Статическая вселенная

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В космологии , A статической Вселенной (также упоминается как стационарной , бесконечной , статической бесконечной или статической вечной ) представляет собой космологическая модель , в которой Вселенная является как пространственно и во времени бесконечно, и пространство не является ни расширяется и не сжимается. Такая вселенная не имеет так называемой пространственной кривизны ; то есть «плоский» или евклидов . Статическая бесконечная Вселенная была впервые предложена английским астрономом Томасом Диггесом (1546–1595). ^[1]

В отличие от этой модели, Альберт Эйнштейн в 1917 году в своей статье « Космологические соображения в общей теории относительности» предложил бесконечную во времени, но пространственно конечную модель в качестве своей любимой космологии .

После открытия связи между красным смещением и расстоянием (выведенной обратной корреляцией яркости галактики с красным смещением) американскими астрономами Весто Слайфером и Эдвином Хабблом астрофизик Жорж Леметр интерпретировал красное смещение как свидетельство всемирного расширения и, следовательно, Большого взрыва , в то время как швейцарцы астроном Фриц Цвикки предположил, что красное смещение было вызвано тем, что фотоны теряли энергию при прохождении через материю и / или силы в межгалактическом пространстве. Предложение Цвикки получило название « усталый свет » - термин, изобретенный во время Большого взрыва.сторонник Ричард Толмен .

Вселенная Эйнштейна [ править ]

В течение 1917 года Альберт Эйнштейн добавил положительную космологическую константу к своим уравнениям в общей теории относительности , чтобы противодействовать привлекательные эффекты гравитации на обычной материи, которая в противном случае вызвать статическую, пространственно конечную Вселенную в любой коллапс или расширяться вечно . ^{[2] [3] [4]} Эта модель Вселенной стала известна как Мир Эйнштейна или статическая Вселенная Эйнштейна .

Эта мотивация исчезла после предложения астрофизика и римско-католического священника Жоржа Лемэтра о том, что Вселенная кажется не статичной, а расширяющейся. Эдвин Хаббл изучил данные наблюдений астронома Весто Слайфера, чтобы подтвердить связь между красным смещением и расстоянием , которая составляет основу современной парадигмы расширения , введенной Леметром. По словам Джорджа Гамова, это побудило Эйнштейна объявить эту космологическую модель, и особенно введение космологической постоянной, его «самой большой ошибкой». ^[1]

Статическая Вселенная Эйнштейна замкнута (т.е. имеет гиперсферическую топологию и положительную пространственную кривизну) и содержит однородную пыль и положительную космологическую постоянную с точным значением , где - ньютоновская гравитационная постоянная, - плотность энергии вещества во Вселенной и - скорость свет . Радиус кривизны пространства Вселенной Эйнштейна равна${\ displaystyle \ Lambda _ {E} = 4 \ pi G \ rho / c ^ {2}}$${\ displaystyle G}$${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle c}$

${\ displaystyle R_ {E} = \ Lambda _ {E} ^ {- 1/2} = {c \ over {\ sqrt {4 \ pi G \ rho}}}.}$

Вселенная Эйнштейна является одним из решений Фридмана уравнения поля Эйнштейна для пыли с плотностью , космологической постоянной и радиусом кривизны . Это единственное нетривиальное статическое решение уравнений Фридмана. ^{[ необходима цитата ]}${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle \ Lambda _ {E}}$${\ displaystyle R_ {E}}$

Поскольку Вселенная Эйнштейна вскоре была признана нестабильной по своей природе, от нее отказались как от жизнеспособной модели Вселенной. Она нестабильна в том смысле, что любое небольшое изменение значения космологической постоянной, плотности материи или пространственной кривизны приведет к тому, что Вселенная либо расширится и ускорится навсегда, либо снова схлопнется до сингулярности.

После того, как Эйнштейн отказался от своей космологической постоянной и принял модель расширяющейся Вселенной Фридмана-Лемэтра ^[5], большинство физиков двадцатого века предположили, что космологическая постоянная равна нулю. Если это так (при отсутствии какой-либо другой формы темной энергии ), расширение Вселенной будет замедляться. Однако после того, как Сол Перлмуттер , Брайан П. Шмидт и Адам Г. Рисс представили теорию ускоряющейся Вселенной в 1998 году, положительная космологическая постоянная была возрождена как простое объяснение темной энергии .

В 1976 году Ирвинг Сигал возродил статическую Вселенную в своей хронометрической космологии . Подобно Цвикки, он приписал красное смещение далеких галактик искривлению космоса. Хотя он утверждал, что это подтверждается астрономическими данными, другие находят результаты неубедительными. ^[6]

Требования статической бесконечной модели [ править ]

Чтобы статическая модель бесконечной Вселенной была жизнеспособной, она должна объяснить три вещи:

Во-первых, он должен объяснить межгалактическое красное смещение . Во-вторых, это должно объяснить космическое микроволновое фоновое излучение . В-третьих, он должен иметь механизм для воссоздания материи (особенно атомов водорода ) из излучения или других источников, чтобы избежать постепенного «истощения» Вселенной из-за преобразования материи в энергию в звездных процессах . ^{[7] [8]} Без такого механизма Вселенная состояла бы из мертвых объектов, таких как черные дыры и черные карлики .

См. Также [ править ]

• Модель Милна
• Теория устойчивого состояния
• Плазменная космология

Ссылки [ править ]

1. ↑ В автобиографии Джорджа Гамова «Моя мировая линия»(1970) он говорит об Эйнштейне: «Много позже, когда я обсуждал космологические проблемы с Эйнштейном, он заметил, что введение космологического термина было самой большой ошибкой в ​​его жизни».