Kosmologia niejednorodna - Inhomogeneous cosmology

Niejednorodna kosmologia jest fizycznym kosmologiczna teoria (astronomiczna modelu fizycznego wszechświata pochodzenia i ewolucji), które, w przeciwieństwie do obecnie powszechnie przyjętego modelu kosmologicznego skorowidzu zakłada, że niejednorodności w rozkładzie materii we wszechświecie wpływać na lokalne siły grawitacyjne (czyli w poziom galaktyczny) na tyle, by przekrzywić nasze spojrzenie na Wszechświat. Kiedy zaczął się wszechświat, sprawa została rozdzielona równomiernie , ale przez miliardy lat, galaktyk , gromad galaktyk i supergromad się złączyły i musi, według Einsteina teorii względności , wypacza się czasoprzestrzeń wokół nich. Chociaż model zgodności uwzględnia ten fakt, zakłada, że ​​takie niejednorodności nie są wystarczające, aby wpłynąć na wielkoskalowe średnie grawitacji w naszych obserwacjach. Po dwóch oddzielnych badaniach, osiągając w latach 1998-1999, które wysoko ku czerwieni supernowe były dalej niż nasze obliczenia wykazały, powinny one być, sugerowano, że ekspansja wszechświata jest przyspieszenie i energia ciemne , odpychające energia nieodłączne w przestrzeni, zaproponowano wyjaśnić przyspieszenie. Od tego czasu ciemna energia stała się powszechnie akceptowana, ale pozostaje niewyjaśniona. W związku z tym niektórzy naukowcy kontynuują prace nad modelami, które mogą nie wymagać ciemnej energii. Kosmologia niejednorodna należy do tej klasy.

Kosmologie niejednorodne zakładają, że reakcje zwrotne gęstszych struktur, a także bardzo pustych pustych przestrzeni na czasoprzestrzeń, są na tyle znaczące, że jeśli nie są brane pod uwagę, zniekształcają nasze rozumienie czasu i nasze obserwacje odległych obiektów. Po opublikowaniu przez Thomasa Bucherta w 1997 i 2000 r. równań, które wywodzą się z ogólnej teorii względności, ale także pozwalają na uwzględnienie lokalnych zmian grawitacyjnych, zaproponowano szereg modeli kosmologicznych, w których przyspieszenie Wszechświata jest w rzeczywistości błędną interpretacją naszych obserwacji astronomicznych i w których ciemna energia nie jest konieczna do ich wyjaśnienia. Na przykład w 2007 r. David Wiltshire zaproponował model (kosmologia krajobrazu czasowego), w którym reakcje wsteczne powodują wolniejszy bieg czasu lub szybszy bieg czasu w pustkach , dając w ten sposób supernowym obserwowanym w 1998 r. iluzję, że są dalej niż były. Kosmologia pejzażu czasowego może również sugerować, że ekspansja wszechświata w rzeczywistości spowalnia.

Historia

Standardowy model kosmologiczny

Konflikt między dwoma kosmologii wynika z braku elastyczności Einsteina ogólnej teorii względności, która pokazuje, jak grawitacja jest utworzony przez oddziaływanie materii, przestrzeni i czasu. Fizyk John Wheeler w słynny sposób podsumował istotę teorii: „Materia mówi przestrzeni, jak się zakrzywiać; przestrzeń mówi materii, jak się poruszać”. Jednakże, aby zbudować wykonalny model kosmologiczny, wszystkie wyrazy po obu stronach równań Einsteina muszą być zrównoważone: z jednej strony materia (tj. wszystkie rzeczy, które wypaczają czas i przestrzeń); z drugiej strony krzywiznę wszechświata i prędkość, z jaką rozszerza się czasoprzestrzeń. Krótko mówiąc, model wymaga określonej ilości materii, aby wytworzyć określone krzywizny i szybkości rozszerzania.

Jeśli chodzi o materię, wszystkie współczesne kosmologie opierają się na kosmologicznej zasadzie , która mówi, że niezależnie od kierunku spojrzenia z Ziemi, wszechświat jest w zasadzie taki sam: jednorodny i izotropowy (jednorodny we wszystkich wymiarach). Zasada ta wyrosła z twierdzenia Kopernika, że ​​we wszechświecie nie ma specjalnych obserwatorów i nic szczególnego w położeniu Ziemi we wszechświecie (tj. Ziemia nie była środkiem wszechświata, jak wcześniej sądzono). Od czasu publikacji ogólnej teorii względności w 1915 r. ta jednorodność i izotropia znacznie uprościły proces opracowywania modeli kosmologicznych.

