Kosmologie der Zwillinguniversen (S. 9)
- Das Problem des kosmologischen Horizonts.
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Klassisch wird der kosmologische Horizont als ct definiert, was ein Paradoxon darstellt. Das beobachtete Universum ist auf großer Skala sehr homogen. Wenn wir eine charakteristische Distanz R(t) (zum Beispiel den mittleren Abstand zwischen den Teilchen) mit dem Horizont vergleichen, erhalten wir:
Abbildung 17: Vergleich der Entwicklung der charakteristischen Länge des Universums mit dem kosmologischen Horizont in einem Einstein-de Sitter-Modell.
Im aktuellen Modell wird der kosmologische Horizont zu folgendem Integral:
(87)
Abbildung 18: Vergleich der Entwicklung der charakteristischen Länge R des Universums mit dem kosmologischen Horizont im aktuellen Modell. Sie zeigen die gleiche zeitliche Veränderung.
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Wenn das Universum anfangs homogen war, tendiert der kollisionsprozess, der stets vorhanden ist, dazu, diese Homogenität zu erhalten. Wenn es nicht homogen war, tendiert es dazu, sie zu glätten. Dies stellt eine Alternative zur Inflationstheorie dar.
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Diese Beziehung zwischen R
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t 2 / 3
sollte nicht als Expansionsprozess betrachtet werden, sondern als Folge der sekularen Variation der physikalischen Konstanten, ein Skalenprozess, dessen einziger beobachtbarer Effekt der Rotverschiebung ist.
- Der Zusammenhang mit der Robertson-Walker-Geometrie.
Alles dies ist mit der Lösung (34) vereinbar, wenn wir die folgende nicht-standardmäßige Definition der kosmischen Zeit geben:
(88)
Die Dimension der Konstanten ist:
(88b)
In der standardmäßigen Definition der kosmischen Zeit aus
t = Konstante × x° (x° = ct), ist die Dimension der Konstanten
(88t)
- Entropie als bessere chronologische Markierung.
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Die detaillierte Berechnung der Entropie pro Baryon, wie durch definiert:
(89)
wobei f die Geschwindigkeitsverteilungsfunktion ist, wurde in einem früheren Artikel mit „variablen Konstanten“ gegeben. Siehe [13], Abschnitt 2.
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Als Ergebnis haben wir gefunden:
(90)
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Wenn R(t) eine zunehmende Funktion von t ist, wächst die kosmische Entropie wie die kosmische Zeit. In Laborversuchen verknüpfen wir die Entropie meist mit der Zeit und betrachten, dass gemäß dem zweiten Prinzip kein streng isentrope Phänomen möglich ist. Wir betrachten, dass der Zeitfluss von der Entropieänderung abhängt. Im klassischen Modell ist es etwas paradox, zu bemerken, dass eine so enorme Veränderung der Zeit mit keiner Veränderung der Entropie einhergeht. Im aktuellen Modell nähert sich die Zeit t dem Wert Null, während die Entropie s gegen -∞ geht.
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Wir haben s = Konstante × Log t. Wenn wir die Messung der Entropie ändern (die Wert der Konstanten verändern) und schreiben:
(91)
erhalten wir:
(92)
dt = 3/2 t d s
Zurück zur Robertson-Walker-Metrik.
(92b)
Wir erhalten, mit R = 3/2 ct:
(93)
In der Darstellung {Entropie, Raumvariablen} wird die Metrik konform flach und wir haben:
Abbildung 19: Entwicklung des Krümmungsradius R des Universums in Abhängigkeit von der Entropie.
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In der klassischen Beschreibung (t, s) hat der Physiker Schwierigkeiten, eine materielle Uhr zu definieren, wenn t gegen Null geht, da die Geschwindigkeiten der Teilchen gegen c tendieren. In einem „kosmologischen Modell mit variablen Konstanten“ ist die Entropie pro Baryon (99) nicht mehr konstant und beschreibt niemals aufhört, die Ereignisse des Universums. Beachten Sie, dass bei einer (s, s)-Beschreibung das Problem der Ursprung des Universums verschwindet. Außerdem, wenn wir das Universum in einem Phasenraum (Position plus Geschwindigkeit) beschreiben, finden wir, dass das zugehörige charakteristische Hypervolumen R³c³ wie t variiert.