Войти
Неоднородная космология - это физическая космологическая теория (астрономическая модель физического происхождение и эволюция вселенной ), которая, в отличие от широко принятой в настоящее время модели космологической согласованности, предполагает, что неоднородности в распределении материи по вселенной влияют на локальные гравитационных сил (то есть на галактическом уровне) достаточно, чтобы исказить наш взгляд на Вселенную. Когда возникла Вселенная, материя была распределена однородно, но за миллиарды лет галактики, скопления галактик и сверхскопления объединились., и должны, согласно теории Эйнштейна общей теории относительности, искажать пространство-время вокруг себя. Хотя модель конкордантности признает этот факт, она предполагает, что таких неоднородностей недостаточно, чтобы повлиять на крупномасштабные средние значения силы тяжести в наших наблюдениях. Когда в двух отдельных исследованиях в 1998–1999 годах утверждалось, что сверхновые с высоким красным смещением находятся дальше, чем должны быть наши расчеты, было высказано предположение, что расширение Вселенной ускоряется . 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 обратные реакции более плотных структур, а также очень пустых пустот в пространстве-времени достаточно значительны, чтобы их не принимать во внимание., они искажают наше понимание времени и наши наблюдения за удаленными объектами. После публикации 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 темная энергия не нужна для их объяснения. Например, в 2007 году Дэвид Уилтшир предложил модель (космология временной шкалы), в которой обратные реакции заставляли время работать медленнее или, в пустотах, быстрее, таким образом давая наблюдаемые сверхновые звезды. в 1998 году иллюзия пребывания дальше, чем они были. Космология Timescape может также предполагать, что расширение Вселенной на самом деле замедляется.
Конфликт между двумя космологиями проистекает из негибкости общей теории относительности Эйнштейна, которая показывает, как гравитация образуется в результате взаимодействия материи, пространства и время. Физик Джон Уиллер сформулировал суть теории следующим образом: «Материя говорит пространству, как искривляться; пространство говорит материи, как двигаться». 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. Короче говоря, модели требуется определенное количество вещества, чтобы произвести определенные кривизны и скорости расширения.
Что касается материи, все современные космологии основаны на космологическом принципе, который гласит, что в каком бы направлении мы ни смотрели с Земли, Вселенная в основном одинакова: однородная и изотропная. (единый по всем параметрам). 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 формы вселенной теоретически она может быть замкнутой (положительная кривизна или складывание пространства-времени само по себе как хотя на четырехмерной поверхности сферы), открытый (отрицательная кривизна, со складыванием пространства-времени наружу) или плоский (нулевая кривизна, как поверхность «плоской» четверки -мерный лист бумаги).
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), что Вселенная расширяется космологическая постоянная стала ненужной, Эйнштейн назвал это «моей величайшей ошибкой».
Когда этот термин был удален из уравнения, другие получили решение Фридмана-Ламейтра-Робертсона-Уокера (FLRW) Чтобы описать такую расширяющуюся Вселенную, решение, основанное на предположении, что это плоская, изотропная, однородная Вселенная. 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). И после того, как в 1970-х годах было обнаружено, что галактики и скопления галактик вращаются быстрее, чем следовало бы, не разлетаясь друг на друга, существование темной материи также казалось доказанным, подтверждая вывод, сделанный Якобом Каптейном, Ян Оорт и Фриц Цвикки в 1920-х и 1930-х годах и демонстрируют гибкость стандартной модели. Считается, что темная материя составляет примерно 23% плотности энергии Вселенной.
Хронология Вселенной согласно CMB Другое наблюдение 1998 года, казалось, еще больше усложнило ситуацию : два отдельных исследования 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 ускоряется примерно 5 миллиардов лет назад. Учитывая эффект торможения гравитации, который должна была оказывать вся материя Вселенной при этом расширении, была повторно введена вариация 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 и быстрее.
