Astronomiya

Niyə FLRW kainatı (ümumi nisbi həll (lər)) bəzən 'FRW kainatı' adlanır?

Niyə FLRW kainatı (ümumi nisbi həll (lər)) bəzən 'FRW kainatı' adlanır?

Niyə Georges LeMaîtres üçün L hərfi tez-tez, hətta ümumiyyətlə kənarda qalır?

Einşteynin ümumi nisbiliyinə bu kosmoloji həllinə görə bir az layiqdirmi?


Vikipediyadan sitat gətirmək kimə (ən çox) kredit vermək şəxsi və tarixi perspektiv məsələsidir:

Coğrafi və ya tarixi seçimlərdən asılı olaraq dörd alimin dəsti - Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Howard P. Robertson və Arthur Geoffrey Walker - adətən Friedmann və ya Friedmann-Robertson-Walker (FRW) və ya Robertson-Walker (RW) olaraq qruplaşdırılır. və ya Friedmann-Lemaître (FL). (…) FLRW modeli, 1920 və 1930'larda adı çəkilən müəlliflər tərəfindən müstəqil olaraq hazırlanmışdır.


Kainat

The kainat (Latınca: universus) planetlər, ulduzlar, qalaktikalar və maddə və enerjinin bütün digər formaları daxil olmaqla, bütün məkan və zaman [a] və içindəkilər [10]. Big Bang nəzəriyyəsi, kainatın inkişafının hakim kosmoloji təsviridir. Bu nəzəriyyənin təxmininə görə, məkan və zaman 13.799 ± 0.021 milyard il əvvəl birlikdə meydana gəldi [2] və kainat o vaxtdan bəri genişlənir. Bütün kainatın məkan ölçüsü bilinməsə də, [3] kosmik inflyasiya tənliyi, onun minimum 23 trilyon işıq ili diametrinə sahib olmasını göstərir [11] və müşahidə olunan kainatın ölçüsünü ölçmək mümkündür. günümüzdə təxminən 93 milyard işıq ili diametrində.

Kainatın ilk kosmoloji modelləri qədim yunan və hind filosofları tərəfindən inkişaf etdirilmiş və yer kürəsini mərkəzə qoyaraq coosentrik idi. [12] [13] Əsrlər boyu daha dəqiq astronomik müşahidələr Nikolaus Kopernikin Günəş sisteminin mərkəzində Günəşlə heliosentrik model inkişaf etdirməsinə səbəb oldu. Ümumdünya cazibə qanununu inkişaf etdirən Isaac Newton, Kopernikin əsərləri və Johannes Kepler'in planetlərin hərəkət qanunları və Tycho Brahe tərəfindən müşahidələr üzərində quruldu.

Müşahidələrin daha da yaxşılaşdırılması Günəşin kainatdakı bir neçə yüz milyard qalaktikadan biri olan Samanyolu'nda yüz milyardlarla ulduzdan biri olduğunu anlamağa gətirib çıxardı. Qalaktikadakı bir çox ulduzun planetləri var. Ən böyük miqyasda qalaktikalar hər tərəfə bərabər və eyni şəkildə paylanır, yəni kainatın nə bir kənarı, nə də bir mərkəzi var. Kiçik miqyasda, qalaktikalar çoxluqda və superklasterlərdə paylanır, kosmosda çox sayda lif və boşluq əmələ gətirir və geniş bir köpük kimi bir quruluş yaradır. [14] 20-ci əsrin əvvəllərindəki kəşflər, kainatın bir başlanğıcının olduğunu və kosmosun o vaxtdan bəri [15] artan bir sürətlə genişləndiyini iddia etdi. [16]

Big Bang nəzəriyyəsinə görə, əvvəlcə mövcud olan enerji və maddə kainat genişləndikcə daha az sıxlaşdı. Təxminən 10-32 saniyədəki inflyasiya dövrü adlandırılan ilkin sürətlənmiş genişlənmədən və bilinən dörd əsas qüvvənin ayrılmasından sonra kainat tədricən soyudu və genişlənməyə davam etdi və ilk subatomik hissəciklərin və sadə atomların meydana gəlməsinə imkan verdi. Qaranlıq maddə tədricən toplandı, cazibə qüvvəsinin təsiri altında filament və boşluqların köpük kimi bir quruluşunu meydana gətirdi. Nəhəng hidrogen və helyum buludları tədricən qaranlıq maddənin ən sıx olduğu yerlərə çəkilərək ilk qalaktikaları, ulduzları və bu gün görülən hər şeyi meydana gətirdi.

Gökadaların hərəkətini araşdırdıqdan sonra kainatın görünən cisimlər, qalaktikalar, dumanlıqlar və ulduzlararası qazla müqayisədə daha çox maddə içərisində olduğu aşkar edilmişdir. Bu görünməyən maddə qaranlıq maddə olaraq bilinir [17] (qaranlıq mövcud olduğuna dair çoxsaylı güclü dolayı dəlil olduğu deməkdir, lakin biz hələ bunu birbaşa aşkarlamamışıq). ΛCDM modeli kainatın ən geniş qəbul edilmiş modelidir. Kainatdakı kütlənin və enerjinin təxminən% 69,2 ± 1,2-si [2015] kosmoloji sabit (və ya ΛCDM-yə uzanan zaman, qaranlıq enerjinin digər formaları, məsələn skaler sahədir), mövcud cərəyandan məsul olduğunu göstərir. məkanın genişlənməsi və təqribən% 25,8 ± 1,1 [2015] qaranlıq maddədir. [18] Adi ('bariyonik') maddə bu səbəbdən fiziki kainatın yalnız 4.84% ± 0.1% -dir [2015]. [18] Ulduzlar, planetlər və görünən qaz buludları adi maddələrin yalnız 6% -ni təşkil edir. [19]

Kainatın son taleyi və bir şey varsa, Böyük Partlayışdan əvvəl nə olduğu barədə bir çox rəqabət edən fərziyyə var, digər fiziklər və filosoflar əvvəlki dövlətlər haqqında məlumatların hər zaman əlçatan olacağına şübhə edərək fərziyyələr söyləməkdən imtina edirlər. Bəzi fiziklər, kainatımızın eyni şəkildə mövcud olan bir çox kainat arasında biri ola biləcəyi müxtəlif çoxsaylı fərziyyələr irəli sürdülər. [3] [20] [21]


Kainat ətrafında səyahət

Danışdığınız bu & sabit sürət nədir? İlə nisbi ? Və "düz xətt gətirmək" ifadəsi eyni problemə sahibdir.

Tamam, lemme həqiqətən verdiyiniz sualı sınayın.

S: Yerli düz bir düz xətt, sərbəst düşmə, sürətlənmə, qəsdən dönmə və bükülmə və əyri kainat boyunca hərəkət etmirsinizsə, əyrilik effektləri etibarlı bir ətal çərçivədə olmadığınız anlamına gəlirmi?
A: Həmişə yerli bir ətalət çərçivəsindəsiniz. Ətrafınızda bir əyləncə effektinin ölçülməsi üçün çox kiçik bir yer-zaman bölgəsi var və yalnız bu bölgədə təcrübələr apardığınız müddətdə, ətalət çərçivəsində işləyən xüsusi nisbi nisbətlə proqnozlaşdırılan nəticələri əldə edəcəksiniz. Eğrinin əhəmiyyəti üçün kifayət qədər böyük bir miqyasda təcrübələr etsəniz, ümumi nisbilik lazımdır. Qıvrım nə qədər güclüdürsə, yerli düz bölgə o qədər kiçikdir - ancaq (təklik istisna olmaqla) hər zaman yerli düz ola biləcək qədər kiçik bir bölgə tapa bilərsiniz və bu bölgə içərisində hər zaman etibarlı bir ətir çərçivəsindəsiniz.

Bir evin təməlini atarkən, yerin səthinin əyriliyindən, yerin yerli olaraq düz olmasından narahat olmayacağınızı düşünün. London və Tokio arasında bir uçuş yolu çəkirsinizsə, yerin əyriliyini düşünürsünüz.

(Nəhayət dünyaya qayıdıb-qayıtmayacağınız kainatın necə və nə qədər əyri olmasından asılıdır. Digərləri artıq bunu şərh etmişlər).


İstinadlar

Aguirre, A. Carroll, S. M., & amp Johnson, M. C. (2011). Tarazlıq xaricində: alt entropiya vəziyyətlərinə kosmoloji təkamülü anlamaq. arXiv: 1108.0417v1.

Albert, D. Z. (2000). Vaxt və şans. Cambridge, MA: Harvard University Press.

Albert, D. Z. (2010). Everett şəklində ehtimal. S. Saunders, J. Barrett, A. Kent, & amp; D. Wallace (Eds.), Bir çox aləm? Everett, kvant nəzəriyyəsi və reallıq (s. 355-368). Oxford: Oxford University Press.

Albert, D. Z. (2015). Fizikadan sonra. Cambridge, MA: Harvard University Press.

