Неоднородная космология - Inhomogeneous cosmology

An неоднородная космология это физический космологическая теория (астрономическая модель физического вселенная происхождение и эволюция), которые, в отличие от широко принятых в настоящее время космологическая модель соответствия, предполагает, что неоднородности в распределение материи по всей вселенной влияют на локальные гравитационные силы (то есть на галактическом уровне) достаточно, чтобы исказить наш взгляд на Вселенную.[1] Когда Вселенная началась, материя была распределена однородно, но за миллиарды лет галактики, скопления галактик, и сверхскопления объединились и должны, согласно Эйнштейна теория общая теория 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, что в 1998-1999 гг. красное смещение сверхновые были дальше, чем показали наши расчеты, поэтому предполагалось, что расширение вселенной является ускорение, и темная энергия, 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 обратная реакция более плотных структур, а также очень пустых пустот на пространство-время настолько значительны, что, если их не принимать во внимание, искажают наше понимание времени и наши наблюдения за удаленными объектами. Следующий Томаса Бухерта публикация в 1997 и 2000 годах уравнений, которые происходят из 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 темные энергия не нужна для их объяснения.[4][5] Например, в 2007 году Дэвид Уилтшир предложил модель (космология временной шкалы), в которой обратные реакции вызывают время бежать медленнее или в пустоты, быстрее, что дает сверхновым, наблюдаемым в 1998 году, иллюзию того, что они находятся дальше, чем они были.[6][7] Космология Timescape может также предполагать, что расширение Вселенной на самом деле замедляется.[1]

История

Стандартная космологическая модель

Основная статья: Лямбда-CDM модель

Конфликт между двумя космологиями проистекает из негибкости Эйнштейна общая теория относительности, которая показывает, как гравитация формируется взаимодействием материи, пространства и времени.[8] Физик Джон Уиллер Как известно, суть теории сформулирована следующим образом: «Материя говорит пространству, как искривляться; пространство говорит материи, как двигаться».[9] Однако для того, чтобы построить работоспособную космологическую модель, все члены с обеих сторон уравнений Эйнштейна должны быть сбалансированы: с одной стороны, материя (то есть все, что искажает время и пространство); с другой стороны, кривизна Вселенной и скорость, с которой расширяется пространство-время.[8] Короче говоря, модели требуется определенное количество вещества, чтобы произвести определенные кривизны и скорости расширения.

В материальном отношении все современные космологии основаны на космологический принцип, который гласит, что в каком бы направлении мы ни смотрели с Земли, Вселенная в основном одна и та же: однородная и изотропный (единый по всем размерам).[8] Этот принцип вырос из утверждения Коперника о том, что во Вселенной не было специальных наблюдателей и ничего особенного в расположении Земли во Вселенной (то есть Земля не была центром Вселенной, как считалось ранее). После публикации общей теории относительности в 1905 году эта однородность и изотропия значительно упростили процесс разработки космологических моделей.

Возможные формы Вселенной

С точки зрения кривизны пространства-времени и форма вселенной, теоретически оно может быть замкнутым (положительная кривизна или складывание пространства-времени само по себе, как если бы четырехмерный сфера поверхность), открытый (отрицательная кривизна, со складыванием пространства-времени наружу) или плоский (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 согласовать свои уравнения с кажущейся статичной Вселенной, он добавил космологическая постоянная, термин, обозначающий необъяснимую дополнительную энергию. Но когда в конце 1920-х Жоржа Лемэтра и Эдвина Хаббла наблюдения доказали Александра Фридмана понятие (полученное из общей теории относительности), что Вселенная расширялась космологическая постоянная стала ненужной, что Эйнштейн назвал «моей величайшей ошибкой».[8]

Когда этот член был удален из уравнения, другие получили Решение Фридмана-Ламейтра-Робертсона-Уокера (FLRW) Для описания такой расширяющейся Вселенной было предложено решение, основанное 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 400000 лет) плоская Вселенная, казалось, подтверждается данными космический микроволновый фон (CMB). И после того, как в 1970-х годах было обнаружено, что галактики и скопления галактик вращаются быстрее, чем следовало бы, не разлетаясь на части, существование темная материя казался также доказанным, подтверждая свой вывод Якобус Каптейн, Ян Оорт, и Фриц Цвикки в 1920-е и 1930-е годы, демонстрируя гибкость стандартной модели. Считается, что темная материя составляет примерно 23% плотности энергии Вселенной.[8]

