Kosmologie dvojčatových vesmírů (s. 9)
- Problém kosmologického horizontu.
...
Klasicky je kosmologický horizont definován jako ct, což vytváří paradox. Pozorovaný vesmír je na velkých škálách velmi homogenní. Pokud porovnáme charakteristickou vzdálenost R(t) (například průměrnou vzdálenost mezi částicemi) s horizontem, dostaneme:
Obrázek 17: Porovnání vývoje charakteristické délky vesmíru s kosmologickým horizontem v modelu Einsteina-de Sittera.
V současném modelu se kosmologický horizont stává následujícím integrálem:
(87)
Obrázek 18: Porovnání vývoje charakteristické délky R vesmíru s kosmologickým horizontem v současném modelu. Obě mají stejný časový průběh.
...
Pokud byl vesmír na počátku homogenní, srážkový proces, který je vždy přítomen, se snaží tuto homogenitu zachovat. Pokud homogenní nebyl, snaží se ji vytvořit. To představuje alternativu k teorii inflace.
...
Tento vztah mezi R
» t 2 / 3
nelze považovat za proces expanze, ale za důsledek sekulární variace fyzikálních konstant, za kalibrační proces, jehož jediným pozorovatelným efektem je rudý posun.
- Vztah s geometrií Robertsona-Walkera.
Vše toto je kompatibilní s řešením (34), pokud dáme následující nestandardní definici kosmického času:
(88)
Rozměr konstanty je:
(88b)
V standardní definici kosmického času od
t = konstanta × x° (x° = ct)
je rozměr konstanty
(88t)
- Entropie jako lepší chronologický marker.
...
Podrobný výpočet entropie na baryon, definovaný jako:
(89)
kde f je funkce rozdělení rychlostí, byl uveden v předchozím článku s „proměnlivými konstantami“. Viz [13], oddíl 2.
...
V důsledku toho jsme zjistili:
(90)
...
Pokud je R(t) rostoucí funkcí t, kosmická entropie roste stejně jako kosmický čas. V laboratorních experimentech obvykle spojujeme entropii s časem a považujeme, že podle druhého principu není možný žádný striktně izentropický jev. Považujeme, že tok času závisí na změně entropie. V klasickém modelu je poněkud paradoxní, že tak obrovská změna času by byla doprovázena nulovou změnou entropie. V současném modelu, když se čas t blíží nule, s se blíží k -∞.
...
Máme s = konstanta × Log t. Pokud změníme měření entropie (změnou hodnoty konstanty) a zapíšeme:
(91)
dostaneme:
(92)
dt = 3/2 t d s
Vraťme se k metrice Robertsona-Walkera.
(92b)
Dostaneme, s R = 3/2 ct:
(93)
V reprezentaci { entropie, prostorové proměnné } se metrika stává konformně plochou a máme:
Obrázek 19: Vývoj poloměru zakřivení R vesmíru v závislosti na entropii.
...
V klasickém popisu (t, s) má fyzik potíže s definicí hmotné hodiny, když se t blíží nule, protože rychlosti částic se blíží c. V kosmologickém modelu s proměnlivými konstantami entropie na baryon (99) již není konstantní a nikdy nepřestává popisovat události vesmíru. Všimněte si, že v popisu (s, s) problém původu vesmíru zmizí. Kromě toho, pokud popíšeme vesmír v fázovém prostoru (poloha plus rychlost), zjistíme, že příslušný charakteristický hypervolumen R³c³ se mění jako t.