机制的新状态方程，需要比托尔曼辐射更激进的东西。在这种情况下，这样一个严重的问题值得关注：如果在某个非奇异的过渡处发生反弹，在此期间保留了时空的平滑性和模型的空间对称性，则压缩阶段的收敛时间线可能会变成扩展阶段的发散时间线，并穿过瓶颈。 ”这将结合这两个阶段。如果该脖子是光滑的（非奇异的），那么通过令人难以置信的脖子弯曲，可以实现将时间线的这种极端收敛转化为极端发散，这将导致强烈的排斥力，并且这与正能量的标准条件严重矛盾，这可以通过普通的经典事物来满足（请参见第1.11、3.2和3.7节； [Hawking和Penrose，1970年]）。
因此，不能指望任何合理的经典状态方程将允许我们在FLRU模型的背景下描述反弹，并且不可避免地会出现一个问题：量子力学方程式是否会帮助我们朝这个方向发展？有必要考虑到，在经典FLRU奇点附近，时空的曲率会无限大。如果我们试图用半径来描述这种曲率，那么这个半径（曲率的倒数）将相应地小。继续遵循经典几何学的概念，当我们接近经典奇点时，我们将收到越来越小的时空曲率半径，结果，半径将变得甚至小于该阶的普朗克标度
请参阅（请参阅第1.1和1.5节）。大多数考虑量子引力的理论家都认为，在这样的尺度上，时空已经与通常的形式（平滑流形）有很大的不同（尽管在第4.3节中，我将对此分数提出完全不同的论点）。不管是真的，没有理由怀疑，广义相对论的过程将不可避免地要进行修改，以便将它们与量子力学方法相结合，以解决这种根本弯曲的时空几何问题。也就是说，我们需要一种适合我们情况的量子引力理论，这将使我们能够应对经典的爱因斯坦程序导致奇异的情况（但请与第4.3节进行比较）。
我们经常听到有人说这种先例已经发生。如第2.1节所述，在20世纪初，原子的经典概念出现了一个严重的问题，因为根据该理论，原子应该灾难性地塌陷为奇异状态，此时电子将螺旋形地掉落到原子核上（并产生辐射脉冲）并解决。这个问题只有在量子力学出现时才有可能。难道人们不应该期望即使在讨论整个宇宙如此灾难性的崩溃时，情况在量子力学的层面上也会变得更加清楚吗？但是这里有个问题：即使到现在，也没有公认的量子引力假设。更严重的事实是，已经提出的大多数假设都不能解决奇异性问题，即使在量化理论中奇异性仍然存在。有一些值得注意的例外-非奇异的量子反弹假设[Bojowald，2007; Ashtekar et al。，2006]，但是我将不得不在第3.9和3.11节（以及第4.3节）中回到这个话题，我认为这样的假设对于解决我们宇宙中的奇点问题并没有太大的希望。 ...
避免奇点的完全不同的可能性与以下预期有关：随着大内爆的临近，宇宙崩溃阶段出现的与精确对称性的微小偏差可能会急剧增加，因此，在完全崩溃之前，时空结构将不完全对应于FLRU模型。因此，人们常常希望说，在FLRU模型中表现出的奇异性可能是错误的，并且在更普遍的不对称情况下，这种经典的时空奇异性将不会出现；因此，有理由期望，在一般情况下，由于某些复杂的中间时空几何形状（图3.8），坍缩的宇宙会变成不规则膨胀。甚至爱因斯坦本人也试图提出这样的论点-通过从不规则的倒塌中反弹可以避免奇异性[爱因斯坦，1931年； Einstein and Rosen，1935]或因为最后的坍缩和奇异性可以某种方式阻止天体的轨道运动[Einstein，1939]。
可以说，在这种几乎是奇异的（但不是严格地奇异的）崩溃之后，将出现一个状态，其干扰将逐渐消除，结果将非常类似于扩展的FLRU模型（如图3.8所示）。 1963年，两位苏联理论物理学家-伊夫根尼·米哈伊洛维奇·利夫什茨和伊萨克·马尔科维奇·哈拉特尼科夫[Lifshits and Khalatnikov，1963]对这一问题进行了详细分析。他们的工作表明，在正常条件下，显然不会出现这种奇异现象，这支持了上述非奇异反弹的假设。因此，有人认为，在广义相对论中，引力坍塌过程中出现的时空奇点出现在坍塌的弗里德曼模型或其他FLRU模型的已知精确解中仅是因为已知的解决方案具有不切实际的特定属性，例如严格的对称性。因此，在典型的不对称扰动条件下不会出现这种奇异性。但是，此假设尚未得到证实，将在下一节中讨论。
»有关这本书的更多详细信息，请参见出版社的网站
»目录
»摘录，
供人居者使用的优惠券可享受30％的折扣-彭罗斯（Penrose）
在为该书的纸质版本付款后，会向该电子邮件发送一本电子书。