Albrecht, A. (2004). Kosmik inflyasiya və zamanın oxu. J. D. Barrow, P. C. W. Davies, & amp; C. Harper Jr (Eds.), Elm və son reallıq: Kvant nəzəriyyəsi, kosmologiya və mürəkkəblik (s. 363-401). New York, NY: Cambridge University Press.

Armstrong, D. M. (1983). Təbiət qanunu nədir?. Cambridge: Cambridge University Press.

Ashtekar, A. (2009). Döngə kvant kosmologiyasında təklik qətnaməsi: Qisa bir baxış. Journal of Physics: Konfrans Seriyası, 189, 012003.

Baker, D. (2007). Everett kvant mexanikasında ölçmə nəticələri və ehtimal. Müasir Fizika Tarixi və Fəlsəfəsi, 38, 153–169.

Banklar, T. (2000). Supersimmetriyanın və ya kiçik Lambdanın kosmoloji pozulması gələcəyə qayıdır II. arXiv: hep-th / 0007146v1.

Banklar, T. (2007). Entropiya və kosmologiyada başlanğıc şərtlər. arXiv: hep-th / 0701146v1.

Banklar, T. (2015). Holografik inflyasiya və erkən kainatın aşağı entropiyası. arXiv: 1501.02681v1 [hep-th].

Belot, G. (2011). Həndəsi imkan. New York: Oxford University Press.

Boddy, K. K., Carroll, S. M., & amp Pollack, J. (2014). Kvant dalğalanmaları olmadan de sitter sahəsi. arxiv: 1405.0298v1 [hep-th].

Borde, A., & amp; Vilenkin, A. (1996). İnflyasiya kosmologiyasındakı özəlliklər: İcmal. Beynəlxalq Modern Fizika Jurnalı, 5, 813–824.

Borde, A., & amp; Vilenkin, A. (1997). Uzay vaxtlarını şişirdərkən zəif enerji vəziyyətinin pozulması. Fiziki Baxış D, 56, 717–723.

Borde, A., Guth, A. H., & amp; Vilenkin, A. (2003). Keçmiş istiqamətlərdə inflyasiya boşluğu vaxtı natamamdır. Fiziki Baxış Məktubları, 90, 151301.

Bousso, R. (1998). De Sitter məkanının yayılması. Fiziki Baxış D, 58, 083511.

Bousso, R. (2000). Müsbət vakuum enerjisi və N- bağlı. Yüksək Enerji Fizikası Jurnalı, 11(2000), 038.

Bousso, R. (2012). Vakum quruluşu və zamanın oxu. Fiziki Baxış D, 86, 123509.

Bousso, R., DeWolfe, O., & amp Myers, R. C. (2003). Müsbət kosmoloji sabitliyi olan kosmik zamanlarda sərhədsiz entropiya. Fizikanın əsasları, 33, 297–321.

Marka, M. (1977). Tədbirlər üçün şəxsiyyət şərtləri. Amerika Fəlsəfi Rüblük, 14, 329–337.

Bucher, M. (2002). Çarpışan baloncuklardan bir budaq dünyası kainatı. Fizika Məktubları B, 530, 1–9.

Bunzl, M. (1979). Səbəbdən artıq təyinat. Fəlsəfə Jurnalı, 76, 134–150.

Callender, C. (2004a). Tədbirlər, izahatlar və keçmiş: ‘Xüsusi’ ilkin şərtlər izah edilməlidir? İngilis Elm Fəlsəfəsi Jurnalı, 55, 195–217.

Callender, C. (2004b). Aşağı entropiya keçmişi haqqında heç bir tapmaca yoxdur. C. Hitchcock (Ed.), Elm fəlsəfəsindəki müasir mübahisələr (Fəlsəfədəki Çağdaş Mübahisələr) (s. 240–255). Malden: Blackwell.

Callender, C. (2010). Keçmiş fərziyyə cazibə qüvvəsinə cavab verir. G. Ernst & amp A. Hüttemann (Eds.), Zaman, şans və azalma: Statistik mexanikanın fəlsəfi cəhətləri (s. 34-58). Cambridge: Cambridge University Press.

Carroll, S. M. (2006). Kainatımız təbiidirmi? Təbiət, 440, 1132–1136.

Carroll, S. M. (2008a). Zamanın oxunun kosmik mənşəyi. Elmi Amerika, 298, 48–57.

Carroll, S. M. (2008b). Vaxt həqiqətən varsa? arXiv: 0811.3772v1 [gr-qc].

Carroll, S. M. (2010). Əbədiyyətdən buraya: Zamanın son nəzəriyyəsi üçün axtarış. New York, NY: Dutton.

Carroll, S. M. (2012). Kainatın tanrıya ehtiyacı varmı? J. B. Stump & amp A. G. Padgett (Eds.), Blackwell elm və xristianlığın yoldaşı (s. 185-197). Malden: Blackwell.

Carroll, S. M., & amp Chen, J. (2004). Kortəbii inflyasiya və zaman oxunun mənşəyi. arXiv: hep-th / 0410270v1.

Carroll, S. M., & amp Chen, J. (2005). İnflyasiya kainat üçün təbii ilkin şərtləri təmin edirmi? Ümumi Nisbilik və Cazibə, 37, 1671–1674.

Carroll, S. M., & amp Tam, H. (2010). Unitar təkamül və kosmoloji dəqiq tənzimləmə. arXiv: 1007.1417v1 [hep-th].

Carroll, S. M., Johnson, M. C., & amp; Randall, L. (2009). De Sitter məkanından dinamik kompaktlaşdırma. Yüksək Enerji Fizikası Jurnalı, 11(2009), 094.

Cartwright, N., Alexandrova, A., Efstathiou, S., Hamilton, A., & amp Muntean, I. (2005). Qanunlar. F. Jackson & amp; M. Smith (Eds.), Çağdaş fəlsəfənin oxford əl kitabı (s. 792-818). New York: Oxford University Press.

Chisholm, R. M. (1990). Tədbirlər ontologiya mövzusunda bir inşa. Xeyr, 24, 413–427.

Clarkson, C. (2012). Qaranlıq enerjinin kölgəsində kainatın homojenliyini qurmaq. Comptes Rendus Fiziki, 13, 682–718.

Clarkson, C., & amp; Maartens, R. (2010). Qeyri-bərabərlik və uyğunlaşma kosmologiyasının əsasları. Klassik və kvant çəkisi, 27, 124008.

Clarkson, R., Ghezelbash, A. M., & amp; Mann, R. B. (2003). Entropik N-Dörd ölçülü Taub-Bolt (NUT) -dS fəzalarında məhdud və maksimum kütlə fərziyyəsi pozuntuları. Nüvə Fizikası B, 674, 329–364.

Clifton, T., Clarkson, C., & amp Bull, P. (2012). İzotropik qara cisim kosmik mikrodalğalı fon radiasiyası homojen bir kainata dəlil kimi. Fiziki Baxış Məktubları, 109, 051303.

Davidson, D. (1967). Səbəb münasibətləri. Fəlsəfə Jurnalı, 64, 691–703.

Davidson, D. (1969). Hadisələrin fərdiləşdirilməsi. N. Rescher-də (Ed.), Carl G. Hempelin şərəfinə yazılar (s. 216-234). Dordrecht: Reidel.

Davidson, D. (2001). Hadisələrin fərdiləşdirilməsi. D. Davidson (Ed.), Hərəkətlər və hadisələr haqqında yazılar (2-ci nəşr, s. 163-180). Oxford: Clarendon Press.

Davies, P. C. W. (1983). İnflyasiya və zaman asimetri: ya da kainatı yaradan nədir. Təbiət, 301, 398–400.

De Muijnck, W. (2003). Asılılıqlar, əlaqələr və digər münasibətlər: Zehni səbəbiyyət nəzəriyyəsi. (Fəlsəfi Araşdırmalar Series 93) Dordrecht: Kluwer.

de Sitter, W. (1917). Einşteynin cazibə nəzəriyyəsi və astronomik nəticələri haqqında (Üçüncü Kağız). Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, 78, 3–28.

de Sitter, W. (1918). Məkanın əyriliyi haqqında. İldə Koninklijke Akademie van Wetenschappen KNAW, Elmlər bölməsinin materialları, Amsterdam (s. 229-243). 20, hissə 1.

Dyson, L., Kleban, M., & amp; Susskind, L. (2002). Bir kosmoloji sabitinin narahat təsirləri. Yüksək Enerji Fizikası Jurnalı, 10(2002), 011.

Earman, J. (1984). Təbiət qanunları: empirik çağırış. R. J. Bogdan (Ed.), D.M. Armstrong (Profillər Cild 4, s. 191-223). Dordrecht: Reidel.

Earman, J. (1995). Patlamalar, xırıltılar, xırıltılar və fəryadlar: Rölativistik fəzalardakı təkliklər və səssizliklər. New York: Oxford University Press.

Earman, J. (2006). “Keçmiş fərziyyə”: Yalan belə deyil. Müasir Fizika Tarixi və Fəlsəfəsi, 37, 399–430.

