Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Неоднородное космология физическая космологическая теория (астрономическая модель физической вселенной происхождения и эволюции) , которая, в отличие от в настоящее время общепринятой космологической модели конкордации , предполагает , что неоднородности в распределении вещества по всей Вселенной влияют на локальные гравитационные силы (то есть, в галактического уровня) достаточно, чтобы исказить наш взгляд на Вселенную. [1] Когда Вселенная возникла, материя была распределена однородно , но на протяжении миллиардов лет галактики , скопления галактик и сверхскоплениякоторые соединялись, и должны, по мнению Эйнштейна теории общей относительности , деформировать пространство-время вокруг них. Хотя модель конкордантности признает этот факт, она предполагает, что таких неоднородностей недостаточно, чтобы повлиять на крупномасштабные средние значения силы тяжести в наших наблюдениях. Когда два отдельных исследования [2] [3] утверждал , в 1998-1999 годах , что высокие красное смещение сверхновые находились дальше , чем наши расчеты показали , что они должны быть, было высказано предположение о том , что расширение Вселенной является ускорение , и энергии темного, энергия отталкивания, присущая космосу, была предложена для объяснения ускорения. С тех пор темная энергия получила широкое распространение, но до сих пор остается необъяснимой. Соответственно, некоторые ученые продолжают работать над моделями, которые могут не требовать темной энергии. К этому классу относится неоднородная космология.

Неоднородные космологии предполагают, что обратные реакции более плотных структур, а также очень пустых пустот в пространстве-времени настолько значительны, что, если их не принимать во внимание, они искажают наше понимание времени и наши наблюдения за удаленными объектами. После публикации Томасом Бухертом уравнений в 1997 и 2000 годах, которые основаны на общей теории относительности, но также допускают включение локальных гравитационных вариаций, был предложен ряд космологических моделей, согласно которым ускорение Вселенной на самом деле является неверной интерпретацией наших астрономических наблюдений и в которых темная энергия не нужна для их объяснения. [4] [5] Например, в 2007 году Дэвид Уилтшир предложил модель (космология временной шкалы), в которой обратные реакции заставляли время течь медленнее или, в пустотах , быстрее, что давало сверхновым, наблюдаемым в 1998 году, иллюзию того, что они находятся дальше, чем они были. [6] [7] Космология Timescape может также предполагать, что расширение Вселенной фактически замедляется. [1]

История [ править ]

Стандартная космологическая модель [ править ]

Основная статья: Лямбда-CDM модель

Конфликт между двумя космологиями происходит от негибкости Эйнштейна общей теории относительности, которая показывает , как гравитация формируется взаимодействием материи, пространства и времени. [8] Физик Джон Уиллер сформулировал суть теории следующим образом: «Материя говорит пространству, как искривляться; пространство говорит материи, как двигаться». [9] Однако, чтобы построить работоспособную космологическую модель, все члены с обеих сторон уравнений Эйнштейна должны быть сбалансированы: с одной стороны, материя (то есть все вещи, которые искажают время и пространство); с другой стороны, кривизна Вселенной и скорость, с которой расширяется пространство-время. [8] Короче говоря, модели требуется определенное количество вещества для получения определенных кривизны и скорости расширения.

Что касается материи, все современные космологии основаны на космологическом принципе , который гласит, что в каком бы направлении мы не смотрели с Земли, Вселенная в основном одинакова: однородна и изотропна (однородна во всех измерениях). [8] Этот принцип вырос из утверждения Коперника о том, что во Вселенной не было специальных наблюдателей и ничего особенного в расположении Земли во Вселенной (т.е. Земля не была центром Вселенной, как считалось ранее). С момента публикации общей теории относительности в 1915 году эта однородность и изотропия значительно упростили процесс разработки космологических моделей.

