Вселенная однородна или неоднородна

Однородная вселенная

Из наблюдений вытекает странный на первый взгляд вывод о том, что Вселенная в больших масштабах однородна. Это означает, что, переходя ко всё большим объёмам пространства, мы наблюдаем всё более однородную картину распределения вещества. Если взять, например, небольшой объём — 10 пк5 — в окрестностях Солнца, в нём окажется несколько звёзд и весьма разреженная межзвёздная плазма, а в соседних 10 пк^ мы вообще можем не обнаружить ни одной звезды. Это говорит о неоднородности распределения вещества в малых объёмах Вселенной. Но куб со стороной 100 млн парсек даст нам примерно одну и ту же картину в любом месте наблюдаемой части Вселенной. Внутри таких объёмов число галактик и их скоплений будет почти одинаковым.

Мысленно «размазав» все галактики по этим объёмам, мы получим одинаковую среднюю плотность вещества. Её значение является одним из важнейших параметров, характеризующих Вселенную. Однородность Вселенной сильно упрощает её математическое моделирование.

Источник

7. Однородность и изотропия Вселенной

Приведем более строгие, чем в главе 6, определения однородности и изотропии. Почему это важно? Эти понятия определяются на данный момент времени, а космологическое пространство меняется со временем. В теории Ньютона в этом нет проблемы, поскольку понятие времени абсолютно. В СТО тоже нет больших проблем, определившись с выбором какой-либо инерциальной системы отсчета, наблюдатель также имеет единое время. А в ОТО, да еще в переменном по времени решении, ситуация сложнее. Поясним это на примере того же решения Фридмана: ds 2 = c 2 dt 2 – a 2 (t)dl 2 . Здесь каждому значению времени соответствует пространство со своим значением масштабного фактора a(t). Пространство-время как бы распадается на слои – пространства, сложенные «стопочкой». Ход времени определяется переходом от одного слоя (пространственного сечения) к другому, а каждый слой отвечает своему единственному моменту времени.

Рис. Д4. Расслоение пространства-времени на пространственные сечения

На рис. Д4 такое расслоение произвольного пространства-времени изображено символически, каждый слой – это 3-мерное пространство в данный момент времени. Для вселенной Фридмана каждое такое 3-мерное пространство и однородно, и изотропно. Но это произошло потому, что для поиска решений Фридман специально выбрал такую удобную систему координат именно с этим определением времени. На самом деле можно выбрать другую систему координат, для которой сечения одновременности уже не будут ни однородными, ни изотропными. В неоднородной же Вселенной подобрать однородные пространственные сечения вообще невозможно.

Теперь можно дать строгое определение: Вселенная однородна, если через каждую мировую точку (событие) проходит пространственное сечение однородности. В каждой точке на таком сечении плотность ?, давление p и кривизна пространства должны быть одинаковы.

Теперь определим изотропию Вселенной. Рост масштабного фактора означает и расширение материи, заполняющей Вселенную. На каждую частицу расширяющегося вещества можно мысленно «посадить» сопутствующего наблюдателя. Вселенная изотропна если, каждый сопутствующий наблюдатель не может отличить одно направление от другого.

Если Вселенная изотропна, то она автоматически однородна. Действительно, если это не так, то будут какие-то ее части с разной плотностью, давлением и т. п. Но тогда, найдутся выделенные направления к областям с разными характеристиками, а это нарушение изотропии. А вот однородная Вселенная может быть анизотропной. Но для всех сопутствующих наблюдателей эта анизотропия будет одинаковой. Таких моделей Вселенной существуют целые семейства, они до сих пор активно исследуются. Поскольку изотропия Вселенной подтверждена с определенной точностью, то модели с меньшей величиной анизотропии имеют право на жизнь.

В качестве наглядного и простого примера рассмотрим однородную, но анизотропную космологическую модель, предложенную американским математиком Эдвардом Каз-нером (1878–1955) в 1922 году. Эта вселенная, в отличие от фридмановской, без материи, хотя ее можно заполнить веществом, но «пробным», так что оно не влияет на геометрию. Решение Казнера, метрика которого имеет вид

не выдумано, а является решением уравнений Эйнштейна. Параметры p 1, p 2, p 3 удовлетворяют двум соотношениям p 1 + p 2 + p 3 = 1 и p 1 2 + p 2 2 + p 3 2 = 1. Отсюда следует, что все числа не могут быть равными одновременно, мало того, одно из них всегда отрицательно. Исключение составляют два вырожденных случая.

Поскольку модель пустая, то пространство характеризуется только значениями кривизны в каждой точке. Эти значения определяются только моментом времени и одинаковы во всех точках пространства, так как метрические коэффициенты не зависят от пространственных координат, то есть пространство однородно. Из ограничений на параметры можно сделать вывод, что эта вселенная расширяется. Действительно, элемент объема

dV = t p 1+p2+p3 dxdydz = tdxdydz увеличивается пропорционально времени. Однако увеличивается такая вселенная довольно странно – по двум координатам расширяется (тем, которым соответствуют положительные параметры), а по третьей – сжимается (ей соответствует отрицательный параметр). Очевидно, что это анизотропное поведение.