Ehlers, J., Geren, P., & amp Sachs, R. K. (1968). Einşteyn-Liouvil tənliklərinin izotrop həlləri. Riyazi Fizika Jurnalı, 9, 1344–1349.

Farhi, E., Guth, A., & amp; Güven, J. (1990). Laboratoriyada kvant tuneli ilə bir kainat yaratmaq mümkündürmü? Nüvə Fizikası B, 339, 417–490.

Fischler, W., Morgan, D., & amp; Polchinski, J. (1990). Saxta vakuum baloncuklarının miqdarının ölçülməsi: Qravitasiya tunelinin hamilton müalicəsi. Fiziki Baxış D, 42, 4042–4055.

Geroch, R. (1966). Qapalı kainatlardakı özəlliklər. Fiziki Baxış Məktubları, 17, 445–447.

Gibbons, G. W., & amp Hawking, S. W. (1977). Kosmoloji hadisə üfüqləri, termodinamik və hissəciklərin yaradılması. Fiziki Baxış D, 15, 2738–2751.

Ginsparg, P., & amp Perry, M. J. (1983). Sitter məkanının yarımklassik davamlılığı. Nüvə Fizikası B, 222, 245–268.

Greene, B. (2004). Kosmosun parçası: Məkan, zaman və gerçəkliyin toxuması. New York: Alfred A. Knopf.

Gross, D. J. (1997). Kvant sahəsi nəzəriyyəsinin təntənəsi və məhdudiyyətləri. arXiv: hep-th / 9704139v1.

Guth, A. (2004). İnflyasiya. W. L. Freedman'da (Ed.), Kainatın ölçülməsi və modelləşdirilməsi (Carnegie Observatories Astrophysics Series Vol. 2, s. 31-52) Cambridge: Cambridge University Press.

Hasse, W., & amp; Perlick, V. (1999). İzotrop hubble qanunu olan uzay vaxtı modellərində. Klassik və kvant çəkisi, 16, 2559–2576.

Hawking, S. W. (1965). Açıq kainatlarda təkliklərin meydana gəlməsi. Fiziki Baxış Məktubları, 15, 689–690.

Hawking, S. W. (1966a). Kosmologiyada təkliklərin baş verməsi. İldə London kral cəmiyyətinin materialları. A seriyası, riyaziyyat və fizika elmləri, Cild 294, s. 511-521.

Hawking, S. W. (1966b). Kosmologiyada təkliklərin baş verməsi. II. İldə London kral cəmiyyətinin materialları. A seriyası, riyaziyyat və fizika elmləri, Cild 295, s. 490-493.

Hawking, S. W. (1967). Kosmologiyada təkliklərin baş verməsi. III. Səbəbiyyət və təklik. İldə London kral cəmiyyətinin materialları. Seriya A, riyaziyyat və fizika elmləri, Cild 300, s. 187–201.

Hawking, S. W. (1996). Klassik nəzəriyyə. S. Hawking, & amp; R. Penrose (Eds.), Məkan və zamanın təbiəti. (Princeton Elm Kitabxanası) (s. 3–26). Princeton: Princeton Universiteti Mətbuatı.

Hawking, S. W., & amp Ellis, G. F. R. (1973). Məkan-zamanın geniş miqyaslı quruluşu. New York: Cambridge University Press.

Hawking, S. W., & amp; Penrose, R. (1970). Cazibə çöküşünün və kosmologiyanın özəllikləri. İldə London kral cəmiyyətinin materialları. Seriya A, riyaziyyat və fizika elmləri, Cild 314, s. 529-548.

Jacobson, T. (1994). Qara dəlik entropiyası və cazibə qüvvəsi. arXiv: gr-qc / 9404039v1.

Kim, J. (1989a). Mexanizm, məqsəd və izahlı istisna. İldə Fəlsəfi perspektivlər. (Zehin Fəlsəfəsi və Fəaliyyət Teorisi) (Cild 3, s. 77–108). Atascadero: Ridgeview Nəşriyyat Şirkəti.

Kim, J. (1989b). Qeyri-reduktiv materializm mifi. Amerika Fəlsəfi Dərnəyinin Sənədləri və Ünvanları, 63, 31–47.

Koons, R.C (2000). Realizm yenidən qazandı: dəqiq bir səbəb, teleologiya və ağıl nəzəriyyəsi. New York: Oxford University Press.

Koster, R., & amp Postma, M. (2011). Əlavə ölçülü modellərdə kosmik sürətlənməni qadağan edən, getməməli olan teoremlər. Cosmology və Astroparticle Physics jurnalı, 12(2011), 015. doi: 10.1088 / 1475-7516 / 2011/12/015.

Lewis, D. (1973a). Səbəb. Fəlsəfə Jurnalı, 70, 556–567.

Lewis, D. (1973b). Qarşı faktlar. Malden: Blackwell.

Lewis, D. (1983). Universallar nəzəriyyəsi üçün yeni iş. Australasian Fəlsəfə Jurnalı, 61, 343–377.

Lewis, D. (1994). Humean rahatlığı ayıklandı. Ağıl, 103, 473–490.

Lewis, D. (2004). Təsir kimi səbəb. J. Collins, N. Hall, & amp; A. A. Paul (Eds.), Səbəb və əks faktlar (s. 75-106). Cambridge, MA: MIT Press.

Linde, A. (2004). İnflyasiya, kvant kosmologiyası və antropik prinsip. J. D. Barrow, P. C. W. Davies, & amp; C. Harper (Eds.), Elm və son reallıq: Kvant nəzəriyyəsi, kosmologiya və mürəkkəblik (s. 426-458). New York: Cambridge University Press.

Loewer, B. (2001). Qətiyyət və şans. Müasir Fizika Tarixi və Fəlsəfəsi, 32, 609–620.

Loewer, B. (2008). Niyə fizikadan başqa bir şey var. J. Hohwy & amp; J. Kallestrup (Eds.), Azaldılır: Azaldılması, izahı və səbəbi barədə yeni oçerklər (s. 149-163). Oxford: Oxford University Press.

Loewer, B. (2012). Qanunların və zamanın iki hesabı. Fəlsəfi Tədqiqatlar, 160, 115–137.

Lyth, D. H., & amp Liddle, A. R. (2009). İlkin sıxlığın pozulması: Kosmologiya, inflyasiya və quruluşun mənşəyi. Cambridge: Cambridge University Press.

Maartens, R. (2011). Kainat bircinsdirmi? Kral Cəmiyyətinin Fəlsəfi Əməliyyatları A: Riyaziyyat, Fizika və Mühəndislik Elmləri, 369, 5115–5137.

Maartens, R., & amp Matravers, D. R. (1994). Kosmologiyada izotrop və yarı-izotrop müşahidələr. Klassik və kvant çəkisi, 11, 2693–2704.

Mackie, J. L. (1974). Kainatın sementi: Nəticə araşdırması. Oxford: Oxford University Press.

Maldacena, J., & amp; Nuñez, C. (2001).Əyri manifoldlardakı sahə nəzəriyyələrinin superqravitasiya təsviri və getmək olmaz teoremi. Beynəlxalq Modern Fizika Jurnalı, 16, 822–855.

Maudlin, T. (2007). Fizika içindəki metafizika. New York: Oxford University Press.

McInnes, B. (2007). Mənzərədəki zaman oxu. arXiv: 0711.1656v2 [hep-th].

Misner, C. W., Thorne, K. S., & amp Wheeler, J. A. (1973). Qravitasiya. San Francisco: W.H. Freeman və Şirkət.

Mithani, A., & amp; Vilenkin, A. (2012). Kainatın bir başlanğıcı varmı? arXiv: 1204.4658v1 [hep-th].

Nikolić, H. (2004) “spontan inflyasiya və zaman oxunun mənşəyi” haqqında şərh. arXiv: hep-th / 0411115v1.

North, J. (2011). Termodinamikada vaxt. C. Callender-də (Ed.), Zamanın fəlsəfə oxford kitabı (s. 312-350). New York: Oxford University Press.

Səhifə, D. N. (2008). Boltzmann beyninin qayıtması. Fiziki Baxış D, 78, 063536.

Paul, L. A. (2007). Konstitusiyanın aşırı təyin edilməsi. J. K. Campbell, M. O'Rourke, & amp; H. Silverstein (Eds.), Səbəb və izah (s. 265-290). Cambridge, MA: MIT Press.

Penrose, R. (1965). Cazibə qüvvəsi çöküşü və məkan zamanının təkiliyi. Fiziki Baxış Məktubları, 14, 57–59.

Penrose, R. (1979). Singularities və zaman asimetri. S. W. Hawking & amp W. İsrail (Eds.), Ümumi nisbilik: Einşteynin yüzillik anketi (s. 581-638). New York: Cambridge University Press.

Penrose, R. (1989a). İmperatorun yeni ağlı. New York: Oxford University Press.