Возможные формы Вселенной

С точки зрения кривизны пространства-времени и формы Вселенной , теоретически она может быть замкнутой (положительная кривизна или складывание пространства-времени само по себе, как если бы на поверхности четырехмерной сферы ), открытой (отрицательная кривизна, с пространством -время складывания наружу) или плоской (нулевая кривизна, как поверхность «плоского» четырехмерного листа бумаги). [8]

Первая реальная трудность возникла в связи с расширением, поскольку в 1905 году, как и раньше, Вселенная считалась статичной, ни расширяющейся, ни сжимающейся. Однако все решения Эйнштейна его уравнений общей теории относительности предсказывали динамическую Вселенную. Поэтому, чтобы привести свои уравнения в соответствие с кажущейся статичной Вселенной, он добавил космологическую постоянную - член, представляющий некоторую необъяснимую дополнительную энергию. Но когда в конце 1920-х годов наблюдения Жоржа Лемэтра и Эдвина Хаббла подтвердили представление Александра Фридмана (выведенное из общей теории относительности) о расширении Вселенной , космологическая постоянная стала ненужной, и Эйнштейн назвал это «моей величайшей ошибкой».[8]

С исключением этого члена из уравнения, другие получили решение Фридмана-Ламейтра-Робертсона-Уокера (FLRW) для описания такой расширяющейся Вселенной, решение, построенное на предположении о плоской, изотропной, однородной Вселенной. Модель FLRW стала основой стандартной модели Вселенной, созданной Большим взрывом, и дальнейшие данные наблюдений помогли ее уточнить. Например, гладкая, в основном однородная и (по крайней мере, когда ей было почти 400 000 лет) плоская Вселенная, казалось, подтверждается данными космического микроволнового фона (CMB) . А после того, как в 1970-х годах было обнаружено, что галактики и скопления галактик вращаются быстрее, чем следовало бы, не разлетаясь на части, существование темной материиказался также доказанным, подтверждая его вывод, сделанный Якобом Каптейном , Яном Оортом и Фрицем Цвикки в 1920-х и 1930-х годах, и демонстрируя гибкость стандартной модели. Считается, что темная материя составляет примерно 23% плотности энергии Вселенной. [8]

Темная энергия [ править ]

Основная статья: Темная энергия
Хронология Вселенной согласно CMB

Другое наблюдение 1998 г., казалось, еще больше усложнило ситуацию: два отдельных исследования [2] [3] показали, что далекие сверхновые звезды в постоянно расширяющейся Вселенной слабее, чем ожидалось; то есть они не просто удалялись от земли, но ускорялись. Было подсчитано, что расширение Вселенной ускоряетсяпримерно 5 миллиардов лет назад. Учитывая эффект торможения гравитации, который должна была оказывать вся материя Вселенной при этом расширении, было повторно введено изменение космологической постоянной Эйнштейна, чтобы представить энергию, присущую пространству, уравновешивая уравнения для плоской, ускоряющейся Вселенной. Это также дало новое значение космологической постоянной Эйнштейна, поскольку, повторно вводя ее в уравнение для представления темной энергии, можно воспроизвести плоскую Вселенную, расширяющуюся все быстрее. [8]

Хотя природа этой энергии еще не получила адекватного объяснения, она составляет почти 70% плотности энергии Вселенной в модели согласования. И, таким образом, включая темную материю, почти 95% плотности энергии Вселенной объясняется явлениями, которые были выведены, но не полностью объяснены и не наблюдались напрямую. Большинство космологов все еще принимают модель соответствия, хотя научный журналист Анил Анантасвами называет это соглашение «шаткой ортодоксией». [8]

Неоднородная Вселенная [ править ]

Mollweide карта всего неба CMB , созданная на основе данных WMAP за 9 лет . Видны крошечные остаточные вариации, но они показывают очень специфическую картину, соответствующую горячему газу, который в основном распределен равномерно.

Хотя Вселенная началась с однородно распределенной материи, с тех пор за миллиарды лет слились огромные структуры: сотни миллиардов звезд внутри галактик, скопления галактик, сверхскопления и огромные волокна материи. Эти более плотные области и пустоты между ними должны, согласно общей теории относительности, иметь некоторый эффект, поскольку материя диктует, как изгибается пространство-время. Таким образом, дополнительная масса галактик и скоплений галактик (и темной материи, если ее частицы когда-либо будут непосредственно обнаружены) должна вызывать более положительную кривую близлежащего пространства-времени, а пустоты должны иметь противоположный эффект, заставляя пространство-время вокруг них принимать на отрицательных кривизнах. Вопрос в том, могут ли эти эффекты, называемые обратными реакциями,, пренебрежимо малы или вместе составляют достаточно, чтобы изменить геометрию Вселенной. Большинство ученых полагали, что ими можно пренебречь, но отчасти это произошло потому, что не было возможности усреднить геометрию пространства-времени в уравнениях Эйнштейна. [8]

