双子宇宙宇宙論 物質 電磁物質 天体物理学。2 :
共役定常状態メトリクス。正確な解。
- (p1)*
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数学的に、提示された解は影のないものです。単に、場の式における入力圧力を無視しただけです。テンソル** T** は次のようになります：
これは次を意味します：
p は、次元的に、ジュール毎立方メートルのエネルギー密度です。rc2 も同じです。もし媒質が気体であれば、これは例えば、圧力が熱的激震の平均速度 に関連する運動エネルギー密度の測定を意味します。内部の媒質が理想気体とみなせると仮定しましょう。すると、物質の圧力は次のように書けます：
ここで、行った近似は、物体内の熱的激震速度が相対論的でないことを仮定することに他なりません。このモデルは、通常の天体、例えば対称性のある球状で自転しない星を記述するのに適しています。この解は、以前に開発されたものとは異なり、例えばAdler、Schiffer、Bazinの『一般相対性理論入門』（1975年、Mac Graw Hill books）に記述されています。この解は、まず圧力がゼロでない媒質を扱うように設計されています。星の表面でp = 0として、外部メトリクスと内部メトリクスを接続します。すると、次のメトリクスが得られます：
ここで注目すべきは、もし次のように級数展開を仮定すれば：
このメトリクスと私たちのメトリクスは漸近的に一致します。いずれにしても、圧力がゼロでない場合、p = p(r) という状態方程式が欠けていることになります。しかし、この作業により有名なTOV方程式（Tolmann、Oppenheimer、Volkov）が得られます。これは、p、p'、r の関数である微分方程式で、p' は圧力の空間微分を表します。
m は関数 m(r) です：
（記事または書籍を参照）。この方程式は、中性子星の内部を記述するために古典的に使用されます。ここで、r は定数（約1016 g/cm3）と仮定されます。これにより、圧力の変化を示す微分方程式が得られます。注目すべきは、中性子星の質量が増加するとき、密度が一定であると仮定されるため、中性子の集積が圧縮不可能とされているにもかかわらず、中心の圧力が無限大になる最初の臨界点が現れることです。そのとき、星の半径はまだシュワルツシルト半径より大きいままです。もちろん、私たちはこの二つの共役メトリクスに類似した解を実装しようと試みました。物理的には、この問題は困惑をもたらします。例えば、星が含まれるシート（例えば、私たちのシートF）では、圧力場と中性子星内の密度を記述する二つのスカラー関数 p(r) と r(r) が存在します。ここで、r(r) = 定数と仮定されます。このシートの幾何学が次の式から導かれる場合：
S* = - c T
これらの要素 p(r) と r(r) は、右辺に現れます。しかし、このシートは空である（r* = 0）と仮定され、圧力もゼロ（p* = 0）です。しかし、選ばれた構造、つまり二つの場の式の連立方程式により、これらの項は他のシートの幾何学に寄与します。
通常の機械を用いるとき、最終的には古典的な形式から単に r を -r に、p を -p に置き換えることで得られる類似の式が得られます。TOV方程式もまた得られます。しかし、この微分方程式は、必ずしも同じ解をもたらさなければなりません。異なる二つの微分方程式が p(r) を与えてはなりません。しかし、最終的に得られる方程式は異なります。これは単に次の全体的な変換に対応します：
p ---> - p r ---> - r m ---> - m
ただし、m ---> - m
しかし、TOV微分方程式はこの変換に対して不変ではなく、結果として：
（分母のマイナス符号がプラスに変わります）。したがって、このアプローチでは圧力がゼロでない解は存在しないことになります。遠くから見れば、この結果は私達を落胆させますが、この問題は別の方法で扱うべきであるという指針であると考えています。これは、中性子星における臨界性の研究に関する今後の作業で試みる予定です。私たちは放射時代のモデルを開発し、これは「Geometrical Physics A」の論文に該当し、物理定数が放射圧の値に「インデックス」されていると仮定しています。標準モデルにおいて、結合の時代より前の時期に戻ると、圧力の寄与が無視できなくなるだけでなく、その寄与は放射に起因するものになります。これは、物理定数が電磁エネルギー密度、つまり放射圧に依存することを意味します。
したがって、私たちは中性子星の研究を開始し、次の項：
が r に対して無視できなくなるように仮定しました。このとき、物理定数（G、h、c、中性子の質量、および他の定数）が、局所的な圧力の値に依存すると仮定しています（この解は、平衡状態で定常と仮定されています）。中性子星の臨界性への入門は、中心の圧力の急上昇から始まり、この観点から、局所的な光速度 c も上昇すると考えられます。したがって、c が無限大になる条件は、星の中心で時空のトポロジーの破綻と伴うべきです。p と c が有限である限り、これは超球面であり、中性子星を中心まで「むし」ることができます。常に物質があり、同じシートにいます。しかし、私たちはこの方向で作業しており、局所的な c の値が無限大に上昇することにより、トポロジーが変化し、中性子星の中心の幾何学が変化し、「超トーラス的なブリッジ」が出現し、二つのシート間の通過が生じるはずです。このブリッジを通じて、物質は相対論的速さで流れます。私たちは二つの可能なオプションを検討しました。一つは、物質の供給が中性子星を比較的ゆっくりと臨界状態に導く（例えば、伴星の星風の吸収など）ことで、この超トーラスブリッジが準定常状態を生み出し、過剰な物質を伴星から受け取る中性子星がこの通過経路を通じて連続的に排出する可能性があります。
しかし、第二のオプションとして、より速い供給で、より急激な臨界状態への進入（例えば、二つの中性子星からなる二重星系の合体など）が考えられます。この場合、定常性または準定常性は言えなくなり、より推測的なシナリオを構築する必要があります。つまり、一部の質量が他のシートへと超空間的に迅速に移動するというものです。