Penrose, R. (1989b). İnflyasiya kosmologiyasındakı çətinliklər. New York Elmlər Akademiyasının salnamələri, 571, 249–264.

Penrose, R. (1996). Uzay vaxtı təkliklərinin quruluşu. S. Hawking, & amp; R. Penrose (Eds.), Məkan və zamanın təbiəti. (Princeton Elm Kitabxanası) (s. 27-36). Princeton: Princeton Universiteti Mətbuatı.

Penrose, R. (2007). Həqiqətə aparan yol: Kainatın qanunlarına dair tam bir bələdçi. New York: Vintage Kitablar.

Penrose, R. (2012). Zaman dövrləri: Kainatın fövqəladə yeni bir görünüşü. New York: Vintage Kitablar.

Qiymət, H. (1996). Zamanın oxu və arximed nöqtəsi: Zaman fizikası üçün yeni istiqamətlər. New York: Oxford University Press.

Qiymət, H. (2004). Zaman oxunun mənşəyi haqqında: Niyə aşağı entropiya keçmişi haqqında hələ də bir tapmaca var. C. Hitchcock (Ed.), Elm fəlsəfəsindəki müasir mübahisələr (Fəlsəfədəki Çağdaş Mübahisələr) (s. 219-239). Malden: Blackwell.

Ramsey, F. P. (1990). Qanun və səbəbiyyət. D. H. Mellor (Ed.), Fəlsəfi sənədlər (s. 140-163). Cambridge: Cambridge University Press.

Rea, M. (1998). Mereoloji universalizmin müdafiəsində. Fəlsəfə və fenomenoloji tədqiqatlar, 58, 347–360.

Sahni, V. (2002). Kosmoloji daimi problem və kvintessensiya. Klassik və kvant çəkisi, 19, 3435–3448.

Schaffer, J. (2003). Həddindən artıq müəyyənləşdirmə səbəbləri. Fəlsəfi Tədqiqatlar, 114, 23–45.

Sider, T. (2003). Aşırı təyinetmənin bu qədər pisliyi nədir? Fəlsəfə və fenomenoloji tədqiqatlar, 67, 719–726.

Simons, P. (2003). Tədbirlər. Michael J. Loux & amp; Dean W. Zimmerman'da (Eds.), Oksford metafizikası kitabı (s. 357-385). New York: Oxford University Press.

Sklar, L. (1993). Fizika və şans: Statistik mexanikanın əsaslarındakı fəlsəfi məsələlər. New York: Cambridge University Press.

Smeenk, C. (2013). Kosmologiya fəlsəfəsi. Robert Batterman'da (Ed.), Oksford fizika fəlsəfəsi kitabı (s. 607–652). New York: Oxford University Press.

Smolin, L. (2002). Müsbət kosmoloji sabitliyi olan kvant cazibə qüvvəsi. arXiv: hep-th / 0209079v1.

Steinhardt, P. J. (2011). İnflyasiya mübahisəsi: Müasir kosmologiyanın mərkəzində olan nəzəriyyə çox səhvdir? Elmi Amerika, 304(4), 36–43.

Steinhardt, P. J., & amp; Turok, N. (2002a). Dairəvi bir kainatda kosmik təkamül. Fiziki Baxış D, 65, 126003.

Steinhardt, P. J., & amp; Turok, N. (2002b). Kainatın tsiklik modeli. Elm, 296, 1436–1439.

Steinhardt, P. J., & amp; Turok, N. (2005). Siklik model sadələşdirilmişdir. Yeni Astronomiya Rəyləri, 49, 43–57.

Steinhardt, P. J., & amp; Wesley, D. (2009). Qaranlıq enerji, inflyasiya və əlavə ölçülər. Fiziki Baxış D, 79, 104026.

Stoeger, W. R., Maartens, R., & amp Ellis, G. F. R. (1995). Kainatın demək olar ki, homojenliyini sübut etmək: Demək olar ki, Ehlers-Geren-Sachs teoremi. Astrofizika Jurnalı, 443, 1–5.

Strominger, A. (2001). DS / CFT yazışmaları. Yüksək Enerji Fizikası Jurnalı, 10(2001), 029.

Vachaspati, T. (2007). Körpə kainatlarının və qara dəliklərin tikilməsində. arXiv: 0705.2048v1 [gr-qc].

Van Cleve, J. (2008). Ay və altıpens: Mereoloji universalizmin müdafiəsi. T. Sider, J. Hawthorne, & amp; D. W. Zimmerman (Eds.), Metafizikada müasir mübahisələr (Fəlsəfədəki Müasir Mübahisələr) (s. 321-340). Malden: Blackwell.

van Fraassen, B.C (1989). Qanunlar və simmetriya. New York: Oxford University Press.

van Inwagen, P. (1990). Maddi varlıqlar. İthaka: Cornell Universiteti Mətbuatı.

Van Riet, T. (2012). Daha yüksək ölçülərdə klassik de Sitter həllərində. Klassik və kvant çəkisi, 29, 055001.

Vilenkin, A. (2006). Bir çox dünyalar: Digər kainatların axtarışı. New York: Hill və Wang.

Vilenkin, A. (2013). Zamanın oxları və kainatın başlanğıcı. Fiziki Baxış D, 88, 043516.

Wald, R. M. (1984). Ümumi nisbi. Chicago: Chicago Universiteti Press.

Wald, R. M. (2006). Zamanın oxu və kainatın başlanğıc şərtləri. Müasir Fizika Tarixi və Fəlsəfəsi, 37, 394–398.

Wall, A. C. (2012). Sürətlə dəyişən sahələr və ixtiyari üfüq dilimləri üçün ümumiləşdirilmiş ikinci qanunun sübutu. Fiziki Baxış D, 85, 104049.

Wall, A.C (2013). Ümumiləşdirilmiş ikinci qanun kvant təklik teoremini nəzərdə tutur. Klassik və kvant çəkisi, 30, 165003.

Wallace, D. (2012). Ortaya çıxan çoxsahəli: Everett şərhinə görə kvant nəzəriyyəsi. Oxford: Oxford University Press.

Weaver, C. (2012). Nə səbəb ola bilər, həqiqətən səbəb olmalıdır. İldə Sintez. 184, 299-317 ilə ‘Erratum to: Nə səbəb ola bilər əslində səbəb olmalıdır’. Sintez. 183, 279.

Weaver, C. (2013). Səbəbin universallığı üçün kilsə-fitch sübutu. Synthese, 190, 2749–2772.

Weinberg, S. (2008). Kosmologiya. New York: Oxford University Press.


Kainat qara dəliyə çevriləcək qədər yüksək bir sıxlığa çatsa nə olar?

Burada çox sual var deyəsən. Metrikdəki mənfi işarənin əhəmiyyətini başa düşmürsənsə, həqiqətən xüsusi nisbi və daha sonra ümumi nisbilik haqqında bir dərsliyə ehtiyacınız var (mən Taylor və Wheeler tərəfindən Spacetime Physics tövsiyə edirəm). Bütün relyativistik göstəricilərin bir əks işarəsi var - onu boşluq edən budurvaxt, yer deyil.

Kainat niyə kiçilməyə başlayacaq? Bu, FLRW fəza vaxtının bəzi variantlarında baş verir, lakin bunlar qara dəliklə bitmir. Bunu görməyin bir yolu budur ki, kainatın sıxlığı hər yerdə eyni olduğu üçün xüsusi nöqtələr ola bilməz. Qara dəlik kainatın qalan hissəsindən çox fərqlidir. Ancaq bəlkə də kainatın birdən-birə kiçilməyə başladığı üçün başqa bir səbəbiniz var idi.

Schwarzschild metrikası, genişlənən və ya büzülən bir kainatı təsvir etmir. Beləliklə, təsvir etdiyiniz iş üçün heç bir əhəmiyyəti yoxdur.

Müqavilə edən bir kainat üçün müvafiq uzay vaxtı, FRW uzay vaxtında FRW uzay vaxtıdır, sıxlıq nə qədər yüksək olsa da, kainat kiçildikcə heç bir qara dəlik yoxdur, çünki qara dəlik sonsuzluğa işıq siqnalları göndərə bilməyən bir uzay vaxtı bölgəsidir və FRW boşluqda sonsuzluq yoxdur.

İndiki göstəricilər kainatın genişlənməsinin sürətlənməsidir, yəni qara bir dəliyə çevrilmək üçün kritik sıxlığa çatmayacaqdır.

Universal genişlənmənin sürətlənməsi bir az təəccüblüdür, ancaq məlumatların hazırda göstərildiyi budur. Məsələn & lt & lthttps: //en.wikipedia.org/w/index.php? Title = Accelerating_expansion_of_the_universe & ampoldid = 906250109 & gt & gt. Bu, kosmoloji sabitliyinə görə izah olunur - bəzən başqa adlar da verilir.