Pod względem krzywizny czasoprzestrzeni i kształtu wszechświata , teoretycznie może być ona zamknięta (krzywizna dodatnia lub czasoprzestrzeń składająca się w sobie jak na powierzchni czterowymiarowej kuli ), otwarta (krzywizna ujemna, z przestrzenią). -czas składania na zewnątrz) lub płaska (zero krzywizny, jak powierzchnia „płaskiej” czterowymiarowej kartki papieru).

Pierwsza prawdziwa trudność pojawiła się w związku z rozszerzaniem się, ponieważ w 1905 r., jak poprzednio, zakładano, że wszechświat jest statyczny, ani się nie rozszerza, ani nie kurczy. Jednak wszystkie rozwiązania Einsteina dotyczące jego równań w ogólnej teorii względności przewidywały dynamiczny wszechświat. Dlatego też, aby jego równania były spójne z pozornie statycznym wszechświatem, dodał stałą kosmologiczną , termin reprezentujący pewną niewyjaśnioną dodatkową energię. Ale kiedy pod koniec lat dwudziestych obserwacje Georgesa Lemaître'a i Edwina Hubble'a dowiodły poglądu Alexandra Friedmanna (wywodzącego się z ogólnej teorii względności), że wszechświat się rozszerza , stała kosmologiczna stała się niepotrzebna, co Einstein nazwał „moim największym błędem”.

Po usunięciu tego terminu z równania, inni wyprowadzili rozwiązanie Friedmanna-Lamaître-Robertsona-Walkera (FLRW), aby opisać tak rozszerzający się wszechświat, rozwiązanie zbudowane na założeniu płaskiego, izotropowego, jednorodnego wszechświata. Model FLRW stał się podstawą standardowego modelu wszechświata stworzonego przez Wielki Wybuch, a dalsze dowody obserwacyjne pomogły go udoskonalić. Na przykład gładki, w większości jednorodny i (przynajmniej gdy miał prawie 400 000 lat) płaski wszechświat wydawał się potwierdzać dane z kosmicznego tła mikrofalowego (CMB) . A po tym, jak w latach 70. odkryto, że galaktyki i gromady galaktyk obracają się szybciej niż powinny, bez rozlatywania się, istnienie ciemnej materii również wydawało się udowodnione, co potwierdza wniosek Jacobusa Kapteyna , Jana Oorta i Fritza Zwicky'ego w latach 20. i 30. XX wieku. oraz wykazanie elastyczności modelu standardowego. Uważa się, że ciemna materia stanowi około 23% gęstości energii wszechświata.

Ciemna energia

Kolejna obserwacja z 1998 roku wydawała się jeszcze bardziej skomplikować sytuację: dwa oddzielne badania wykazały, że odległe supernowe są słabsze niż oczekiwano w stale rozszerzającym się wszechświecie; to znaczy, nie tylko oddalały się od ziemi, ale przyspieszały. Obliczono, że ekspansja wszechświata przyspiesza od około 5 miliardów lat temu. Biorąc pod uwagę efekt hamowania grawitacji, jaki powinna mieć cała materia wszechświata na tę ekspansję, ponownie wprowadzono odmianę stałej kosmologicznej Einsteina, aby reprezentować energię tkwiącą w przestrzeni, równoważąc równania płaskiego, przyspieszającego wszechświata. Nadało to również nowe znaczenie kosmologicznej stałej Einsteina, ponieważ przez ponowne wprowadzenie jej do równania reprezentującego ciemną energię można odtworzyć płaski wszechświat rozszerzający się coraz szybciej.

Chociaż natura tej energii nie została jeszcze odpowiednio wyjaśniona, stanowi ona prawie 70% gęstości energii wszechświata w modelu zgodności. A zatem, uwzględniając ciemną materię, prawie 95% gęstości energii Wszechświata jest wyjaśnione zjawiskami, które zostały wywnioskowane, ale nie do końca wyjaśnione ani bezpośrednio obserwowane. Większość kosmologów nadal akceptuje model zgodności, chociaż dziennikarz naukowy Anil Ananthaswamy nazywa to porozumienie „chwiejną ortodoksją”.

