Квантовая теория поля утверждает, что, в согласии с принципом неопределённости, в физическом вакууме постоянно рождаются и исчезают виртуальные частицы: происходят так называемые нулевые колебания полей.
В некоторых конкретных теориях поля вакуум может обладать нетривиальными топологическими свойствами. В теории могут существовать несколько различных вакуумов, различающихся плотностью энергии или другими физическими параметрами (в зависимости от применяемых гипотез и теорий).
Вырождение вакуума при спонтанном нарушении симметрии приводит к существованию непрерывного спектра вакуумных состояний, отличающихся друг от друга числом голдстоуновских бозонов. Локальные минимумы энергии при разных значениях какого-либо поля, отличающиеся по энергии от глобального минимума, носят название ложных вакуумов; такие состояния метастабильны и стремятся распасться с выделением энергии, перейдя в истинный вакуум или в один из нижележащих ложных вакуумов. Некоторые из этих предсказаний теории поля уже были успешно подтверждены экспериментом. Так, эффект Казимира[5] и лэмбовский сдвиг атомных уровней объясняется нулевыми колебаниями электромагнитного поля в физическом вакууме. На некоторых других представлениях о вакууме базируются современные физические теории. Например, существование нескольких вакуумных состояний (упомянутых выше ложных вакуумов) является одной из главных основ инфляционной теории Большого взрыва.
Ложный вакуум
Скалярное поле φ в состоянии ложного вакуума. Энергия E выше, чем в состоянии истинного вакуума (основное состояние), но потенциальный барьер препятствует переходу поля. Таким образом, переход возможен лишь при высокой энергии поля или путём квантовомеханического туннелирования
Ложный вакуум — состояние в квантовой теории поля, которое не является состоянием с глобально минимальной энергией, а соответствует её локальному минимуму. Такое состояние стабильно в течение определённого времени (метастабильно), но может «туннелировать» в состояние истинного вакуума.
Эйнштейновский вакуум.
Эйнштейновский вакуум — иногда встречающееся название для решений уравнений Эйнштейна в общей теории относительности для пустого, без материи, пространства-времени. Синоним — пространство Эйнштейна. Уравнения Эйнштейна связывают метрику пространства-времени (метрический тензор gμν) с тензором энергии-импульса. В общем виде они записываются как 
где тензор Эйнштейна Gμν является определённой функцией метрического тензора и его частных производных, R — скалярная кривизна, Λ — космологическая постоянная, Tμν — тензор энергии-импульса материи, π — число пи, c — скорость света в вакууме, G — гравитационная постоянная Ньютона. Вакуумные решения этих уравнений получаются при отсутствии материи, то есть при тождественном равенстве нулю тензора энергии-импульса в рассматриваемой области пространства-времени: Tμν = 0. Часто лямбда-член также принимается равным нулю, особенно при исследовании локальных (некосмологических) решений. Однако при рассмотрении вакуумных решений с ненулевым лямбда-членом (лямбда-вакуум) возникают такие важные космологические модели, как модель де Ситтера (Λ > 0) и модель анти-де Ситтера (Λ < 0). Тривиальным вакуумным решением уравнений Эйнштейна является плоское пространство Минковского, то есть метрика, рассматриваемая в специальной теории относительности. Другие вакуумные решения уравнений Эйнштейна включают в себя, в частности, следующие случаи:
• Космологическая модель Милна (частный случай метрики Фридмана с нулевой плотностью энергии)
• Метрика Шварцшильда, описывающая геометрию вокруг сферически симметричной массы
• Метрика Керра, описывающая геометрию вокруг вращающейся массы
• Плоская гравитационная волна (и другие волновые решения) Космическое пространство
Космическое пространство является не идеальным вакуумом, разреженная плазма заполнена заряженными частицами, электромагнитными полями, а иногда звёздами. Космическое пространство имеет очень низкую плотность и давление, и является ближайшим приближением физического вакуума. Но космический вакуум не является действительно совершенным, даже в межзвёздном пространстве есть несколько атомов водорода на кубический сантиметр. Звёзды, планеты и спутники держат свои атмосферы силой притяжения, и как таковой у атмосферы нет чётко очерченной границы: плотность атмосферного газа просто уменьшается с расстоянием от объекта. Атмосферное давление Земли падает до примерно 3,2×10−2 Па на 100 км (62 мили) высоты — на так называемой линии Кармана, которая является общим определением границы с космическим пространством. За этой линией изотропное давление газа быстро становится незначительным по сравнению с давлением излучения от Солнца и динамическим давлением солнечного ветра, поэтому определение давления становится трудно интерпретировать. Термосфера в этом диапазоне имеет большие градиенты давления, температуры и состава, и сильно варьируется в связи с космической погодой. Плотность атмосферы в течение первых нескольких сотен километров выше линии Кармана всё ещё достаточна для оказания значительного сопротивления движению искусственных спутников Земли. Большинство спутников работают в этой области, называемой низкой околоземной орбитой, и должны подрабатывать двигателями каждые несколько дней для поддержания стабильной орбиты. Космическое пространство заполнено большим количеством фотонов, так называемым реликтовым излучением, а также большим количеством реликтовых нейтрино, пока не поддающихся обнаружению. Текущая температура этих излучений составляет около 3 К, или −270 °C или −454° по Фаренгейту.
|
Озарение.
