1
Cały dossier, w formacie pdf, skompilowany przez czytelnika, Alaina Schampa (grudzień 2007)
Problem wieku wszechświata.
Oczywiście staramy się logicznie powiązać te różne prace. Argumenty związane z opisem ewolucji tych dwóch bliźniaczych kosmosów prowadzą nas na przykład do wniosku, że średnia gęstość ghost matter musi być większa niż gęstość materii.
Aby „obsłużyć” układ dwóch sprzężonych równań pola, opisujemy oba arkusze wszechświatów za pomocą metryk zwanych metrykami Robertsona-Walkera. Chodzi o metrykę riemannowską, która integruje dwie hipotezy: jednorodności i izotropii, a więc to ona, w przypadku jednego wszechświata, prowadzi do rozwiązań Friedmanna.
Wprowadzamy dwa
czynniki skali
R(t) i R*(t).
Są to charakterystyczne wymiary związane z każdym z dwóch wszechświatów.
Problem dotyczy warunków początkowych. Zakłada się, że „na samym początku” (ale to słowo zostanie później podjęte i skomentowane) parametry obu wszechświatów są identyczne (
r = r
- , p = p*). W tych warunkach
T = T *
a równania pola przybierają postać:
S = S
- = 0
Rozwiązaniem jest wtedy:
R = R* = ct
Liniowa ekspansja w obu wszechświatach.
Natychmiastowy zarzut: co z nukleosyntezą, na przykład z syntezą helu? Liniowa ekspansja byłaby znacznie zbyt wolna. Jeśli cofniemy się w czasie, tak jak w modelu standardowym, dochodzimy do warunków, w których temperatura jest wystarczająca, by odpowiadać fuzji wodoru w hel (oraz ghost-wodoru w ghost-hel).
W modelu standardowym, w modelu Friedmana, to szybkość ekspansji w fazie pierwotnej zamraża reakcję i zapobiega przekształceniu całego wodoru w hel.
Zastrzeżmy sobie odpowiedź na to pytanie na później, mówiąc po prostu, że sposób ewolucji jest różny w zależności od tego, czy dominuje materia, czy promieniowanie. Zacznijmy od zajęcia się „fazą materii”, gdy wkład promieniowania staje się zaniedbywalny (w modelu standardowym odpowiada to t = 500 000 lat).
Pokazuje się wtedy, że ten liniowy tryb ekspansji
R = R* = ct
jest niestabilny. W jednym z dwóch wszechświatów ekspansja przyspiesza, podczas gdy w drugim zwalnia. [Zobacz na stronie:
Geometrical Physics A ,
4
, 1998, sekcja 2.
]
Zakładamy, że to nasz własny wszechświat doświadcza przyspieszającej ekspansji.
Widzieliśmy wyżej, że stała Hubble’a była związana ze styczną do krzywej R(t). W modelu standardowym, przy stałej kosmologicznej przyjętej jako równa zeru:
W tym nowym modelu mamy:
Linią kreskowaną oznaczono krzywą, która odpowiadałaby modelowi standardowemu. Zauważa się w stosunku do niego starzenie się wszechświata. W istocie, w tej niestabilności dwóch sprzężonych ekspansji wszechświat fantomowy zachowuje się tak, jakby popychał nasz do przodu, który z kolei go hamuje.
Ghost universe zachowuje się.... jak stała kosmologiczna. Jego efekt jest podobny do tej tajemniczej „odpychającej mocy próżni”.
Był czas, gdy wielu ludzi wierzyło, że rtęć podnosi się w barometrach, ponieważ natura brzydziła się próżnią.
Dziś próżnia nie jest już odrażająca: stała się odpychająca
Ta teoria dwóch
oddziałujących wszechświatów dostarcza interpretacji, która ma tę zaletę, że jest mniej ezoteryczna, nikt bowiem nie wie, czym jest owa groza próżni.
Tak czy inaczej, wszechświat, który ma tendencję do przyspieszania, pozostaje dość blisko prawa liniowego, co sprawia, że można rozważać dość szeroki wachlarz scenariuszy ekspansji, które pasowałyby do tego problemu wieku najstarszych gwiazd naszej galaktyki.
Jak wybierać między takim a innym scenariuszem sprzężonych ekspansji
R(t) i R*(t)
, powiązanych przez dwa sprzężone równania różniczkowe? [Zobacz na stronie:
równania (37-a) i (37-b) z Geometrical Physics A,
4
,
1998.]
Powrót do podspisu treści tego wprowadzenia do kosmologii bliźniaczej
Następna strona