В 2000 году космолог Томас Бухер из Высшей школы экономики в Лионе, Франция, опубликовал набор новых уравнений, которые теперь называют набором уравнений Бухера, основанных на общей теории относительности , которые допускают эффекты неоднородного распределения материи, которую необходимо принять во внимание, но все же позволить усреднить поведение Вселенной. Таким образом, теперь можно было разработать модели, основанные на неоднородном распределении материи. [1] "Насколько я понимаю, темной энергии нет", - сказал Бухерт New Scientist.в 2016. «Через десять лет темная энергия исчезнет». В той же статье космолог Сикси Рясянен сказал: «Без разумных сомнений не установлено, что темная энергия существует. Но я бы никогда не сказал, что было установлено, что темная энергия не существует». Он также сказал журналу, что вопрос о том, пренебрежимо ли малыми обратными реакциями в космологии, «не получил удовлетворительного ответа». [8]

Неоднородная космология [ править ]

Неоднородная космология в самом общем смысле (при условии, что Вселенная полностью неоднородна) моделирует Вселенную в целом с пространством-временем, которое не обладает пространственно-временной симметрией.. Обычно рассматриваемые космологические пространства-времени имеют либо максимальную симметрию, которая включает три трансляционные симметрии и три вращательные симметрии (однородность и изотропность по отношению к каждой точке пространства-времени), только трансляционную симметрию (однородные модели) или только вращательную симметрию (сферически симметричные модели). ). Модели с меньшей симметрией (например, осесимметричные) также считаются симметричными. Однако сферически-симметричные модели или неоднородные модели принято называть неоднородными. В неоднородной космологии крупномасштабная структура Вселенной моделируется точными решениями уравнений поля Эйнштейна (т. Е. Непертурбативно), в отличие от космологической теории возмущений , которая изучает Вселенную, в которой происходит формирование структуры (галактики , скопления галактик , космическая паутина ), но пертурбативным образом. [10]

Неоднородная космология обычно включает изучение структуры Вселенной с помощью точных решений уравнений поля Эйнштейна (то есть метрик ) [10] или с помощью методов пространственного или пространственно-временного усреднения. [11] Такие модели не являются однородными , [12] но могут допускать эффекты, которые могут быть интерпретированы как темная энергия , или могут привести к космологическим структурам, таким как пустоты или скопления галактик. [10] [11]

Пертурбативный подход [ править ]

Теория возмущений , которая имеет дело с небольшими возмущениями, например, от однородной метрики, верна только до тех пор, пока возмущения не слишком велики, а моделирование N тел использует ньютоновскую гравитацию, которая является только хорошим приближением, когда скорости низкие, а гравитационные поля слабые.

Непертурбативный подход [ править ]

Работа в направлении непертурбативного подхода включает релятивистское приближение Зельдовича. [13] По состоянию на 2016 год Томас Бухерт, Джордж Эллис , Эдвард Колб и их коллеги [14] пришли к выводу, что если Вселенная описывается космическими переменными в схеме обратной реакции , включающей крупнозернистое и усреднение, то является ли темная энергия Артефакт традиционного способа использования уравнения Эйнштейна остается без ответа вопросом. [15]

Точные решения [ править ]

Первыми историческими примерами неоднородных (хотя и сферически-симметричных) решений являются метрика Лемэтра – Толмана (или модель LTB - Лемэтра – Толмана-Бонди [16] [17] [18] ). Метрика Stephani может быть сферически симметричным или полностью неоднородным. [19] [20] [21] Другими примерами являются метрика Секереса, метрика Шафрона, метрика Барнса, метрика Кустаанхеймо-Квиста и метрика Сеновиллы. [10] Метрики Бианки в соответствии с классификацией Бьянки и метрикой Кантовского-Сакса однородны.