Темная энергия

Основная статья: Темная энергия
Хронология Вселенной согласно CMB

Другое наблюдение 1998 г., похоже, еще больше усложнило ситуацию: два отдельных исследования[2][3] обнаружил, что далекие сверхновые в постоянно расширяющейся Вселенной слабее, чем ожидалось; то есть они не просто удалялись от земли, но ускорялись. Было подсчитано, что расширение Вселенной было ускорение примерно 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

Все небо Mollweide карта CMB, созданный за 9 лет WMAP данные. 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 т. Д. нити материи. Эти более плотные области и пустоты между ними должны, согласно общей теории относительности, иметь некоторый эффект, поскольку материя диктует, как искривляется 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 обратная реакция, незначительны 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 появился набор новых уравнений, теперь называемый набором Уравнения Бухерта - на основе общей теории относительности был опубликован космологом Томасом Бухертом из École Normale Supérieure в Лионе, Франция, которые позволяют учитывать эффекты неравномерного распределения материи, но при этом позволяют усреднять поведение Вселенной. Таким образом, теперь можно было разработать модели, основанные на неоднородном распределении материи.[1] "Насколько я понимаю, темной энергии нет", - сказал Бухерт. Новый ученый в 2016. «Через десять лет темная энергия исчезнет». В той же статье космолог Сикси Рясянен сказал: «Не установлено вне всяких разумных сомнений, 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 малы обратные реакции в космологии, «не получил удовлетворительного ответа».[8]

Неоднородная космология

Неоднородная космология в самом общем смысле (в предположении, что Вселенная полностью неоднородна) моделирует Вселенную в целом с пространством-временем, которое не имеет симметрии пространства-времени. 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 космологическая теория возмущений, который представляет собой исследование Вселенной, требующее формирование структуры (галактики, скопления галактик, то космическая паутина ), но пертурбативным образом.[10]

Неоднородная космология обычно включает изучение структуры Вселенной с помощью точных решений Полевые уравнения Эйнштейна (т.е. метрики )[10] или методами пространственного или пространственно-временного усреднения.[11] Таких моделей нет однородный,[12] но может допускать эффекты, которые можно интерпретировать как темная энергия, или может привести к космологическим структурам, таким как пустоты или скопления галактик.[10][11]

Пертурбативный подход

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

Непертурбативный подход

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] пришел к выводу, что если Вселенная описывается космическими переменными в обратная реакция схема, которая включает крупнозернистый и усреднение, то вопрос о том, является ли темная энергия артефактом традиционного способа использования уравнения Эйнштейна, остается без ответа.[15]

Точные решения

Первыми историческими примерами неоднородных (хотя и сферически-симметричных) решений являются Метрика Лемэтра – Толмана (или модель LTB - Lemaître – Tolman-Bondi [16][17][18]). В Метрика Стефани могут быть сферически-симметричными или полностью неоднородными.[19][20][21] Другими примерами являются метрика Секереса, метрика Шафрона, метрика Барнса, метрика Кустаанхеймо-Квиста и метрика Сеновиллы.[10] Показатели Бьянки, указанные в Классификация Бьянки и Метрики Кантовски-Сакса однородны.