Niejednorodny wszechświat

Podczas gdy wszechświat zaczynał się od jednorodnie rozłożonej materii, od tego czasu ogromne struktury połączyły się w ciągu miliardów lat: setki miliardów gwiazd wewnątrz galaktyk, gromady galaktyk, supergromady i rozległe włókna materii. Te gęstsze regiony i puste przestrzenie między nimi muszą, zgodnie z ogólną teorią względności, wywierać pewien wpływ, ponieważ materia dyktuje krzywe czasoprzestrzeni. Tak więc dodatkowa masa galaktyk i gromad galaktyk (i ciemnej materii, jeśli jej cząstki kiedykolwiek zostaną bezpośrednio wykryte) musi powodować bardziej dodatnią krzywiznę pobliskiej czasoprzestrzeni, a puste przestrzenie powinny mieć odwrotny skutek, powodując, że czasoprzestrzeń wokół nich zabierze na krzywiznach ujemnych. Pytanie brzmi, czy te efekty, zwane reakcjami wstecznymi , są nieistotne, czy też razem tworzą wystarczająco dużo, aby zmienić geometrię wszechświata. Większość naukowców założyła, że ​​są one nieistotne, ale częściowo wynikało to z braku możliwości uśrednienia geometrii czasoprzestrzeni w równaniach Einsteina.

W 2000 roku kosmolog Thomas Buchert z École Normale Supérieure w Lyonie we Francji opublikował zestaw nowych równań — obecnie nazywanych zbiorem równań Bucherta — opartych na ogólnej teorii względności , które pozwalają na efekty niejednorodnego rozkładu należy wziąć pod uwagę materię, ale nadal pozwalać na uśrednienie zachowania wszechświata. W ten sposób można teraz opracować modele oparte na niejednorodnym, niejednorodnym rozkładzie materii. „Jeśli o mnie chodzi, nie ma ciemnej energii” – powiedział Buchert w wywiadzie dla New Scientist w 2016 roku. „Za dziesięć lat ciemna energia zniknie”. W tym samym artykule kosmolog Syksy Räsänen powiedział: „Nie ustalono ponad wszelką wątpliwość, że ciemna energia istnieje. Ale nigdy nie powiedziałbym, że ustalono, że ciemna energia nie istnieje”. Powiedział także magazynowi, że na pytanie, czy reakcje zwrotne są pomijalne w kosmologii, „nie uzyskano zadowalającej odpowiedzi”.

Kosmologia niejednorodna

Kosmologia niejednorodna w najogólniejszym sensie (zakładając całkowicie niejednorodny wszechświat) to modelowanie wszechświata jako całości za pomocą czasoprzestrzeni, która nie posiada żadnych symetrii czasoprzestrzennych . Zazwyczaj uważane czasoprzestrzenie kosmologiczne mają albo maksymalną symetrię, która obejmuje trzy symetrie translacyjne i trzy symetrie obrotowe (jednorodność i izotropia w odniesieniu do każdego punktu czasoprzestrzeni), tylko symetrię translacyjną (modele jednorodne) lub tylko symetrię obrotową (modele sferycznie symetryczne). ). Modele o mniejszej symetrii (np. osiowosymetryczne) są również uważane za symetryczne. Jednak powszechnie nazywa się modele sferycznie symetryczne lub modele niejednorodne jako niejednorodne. W kosmologii niejednorodnej wielkoskalowa struktura wszechświata jest modelowana przez dokładne rozwiązania równań pola Einsteina (tj. nieperturbacyjne), w przeciwieństwie do kosmologicznej teorii perturbacji , która jest badaniem wszechświata, który przyjmuje tworzenie się struktur ( galaktyki , gromady galaktyk , kosmiczny internetowej ) pod uwagę, ale w perturbacyjne sposób.

Kosmologia niejednorodna obejmuje zwykle badanie struktury we Wszechświecie za pomocą dokładnych rozwiązań równań pola Einsteina (tj. metrycznych ) lub metodami uśredniania przestrzennego lub czasoprzestrzennego. Takie modele nie są jednorodne , ale mogą umożliwiać efekty, które można interpretować jako ciemną energię lub mogą prowadzić do struktur kosmologicznych, takich jak puste przestrzenie lub gromady galaktyk.

