bližníková kosmologie
| 1 |
|---|
****Celý soubor ve formátu pdf, sestavený čtečkou, Alain Schamp (prosinec 2007 )
Problém věku vesmíru.
...Samozřejmě se snažíme logicky spojit tyto různé práce. Argumenty spojené s popisem vývoje těchto dvou kosmických dvojčat nás například vedou k závěru, že průměrná hustota ghost hmoty musí být vyšší než hustota běžné hmoty.
...Pro "zpracování" systému dvou spojených polírových rovnic popisujeme dva vesmírné listy pomocí metrik nazývaných Robertson-Walkerovy metriky. Jedná se o riemannovskou metriku, která zahrnuje dvě předpoklady homogenity a izotropie, tedy je to ta metrika, která v případě jednoho vesmíru vede ke Friedmannovým řešením.
...Zavádíme dva měřítka R(t) a R(t). Jsou to charakteristické rozměry spojené s každým z dvou vesmírů.
...Problém se týká počátečních podmínek. Předpokládáme, že "na začátku" (ale tento pojem bude později znovu zvážen a komentován), parametry obou vesmírů jsou stejné (r = r*, p = p*). Za těchto podmínek T = T* a pole rovnice se stávají:
S = S* = 0
Řešení je pak:
R = R* = ct
Lineární roztažení ve dvou vesmírech.
...Okamžitý námitka: co s nukleosyntézou, s tvorbou hélia, například? Lineární roztažení by bylo příliš pomalé. Pokud se vrátíme do minulosti, jako v standardním modelu, dostaneme se do podmínek, kdy je teplota dostatečná pro sloučení vodíku na hélium (a ghost-hydrogenu na ghost-helium).
...V standardním modelu, Friedmanův model je rychlost roztažení, v rané fázi, která zmrzne reakci a zabrání tomu, aby se celý vodík přeměnil na hélium.
...Zbavme se odpovědi na tuto otázku později, řekneme jen, že režim vývoje se liší podle toho, zda dominuje hmota nebo záření. Začněme se zabývat "fází hmoty", kdy příspěvek záření se stane zanedbatelným (v standardním modelu to odpovídá t = 500 000 let).
...Potom se ukáže, že tento režim lineárního roztažení R = R* = ct je nestabilní. Jeden z dvou vesmírů vidí své roztažení zrychlit, zatímco v druhém se zpomalí. [Viz na webu: Geometrická fyzika A, 4, 1998, sekce 2.]
...Předpokládáme, že to je právě náš vlastní vesmír, který vidí své roztažení zrychlit.
...Viděli jsme výše, že Hubbleho konstanta je spojena s tečnou ke křivce R(t). V standardním modelu, s kosmologickou konstantou rovnou nule:
S tímto novým modelem máme:
...Přerušovaná čára znázorňuje křivku, která by odpovídala standardnímu modelu. Zjistíme, že v porovnání s ním, vesmír starší. Ve skutečnosti, v této nestabilitě dvou společných roztažení, ghost vesmír se chová, jako by náš posouval dopředu, zatímco náš vesmír jej brzdí.
...Ghost vesmír se chová... jako kosmologická konstanta. Jeho účinek je podobný tomuto záhadnému "odpuzujícímu vlastnostem vakua".
...Bylo čas, kdy mnoho lidí věřilo, že rtut vstupuje do barometrů, protože příroda měla strach z vakua.
A dnes už vakuum není děsivé: stalo se odpuzujícím
...Tato teorie dvou interagujících vesmírů poskytuje interpretaci, která má výhodu být méně esoterická, nikdo neví, co je strach z vakua. Přesto, vesmír, který má tendenci zrychlit, zůstává dosti blízko lineárnímu zákonu, což umožňuje zvážit dosti široký rozsah scénářů roztažení, které by odpovídaly problému věku nejstarších hvězd naší galaxie.
...Jak vybrat mezi tím nebo oním scénářem společného roztažení R(t) a R*(t), spojeného prostřednictvím dvou navzájem spojených diferenciálních rovnic? [Viz na webu: *rovnice (37-a) a (37-b) Geometrická fyzika A, 4, *1998.]
Zpět na vědecký obsah Zpět na úvodní stránku
../../bons_commande/bon_global.htm
.
