1
Toàn bộ hồ sơ, dạng pdf, được biên soạn bởi một độc giả, Alain Schamp (tháng 12 năm 2007)
Vấn đề tuổi của vũ trụ.
Tất nhiên, chúng tôi cố gắng liên kết các công trình khác nhau này một cách logic. Chẳng hạn, những lập luận liên quan đến việc mô tả sự tiến hóa của hai vũ trụ sinh đôi này dẫn chúng tôi đến kết luận rằng mật độ trung bình của vật chất ma phải lớn hơn mật độ của vật chất.
Để "xử lý" hệ hai phương trình trường liên kết, chúng tôi mô tả hai lá của vũ trụ bằng các metric gọi là Robertson Walker. Đó là metric Riemann tích hợp hai giả thuyết đồng nhất và đẳng hướng, do đó chính nó, trong trường hợp một vũ trụ duy nhất, dẫn đến các nghiệm Friedmann.
Chúng tôi đưa vào hai
hệ số tỉ lệ
R(t) và R*(t).
Đây là những kích thước đặc trưng gắn với mỗi một trong hai vũ trụ.
Vấn đề liên quan đến các điều kiện ban đầu. Người ta giả định "ngay từ đầu" (nhưng từ này sẽ được nhắc lại và bình luận sau) các tham số của hai vũ trụ là giống hệt nhau (
r = r
- , p = p*). Trong những điều kiện này
T = T *
và các phương trình trường trở thành:
S = S
- = 0
Khi đó nghiệm là:
R = R* = ct
Một sự giãn nở tuyến tính trong cả hai vũ trụ.
Phản đối tức thì: còn tổng hợp hạt nhân, chẳng hạn tổng hợp heli, thì sao? Một sự giãn nở tuyến tính sẽ quá chậm. Nếu quay ngược thời gian, như trong mô hình chuẩn, ta đi đến những điều kiện mà nhiệt độ đủ để tương ứng với phản ứng tổng hợp hydro thành heli (và ghost-hydro thành ghost-heli).
Trong mô hình chuẩn, mô hình Friedman, chính tốc độ giãn nở trong giai đoạn nguyên thủy làm đóng băng phản ứng và ngăn không cho toàn bộ hydro bị chuyển thành heli.
Hãy để dành việc trả lời câu hỏi này cho sau này, chỉ nói đơn giản rằng phương thức tiến hóa khác nhau tùy theo vật chất hay bức xạ chiếm ưu thế. Hãy bắt đầu bằng việc xử lý "pha vật chất", khi đóng góp của bức xạ trở nên không đáng kể (trong mô hình chuẩn điều này tương ứng với t = 500.000 năm).
Khi đó người ta chứng minh rằng phương thức giãn nở tuyến tính này
R = R* = ct
là bất ổn định. Một trong hai vũ trụ thấy sự giãn nở của mình tăng tốc, trong khi nó chậm lại ở vũ trụ thứ hai. [Xem trên trang:
Geometrical Physics A ,
4
, 1998, mục 2.
]
Chúng tôi giả định rằng chính vũ trụ của chúng ta là vũ trụ thấy sự giãn nở của mình tăng tốc.
Ở trên chúng ta đã thấy rằng hằng số Hubble liên quan đến tiếp tuyến của đường cong R(t). Trong mô hình chuẩn, với hằng số vũ trụ được lấy bằng không:
Với mô hình mới này, chúng ta có:
Đường nét đứt là đường cong tương ứng với mô hình chuẩn. So với mô hình đó, người ta ghi nhận một sự già đi của vũ trụ. Thực vậy, trong sự bất ổn định của hai sự giãn nở liên kết này, vũ trụ ma hành xử như thể nó đẩy vũ trụ của chúng ta về phía trước, trong khi vũ trụ của chúng ta lại hãm nó lại.
Vũ trụ ma hành xử.... như một hằng số vũ trụ. Tác dụng của nó tương tự "sức đẩy bí ẩn của chân không".
Đã có thời nhiều người tin rằng thủy ngân dâng lên trong phong vũ biểu vì tự nhiên ghê sợ chân không.
Ngày nay chân không không còn đáng sợ nữa: nó đã trở nên đẩy.
Lý thuyết về hai
vũ trụ tương tác này đưa ra một cách giải thích có ưu điểm là ít huyền bí hơn, vì không ai biết nỗi kinh hoàng chân không là gì.
Dù vậy, vũ trụ có xu hướng tăng tốc vẫn còn khá gần với quy luật tuyến tính, điều này khiến ta có thể hình dung một loạt khá rộng các kịch bản giãn nở phù hợp với vấn đề tuổi của những ngôi sao già nhất trong thiên hà của chúng ta.
Làm sao chọn giữa kịch bản giãn nở liên kết này hay kịch bản khác
R(t) và R*(t)
, liên kết qua hai phương trình vi phân liên kết? [Xem trên trang:
các phương trình (37-a) và (37-b) của Geometrical Physics A,
4
,
1998.]
Quay về mục lục phụ của phần nhập môn vũ trụ học sinh đôi này
Trang tiếp theo