Методы усреднения

Самый известный[согласно кому? ] Подход усреднения - это подход скалярного усреднения[требуется дальнейшее объяснение ], ведущий к кинематическому обратная реакция и означают функционалы кривизны 3-Риччи. Уравнения Бухерта основные уравнения[требуется дальнейшее объяснение ] таких методов усреднения.[11]

Космология Timescape

В 2007 году Дэвид Уилтшир, профессор теоретической физики в Кентерберийский университет в Новой Зеландии, утверждали в Новый журнал физики что квазилокальные вариации гравитационной энергии привели в 1998 г. к ложному заключению о том, что расширение Вселенной ускоряется.[6] Более того, из-за принцип эквивалентности, который утверждает, что гравитационная и инерционная энергия эквивалентны и, таким образом, предотвращает дифференциацию аспектов гравитационной энергии на локальном уровне, поэтому ученые ошибочно идентифицировали эти аспекты как темная энергия.[6] Эта неправильная идентификация была результатом предположения, что Вселенная по существу однородна, как это делает стандартная космологическая модель, и не учитывала временные различия 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]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Гефтер, Аманда (8 марта 2008 г.). «Темная энергия прочь!». Новый ученый. С. 32–35.
  2. ^ а б Perlmutter, S .; Aldering, G .; Goldhaber, G .; Knop, R.A .; Nugent, P .; Castro, P.G .; Deustua, S .; Fabbro, S .; Goobar, A .; Жених, Д. Э .; 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. Дои:10.1086/307221. ISSN  0004-637X. S2CID  118910636.
  3. ^ а б Riess, Adam G .; Филиппенко, Алексей В .; Чаллис, Питер; Клоккьятти, Алехандро; Диркс, Алан; Гарнавич, Петр М .; Гиллиланд, Рон Л .; Хоган, Крейг Дж .; Джха, Саурабх; 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. Дои: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. ^ Бухерт, Томас (20 января 2000 г.). «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. ^ а б 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..377Вт. Дои: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 физическими проверками. 99 (25): 251101. arXiv:0709.0732. Bibcode:2007PhRvL..99y1101W. Дои:10.1103 / Physrevlett.99.251101. ISSN  0031-9007. PMID  18233512. S2CID  1152275.
  8. ^ а б c d е ж грамм час я j Анантасвами, Анил (18 июня 2016 г.). "Из тени". Новый ученый. С. 28–31.
  9. ^ Миснер, Чарльз У .; Торн, Кип; Уиллер, Джон (1973). Гравитация. В. Х. Фриман и компания. стр.5 (правое поле, позднее заявленное Уилером).
  10. ^ а б c d Красинский, А., Неоднородные космологические модели., (1997) Кембриджский университет, ISBN  0-521-48180-5
  11. ^ а б 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. Дои:10.1007 / s10714-007-0554-8. S2CID  17281664.
  12. ^ Райан, М.П., ​​Шепли, Л.С., Однородные релятивистские космологии, (1975) Принстон, 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». Физический обзор D. 87 (12): 123503. arXiv:1303.6193. Bibcode:2013ПхРвД..87л3503Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.87.123503. S2CID  41116303.
  14. ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж Ф.; Колб, Эдвард В.; MacCallum, Malcolm A.H .; 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. Дои:10.1088/0264-9381/32/21/215021. S2CID  51693570.
  15. ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж Ф.; Колб, Эдвард В.; MacCallum, Malcolm A.H .; 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. В архиве из оригинала от 21.01.2016. Получено 2016-01-21.
  16. ^ Лемэтр, Джордж (1933). «Вселенная в расширении». Анна. Soc. Sci. Брюссель. A53: 51. Bibcode:1933АССБ ... 53 ... 51Л.
  17. ^ Толмен, Ричард К. (1934). «Влияние неоднородности на космологические модели» (PDF). Proc. Natl. Акад. Sci. СОЕДИНЕННЫЕ ШТАТЫ АМЕРИКИ. 20 (3): 169–176. Bibcode:1934ПНАС ... 20..169Т. Дои:10.1073 / pnas.20.3.169. ЧВК  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:1947МНРАС.107..410Б. Дои:10,1093 / млнрас / 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. Дои:10.1007 / BF01645757. S2CID  122981062.
  20. ^ Домбровский, Мариуш П. (1993). "Изометрическое вложение сферически-симметричной Вселенной Стефани. Некоторые явные примеры". J. Math. Phys. 34 (4): 1447–1479. Bibcode:1993JMP .... 34.1447D. Дои: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:2015ПхРвД..91х3506Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.91.083506. S2CID  119252271.


внешняя ссылка