Неоднородная космология
| Часть серии о |
| Физическая космология |
|---|
 |
Является ли Вселенная однородной и изотропной на достаточно больших масштабах, как утверждает космологический принцип и предполагается всеми моделями, использующими метрику Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера , включая текущую версию модели ΛCDM , или Вселенная неоднородна или анизотропна? ? [1] [2]
Неоднородная космология — это физическая космологическая теория (астрономическая модель происхождения и эволюции физической Вселенной ), которая, в отличие от широко принятой в настоящее время модели космологического согласия , предполагает, что неоднородности в распределении материи во Вселенной влияют на локальные гравитационные силы (т. е. на галактический уровень) достаточно, чтобы исказить наше представление о Вселенной. [3] Когда Вселенная возникла, материя была распределена однородно , но за миллиарды лет галактики , скопления галактик и сверхскопления объединились и, согласно относительности Эйнштейна теории общей , должны исказить пространство-время вокруг себя. Хотя модель согласования признает этот факт, она предполагает, что таких неоднородностей недостаточно, чтобы повлиять на крупномасштабные средние значения гравитации в наших наблюдениях. Когда два отдельных исследования [4] [5] утверждая в 1998-1999 годах, что сверхновые с высоким , а темная энергия красным смещением находились дальше, чем должны были быть наши расчеты, было высказано предположение, что расширение Вселенной ускоряется , отталкивающая энергия, присущая космосу, была предложена для объяснения ускорения. Темная энергия с тех пор получила широкое признание, но остается необъяснимой. Соответственно, некоторые ученые продолжают работать над моделями, которые могут не требовать темной энергии. Неоднородная космология попадает в этот класс.
Неоднородные космологии предполагают, что обратные реакции более плотных структур, а также очень пустых пустот на пространство-время достаточно значительны, что, если их не принимать во внимание, они искажают наше понимание времени и наши наблюдения за удаленными объектами. После публикации Томасом Бюхертом в 1997 и 2000 годах уравнений, которые вытекают из общей теории относительности, но также допускают включение локальных гравитационных изменений, был предложен ряд космологических моделей, согласно которым ускорение Вселенной на самом деле является неправильной интерпретацией наших астрономических наблюдений и в котором темная энергия не является необходимой для их объяснения. [6] [7] Например, в 2007 году Дэвид Уилтшир предложил модель (космологию временного ландшафта), в которой обратные реакции заставляют время течь медленнее или, в пустотах , быстрее, тем самым создавая сверхновые, наблюдавшиеся в 1998 году, иллюзию того, что они находятся дальше, чем они были на самом деле. [8] [9] Космология временного ландшафта также может подразумевать, что расширение Вселенной на самом деле замедляется. [3]
История [ править ]
Стандартная космологическая модель [ править ]
Конфликт между двумя космологиями проистекает из негибкости общей теории относительности Эйнштейна , которая показывает, как гравитация формируется в результате взаимодействия материи, пространства и времени. [10] Физик Джон Уиллер , как известно, сформулировал суть теории следующим образом: «Материя говорит пространству, как искривляться; пространство говорит материи, как двигаться». [11] Однако, чтобы построить работоспособную космологическую модель, все члены обеих частей уравнений Эйнштейна должны быть сбалансированы: с одной стороны, материя (т. е. все вещи, которые искажают время и пространство); с другой — кривизна Вселенной и скорость расширения пространства-времени. [10] Короче говоря, модели требуется определенное количество материи для создания определенных кривизн и скоростей расширения.
С точки зрения материи, все современные космологии основаны на космологическом принципе , который гласит, что в каком бы направлении мы ни смотрели с Земли, Вселенная по сути одна и та же: однородная и изотропная (однородная во всех измерениях). [10] Этот принцип вырос из утверждения Коперника о том, что во Вселенной не было специальных наблюдателей и ничего особенного в положении 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.
