İkiz evrenler kozmolojisi
İkiz Evrenler kozmolojisi (s 9)
10) Kozmolojik ufuk sorunu.
...Klasik olarak, kozmolojik ufuk ct olarak tanımlanır ve bu bir paradoksa yol açar. Gözlenen Evren, büyük ölçekte çok homojendir. Herhangi bir karakteristik R(t) mesafesini (örneğin parçacıklar arasındaki ortalama mesafeyi) ufukla karşılaştırırsak şunu elde ederiz: Şek. 17: Bir Einstein-de Sitter modelinde, Evren'in karakteristik uzunluğunun evriminin kozmolojik ufukla karşılaştırılması.
Mevcut modelde kozmolojik ufuk aşağıdaki integrale dönüşür:
(87)
Şek. 18: Mevcut modelde, Evren'in karakteristik uzunluğu R'nin evriminin kozmolojik ufukla karşılaştırılması. Zamanda aynı değişimi gösterirler.
...Eğer Evren başlangıçta homojense, her zaman mevcut olan çarpışma süreci bu homojenliği koruma eğilimindedir. Değilse, onu düzleştirme eğilimindedir. Bu, enflasyon teorisine bir alternatif oluşturur.
...R » t2/3 arasındaki bu yasa bir genişleme süreci olarak değil, fiziğin sabitlerinin seküler değişiminin bir sonucu, tek gözlemlenebilir etkisi kırmızıya kayma olan bir ayar süreci olarak düşünülmelidir.
11) Robertson-Walker geometrisiyle bağlantı.
Tüm bunlar, kozmik zamanın aşağıdaki standart dışı tanımını verirsek (34) çözümüyle uyumludur:
(88)
Sabitin boyutu şöyledir: (88b)
Kozmik zamanın standart tanımında
t = sabit × x° (x° = ct) ifadesinden sabitin boyutu
(88t)
12) Daha iyi bir kronolojik belirteç olarak entropi.
...Baryon başına entropinin, aşağıdaki gibi tanımlanan ayrıntılı hesabı:
(89)
burada f hız dağılım fonksiyonudur, "değişken sabitler" ile önceki bir makalede verilmiştir. Bkz. [13], bölüm 2. ...Sonuç olarak şunu bulduk:
(90)
...Eğer R(t), t'nin artan bir fonksiyonuysa, kozmik entropi kozmik zaman gibi büyür. Laboratuvar deneylerinde genellikle entropiyi zamanla ilişkilendiririz ve ikinci ilke uyarınca kesinlikle izentropik hiçbir olgunun mümkün olmadığını düşünürüz. Zaman akışının entropi değişimine bağlı olduğunu düşünürüz. Klasik modelde, zamandaki bu kadar muazzam değişimin sıfır entropi değişimiyle birlikte gitmesi biraz paradoksaldır. Mevcut modelde, t zamanı sıfıra yaklaştığında, s - ∞'a yaklaşır
...s = sabit Log t elde ederiz. Entropinin ölçüsünü değiştirirsek (sabitin değerini değiştirerek) ve şöyle yazarsak:
(91)
şunu elde ederiz:
(92) dt = 3/2 t ds
Robertson-Walker metriğine dönelim.
(92b)
R = 3/2 ct ile şunu elde ederiz:
(93)
{ entropi, uzay değişkenleri } temsilinde metrik konformal olarak düzleşir ve şunu elde ederiz:
Şekil 19: Evren'in eğrilik yarıçapı R'nin entropiye göre evrimi.
...Klasik betimlemede (t, s), fizikçi t sıfıra yaklaştığında maddi bir saat tanımlamakta zorluk çeker, çünkü parçacıkların hızları c'ye yaklaşır. Değişken sabitli bir kozmolojik modelde, baryon başına entropi (99) artık sabit değildir ve Evren'in olaylarını betimlemeyi asla bırakmaz. (s, s) betimlemesinde Evren'in kökeni sorununun ortadan kalktığını unutmayın. Ayrıca, Evren'i bir faz uzayında (konum artı hız) betimlersek, ilişkili karakteristik hiperhacim R³c³'ün t gibi değiştiğini buluruz.