Казнеровский режим расширения, конечно, не соответствует современному расширению – слишком очевидна его анизотропия, которая не наблюдается. Однако, вблизи сингулярности t = 0, которая имеет место, так же, как и во фридмановском сценарии, решение Казнера представляется интересным космологам. Оказывается, при приближении к сингулярности возникает осциллирующий режим Казнера, когда отрицательный параметр начинает переходить от одного пространственного измерения к другому с возрастающей частотой. Это дает дополнительные возможности «подобраться» к пониманию физики космологической сингулярности. Связь с вселенной Фридмана, в которой мы живем, в одном из вариантов осуществляется следующим образом. Анизотропная часть модели Казнера трактуется как эффективная материя, которая с расширением распадается с образованием обычной материи. Если и остается анизотропия, то она не наблюдается из-за слабости эффекта.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.

Продолжение на ЛитРес

Неоднородная космология — Inhomogeneous cosmology

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. Когда началась Вселенная, материя была распределена равномерно , но в течение миллиардов лет, галактик , скоплений галактик и сверхскопления были соединялись, и должны, по мнению Эйнштейна теории общей относительности , деформировать пространство-время вокруг них. Хотя модель согласования признает этот факт, она предполагает, что таких неоднородностей недостаточно, чтобы повлиять на крупномасштабные средние значения силы тяжести в наших наблюдениях. Когда два отдельных исследования утверждали , в 1998-1999 годах , что высокие красного смещения сверхновых были дальше , чем наши расчеты показали , что они должны быть, было высказано предположение о том , что расширение Вселенной является ускорение и темная энергия , отталкивающая энергия , присущая в пространстве, было предложено объясните ускорение. 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, искажают наше понимание времени и наши наблюдения за удаленными объектами. После публикации Томасом Бухертом уравнений в 1997 и 2000 годах, 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 течь медленнее или, в пустотах , быстрее, таким образом давая сверхновым, наблюдаемым в 1998 году, иллюзию того, что они находятся дальше, чем они были. Космология Timescape может также подразумевать, что расширение Вселенной на самом деле замедляется.

СОДЕРЖАНИЕ

История

Стандартная космологическая модель

Конфликт между двумя космологиями происходит от негибкости Эйнштейна общей теории относительности, которая показывает , как гравитация формируется взаимодействием материи, пространства и времени. Физик Джон Уиллер сформулировал суть теории следующим образом: «Материя говорит пространству, как искривляться; пространство говорит материи, как двигаться». 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 расширения пространства-времени. 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: однородна и изотропна (однородна во всех измерениях). 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.

С точки зрения кривизны пространства-времени и формы Вселенной , теоретически она может быть замкнутой (положительная кривизна, или пространство-время, складывающееся само по себе, как если бы на поверхности четырехмерной сферы ), открытым (отрицательная кривизна, с пространством -время складывания наружу) или плоской (нулевая кривизна, как поверхность «плоского» четырехмерного листа 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) о расширении Вселенной , космологическая постоянная стала ненужной, и Эйнштейн назвал это «моей величайшей ошибкой».

С исключением этого члена из уравнения, другие получили решение Фридмана-Ламейтра-Робертсона-Уокера (FLRW) для описания такой расширяющейся Вселенной, 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 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 на части, существование темной материи также казалось доказанным, подтверждая 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.

Темная энергия

Другое наблюдение 1998 года, казалось, еще больше усложнило ситуацию: два отдельных исследования показали, 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 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 придало космологической постоянной Эйнштейна новое значение, поскольку, повторно вводя ее в уравнение для представления темной энергии, можно воспроизвести плоскую Вселенную, расширяющуюся все быстрее.

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».

Неоднородная Вселенная

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 какой-то 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, 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 потому, что не было возможности усреднить геометрию пространства-времени в уравнениях Эйнштейна.

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 неравномерного 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. «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: «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 малы обратные реакции в космологии, «не получил удовлетворительного ответа».

Неоднородная космология

Неоднородная космология в самом общем смысле (в предположении, 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 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, которая формирует структуру ( галактики , скопления галактик , космическая паутина ) во внимание , но в пертурбативному образом.

Неоднородная космология обычно включает изучение структуры Вселенной с помощью точных решений уравнений поля Эйнштейна (то есть метрик ) или с помощью методов пространственного или пространственно-временного усреднения. Такие модели не являются однородными , но могут допускать эффекты, которые можно интерпретировать как темную энергию , или могут привести к космологическим структурам, таким как пустоты или скопления галактик.

Пертурбативный подход

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

Непертурбативный подход

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 , включающей грубое зерно и усреднение, то является ли темная энергия артефактом традиционного способа Использование уравнения Эйнштейна остается без ответа.

Точные решения

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

Методы усреднения

Наиболее известным методом усреднения является метод скалярного усреднения, который приводит к кинематической обратной реакции и функционалам средней кривизны 3-Риччи. Уравнения Бухерта являются основными уравнениями таких методов усреднения.

Космология Timescape

В 2007 году Дэвид Уилтшир, профессор теоретической физики Кентерберийского университета 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. 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 . 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.

Еще один важный шаг, упущенный из стандартной модели, утверждал Уилтшир, — это 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 часах 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.

Источник

Вселенная однородна или неоднородна

Однородная вселенная

7. Однородность и изотропия Вселенной

Читайте также

14. Судьба Вселенной

МАСШТАБЫ ВСЕЛЕННОЙ

ЭКСКУРСИЯ ПО ВСЕЛЕННОЙ

5. Расширение вселенной

9. Происхождение Вселенной

Содержимое Вселенной

Жизнь во Вселенной

9. Модели Вселенной

2. Вкратце о Вселенной