С точки зрения кривизны пространства-времени и формы Вселенной , она теоретически может быть закрытой (положительная кривизна или пространство-время, складывающееся само по себе, как будто на поверхности четырехмерной сферы ), открытой (отрицательная кривизна, с пространством -время складывания наружу), или плоское (нулевая кривизна, как у поверхности «плоского» четырехмерного листа бумаги). [10]
Первая реальная трудность возникла в связи с расширением, поскольку в 1915 году, как и раньше, Вселенная считалась статичной, не расширяющейся и не сжимающейся. Однако все решения Эйнштейна его уравнений общей теории относительности предсказывали динамическую Вселенную. Поэтому, чтобы привести свои уравнения в соответствие с очевидно статичной Вселенной, он добавил космологическую постоянную — термин, обозначающий некую необъяснимую дополнительную энергию. Но когда в конце 1920-х годов наблюдения Жоржа Леметра и Эдвина Хаббла доказали идею Александра Фридмана (вытекающую из общей теории относительности) о том, что Вселенная расширяется , космологическая постоянная стала ненужной, Эйнштейн назвал ее «моей величайшей ошибкой». [10]
Когда этот член был исключен из уравнения, другие вывели решение Фридмана-Леметра-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, а 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, подтверждалась данными космического микроволнового фона (CMB) . А после того, как в 1970-х годах было обнаружено, что галактики и скопления галактик вращаются быстрее, чем должны, не разлетаясь, существование темной материи, казалось, также было доказано, что подтвердило его выводы Якобуса Каптейна , Яна Оорта и Фрица Цвикки в 1920-х и 1930-х годах. и демонстрация гибкости стандартной модели. Считается, что темная материя составляет примерно 23% плотности энергии Вселенной. [10]
Темная энергия [ править ]
Еще одно наблюдение, сделанное в 1998 году, еще больше усложнило ситуацию: два отдельных исследования [4] [5] обнаружил, что далекие сверхновые оказались тусклее, чем ожидалось, в постоянно расширяющейся Вселенной; то есть они не просто удалялись от Земли, а ускорялись. Было подсчитано, что расширение Вселенной ускорялось примерно 5 миллиардов лет назад. Учитывая эффект гравитационного торможения, который вся материя Вселенной должна была оказать при этом расширении, был вновь введен вариант космологической постоянной Эйнштейна, представляющий энергию, присущую пространству, уравновешивающую уравнения плоской ускоряющейся Вселенной. Это также придало космологической константе Эйнштейна новое значение, поскольку, повторно введя ее в уравнение для представления темной энергии, можно воспроизвести плоскую Вселенную, расширяющуюся все быстрее. [10]
Хотя природа этой энергии еще не объяснена должным образом, она составляет почти 70% плотности энергии Вселенной в конкордантной модели. Таким образом, если учесть темную материю, почти 95% плотности энергии Вселенной объясняется явлениями, которые были выведены, но не полностью объяснены и не наблюдались напрямую. Большинство космологов до сих пор принимают модель согласия, хотя научный журналист Анил Анантасвами называет это соглашение «шаткой ортодоксальностью». [10]
Неоднородная вселенная [ править ]
Хотя Вселенная началась с однородно распределенной материи, с тех пор за миллиарды лет образовались огромные структуры: сотни миллиардов звезд внутри галактик, скопления галактик, сверхскопления и огромные нити материи. Эти более плотные области и пустоты между ними, согласно общей теории относительности, должны иметь некоторый эффект, поскольку материя определяет, как искривляется пространство-время. Таким образом, дополнительная масса галактик и скоплений галактик (и темной материи, если ее частицы когда-либо будут непосредственно обнаружены) должна заставить близлежащее пространство-время искривляться более положительно, а пустоты должны иметь противоположный эффект, заставляя пространство-время вокруг них сжиматься. об отрицательных кривизнах. Вопрос в том, являются ли эти эффекты, называемые обратными реакциями , незначительными или в совокупности их достаточно, чтобы изменить геометрию Вселенной. Большинство ученых предполагали, что ими можно пренебречь, но отчасти это произошло потому, что в уравнениях Эйнштейна не было возможности усреднить геометрию пространства-времени. [10]
набор новых уравнений, которые теперь называются набором уравнений Бюхерта в Лионе, Франция, опубликовал В 2000 году космолог Томас Бушерт из Высшей нормальной школы , основанных на общей теории относительности , которые учитывают эффекты неравномерного распределения материю, которую следует принимать во внимание, но при этом позволять усреднять поведение Вселенной. Таким образом, теперь можно было разработать модели, основанные на комковатом, неоднородном распределении материи. [3] «Насколько я понимаю, темной энергии не существует», — сказал Бухерт журналу New Scientist в 2016 году. «Через десять лет темная энергия исчезнет». В той же статье космолог Сюкси Рясянен сказал: «Не установлено вне разумного сомнения, что темная энергия существует. Но я бы никогда не сказал, что установлено, что темная энергия не существует». Он также сообщил журналу, что вопрос о том, являются ли обратные реакции незначительными в космологии, «не получил удовлетворительного ответа». [10]