Хотя природа этой энергии еще не получила адекватного объяснения, она составляет почти 70% плотности энергии Вселенной в конкордансной модели. 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 конкордантности, хотя научный журналист Анил Анантасвами называет это соглашение «шаткой ортодоксией».
Все небо mollweide карта CMB, созданный на основе данных WMAP за 9 лет. Видны крошечные остаточные вариации, но они показывают очень специфический образец, соответствующий 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 звезды внутри галактик, скопления галактик, сверхскопления и обширные волокна материи. Эти более плотные области и пустоты между ними должны, согласно общей теории относительности, иметь какой-то эффект, поскольку материя определяет, 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, являются ли эти эффекты, называемые обратными реакциями, незначительными или их вместе достаточно, чтобы изменить геометрию Вселенной. Большинство ученых полагали, что ими можно пренебречь, но отчасти это произошло из-за того, что не было возможности усреднить геометрию пространства-времени в уравнениях Эйнштейна.
В 2000 г. появился набор новых уравнений, теперь называемых набор - основанный на общей теории относительности был опубликован космологом Томасом Бухертом из École Normale Supérieure в Лионе, Франция, которые позволяют учитывать эффекты неравномерного распределения материи, но все же позволяют поведение Вселенной, подлежащее усреднению. Таким образом, теперь можно было разработать модели, основанные на неоднородном распределении материи. «Насколько я понимаю, темной энергии нет, - сказал Бухерт New Scientist в 2016 году. - 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 сообщил журналу, что вопрос о том, пренебрежимо ли малы обратные реакции в космологии, «не получил удовлетворительного ответа».
Неоднородная космология в самом общем смысле (предполагая, что Вселенная полностью неоднородна.) моделирует Вселенную как единое целое с пространством-временем, которое не обладает никакой 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, занимая формирование структуры (галактики, скопления галактик, космическая паутина ), но пертурбативным образом.
Неоднородная космология обычно включает изучение структуры Вселенной с помощью точных решений уравнений поля Эйнштейна (т.е. метрики ) или с помощью методов пространственного или пространственно-временного усреднения. Такие модели не являются однородными, но могут допускать эффекты, которые могут быть интерпретированы как темная энергия или могут привести к космологическим структурам, таким как пустоты или скопления галактик.
теория возмущений, который имеет дело с небольшими возмущениями, например 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.
Работа в направлении непертурбативного подхода включает релятивистское приближение Зельдовича. По состоянию на 2016 год Томас Бухерт, Джордж Эллис, Эдвард Колб и их коллеги пришли к выводу, что если Вселенная описывается космическими переменными в схеме обратной реакции, которая включает грубая обработка и усреднение, то вопрос о том, является ли темная энергия артефактом традиционного способа использования уравнения Эйнштейна, остается без ответа.
Первые исторические примерами неоднородных (хотя и сферически-симметричных) решений являются метрика Лемэтра – Толмана (или модель LTB - Лемэтра – Толмана-Бонди). Они могут быть сферически-симметричными или полностью неоднородными. Другими примерами являются метрика Секереса, метрика Шафрона, метрика Барнса, метрика Кустаанхеймо-Квиста и метрика Сеновиллы. Метрики Бианки, указанные в классификации Бьянки, являются однородными.
Наиболее известным подходом к усреднению является метод скалярного усреднения, приводящий к кинематической обратной реакции и функционалам средней кривизны 3-Риччи. являются основными уравнениями таких методов усреднения.
В 2007 году Дэвид Уилтшир, профессор теоретической физики в Университете Кентербери в Новой Зеландии, утверждал в New Journal of Physics говорится, что квазилокальные вариации гравитационной энергии в 1998 году дали ложный вывод о том, что расширение Вселенной ускоряется. 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. Эта неверная 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.
Еще один важный шаг: Уилтшир утверждал, что вне стандартной модели остался тот факт, 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 г., которые привели к заключению о расширении Вселенной и темной энергии, вместо этого могут быть объяснены уравнениями Бухерта, если принять во внимание некоторые странные аспекты общей теории относительности.
.