Perturbacyjne podejście

Teoria perturbacji , która zajmuje się małymi perturbacjami z np. metryki jednorodnej, obowiązuje tylko tak długo, jak perturbacje nie są zbyt duże, a symulacje N-ciał wykorzystują grawitację newtonowską, która jest dobrym przybliżeniem, gdy prędkości są niskie, a pola grawitacyjne są słabe.

Nieperturbacyjne podejście

Praca nad podejściem nieperturbacyjnym obejmuje relatywistyczne przybliżenie Zeldowicza. Począwszy od 2016 roku Thomas Buchert, George Ellis , Edward Kolb i ich koledzy oceniali, że jeśli wszechświat jest opisywany przez zmienne kosmiczne w schemacie reakcji wstecznej , który obejmuje gruboziarnistość i uśrednianie, to czy ciemna energia jest artefaktem tradycyjnego sposobu użycie równania Einsteina pozostaje pytaniem bez odpowiedzi.

Dokładne rozwiązania

Pierwszymi historycznymi przykładami rozwiązań niejednorodnych (choć sferycznie symetrycznych) są metryka Lemaître-Tolmana (lub model LTB - Lemaître-Tolman-Bondi ). Stephani metryka może być sferycznie symetryczne lub całkowicie niejednorodny. Inne przykłady to metryka Szekeresa, metryka Szafrona, metryka Barnesa, metryka Kustaanheimo-Qvist i metryka Senovilla. Mierniki Bianchi podane w klasyfikacji Bianchi i miary Kantowskiego-Sachsa są jednorodne.

Metody uśredniania

Najbardziej znanym podejściem do uśredniania jest uśrednianie skalarne, prowadzące do kinematycznej reakcji wstecznej i średnich funkcjonałów krzywizny 3-Ricciego. Równania Bucherta są głównymi równaniami takich metod uśredniania.

Kosmologia czasowa

W 2007 roku David Wiltshire, profesor fizyki teoretycznej na Uniwersytecie Canterbury w Nowej Zelandii, argumentował w New Journal of Physics, że quasilokalne zmiany energii grawitacyjnej w 1998 roku dały fałszywy wniosek, że ekspansja Wszechświata przyspiesza. Co więcej, ze względu na zasadę równoważności , która utrzymuje, że energia grawitacyjna i bezwładnościowa są równoważne, a tym samym zapobiega różnicowaniu aspektów energii grawitacyjnej na poziomie lokalnym, naukowcy błędnie zidentyfikowali te aspekty jako ciemną energię . Ta błędna identyfikacja była wynikiem założenia, że ​​wszechświat jest zasadniczo jednorodny, tak jak robi to standardowy model kosmologiczny, i nie uwzględniania różnic czasowych między obszarami o dużej gęstości materii a pustkami. Wiltshire i inni twierdzili, że jeśli nie tylko założy się, że wszechświat nie jest jednorodny, ale również nie jest płaski, można by opracować modele, w których widoczne przyspieszenie ekspansji wszechświata można by wyjaśnić inaczej.

Jeszcze jednym ważnym krokiem, który został pominięty w standardowym modelu, twierdził Wiltshire, był fakt, że grawitacja spowalnia upływ czasu. W ten sposób zegar będzie poruszał się szybciej w pustej przestrzeni, która ma niską grawitację, niż wewnątrz galaktyki, która ma znacznie większą grawitację i argumentował, że aż 38% różnicy między czasem na zegarach w Drodze Mlecznej a tymi w Drodze Mlecznej istnieje galaktyka unosząca się w próżni. Tak więc, jeśli nie możemy tego skorygować — każdy z różnych czasów — nasze obserwacje rozszerzania się przestrzeni będą i są błędne. Wiltshire twierdzi, że obserwacje supernowych z 1998 roku, które doprowadziły do ​​wniosku o rozszerzaniu się wszechświata i ciemnej energii, można zamiast tego wyjaśnić równaniami Bucherta, jeśli weźmie się pod uwagę pewne dziwne aspekty ogólnej teorii względności.

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Kosmologia niejednorodna @ nlab