Неоднородная космология [ править ]
Неоднородная космология в самом общем смысле (предполагая, что Вселенная полностью неоднородна) моделирует Вселенную в целом с пространством-временем, которое не обладает какой-либо пространственно-временной симметрией . Обычно рассматриваемые космологические пространства-времени имеют либо максимальную симметрию, которая включает три трансляционные симметрии и три вращательные симметрии (однородность и изотропия относительно каждой точки пространства-времени), либо только трансляционную симметрию (однородные модели), либо только вращательную симметрию (сферически-симметричные модели). ). Модели с меньшей симметрией (например, осесимметричные) также считаются симметричными. Однако неоднородными принято называть сферически-симметричные модели или неоднородные модели. 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 сеть ) во внимание, но пертурбативным способом. [12]
Неоднородная космология обычно включает изучение структуры Вселенной посредством точных решений уравнений поля Эйнштейна (т.е. метрик ). [12] или методами пространственного или пространственно-временного усреднения. [13] Такие модели неоднородны , [14] но может допускать эффекты, которые можно интерпретировать как темную энергию или могут привести к космологическим структурам, таким как пустоты или скопления галактик. [12] [13]
подход Пертурбативный
Теория возмущений , которая имеет дело с небольшими возмущениями, например, от однородной метрики, справедлива только до тех пор, пока возмущения не слишком велики, а в моделировании N тел используется ньютоновская гравитация, которая является лишь хорошим приближением, когда скорости малы, а гравитационные поля слабы.
Непертурбативный подход
Работа в направлении непертурбативного подхода включает релятивистское приближение Зельдовича. [15] По состоянию на 2016 год [update], Томас Бушерт, Джордж Эллис , Эдвард Колб и их коллеги [16] пришел к выводу, что если Вселенная описывается космическими переменными в схеме обратной реакции , включающей грубое детализирование и усреднение, то остается ли темная энергия артефактом традиционного способа использования уравнения Эйнштейна, остается без ответа. [17]
Точные решения [ править ]
Первыми историческими примерами неоднородных (хотя и сферически симметричных) решений являются метрика Леметра–Толмана (или модель LTB – Леметра–Толмана–Бонди). [18] [19] [20] ). Метрика Стефани может быть сферически симметричной или полностью неоднородной. [21] [22] [23] Другими примерами являются метрика Секереса, метрика Шафрона, метрика Барнса, метрика Кустаанхеймо-Квиста и метрика Сеновиллы. [12] Метрики Бьянки, заданные в классификации Бьянки , и метрики Кантовского-Сакса однородны.
Методы усреднения [ править ]
Самый известный [ по мнению кого? ] подход усреднения — это скалярный подход усреднения [ нужны дальнейшие объяснения ] , что приводит к кинематической обратной реакции и средним функционалам кривизны 3-Риччи. Уравнения Бюхерта являются основными уравнениями [ нужны дальнейшие объяснения ] таких методов усреднения. [13]
Космология временного ландшафта
В 2007 году Дэвид Уилтшир, профессор теоретической физики Кентерберийского университета утверждал в Новой Зеландии, в «Новом журнале физики» , что квазилокальные изменения гравитационной энергии в 1998 году привели к ложному выводу о том, что расширение Вселенной ускоряется. [8] 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 идентифицировали эти аспекты как темную энергию . [8] Эта ошибочная идентификация была результатом предположения о существенно однородной Вселенной, как это делает стандартная космологическая модель, и не учитывания временных различий между областями с плотной материей и пустотами. Уилтшир и другие утверждали, что если предположить, что Вселенная не только не однородна, но и не плоская, можно было бы разработать модели, в которых кажущееся ускорение расширения Вселенной можно было бы объяснить иначе. [3]
Еще одним важным шагом, исключенным из стандартной модели, заявил Уилтшир, является тот факт, что, как доказано наблюдениями, гравитация замедляет время. Таким образом, с точки зрения того же наблюдателя, часы будут двигаться быстрее в пустом пространстве с низкой гравитацией, чем внутри галактики, где гравитация намного выше, и он утверждал, что разница между временем на планете составляет 38%. часы в Млечном Пути и часы в галактике, плавающие в пустоте, существуют. Таким образом, если мы не сможем это исправить (каждый из временных ландшафтов имеет разное время), наши наблюдения за расширением пространства будут и остаются неверными. Уилтшир утверждает, что наблюдения сверхновых в 1998 году, которые привели к выводу о расширяющейся Вселенной и темной энергии, вместо этого могут быть объяснены уравнениями Бухерта, если принять во внимание некоторые странные аспекты общей теории относительности. [3]
Ссылки [ править ]
- ^ Ли Биллингс (15 апреля 2020 г.). «Живем ли мы в однобокой Вселенной?» . Научный американец . Проверено 24 марта 2022 г.
