Kosmologie dvojích vesmírů (s. 11)
- Problém emise světla
...
Předpokládejme, že produkce energie světelných zdrojů probíhá prostřednictvím srážek. Frekvence srážek lze zapsat takto:
(103)
n je číselná hustota, Q je účinný průřez srážky a v je tepelná rychlost. Předpokládejme, že všechny tyto veličiny dodržují náš soubor vztahů, tedy:
(104)
což vede k:
...
Předpokládejme nyní, že charakteristické množství energie Ei pro tuto reakci produkce energie se mění jako R(t).
Rychlost emise energie se pak mění jako:
(105)
...
Tak by byla rychlost emise v minulosti vyšší. Jelikož v tomto modelu je energie zachována během letu fotonu, přijímač by měřil vyšší jasnost, která by se měnila jako (1+z)1/2.
...
Pokud se podíváme na data prezentovaná Barthelem a Mileym a vyneseme Log (P) - 0.5 Log (1+z), najdeme něco poměrně konstantního.
- Některé poznámky o dalších možných porovnáních s observačními daty.
15.1)
Lokální relativistické efekty.
...
Z klasického modelu obecné teorie relativity bylo vymyšeno velké množství testů. První se věnovaly lokálním testům, jako je precese perihelia Merkuru nebo časové zpoždění radarových ozvěn. Neexistuje žádná apriori neslučitelnost mezi těmito testy a současným modelem. Vskutku, podle výsledků numerických simulací je hustota hmoty v oblasti dvojitého záhybu odpovídající okolí Slunce silně zředěná, protože antipodální hmotnost je odpudivě vytlačována hmotností. Druhý člen pravé strany rovnice (1) lze tedy zanedbat:
(106)
S = c ( T
- A(
T) )
» c T
takže lokálně by se Einsteinova rovnice stala aproximovaným tvarem rovnice (1). Za těchto podmínek, z rovnice (1), znovu nacházíme klasické lokální observační charakteristiky, jako je posun perihelia, atd.
15.2) O testech v silném poli z binárních pulsarů.
...
Pulsar je předpokládán jako objekt nacházející se v naší galaxii. Pokud znovu předpokládáme, že antipodální hmota je velmi zředěná v conjugovaném sousedním záhybu, rovnice pole se stává:
(107)
S
» c T
tj. Einsteinova rovnice. Pozorované efekty [30] se pak shodují jak s rovnicí (1), tak s rovnicí (2).
- Problém elektromagnetismu a další charakteristiky fyziky.
...
Navrhujeme nový kosmologický model. Jak bylo řečeno dříve, tento model v zásadě neobsahuje elektromagnetické ani silné či slabé interakční jevy, stejně jako klasický model. Pouze plně sjednocená teorie pole by se tím mohla zabývat. Za těchto podmínek je legitimné pokusit se aplikovat kalibrační analýzu na nabité částice, tedy vidět, jak by se Bohrův poloměr mohl měnit v závislosti na R? To je sporné (proto byla tato otázka autorem prozkoumána ve formálním článku [13], oddíl 9). Totéž platí pro silné a slabé interakce a jejich příslušné charakteristické délky (aby byla dána nová a úplná popis kosmické evoluce, včetně nukleosyntézy, bylo by třeba v tomto modelu s konstantní energií zavést příslušné časově závislé „konstanty“).
Osobně si myslím, že kosmologický model je daleko od dokončení. Například takzvaná kosmologická konstanta L by mohla být přidána, podle návrhu J.M. Souriau:
(108)
S = c ( T + L g
- A(
T) -
LA(
g ))
nebo:
(109)
S = c ( T + L g - T
L g *)
kde
T*
a
g* =
A(
g )
jsou příslušně tenzor napětí a metrický tenzor asociovaný s conjugovanou antipodální oblastí.
...
Tato práce pouze naznačuje, že geometrie vesmíru by mohla být poněkud odlišná od našeho standardního pohledu. Možná by bylo možné zkonstruovat sjednocený model (gravitace plus elektromagnetismus), zavedením komplexních tenzorů S, T a A(T) do rovnice (1). Na druhou stranu, lze přejít od geometrie S3 x R1 k dvojité geometrii založené na pokrytí projektivního prostoru P4 sférou S4. Pak by možná bylo možné zabývat se CPT symetrií a tedy zohlednit dualitu hmoty-antihmoty (antipodální hmota by se chovala jako antihmota a stala by se ztracenou „kosmologickou antihmotou“, jak navrhli Andrei Sacharov a Novikov v roce 1967 [36,37] a autoři [38,39 a 402]). Ale musíme přiznat, že je to obtížný matematický úkol.
...
V modelu Kaluzy uvažujeme 5-rozměrnou varietu. Pak může být zaveden elektromagnetismus, i když nikdo přesně neví, co tato pátá dimenze představuje. Poznamenejme, že na lokální úrovni je model ekvivalentní modelu Kaluzy s pátou dimenzí omezenou na hodnoty ± 1.
V tomto modelu má rovnice Klein-Gordon stejný status jako v klasické obecné teorii relativity.