космология двойных вселенных Космология двойных вселенных (с. 6)
7) Модель с «переменными постоянными».
...Гипотеза постоянства так называемых физических постоянных впервые была оспорена Милном [15]. Затем другие авторы: П.А. Дирак [16 и 17], Ф. Хойл и Дж. В. Нарликар [18], В. Кануто и Дж. Лоденквай [19], Т.К. Ван Фландерн [20], В. Кануто и С.Х. Хсиэ [20], А. Жуль [21], разработали идеи, в основном основанные на изменении G. Временно зависящее G также рассматривалось Брансом и Дикке [22]; временно зависящий e рассматривался Ратрой [23]. Гут [24], Сугияма и Сато [25] и Йоши и Сато [26] рассматривали временную переменную космологическую постоянную. В общем, эти подходы фокусируются на изменении определенного количества «постоянных», а не всех постоянных, в совокупности, как это развито в данной статье. Г. Ривс [27] изучал влияние поочередного изменения постоянных. В.С. Троисткий [28] впервые в 1987 году предложил возможность изменения c, и, в общем, всех «постоянных», но, выбрав ведущий параметр, он просто попытался подогнать различные показатели, связанные с априорными полиномиальными эмпирическими законами, чтобы соответствовать наблюдениям.
...В этой статье мы построим космологию, где все «постоянные» изменяются совместно. Это будет согласовано с уравнением поля (1). Мы будем искать законы, которые позволяют уравнениям физики быть инвариантными, так что эти изменения не могут быть обнаружены в локальных лабораторных экспериментах. Эти уравнения следующие:
Уравнение Шредингера:
(30)
Уравнение Больцмана:
(31)
где f — функция распределения скорости v, r = (x,y,z), t — время, (g, a, w) — классические параметры столкновения двойной частицы.
Уравнение Пуассона (новое) для гравитации (см. ссылка [1]):
(32) D f = 4 p G ( r - r*)
r — плотность массы в нашем складке Вселенной, а r* — плотность массы в складке-близнеце.
Уравнение поля (новое)
(33) S = c ( T - T*)
где:
(34)
— постоянная Эйнштейна, G — «постоянная» гравитации, а c — скорость света.
Уравнения Максвелла:
(35)
(36)
(37) Ñ . B = 0
(38)
E и B — соответственно электрическое и магнитное поля. Мы рассматриваем уравнения Максвелла для нейтральной среды, так как мы предполагаем, что Вселенная электрически нейтральна. Эти уравнения не все независимы. Например, уравнение Пуассона для гравитации (32) следует из уравнения поля (33), см. [1].
...Вводя характерную длину R и характерное время T, мы можем записать эти характерные уравнения в безразмерной форме:
Уравнение Шредингера (30), с:
(39)
(40)
становится:
(41)
Уравнение Больцмана (31), с:
(42) v = c **z ** r = R **x **g = c g a = R a
(43)
(44)
(45
становится:
(46)
Уравнение Пуассона для гравитационного потенциала (32), с:
(47)
(48)
становится:
(49)
Уравнения Максвелла (35), (36), (37), (38), с:
(50) (ga3256)
где e — электрический заряд (мы предполагаем, что количество электрических зарядов сохраняется), становятся:
(51)
(52)
(53) d . b = 0
(54)
В этих уравнениях мы находим определенное количество физических постоянных:
(55) h , m , c , G