близнецовая космология
| 1 |
|---|
****Весь доклад в формате pdf, собранный читателем, Ален Шамп (декабрь 2007 г.)
Проблема возраста Вселенной.
...Конечно, мы пытаемся логически связать эти различные работы. Аргументы, связанные с описанием эволюции этих двух близнецовых вселенных, приводят нас, например, к выводу, что средняя плотность "призрачной" материи должна быть выше, чем плотность обычной материи.
...Для "решения" системы из двух связанных уравнений поля мы описываем два листа вселенной с помощью метрик Робертсона-Уокера. Это риманова метрика, которая включает в себя два предположения об однородности и изотропии, поэтому именно она, в случае одной вселенной, приводит к решениям Фридмана.
...Мы вводим два масштабных фактора R(t) и R(t). Это характерные размеры, связанные с каждой из двух вселенных.
...Проблема касается начальных условий. Предполагается, что "в самом начале" (но это слово впоследствии будет пересмотрено и прокомментировано) параметры двух вселенных одинаковы (r = r*, p = p*). В этих условиях T = T* и уравнения поля становятся:
S = S* = 0
Решение тогда:
R = R* = ct
Линейное расширение в обеих вселенных.
...Мгновенное возражение: что насчет нуклеосинтеза, синтеза гелия, например? Линейное расширение было бы слишком медленным. Если мы возвращаемся во времени, как в стандартной модели, мы приходим к условиям, где температура достаточно высока, чтобы соответствовать синтезу водорода в гелий (и "призрачного" водорода в "призрачный" гелий).
...В стандартной модели, модель Фридмана — это скорость расширения, в первоначальной фазе, которая замораживает реакцию и не позволяет всем водороду превратиться в гелий.
...Мы оставим ответ на этот вопрос на потом, просто сказав, что режим эволюции различен, в зависимости от того, преобладает ли материя или излучение. Начнем с "фазы материи", когда вклад излучения становится незначительным (в стандартной модели это соответствует t = 500 000 лет).
...Тогда показано, что этот режим линейного расширения R = R* = ct нестабилен. Один из двух вселенных видит ускорение расширения, тогда как в другом оно замедляется. [См. на сайте: Geometrical Physics A, 4, 1998, раздел 2.]
...Мы предполагаем, что именно наша собственная вселенная видит ускорение расширения.
...Мы видели выше, что постоянная Хаббла связана с касательной к кривой R(t). В стандартной модели, с космологической постоянной, равной нулю:
С новой моделью у нас:
...Пунктирная линия показывает кривую, соответствующую стандартной модели. Замечено, по сравнению с ней, старение Вселенной. На самом деле, в этой нестабильности двух совместных расширений, "призрачная" Вселенная ведет себя так, как будто она ускоряет нашу, в то время как наша, напротив, замедляет ее.
..."Призрачная" Вселенная ведет себя... как космологическая постоянная. Ее эффект похож на это загадочное "отталкивающее свойство вакуума".
...Было время, когда многие люди думали, что ртуть поднимается в барометрах, потому что природа ненавидит вакуум.
Сегодня вакуум уже не ужасен: он стал отталкивающим
...Эта теория двух взаимодействующих вселенных предоставляет интерпретацию, которая имеет преимущество быть менее эзотерической, никто не знает, что такое страх перед вакуумом.
Тем не менее, вселенная, которая склонна к ускорению, остается достаточно близкой к линейному закону, что позволяет рассмотреть довольно широкий спектр сценариев расширения, которые соответствовали бы проблеме возраста самых старых звезд нашей галактики.
...Как выбрать между тем или иным сценарием совместного расширения R(t) и R*(t), связанным через две связанные дифференциальные уравнения? [См. на сайте: *уравнения (37-a) и (37-b) из Geometrical Physics A, 4, *1998.]
Вернуться к оглавлению наука Вернуться на главную страницу
../../bons_commande/bon_global.htm
.