Bir kainatın kosmoloji sabitliyi olmadan ümumi nisbilik qanunlarına itaət etdiyini xəyal etsək, genişlənmə sürətlənmək əvəzinə yavaşlayacaq və genişlənmə dayanıb geri çevrilə bilər və bu zaman belə bir kainat nəticədə yenidən çökərək bir qara meydana gətirəcəkdir. dəlik.

Belə bir kainatın bu vəziyyətdə bir qara dəliyə çevriləcəyini gözləyirdik. Lakin detallar qaranlıqdır. Kosmoloji modellərimiz sadəcə problem üçün fərziyyələr irəli sürürlər ki, bunlardan biri də homojenlik adlanır və ehtimal ki, bu fərziyyə çökmə prosesi zamanı pozula bilər.

Bu çətinliklər real çöküşü daha az miqyasda başa düşmək cəhdlərimizdə də mövcuddur.

Qalaktikamızın mərkəzində qara dəlik olduğuna dair dəlillər olduqca inandırıcıdır, buna görə də çökməyin mümkün olduğuna əminik. Həqiqi bir çökmə prosesinin bir çox detalı qaranlıqdır.

Kainat bütövlükdə qara dəliyə çevrilə bilməz. Səhv bir fəza həndəsəsi var. 3 nömrəli yazıma baxın.

Qara dəlik olmaq üçün kritik bir sıxlıq yoxdur. (Qısa müddətdə OP-yə cavab olaraq bunu genişləndirəcəyəm.)

Qara dəlik olmaq üçün kritik bir sıxlıq yoxdur. Qara dəliyə çevrilmənin meyarı, hadisənin üfüqünün əmələ gəlməsidir ki, bu da müəyyən bir kütlə ## M ## demək olar ki, sahəsi ## 16 pi G ^ 2 M ^ 2 / olan 2 kürə şəklində çökər. c ^ 4 ## əlavə edə bilər. Kütlə ## M ## nə qədər böyükdürsə, bu meyar yerinə yetirildikdə çökən maddənin sıxlığı o qədər az olmalıdır.

Əslində, qara bir çuxur, yaxşı təyin olunmuş bir daxili həcmə malik olmadığı üçün yaxşı bir sıxlığa sahib deyil. Bəzi pop elmi mənbələr, radiusu Schwarzschild radiusuna bərabər bir kürə həcminə sahib olduğunu söyləyəcəklər, amma bu doğru deyil.

Xeyr, çuxurun yaxşı təyin olunmuş bir həcmə malik olmamasıdır.

Schwarzschild metrikası, genişlənən və ya büzülən bir kainatı təsvir etmir. Beləliklə, təsvir etdiyiniz iş üçün heç bir əhəmiyyəti yoxdur.

Müqavilə edən bir kainat üçün müvafiq uzay vaxtı, FRW uzay vaxtında FRW uzay vaxtıdır, sıxlıq nə qədər yüksək olsa da, kainat kiçildikcə heç bir qara dəlik yoxdur, çünki qara dəlik sonsuzluğa işıq siqnalları göndərə bilməyən bir uzay vaxtı bölgəsidir və FRW boşluqda sonsuzluq yoxdur.

sualıma bu cür cavab verir, düşündüyüm şey, kainatdakı bütün maddələr bir anda bir nöqtəyə doğru cazibə çəkməyə başlamışsa (bilirəm ki, bu bizim kainatımızda olmayacaq, ancaq sehrin baş verəcəyini düşünək) və bu sahədən kənar bir insan büzülən maddə bir qara dəlik meydana gəldiyini görərdi və sualım ki, büzülən kürənin içərisindəki insanlara necə görünəcəkdi. amma bu mümkün olmamalı idi? çünki maddənin paylanması boşluq müddətini müəyyənləşdirir, beləliklə kiçilməkdə olan kürənin xaricində boş ərazinin geniş bölgələri ola bilməz?

sualımı yenidən izah etməliyəm. fərz edək ki, çox böyük bir nebular azalmağa başladı (buna görə də böyük bir şvartsild radiusuna, radiusda bir çox işıq həftəsinə sahibdir) və içərisində uğursuz bir astronavt var. nebular kritik sahəsi olan 2 kürəyə çatdıqda astronavt nə görərdi? son dərəcə böyük schwarzchild radiusuna görə bütün nebular çatdıqca özəlliyə çatmadan ətrafındakı kainatı müşahidə etmək üçün çox vaxta sahib olacaqdır. çöldə kimsə qara dəlik görərdi, amma nə görərdi? 2 kürəyə çatdıqdan sonra birdən kainatın dəyişdiyini görərmi?

zənnimcə sualımı daxili bir müşahidəçi hadisə üfüqü qurulduqdan sonra nə görəcək, ətrafındakı hər şeydə qəfil bir dəyişiklik görəcəkmi və s. kimi ifadə edilə bilər, ancaq normal kiçik qara dəliklər üçün bu onun müşahidə etməsi üçün vaxtı çox çətindir və hər şeyi düşün, üstəlik bir astronavt büzülən bir ulduzun içini görə bilmir (istiliyin bir şəkildə qalacağını düşünsək). Buna görə OP sualımda kainat haqqında düşündüm, amma bir qədər şəffaf olan çox böyük bir nebular.


6 Cavablar 6

GR-dəki özünəməxsusluqların təbiəti incə bir məsələdir. Təkliyi müəyyən etmək üçün təqdim olunan çətinliklərin yaxşı bir icmalı Gerochun məqaləsində var GR-də təklik nədir?

Ümumiyyətlə bir sərhədin bir fəza müddətinə bağlanması problemi, bunu etmək üçün təbii yolun olmamasıdır. məsələn, FRW metrikasında $ t = 0 $ -dakı manifold iki fərqli koordinat sistemi ilə təsvir edilə bilər: $ $ və ya $ $ Birinci halda üç ölçülü bir səthə sahibik, ikincisində bir nöqtə.

Metrik tensorun təyin olunmadığı və ya $ C ^ <2> $ -ın altında olduğu nöqtələr kimi digər fiziki nəzəriyyələrdən sonra təkliyi müəyyən etmək cazibədar ola bilər. Bununla birlikdə, bu narahatlıq doğurur, çünki cazibə vəziyyətində sahə boşluq müddətini də təyin edir. Bu, problem yaradır, çünki təkliklərin ölçüsü, yeri və forması heç bir fiziki ölçmə ilə birbaşa xarakterizə edilə bilməz.

GR-dəki təkliklərin müəyyən şərtlər daxilində ümumi olduğunu göstərmək üçün ümumiyyətlə istifadə olunan Hawking və Penrose teoremləri, uzay vaxtının geodeziya baxımından natamam olması lazım olduğu qənaətinə gəlmişdir (Bəzi işıq yolları və ya hissəcik yolları müəyyən bir vaxtdan və ya afine- dən uzadıla bilməz. parametr).

Yuxarıda qeyd edildiyi kimi, sahənin və fonun müəyyənləşdirilməsinin GR-nin özünəməxsus xüsusiyyəti, təkliklərə bir yer, forma və ya ölçü təyin etmək vəzifəsini çox incə edir. Klassik baxımdan cazibə potensialının təkiliyində düşünürsə, sahənin müəyyən bir yerdə fərqləndiyini söyləmək birmənalıdır. Nümunə olaraq $ V (t, r, theta, phi) = frac sferik kütlənin cazibə potensialını götürək.$ mathbb daxilində hər zaman $ t $ üçün $ r = 0 $ nöqtəsində təklik$. Tekilliyin yeri yaxşı müəyyənləşdirilib, çünki koordinatlar $ V $ -dan asılı olmayan daxili bir xarakterə malikdir və statik boşluq fonu ilə müəyyən edilir.

Lakin, bu resept GR-də işləmir. $ Ds ^ <2> = - frac <1> metrikası ilə boşluğu düşünün> dt ^ <2> + dx ^ <2> + dy ^ <2> + dz ^ <2>. $ ilə müəyyənləşdirilmiş $ <(t, x, y, z) in mathbb backslash <0 > times mathbb^ <3> > $. $ T = 0 $ nöqtəsində özünəməxsusluq olduğunu desək, tezliklə iki səbəbdən danışa bilərik. Birincisi, $ t = 0 $ koordinat cədvəlimizə daxil deyil. Bu koordinatları istifadə edərək manifoldumuzdakı bir nöqtə olaraq $ t = 0 $ haqqında danışmağın mənası yoxdur. İkincisi, GR-dəki koordinatların daxili bir mənasının olmaması ciddi qəbul edilməlidir. $ Tau = log (t) $ koordinat çevrilməsini həyata keçirərək $ ds ^ <2> = d tau ^ <2> + dx ^ <2> + dy ^ <2> + dz ^ <2 metrikasını əldə edirik. >, $ on $ mathbb^ <4> $ və əvvəlki boşluq müddətinə görə izometrik olaraq $ <(t, x, y, z) in mathbb backslash <0 > times mathbb^ <3> > $. Etdiyimiz şey metrik bir $ mathbb-a qədər bir uzantı tapmaqdır^ <4> $. Təklik, Schwarzschild koordinatlarındakı hadisə üfüq təkliyinə oxşar bir koordinat təkliyi idi. Genişləndirilmiş boşluq, əlbəttə ki, qeyri-tək olan Minkowski boşluqdur.

