cosmología gemela
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****Todo el dossier, en pdf, compilado por un lector, Alain Schamp (diciembre 2007 )
El problema de la edad del universo.
...Por supuesto, tratamos de relacionar lógicamente estos diferentes trabajos. Argumentos relacionados con la descripción de la evolución de estos dos universos gemelos nos llevan, por ejemplo, a la conclusión de que la densidad promedio de la materia fantasma debe ser mayor que la de la materia.
...Para "tratar" el sistema de las dos ecuaciones de campo acopladas, describimos los dos universos mediante métricas llamadas de Robertson Walker. Se trata de la métrica riemanniana que incorpora las dos hipótesis de homogeneidad e isotropía, por lo tanto, es ella la que, en el caso de un solo universo, conduce a las soluciones de Friedmann.
...Introducimos dos factores de escala R(t) y R(t). Son las dimensiones características relacionadas con cada uno de los dos universos.
...El problema se refiere a las condiciones iniciales. Se supone "al principio" (pero esta palabra será posteriormente reutilizada y comentada) que los parámetros de los dos universos son idénticos (r = r*, p = p*). Bajo estas condiciones T = T* y las ecuaciones de campo se convierten en:
S = S* = 0
La solución es entonces:
R = R* = ct
Una expansión lineal en ambos universos.
...Objeción inmediata: ¿qué pasa con la nucleosíntesis, la síntesis del helio, por ejemplo? Una expansión lineal sería demasiado lenta. Si retrocedemos en el tiempo, como en el modelo estándar, llegamos a condiciones donde la temperatura es suficiente para corresponder a la fusión del hidrógeno en helio (y del hidrógeno fantasma en helio fantasma).
...En el modelo estándar, el modelo de Friedmann es la rapidez de la expansión, en la fase primordial, que congela la reacción y evita que todo el hidrógeno se convierta en helio.
...Reservamos responder a esta pregunta más tarde diciendo simplemente que el modo de evolución es diferente según que la materia o la radiación predominen. Comencemos por ocuparnos de la "fase de materia", cuando la contribución de la radiación se vuelve despreciable (en el modelo estándar esto corresponde a t = 500.000 años).
...Entonces se demuestra que este modo de expansión lineal R = R* = ct es inestable. Uno de los dos universos ve su expansión acelerarse, mientras que en el otro se ralentiza. [Véase en el sitio: Geometrical Physics A , 4 , 1998, sección 2.]
...Suponemos que es nuestro propio universo el que ve su expansión acelerarse.
...Hemos visto anteriormente que la constante de Hubble está relacionada con la tangente a la curva R(t). En el modelo estándar, con una constante cosmológica igual a cero:
Con este nuevo modelo, tenemos:
...La línea punteada representa la curva que correspondería al modelo estándar. Se observa, en comparación con éste, un envejecimiento del universo. En realidad, en esta inestabilidad de las dos expansiones conjuntas, el universo fantasma se comporta como si impulsara hacia adelante al nuestro, que, por el contrario, lo frena.
...El universo fantasma se comporta... como una constante cosmológica. Su efecto es similar a este misterioso "poder repulsivo del vacío".
...Hubo un tiempo en que mucha gente creía que el mercurio subía en los barómetros porque la naturaleza tenía miedo del vacío.
Ahora el vacío ya no es horrible: se ha vuelto repulsivo
...Esta teoría de los dos universos en interacción proporciona una interpretación que tiene la ventaja de ser menos esotérica, nadie sabe qué es el miedo al vacío.
Siendo así, el universo que tiende a acelerar sigue siendo bastante cercano a la ley lineal, lo que permite considerar un amplio abanico de escenarios de expansión que se ajustarían a este problema de la edad de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia.
...¿Cómo elegir entre tal o cual escenario de expansión conjunta R(t) y R*(t), vinculados a través de dos ecuaciones diferenciales acopladas? [Véase en el sitio: *las ecuaciones (37-a) y (37-b) de Geometrical Physics A, 4, *1998.]
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