- ^ Мигкас, К.; Шелленбергер, Г.; Райприх, TH; Пако, Ф.; Рамос-Сеха, Мэн; Ловисари, Л. (8 апреля 2020 г.). «Исследование космической изотропии с помощью нового образца рентгеновского скопления галактик с помощью масштабного соотношения LX-T» . Астрономия и астрофизика . 636 (апрель 2020 г.): 42. arXiv : 2004.03305 . Бибкод : 2020A&A...636A..15M . дои : 10.1051/0004-6361/201936602 . S2CID 215238834 . Проверено 24 марта 2022 г.
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и Гефтер, Аманда (8 марта 2008 г.). «Темная энергия уходит!». Новый учёный . стр. 32–35.
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Перлмуттер, С.; Олдеринг, Г.; Гольдхабер, Г.; Кноп, РА; Ньюджент, П.; Кастро, П.Г.; Деустуа, С.; Фаббро, С.; Губар, А.; Грум, Делавэр; Хук, И.М. (июнь 1999 г.). «Измерения Ω и Λ по 42 сверхновым с высоким красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph/9812133 . Бибкод : 1999ApJ...517..565P . дои : 10.1086/307221 . ISSN 0004-637X . S2CID 118910636 .
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Рисс, Адам Г.; Филиппенко Алексей Владимирович; Чаллис, Питер; Клоккьятти, Алехандро; Диркс, Алан; Гарнавич, Питер М.; Гиллиланд, Рон Л.; Хоган, Крейг Дж.; Джа, Саураб; Киршнер, Роберт П.; Лейбундгут, Б. (сентябрь 1998 г.). «Наблюдательные данные сверхновых об ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Бибкод : 1998AJ....116.1009R . дои : 10.1086/300499 . S2CID 15640044 .
- ^ Элерс, Юрген; Бухерт, Томас (1997). «Усреднение неоднородных ньютоновских космологий». Астрономия и астрофизика . 320 : 1–7. arXiv : astro-ph/9510056 . Бибкод : 1997A&A...320....1B .
- ^ Бухерт, Томас (20 января 2000 г.). «О средних свойствах неоднородных космологий». Материалы конференции Отдела теоретической астрофизики Национальной астрономической обсерватории . 9 : 306–321. arXiv : gr-qc/0001056 . Бибкод : 2000grg..conf..306B .
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Уилтшир, Дэвид Л. (22 октября 2007 г.). «Космические часы, космическая дисперсия и космические средние значения». Новый журнал физики . 9 (10): 377. arXiv : gr-qc/0702082 . Бибкод : 2007NJPh....9..377W . дои : 10.1088/1367-2630/9/10/377 . ISSN 1367-2630 . S2CID 13891521 .
- ^ Уилтшир, Дэвид Л. (20 декабря 2007 г.). «Точное решение проблемы усреднения в космологии». Письма о физических отзывах . 99 (25): 251101. arXiv : 0709.0732 . Бибкод : 2007PhRvL..99y1101W . дои : 10.1103/physrevlett.99.251101 . ISSN 0031-9007 . ПМИД 18233512 . S2CID 1152275 .
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Анантасвами, Анил (18 июня 2016 г.). «Выход из тени» . Новый учёный . стр. 28–31.