Başqa bir yanaşma, əyrilik skaler polinomları kimi dəyişməz kəmiyyətlər baxımından təkliyi təyin etməkdir. Bunlar Riemann tensorunun yaratdığı skalardır. Əgər bu kəmiyyətlər bir-birindən uzaqlaşırsa, fiziki fikrimizlə üst-üstə və daha yüksək dəyərlərə yaxınlaşan obyektlərin daha güclü və daha güclü deformasiyalara məruz qalması lazımdır. Ayrıca, FRW və Qara delik ölçümləri kimi bir çox uyğun kosmoloji modeldə bunun həqiqətən baş verdiyini göstərmək olar. Ancaq qeyd edildiyi kimi, cazibə sahəsinin sahəsi hadisələrin yerini müəyyənləşdirir, beləliklə əyriliyin partladığı bir nöqtə hətta ərazidə olmaya bilər. Bu səbəbdən aşağıdakıları rəsmiləşdirməliyik: "Manifolddan kəsilmiş nöqtəyə yaxınlaşdıqda skalar fərqlənir." İfadəsi. Riemann manifoldunda olsaydıq, metrik $ d (x, y) məsafə funksiyasını təyin edir :( x, y) in cal times cal rightarrow inf left < int rVert dot < gamma> rVert right > in mathbb$ harada $ C ^ <1> $ əyri $ gamma $ $ x $ -dan $ y $ -ə qədər olan bütün hissə üzərində infimum götürülür. Üstəlik məsafə funksiyası bizə topologiyanı təyin etməyə imkan verir. Bu topologiyanın əsasını $ dəsti verir.<>> | d (x, y) le r ümumilikdə x in cal> $. Topologiya təbii olaraq konvergensiya anlayışına səbəb olur. $ Ardıcıllığını deyirik<>$ epsilon & gt 0 $ üçün $ N in mathbb olduqda > $, $ y $ -ə çevrilir.$ belə ki, hər hansı bir $ n ge N $ $ d (x_) üçün, y) le epsilon $. Bu şərtləri təmin edən ardıcıllığa Koşi ardıcıllığı deyilir. Hər bir Cauchy ardıcıllığı yaxınlaşarsa, deyirik ki, $ cal$ metrik olaraq tamamlandı, indi manifoldda olmayan nöqtələri olan nöqtələrin ardıcıllığının yaxınlaşma nöqtəsi kimi təsvir edə biləcəyimizə diqqət yetirin. Sonra rəsmi bəyanat belə ifadə edilə bilər: "$ $ ardıcıllığı<>) > $ ardıcıllıqla ayrılır $ <>> $, $ R (x_) olan $ y $ "-ə yaxınlaşır.) $, $ x_ ilə qiymətləndirilən bəzi skalardır$ in $ cal$ və $ y $ mütləq $ cal olaraq müəyyən bir nöqtədir$. Riemann hadisəsində hər Cauchy ardıcıllığı $ cal-a yaxınlaşarsa$ sonra hər geodeziya müddətsiz uzadıla bilər. Yəni hər bir geodeziyanın domeni olaraq $ mathbb ola bilərik$. Bu vəziyyətdə $ cal deyirik$ geodezik olaraq tamamlandı. Əslində əksinə də doğrudur, yəni $ cal$ geodezik olaraq tamamlanır, sonra $ cal$ metrik olaraq tamamlandı.
İndiyə qədər bütün müzakirə Riemann metrikləri üçün idi, ancaq Lorentzian metriklərinə keçər-keçməz əvvəlki müzakirə deyildiyi kimi istifadə edilə bilməz. Səbəb Lorentzian metriklərinin məsafə funksiyasını təyin etməməsidir. Üçbucaq bərabərsizliyini təmin etmirlər. Beləliklə, yalnız geodezik tamlıq anlayışını tərk etdik.

Hər hansı bir Lorentsiya metrikində mövcud olan üç növ vektor əyrinin toxunma vektorunun xarakterindən asılı olaraq üç qeyri-bərabər geodeziya tamlığı anlayışını müəyyənləşdirir: kosmos kimi tamlıq, sıfır tamlıq və zaman kimi tamlıq. Təəssüf ki, bunlar ekvivalent deyildir, aşağıdakı xüsusiyyətlərə malik uzay vaxtları qurmaq mümkündür:

  • vaxta bənzər tam, boşluqlu və boş olmayan
  • kosmos kimi tamamlanmış, zamana bənzəyən və boş olan
  • kosmos kimi tamamlanmış, zamana bənzəyən və boş olan
  • boş, vaxta uyğun və boşluq kimi tamamlanmamışdır
  • zamana bənzəyən və boş, boşluqlu natamam
  • boşluq və boş, vaxt kimi tamamlanmamış
  • vaxta və kosmosa bənzəyir, boşdur

Üstəlik, Riemann hadisəsində $ cal$ geodezik olaraq tamamlanır, hər əyrinin tamamlandığını göstərir, yəni hər əyri özbaşına genişləndirilə bilər. Yenə də belə olmayan Lorentzian hadisəsində Geroch sonlu uzunluğun uzanmaz bir zaman əyrisi ilə geodezik olaraq sıfır, zamana bənzər və kosmosa bənzər tam bir fəza nümunəsi qurur. Bu trayektoriyanı izləyən sərbəst düşən hissəcik sürətlənəcək, lakin sonlu bir müddətdə onun boşluq məkanı manifolddakı nöqtə kimi təmsil olunmayacaq.

Schmidt afine uzunluğu ideyasını bütün əyrilərə, geodeziklərə və geodeziyalara ümumiləşdirmək üçün zərif bir yol təqdim etdi.Üstəlik, yarımçıq əyrilərdəki tikinti $ qismən cal topoloji sərhədini bağlamağa imkan verir$ fəza müddətinə $ sərhəd adlanır$.

Prosedur $ cal çərçivə paketində Riemann metrikinin qurulmasından ibarətdir$. $ Theta $ lehim formasını və Levi-Civita bağlantısı ilə əlaqəli $ omega $ əlaqə formasını istifadə edəcəyik $ nabla $ on $ cal$. Açıqca,

FRW vəziyyətində $ sərhəd $ qismən cal$ bu yazıda hesablanmışdır, nəticədə sərhəd bir nöqtədir. Bununla birlikdə, $ qismən cal olan nəticə topologiyası fincan cal$ Hausdorff deyil. Bu, təkliyin spesifikliyin müəyyən mənada kosmosdakı hər hansı bir hadisəyə təsadüfən yaxın olması deməkdir. Bu fiziki olmayan hesab edildi və b sərhədli konstruksiyanı yaxşılaşdırmaq üçün cəhdlər xüsusi bir qəbul edilmədən həyata keçirildi. Həm də daxil olan paketlərin yüksək ölçülü olması b sərhədini çətin bir iş alətinə çevirir.

Sərhədlərin başqa növləri əlavə edilə bilər. Misal üçün:

Penrose diaqramlarında və AdS / Cft uyğunluqda istifadə edilən konformal sərhədlər. Bu vəziyyətdə konformal sərhəd burada göründüyü kimi $ t = 0 $ üçölçülü bir manifolddur.

Səbəb sərhədləri. Bu konstruksiyalar yalnız səbəb quruluşundan asılıdır, buna görə sərhəd nöqtələrini sonlu məsafədə və ya sonsuzluqda ayırd etmir. (Bax fəsil 6, fəzanın geniş miqyaslı quruluşu)

Son iki vəziyyətdə FRW ölçüsü vəziyyətində açıq hesablamalar aparıldığını bilmirəm.


$ W & lt-1 $ ilə Friedmann tənlikləri

$ A & gt 0 $ və kainatın genişləndiyi fərziyyələri altında, belə bir kainatın taleyi ilə bağlı maraqlı nəticələr əldə edə bilərik.

Yalnız Friedmann tənliklərindən əldə edə bilərik

$ P = w rho $ üçün, $ w neq -1 $ olduğu müddətdə bu nəticə verir

sualınızda tam olaraq dediyiniz kimi. Bəli, kainat genişlənirsə və $ w & lt -1 $, deməli, enerji sıxlığı zaman keçdikcə artır!

$ Lambda = K = 0 $ olan kosmoloji sabiti olmayan düz vəziyyətdə, ilk $ 3 H ^ 2 = 8 pi rho $ bərabərliyini, $ rho $ ifadəsi ilə inteqrasiya edə bilərik.

$ w & gt -1 vəziyyətində olduğu kimi. $ Hubble parametri beləliklə verilir

Genişlənən bir kainatda $ H & gt 0. $ $ 1 + w & lt 0 $ olduğundan, kainatın genişlənməsi üçün $ tau & lt 0 $ olmalıdır. Amma $ a ( tau) propto tau ^ < frac <2> <3 (1 + w) >> $ və $ w & lt -1 olduğundan, $ miqyaslı amil $ tau = 0. səviyyəsində dəyişir. gələcəkdə kainat müəyyən bir zaman kəsiyində "böyük bir yırtıcılıq" özəlliyinə düçar olacaqdır.

