1
Het volledige bestand, in pdf, samengesteld door een lezer, Alain Schamp (december 2007)
Het probleem van de leeftijd van het universum.
Natuurlijk proberen we deze verschillende werken logisch met elkaar te verbinden. Argumenten die gerelateerd zijn aan de beschrijving van de evolutie van deze twee tweelinguniversa leiden ons bijvoorbeeld tot de conclusie dat de gemiddelde dichtheid van ghost materie groter moet zijn dan die van de materie.
Om "te behandelen" het systeem van de twee gekoppelde veldvergelijkingen beschrijven we de twee universa met metrieken die bekend staan als de Robertson Walker metrieken. Het gaat om de riemannse metriek die de twee aannames van homogeniteit en isotropie integreert, dus het is deze metriek die in het geval van één universum leidt tot de Friedmann oplossingen.
We introduceren twee
schaalfactoren
R(t) en R*(t).
Het zijn de kenmerkende afmetingen die gerelateerd zijn aan elk van de twee universa.
Het probleem betreft de beginvoorwaarden. Men veronderstelt "aan het begin" (maar dit woord zal later opnieuw worden opgepakt en besproken) dat de parameters van de twee universa gelijk zijn (
r = r
- , p = p*). Under deze omstandigheden
T = T *
en de veldvergelijkingen worden:
S = S
- = 0
De oplossing is dan:
R = R* = ct
Een lineaire uitbreiding in beide universa.
Directe bezwaar: wat is met de nucleosynthese, de synthese van helium, bijvoorbeeld? Een lineaire uitbreiding zou veel te traag zijn. Als we de tijd teruggaan, zoals in het standaardmodel, komen we uit op omstandigheden waarin de temperatuur voldoende is om de fusie van waterstof tot helium te laten plaatsvinden (en van ghost-waterstof tot ghost-helium).
In het standaardmodel, het Friedmann-model, is het de snelheid van de uitbreiding, in de vroege fase, die de reactie bevriest en voorkomt dat al het waterstof in helium wordt omgezet.
We zullen ons antwoord op deze vraag voor later bewaren, en zeggen simpelweg dat het evolutieproces verschillend is, afhankelijk van of materie of straling overheersend is. Laten we beginnen met de "materiefase", wanneer de bijdrage van straling verwaarloosbaar wordt (in het standaardmodel komt dit overeen met t = 500.000 jaar).
Dan blijkt dat deze lineaire uitbreidingsmodus
R = R* = ct
onstabiel is. Een van de twee universa ziet zijn uitbreiding versnellen, terwijl deze in het andere vertraagt. [Zie op de site:
Geometrical Physics A,
4
, 1998, sectie 2.
]
We veronderstellen dat het onze eigen universum is dat zijn uitbreiding versnelt.
We hebben hierboven gezien dat de Hubble-constante gerelateerd is aan de helling van de curve R(t). In het standaardmodel, met een kosmologische constante gelijk aan nul:
Met dit nieuwe model hebben we:
De gestreepte lijn geeft de curve weer die overeenkomt met het standaardmodel. Men ziet dat deze lijn ouder is dan het standaardmodel. In feite gedraagt het ghost-universum zich, in deze onstabiliteit van de twee gezamenlijke uitbreidingen, alsof het ons universum vooruitdrijft, terwijl het daarentegen vertraagt.
Het ghost-universum gedraagt zich... als een kosmologische constante. Zijn effect is vergelijkbaar met dat mysterieuze "afstotende vermogen van het vacuüm".
Er was een tijd waarin veel mensen geloofden dat kwik in barometers stijgt omdat de natuur het vacuüm haat.
Vandaag is het vacuüm niet meer afschrikwekkend: het is geworden afstotend
Deze theorie van de twee in wisselwerking staande universa biedt een interpretatie die het voordeel heeft minder esoterisch te zijn, niemand weet immers wat het "gevoel van de natuur voor het vacuüm" is.
Dat gezegd, blijft het universum dat de neiging heeft te versnellen nogal dicht bij de lineaire wet, waardoor men een vrij breed scala aan uitbreidings-scenario's kan overwegen die passen bij het probleem van de leeftijd van de oudste sterren in ons melkwegstelsel.
Hoe kiest men tussen zo'n of zo'n scenario van gezamenlijke uitbreidingen
R(t) en R*(t)
, die verbonden zijn via twee gekoppelde differentiaalvergelijkingen? [Zie op de site:
de vergelijkingen (37-a) en (37-b) van Geometrical Physics A,
4
,
1998.]
Terug naar het onderdeel van deze inleiding in de gecombineerde kosmologie
Volgende pagina