- ^ Миснер, Чарльз В.; Торн, Кип; Уиллер, Джон (1973). Гравитация . WH Фриман и компания. стр. 5 (правое поле, позже заявленное Уилером). ISBN 9780716703341 .
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Красинский А. Неоднородные космологические модели , (1997) Кембриджский университет, ISBN 0-521-48180-5
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Бухерт, Томас (2008). «Темная энергия из структуры: отчет о состоянии». Общая теория относительности и гравитация . 40 (2–3): 467–527. arXiv : 0707.2153 . Бибкод : 2008GReGr..40..467B . дои : 10.1007/s10714-007-0554-8 . S2CID 17281664 .
- ^ Райан, член парламента, Шепли, Л.К., Однородные релятивистские космологии , (1975) Princeton UP, ISBN 0-691-08146-8
- ^ Бухерт, Томас; Найет, Чарли; Виганд, Александр (2013). «Лагранжева теория структурообразования в релятивистской космологии II: средние свойства общей модели эволюции». Физический обзор D . 87 (12): 123503. arXiv : 1303.6193 . Бибкод : 2013PhRvD..87l3503B . дои : 10.1103/PhysRevD.87.123503 . S2CID 41116303 .
- ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж Франция ; Колб, Эдвард В .; МакКаллум, Малкольм А.Х.; Островский, Ян Дж.; Рясянен, Сыксы; Рукема, Будевейн Ф.; Андерссон, Ларс; Коли, Алан А.; Уилтшир, Дэвид Л. (13 октября 2015 г.). «Есть ли доказательство того, что обратная реакция неоднородностей не имеет значения в космологии?». Классическая и квантовая гравитация . 32 (21): 215021. arXiv : 1505.07800 . Бибкод : 2015CQGra..32u5021B . дои : 10.1088/0264-9381/32/21/215021 . S2CID 51693570 .
- ^ Бухерт, Томас; Карфора, Мауро; Эллис, Джордж Франция ; Колб, Эдвард В .; МакКаллум, Малкольм А.Х.; Островский, Ян Дж.; Рясянен, Сыксы; Рукема, Будевейн Ф.; Андерссон, Ларс; Коли, Алан А.; Уилтшир, Дэвид Л. (20 января 2016 г.). «Вселенная неоднородна. Имеет ли это значение?» . CQG+ . Институт физики . Архивировано из оригинала 23 января 2016 г. Проверено 21 января 2016 г.
- ^ Леметр, Джордж (1933). «Расширяющаяся Вселенная». Энн. Соц. наук. Брюссель . A53 : 51. Бибкод : 1933ASSB...53...51L .
- ^ Толман, Ричард К. (1934). «Влияние неоднородности на космологические модели» (PDF) . Учеб. Натл. акад. наук. США 20 (3): 169–176. Бибкод : 1934PNAS...20..169T . дои : 10.1073/pnas.20.3.169 . ПМК 1076370 . ПМИД 16587869 .
- ^ Бонди, Герман (1947). «Сферически симметричные модели в общей теории относительности» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц. 107 (5–6): 410–425. Бибкод : 1947МНРАС.107..410Б . дои : 10.1093/mnras/107.5-6.410 .
- ^ Стефани, Ганс (1947). «О решениях уравнений поля Эйнштейна, которые можно вложить в пятимерное плоское пространство» . Коммун. Матем. 4 (2): 137–142. дои : 10.1007/BF01645757 . S2CID 122981062 .
- ^ Домбровский, Мариуш П. (1993). «Изометрическое вложение сферически симметричной вселенной Стефани. Некоторые явные примеры». Дж. Математика. Физ. 34 (4): 1447–1479. Бибкод : 1993JMP....34.1447D . дои : 10.1063/1.530166 .
- ^ Бальцерзак, Адам; Домбровский, Мариуш П.; Денкевич, Томаш; Полярски, Дэвид; Пюи, Денис (2015). «Критическая оценка некоторых моделей Стефани неоднородного давления». Физический обзор . D91 (8): 0803506. arXiv : 1409.1523 . Бибкод : 2015PhRvD..91h3506B . дои : 10.1103/PhysRevD.91.083506 . S2CID 119252271 .
Внешние ссылки [ править ]
- Неоднородная космология @ nlab