Müqavilə edən bir kainatda $ H & lt 0, $ və buna görə $ tau & gt 0 var. $ $ Tau = 0 $ təkliyi keçmiş olduğu üçün belə bir kainat müəyyən bir "böyük yırtıcılıq" da meydana gəlməlidir. keçmişdə vaxt.

Beləliklə, kainatın son zamanlar üçün mövcud olduğunu düşünsək, o, (sualınızda qeyd etdiyiniz kimi) müqavilə bağlamalı və fərqli bir miqyas faktoru ilə yaranmış olmalıdır. Digər tərəfdən, kainatın genişləndiyini düşünsək, miqyas faktoru ayrıldıqca sonlu bir zaman içində təklik tapacaqdır.


Qara dəliklərin meydana gəlməsi üçün kifayət qədər yüksək enerji sıxlığı zəruri bir şərtdir, ancaq kifayət qədər bir şərt deyil: nəticədə qara dəliklərin mərkəzinə çevriləcək bir mərkəzə sahib olmaq lazımdır, bir dəliyə sahib olmaq üçün qara dəliyə düşən maddəyə ehtiyac var. maddənin uçub sıxlığı seyreltmədən əvvəl cazibə qüvvəsi onu sıxa biləcəyi qədər sürət.

Son iki şərt, ümumiyyətlə Kainatın bir yerində dinc şəkildə oturan adi maddə parçaları üçün demək olar ki, cüzi şəkildə təmin edilir, lakin Böyük Partlayışdan dərhal sonra maddə sıxlığı ilə demək olar ki, maksimum dərəcədə pozulur. Bu məsələnin heç bir mərkəzi yoxdur - demək olar ki, bütün məkanda vahiddir və kifayət qədər yüksək sürətə malikdir (özündən uzaq), sıxlığın nəticədə seyreltilməsinə səbəb olur. Həqiqətən də bunun seyreltildiyini bilirik.

Başqa sözlə, maddənin (məsələn, bir ulduzun) qara dəliyə çökməsi, maddənin ilkin vəziyyəti barədə müəyyən fərziyyələr irəli sürən idealizə edilmiş bir hesablamadır. Bu fərziyyələr açıq şəkildə Böyük Partlayışdan sonra maddə tərəfindən qane edilmir. Bir ulduzun çökməsi əvəzinə, Einşteynin ümumi nisbi tənliklərinin başqa bir sadələşdirilmiş versiyasından - kosmologiya üçün Friedmann tənliklərindən istifadə etməlisiniz. Çözüm olaraq FRW metrikasını alacaqsınız. Başlamaq üçün vahid olduqda, eyni dərəcədə qalacaq.

Görünən Kainat müəyyən mənada qara dəliyə bənzəyir. Bir kosmik üfüq var və biz bunun arxasında görə bilmirik. Bununla birlikdə, görünən məkanın daxili hissəsinin - kosmoloji sabitinin getdikcə enerji sıxlığına hakim olduğu üçün getdikcə de Sitter məkanına bənzəməsini - qara dəliyin xarici görünüşünə bənzətmə kimi qəbul etmək lazım olduğunu təsəvvür etmək daha düzgündür. Və qara deşikin daxili rolunu oynayan görünən de Sitter məkanının xarici görünüşüdür.

Görünən Kainat üçün kütlə ilə radius arasındakı (yəni nisbət) nisbəti, qara dəlik kütləsi ilə eyni ölçüdə radius arasındakı əlaqədən çox uzaq deyil. Lakin, bu dəqiq deyil və dəqiq olması lazım deyil. Kütlə / radius nisbəti xarici düz bir məkanda lokallaşdırılmış statik (və neytral) qara dəliklər üçün yalnız universaldır və Kainatımız açıq şəkildə bunlardan biri deyil.

Düşünmürəm ki, "kainat kənardan necə görünür?" çox mənalıdır. Kainat üçün çöldə olmadığı üçün. Qara dəliyə gəlincə, niyə yüksək sıxlıq, yəni az həcmdə çox kütlə qara dəliyin yaranmasına səbəb olmalıdır? Schwarzschild həllini (və radiusunu) düşünürsənsə, boşluğu boş olduğu sferik bir cisim təsvir edir və dediyim kimi kainat üçün çöldə yoxdur.

Anlamaq üçün ilk şey Böyük Partlayışın əvvəldən mövcud olan boş bir yerdə baş verən bir partlayış olmadığıdır. Böyük Partlayış hər yerdə bir anda meydana gəldi, buna görə bir qara dəliyin təkiliyinin meydana gəlməsini gözləyəcəyimiz bir yer yoxdur. Kosmoloji modellər ya tam olaraq ya da təxminən homojendir. Homojen bir kosmologiyada simmetriya, gelgit qüvvələrinin hər yerdə yox olmasını və maddənin orta hərəkətinə nisbətən istirahətdə olan hər hansı bir müşahidəçinin sıfır cazibə sahəsini ölçəcəyinə zəmanət verir. Bu mülahizələrə əsaslanaraq, kainatın ümumiyyətlə hər hansı bir quruluş inkişaf etdirməsi bir az təəccüblüdür. Tamamilə homojen bir modeldə meydana gələ biləcək yeganə çökmə növü, bütün kainatın "Böyük bir xırıltı" içində geri çevrilməsidir və bu, yalnız kosmoloji sabitinin maddi sıxlıqları və əslində müşahidə etdiyimiz şeydən fərqli olaraq baş verir.

Qara dəlik, işıq şüalarının sonsuzluğa qaça bilməyəcəyi bir kosmik bölgə olaraq təyin edilir. "Sonsuzluğa" formal riyazi yolla tərif etmək olar, [HE], lakin bu tərif boşluq zamanının asimptotik düz olduğu fərziyyəsini tələb edir. Bunun nə üçün tələb olunduğunu görmək üçün bir kainatdakı məkan baxımından qapalı bir qara dəliyi təsəvvür edin. Belə bir kosmologiya məkan baxımından sonludur, buna görə "sonsuzluğa" qaçmağın nə demək olduğunu müəyyənləşdirmək üçün məntiqli bir yol yoxdur. Cygnus X-1 və Oxatan A * kimi həqiqi astrofiziki maraq hallarında, qara dəlik kifayət qədər böyük bir ulduzlararası məkan bölgəsi ilə əhatə olunmuşdur, buna görə də kainatımız asimptotik düz olmasa da, hələ də istifadə edə bilərik bu bölgənin təqribi təsviri olaraq sonsuz və asimptotik düz bir uzay vaxtının bir hissəsi. Ancaq bir kimsə bütün kainatın bir qara dəlik olub olmadığını və ya bir qara dəliyə çevrilmiş ola biləcəyini soruşmaq istəyirsə, o zaman təxminən asimptotik düzlük haqqında danışmağın bir yolu yoxdur, bu səbəbdən qara dəliyin standart tərifi heç bir şey vermir. bəli-yox cavab. Gözəlliyin ABŞ vətəndaşı olub olmadığını soruşmağa bənzəyir, gözəllik bir insan deyil və dünyaya gəlməyib, ona görə də gözəlliyin ABŞ-da doğulub-doğulmadığına qərar verə bilmərik.

Qara dəliklər təsnif edilə bilər və saçsız teorema adlanan bir şeyə əsaslanaraq bilirik ki, bütün statik qara dəliklər Kerr-Newman qara dəlikləri adlanan Eynşteyn sahə tənliklərinin həll ailəsinə düşür. (Statik olmayan qara dəliklər sürətlə yerləşərək statik qara dəliklərə çevrilir.) Kerr-Newman qara dəliklər mərkəzdə özünəməxsusluğa malikdir, vakuumla əhatə olunmuşdur və hər yerdə sıfırdan aşağı gelgit qüvvələri vardır. Təklik, dünya sətirlərinin gələcəyə yalnız sonlu bir müddət uzatdığı bir nöqtədir. Kainatımızda kosmosun boşluq olmadığını və gelgit qüvvələrinin kosmoloji məsafə tərəzilərində təqribən sıfır olduğunu müşahidə edirik (çünki bu tərəzilərdə kainat homojendir). Kosmoloji modellərin içərisində Böyük bir partlayış vahidliyi olmasına baxmayaraq, gələcək dünya xətlərinin son bir müddətdə sona çatdığı təklik deyil, dünya xətlərinin keçmişdə sonlu bir zamanda ortaya çıxdığı təklikdir.

Daha ətraflı və texniki müzakirə [Gibbs] də verilmişdir.

[HE] Hawking və Ellis, Uzay vaxtının genişmiqyaslı quruluşu, s. 315.

