космология двойной вселенной

Космология двойных вселенных (с. 6)

Модель с «переменными постоянными».

...

Гипотеза постоянства так называемых физических постоянных впервые была подвергнута сомнению 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. Временная зависимость G также рассматривалась Брансом и Дикке [22]; временная зависимость e — 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 числа «постоянных», а не всех постоянных, в совокупности, как это разработано в данной статье. Г. Ривс [27] изучал влияние поочередного изменения постоянных. В.С. Троицкий [28] впервые в 1987 году предложил возможное изменение c, и, более общим образом, всех «постоянных», но, выбрав ведущий параметр, он просто пытался подогнать различные показатели, связанные с априорными полиномиальными эмпирическими законами, чтобы соответствовать наблюдательным данным.

...

В данной статье мы построим космологическую модель, где все «постоянные» изменяются совместно. Это будет согласовано с уравнением поля (1). Мы будем искать законы, которые позволяют уравнениям физики оставаться инвариантными, так что эти изменения не могут быть обнаружены в локальных лабораторных экспериментах. Эти уравнения следующие:

Уравнение Шредингера:

(30)

Уравнение 30

Уравнение Больцмана:

(31)

Уравнение 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)

Уравнение 34

— постоянная Эйнштейна, G — «постоянная» гравитации, а c — скорость света.

Уравнения Максвелла:

(35)

Уравнение 35

(36)

Уравнение 36

(37)

Ñ. B = 0

(38)

Уравнение 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 характеристические уравнения в безразмерной форме:

Уравнение Шредингера (30), с:

(39)

Уравнение 39