Методы усреднения [ править ]

Самый известный [ по мнению кого? ] Подход усреднения - это подход скалярного усреднения [ требуется дальнейшее объяснение ] , приводящий к кинематической обратной реакции и функционалам средней кривизны 3-Риччи. Уравнения Бухерта являются основными уравнениями [ требуется дальнейшее объяснение ] таких методов усреднения. [11]

Космология Timescape [ править ]

В 2007 году Дэвид Уилтшир, профессор теоретической физики в Университете Кентербери в Новой Зеландии, утверждал в New Journal of Physics, что квазилокальные вариации гравитационной энергии в 1998 году привели к ложному заключению о том, что расширение Вселенной ускоряется. [6] Более того, из-за принципа эквивалентности , который утверждает, что гравитационная и инерционная энергия эквивалентны и, таким образом, предотвращает дифференциацию аспектов гравитационной энергии на локальном уровне, ученые ошибочно определили эти аспекты как темную энергию . [6]Эта неправильная идентификация была результатом предположения о по существу однородной Вселенной, как это делает стандартная космологическая модель, и не учла временных различий между областями с плотной материей и пустотами. Уилтшир и другие утверждали, что если предположить, что Вселенная не только неоднородна, но и не плоская, можно разработать модели, в которых видимое ускорение расширения Вселенной можно было бы объяснить иначе. [1]

