孪生宇宙宇宙学

En résumé (grâce à un LLM libre auto-hébergé)

  • 本文探讨了一种基于两个共轭宇宙的宇宙学模型,并给出了稳定的度量解。
  • 文中提出一个二维模型,用以说明共轭几何及其对天体物理的影响。
  • 对耦合场方程进行了分析,特别关注中子星中的压强和密度。

双宇宙宇宙学 物质鬼物质天体物理学。2: 共轭稳态度规。精确解。(第7页)

结论。

通过研究基于两个耦合场方程、具有双层结构的模型,我们证明了非均匀、稳态的精确解确实存在,并已构建出该解。我们给出一个二维教学模型,以说明共轭几何与诱导几何的概念。测地线设计证实了基于牛顿近似的分析。

参考文献。

[1] Petit J.P.:缺失质量效应。《新物理学杂志B》第109卷,1994年7月,第697-710页
[2] Petit J.P.:双宇宙宇宙学。《天体物理学与空间科学》。Astr. And Sp. Sc. 226:273-307,1995
[3] J.P.Petit & P.Midy:排斥性暗物质。《几何物理学A》,第3期,第221-237页,1998年
[4] J.P.Petit & P.Midy:物质-鬼物质天体物理学。1:几何框架。物质时代与牛顿近似。《几何物理学A》,第4期,1998年
[5] J.P.Petit & P.Midy:排斥性暗物质。《几何物理学A》,第3期,1998年2月
[6] J.P.Petit & P.Midy:物质-鬼物质天体物理学。1:物质时代与牛顿近似。《几何物理学A》,第4期,1998年3月
[7] R.Adler, M.Bazin & M.Schiffer:《广义相对论导论》。麦格劳-希尔图书公司,1965年

致谢:

本工作得到法国国家科学研究中心(CNRS)及A. Dreyer专利与开发公司的支持。
1998年封存于巴黎科学院。

本文评论。

从数学角度看,本文提出的解不存在奇点。我们仅在场方程的张量T中忽略了初始压强项,使其变为:

这表示:

从量纲上讲,p 是单位体积的能量密度,单位为焦耳每立方米;rc² 亦然。若介质为气体,则压强可理解为与平均热运动速度相关的动能密度。假设内部介质可视为理想气体,则物质压强可表示为:

由此可见,所采用的近似等价于假设物体内部热运动速度为非相对论性。因此该模型适用于描述“普通”天体,包括球对称、不自转、周围为真空的恒星。

该解与此前发展的解不同,后者可参见Adler、Schiffer和Bazin所著《广义相对论导论》(1975年,麦格劳-希尔出版社)。该解从一开始就设计用于处理非零压强介质。通过在天体表面令p = 0,实现内外度规的连接,从而得到如下度规:

若进一步展开为级数,假设:

则该解与本文解在渐近意义上趋于一致。无论如何,当假设压强非零时,仍缺少状态方程p = p(r)。但该工作最终导出了著名的TOV方程(Tolmann, Oppenheimer, Volkov),这是一个关于(p, p', r)的微分方程,其中p'表示压强的空间导数。

m 是函数m(r):

(参见原文或相关著作)。该方程经典地用于描述中子星内部结构,通常假设r为常数(约10¹⁶ g/cm³)。由此可得描述压强演化的微分方程。值得注意的是,当恒星质量在恒定密度下增加(假设中子物质不可压缩)时,首先出现的临界点是中心压强趋于无穷大,而此时天体半径仍大于其史瓦西半径。

我们当然尝试为两个共轭度规建立类似解。然而,从物理角度看,问题令人困惑。在包含天体的叶面(例如我们所在的叶面F)中,应有两个标量函数p(r)和ρ(r),用以描述中子星内部的压强场与密度场,且ρ(r) = 常数。然而,由于第二叶面的几何由方程:

S* = -c T

决定,因此p(r)与ρ(r)项会出现在右侧。但第二叶面应为空间(ρ* = 0)且压强为零(p* = 0)。然而,所选的双场方程耦合系统使得这些项仍会影响另一叶面的几何结构。

当采用经典方法时,我们得到类似方程,其本质上是经典形式通过简单替换r → -r、p → -p得到。我们同样得到一个TOV方程。但该微分方程必须给出完全相同的解。不可能存在两个不同的微分方程同时给出p(r)。然而,我们最终得到的方程是不同的,它仅对应于整体替换:

p → -p
r → -r
m → -m

其中m → -m。

然而,TOV微分方程在该变换下并非不变,我们得到:

(分母中的负号变为正号)。

因此,根据这种受经典方法启发的思路,非零压强解不存在。这并未使我们气馁,反而提示我们应以不同方式处理该问题,我们将在后续工作中致力于研究中子星临界性问题。我们已建立一个辐射时期的模型,对应于《几何物理学A》第6期论文,其中物理常数被认为在某种程度上与辐射压强值相关联。在标准模型中,当回溯至退耦时期之前,条件变得极为特殊:压强对场的贡献不仅不可忽略,且主要由辐射贡献。这意味着物理常数可能依赖于电磁能量密度,即辐射压强。因此,我们已开始一种新的中子星研究方法,其中项:

不再可忽略于ρ,假设物理常数(G, h, c,中子质量及其他常数)依赖于局部压强值(我们研究的是假设为稳态、处于平衡状态的解)。由于中子星临界性的出现始于中心压强的急剧上升,而在此视角下,局部光速c也随之上升,我们认为当c趋于无穷时,应伴随时空拓扑结构的破裂,发生在天体中心。只要p和c保持有限,该结构仍为超球面,即我们仍可“剥开”中子星直至其核心。物质始终存在,我们仍处于同一叶面。但正如我们正在探索的路径所示,当局部光速c趋于无穷时,应导致拓扑变化,中心区域的几何结构发生改变,出现一个“超环桥”,通往……