Еще один важный шаг, упущенный из стандартной модели, утверждал Уилтшир, заключался в том, что, как показали наблюдения, гравитация замедляет время. Таким образом, часы будут двигаться быстрее в пустом пространстве, которое обладает низкой гравитацией, чем внутри галактики, которая имеет гораздо большую гравитацию, и он утверждал, что разница между временем на часах в Млечном Пути и часами в Млечном Пути составляет 38%. существует галактика, плавающая в пустоте. Таким образом, если мы не сможем исправить это - каждый раз в разное время - наши наблюдения за расширением пространства будут и остаются неверными. Уилтшир утверждает, что наблюдения сверхновых в 1998 году, которые привели к выводу о расширении Вселенной и темной энергии, вместо этого могут быть объяснены уравнениями Бухерта, если принять во внимание некоторые странные аспекты общей теории относительности. [1]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e Гефтер, Аманда (8 марта 2008 г.). «Темная энергия прочь!». Новый ученый . С. 32–35.
  2. ^ a b Perlmutter, S .; Aldering, G .; Goldhaber, G .; Кноп, РА; Nugent, P .; Кастро, PG; Deustua, S .; Fabbro, S .; Goobar, A .; Жених, Германия; Крюк, И.М. (июнь 1999 г.). «Измерения Ω и Λ от 42 сверхновых с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph / 9812133 . Bibcode : 1999ApJ ... 517..565P . DOI : 10.1086 / 307221 . ISSN 0004-637X . S2CID 118910636 .  
  3. ^ a b Riess, Adam G .; Филиппенко, Алексей В .; Чаллис, Питер; Клоккьятти, Алехандро; Диркс, Алан; Гарнавич, Петр М .; Гиллиланд, Рон Л .; Хоган, Крейг Дж .; Джха, Саураб; Киршнер, Роберт П .; Лейбундгут, Б. (сентябрь 1998 г.). "Наблюдательные свидетельства от сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной". Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph / 9805201 . Bibcode : 1998AJ .... 116.1009R . DOI : 10.1086 / 300499 . S2CID 15640044 . 
  4. ^ Элерс, Юрген; Бухерт, Томас (1997). «Усреднение неоднородных ньютоновских космологий». Астрономия и астрофизика . 320 : 1–7. arXiv : astro-ph / 9510056 . Bibcode : 1997a & A ... 320 .... 1B .
  5. ^ Buchert, Томас (20 января 2000). «О средних свойствах неоднородных космологий». Материалы конференции, Отдел теоретической астрофизики, Национальная астрономическая обсерватория . 9 : 306–321. arXiv : gr-qc / 0001056 . Bibcode : 2000grg..conf..306B .
  6. ^ a b c Уилтшир, Дэвид Л. (2007-10-22). «Космические часы, космическая дисперсия и космические средние значения». Новый журнал физики . 9 (10): 377. arXiv : gr-qc / 0702082 . Bibcode : 2007NJPh .... 9..377W . DOI : 10,1088 / 1367-2630 / 9/10/377 . ISSN 1367-2630 . S2CID 13891521 .  
  7. ^ Уилтшир, Дэвид Л. (2007-12-20). «Точное решение проблемы усреднения в космологии». Письма с физическим обзором . 99 (25): 251101. arXiv : 0709.0732 . Bibcode : 2007PhRvL..99y1101W . DOI : 10.1103 / physrevlett.99.251101 . ISSN 0031-9007 . PMID 18233512 . S2CID 1152275 .   
  8. ^ Б с д е е г ч я J Ananthaswamy, Анил (18 июня 2016). «Из тени» . Новый ученый . С. 28–31.
  9. ^ Миснер, Чарльз У .; Торн, Кип; Уиллер, Джон (1973). Гравитация . WH Freeman and Company. стр.  5 (правое поле, позднее утвержденное Уилером).
  10. ^ a b c d Красински А., Неоднородные космологические модели , (1997) Cambridge UP, ISBN 0-521-48180-5 
  11. ^ a b c Бухерт, Томас (2008). «Темная энергия из структуры: отчет о состоянии». Общая теория относительности и гравитации . 40 (2–3): 467–527. arXiv : 0707.2153 . Bibcode : 2008GReGr..40..467B . DOI : 10.1007 / s10714-007-0554-8 . S2CID 17281664 . 
  12. ^ Райан, MP, Шепли, LC, Однородные релятивистские космологии , (1975) Princeton UP, ISBN 0-691-08146-8 
  13. ^ Бухерт, Томас; Найет, Чарли; Виганд, Александр (2013). «Лагранжева теория формирования структуры в релятивистской космологии II: усредненные свойства общей модели эволюции». Physical Review D . 87 (12): 123503. arXiv : 1303.6193 . Bibcode : 2013PhRvD..87l3503B . DOI : 10.1103 / PhysRevD.87.123503 . S2CID 41116303 . 
  14. ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж FR ; Колб, Эдвард В .; MacCallum, Malcolm AH; Островски, Ян Дж .; Рясянен, Сикси; Roukema, Boudewijn F .; Андерссон, Ларс; Coley, Alan A .; Уилтшир, Дэвид Л. (2015-10-13). «Есть ли доказательства того, что обратная реакция неоднородностей не имеет отношения к космологии?». Классическая и квантовая гравитация . 32 (21): 215021. arXiv : 1505.07800 . Bibcode : 2015CQGra..32u5021B . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 32/21/215021 . S2CID 51693570 . 
  15. ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж FR ; Колб, Эдвард В .; MacCallum, Malcolm AH; Островски, Ян Дж .; Рясянен, Сикси; Roukema, Boudewijn F .; Андерссон, Ларс; Coley, Alan A .; Уилтшир, Дэвид Л. (20 января 2016 г.). «Вселенная неоднородна. Имеет ли это значение?» . CQG + . Институт физики . Архивировано 21 января 2016 года . Проверено 21 января 2016 .
  16. ^ Лемэтр, Джордж (1933). «Вселенная в расширении». Анна. Soc. Sci. Брюссель . A53 : 51. Полномочный код : 1933ASSB ... 53 ... 51L .
  17. ^ Толмен, Ричард С. (1934). «Влияние неоднородности на космологические модели» (PDF) . Proc. Natl. Акад. Sci. США 20 (3): 169–176. Bibcode : 1934PNAS ... 20..169T . DOI : 10.1073 / pnas.20.3.169 . PMC 1076370 . PMID 16587869 .   
  18. ^ Бонди, Герман (1947). «Сферически-симметричные модели в общей теории относительности» . Пн. Нет. R. Astron. Soc. 107 (5–6): 410–425. Bibcode : 1947MNRAS.107..410B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 107.5-6.410 .
  19. ^ Стефани, Ганс (1947). "Über Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen, die sich in einen fünfdimensionalen flachen Raum einbetten lassen". Commun. Математика. Phys. 4 (2): 137–142. DOI : 10.1007 / BF01645757 . S2CID 122981062 .  
  20. ^ Домбровский, Мариуш P. (1993). "Изометрическое вложение сферически-симметричной Вселенной Стефани. Некоторые явные примеры". J. Math. Phys. 34 (4): 1447–1479. Bibcode : 1993JMP .... 34.1447D . DOI : 10.1063 / 1.530166 .
  21. ^ Бальцерзак, Адам; Dabrowski, Mariusz P .; Денкевич, Томаш; Поларски, Дэвид; Пуй, Денис (2015). «Критическая оценка некоторых неоднородных моделей давления Стефани». Физический обзор . D91 (8): 0803506. arXiv : 1409.1523 . Bibcode : 2015PhRvD..91h3506B . DOI : 10.1103 / PhysRevD.91.083506 . S2CID 119252271 . 


Внешние ссылки [ править ]

  • Неоднородная космология @ nlab