Bu, fizikaforums.com-un aşağıdakı üzvləri tərəfindən yazılmış bir FAQ girişidir: bcrowell George Jones jim mcnamara marcus PAllen tiny-tim vela

Böyük Partlayışın standart ΛCDM modeli, qara dəlik əmələ gətirməyən ümumi nisbilik Friedmann-Robertson-Walker həllərinə baxışlara uyğundur. İntuitiv olaraq, başlanğıc genişlənməsi maddənin cazibə qüvvəsi ilə çökmə meylinə qarşı duracaq qədər böyükdür. Bildiyimizə görə, kainat geniş miqyaslı hər nöqtədən eyni görünür. FRW ailə həllərinin daxili fərziyyəsidir və bəzən "Kopernik prinsipi" adlandırılır.

Əlbətdə ki, mütləq doğru olmalı deyil, baxmayaraq ki, müəyyən mənada mümkün olan ən sadə empirik olaraq adekvat modeldir və buna Ockhamın ülgücü də üstünlük verir. Astronomik müşahidələri izotrop və bircins deyil GTR-nin həlli (yəni "mərkəzə" yaxınlaşacağıq), amma mənim bildiyimə görə onlar qəti deyildi.

Həddindən artıq sadələşdirilmiş sferik ulduz çöküşünün bir modeli var ki, ulduzun bərabər sıxlığı və təzyiqi yoxdur, içi FRW kainatına büzülən k = +1 (müsbət əyrilik, qapalı) ilə bərabərdir. Daxili bir Schwarzschild xarici bir hamar yamaqlıdır. K = 0 (düz) və k = -1 (açıq) hallar, sonsuz radius həddində belə bir ulduzun içi olaraq, istirahətdən çökərək və bir sıra sonlu sürətlə düşünülə bilər. Onlar da bir Schwarzschild xarici hissəsinə rəvan yamaqla düzəldilə bilər.

Müşahidə olunan kainatımız genişlənir, amma yenə də izotrop və homojen bölgənin bir bölgəyə sahib olmasının mümkün olduğunu deyə bilərik. kənar, ya da bəlkə də vaxtı dəyişdirilmiş bir qara dəliyin daxili hissəsi ola bilər. Ancaq bunun düz bir FRW kainatından daha ekzotik bir şey olduğuna inanmaq üçün empirik bir səbəbimizin olmadığı vurğulanmalıdır. Daha ciddi alternativlərə baxmayaraq, kosmik inflyasiyanın bəzi modelləri müşahidə olunan kainatımızı şişirdilmiş bir fonda çox "köpük" dən biri kimi göstərmişdir.

İlkin kainat bir çox cəhətdən təklik şəklini ciddiyə alırsa, quruluşuna görə qara dəliyə çox oxşayırdı. Və o zaman da, təklikdən azad modellər hələ də qara dəliklərdən mövcuddur, buna görə bəlkə də erkən kainat bunlara ehtiyac duymur.

Hər halda, bu vacib deyil, vacib olan, riyaziyyatın qara dəliyə bənzər bir quruluşa sahib olan erkən bir kainatı dəstəkləməsi və kainatın kifayət qədər soyuduğu və böyüdüyü sonrakı dövrdə zəif ekvivalentliyini qoruduğu görünür. prinsip. (bu barədə daha çox məlumat istəsən, ətraflı danışacağam).

Bu bənzətmələrin qara dəlik kimi bir quruluşda yaşadığımızı fərziyyə edəcək qədər ciddi qəbul edilməsi mümkündür. Şübhəsiz ki, bunu dəstəkləməyə çalışan bir çox mübahisələr var. Məsələn, qara dəliyin radiusu kütləsi $ R propto m $ ilə düz mütənasibdir. Qara dəliyin sıxlığı kütləsi ilə həcmi $ rho = frac bölünərək verilir$ və həcmi qara dəliyin radiusu ilə üç $ V propto R ^ 3 $ gücünə mütənasib olduğundan qara dəliyin sıxlığı ikinci güclə kütlə radiusuna tərs mütənasibdir $ rho propto m ^ 2 $)

Bütün bunlar nə deməkdir? Yəni bir qara dəliyin kifayət qədər böyük bir kütləsi varsa, o qədər sıx görünmür, bu da az və ya çox dərəcədə öz vakumumuzun təsviridir: bunun çox maddəsi var, təxminən $ 3 times 10 ^ <80> $ hissəciklər yalnız uzay vaxtında on atomdan bir neçə güc verir və ya alır, nə qədər uzay boyu ölçüsü olduğunu nəzərə almaq üçün $ 3 faktoru - bu əlbəttə sonsuz miqdarda maddə deyil, amma mübahisəsiz hələ çox şeydir, bizim kainatımız ümumiyyətlə çox sıx görünmür.

Kosmologiyaya düzəlişlər olaraq mərkəzdənqaçma və burulma ilə nəticələnən erkən fırlanma xüsusiyyətləri (təkliklərin əmələ gəlməsinin qarşısını almaq üçün buradadır) (əgər kainatımız qara dəlik bənzəri deyilsə) bir kainatın sıx bir Plank dövründən necə qurtula biləcəyini izah edə bilər (Aruna və Sivaram). İlk növbədə fırlanma ilə bağlı bir çox səhv düşüncə bu gün də mövcuddur.

Oxuduğum tənliklərlə bağlı çox danışmaq əvəzinə, ondan öyrəndiklərimin xülasəsini verəcəyəm:

Hoyle və Narlikar, rotasiyanın bir kainatın xətti genişlənməsi ilə dözərək azaldığını göstərdilər (bu, '' pislik oxu '' fon radiasiyasını müəyyən edə bilməyəcəyimizi niyə gözəl həll edir).

Qaranlıq axın, qalaktikaların çox yavaş bir sürətlə müəyyən bir istiqamətdə sürüşdüyünü göstərən qeyri-adi bir axın, artıq qalan bir spin varlığı ola bilər.

Fırlanma kosmik genişlənməni mərkəzdənqaçma qüvvəsi kimi izah edir. Arun və Sivaram genişlənən bir modeldən bir hesablama etdilər.

Fırlanmanın yavaşlaması təklif edildiyi üçün o zaman kainatın indi niyə sürətləndiyinə zidd görünür. Bu problemdən çıxış yolu iki ola bilər. Daha sonrakı qalaktikalardan aşkarladığımız işıq bizə kosmos dövrünün bu anı haqqında deyil, keçmiş haqqında bir şey izah etməyə meyllidir. Sürətlənən kimi görünən, bəlkə də sürətlənərkən erkən bir kainatın işığı. Bu, Hubble tənəzzülünü gözəl izah edər ki, qalaktika nə qədər irəliləsə, o qədər sürətli görünür. İkinci bir seçim, kosmoloqların kainatın genişləndiyinə əmin olduqlarını, lakin artıq hansı sürətdə olduqlarına əmin olmadıqlarını söyləyən son araşdırmalardan irəli gəlir.

Əgər hissəcik istehsalı kainat mərkəzdənqaçma sürətlənməsi sayəsində genişlənərkən baş vermişdisə, maddənin niyə bərabər paylandığını (Hoyle'ın qeyd etdiyi kimi) göründüyünü izah etmək üçün inflyasiyaya ehtiyac yoxdur. Əslində, Penrose'ya görə İnflyasiya heç bir şeyə cavab vermir, çünki incə bir tənzimləmə tələb edir. Bu bit kifayət qədər spekulyativ olsa da, döngənin indiyədək edilən '' ən pis proqnoz '' adlandırılan kvant uyğunsuzluğunu izah etmək üçün vakumun kütləvi enerjisini '' alaraq '' alıp almadığını düşündüm.

Kainatın fırlanma xüsusiyyətinə sahib olması, maddənin antimaddə üzərində çox olmasının səbəbini izah edərdi, çünki kainat müəyyən bir ələ sahib olardı (hirallıq) - ayrıca böyük bir koleksiyonda müşahidə olunan müəyyən bir fırlanma xüsusiyyətinin çox hissəsi var. şans əsəri 1 ilə bir milyon arasında dəyişən əmsalları olan qalaktikalar.

Ancaq hər şeydən ən əsası (və əvvəlki açıqlama ilə əlaqəli), döndüyü müddətdə əslində kainatda üstünlük verilən bir çərçivə olduğunu göstərir. Bu, Lorentz-in pozduğu nəzəriyyəni nəzərdə tutur, lakin Poincare simmetriya qrupunu tam təmin edir. Sean Carrol'a görə, Lorentz nəzəriyyələrini pozaraq mütləq sürətlənmə tələb edəcəkdir.

Bəzi insanlar '' qaranlıq enerji məsuliyyət daşıyır '' deyə bilər və bununla razılaşmayacağım bir vaxt olardı, çünki qaranlıq enerji yalnız bir kainat kifayət qədər böyüdükdə əhəmiyyətli olur - təsiri açıqdır, çünki kainata inanırıq indi sürətlənir.

Ancaq bir müddət əvvəl fərq etdim ki, əgər bir kainatın təkanı sabit olsaydı, sıx sahələrdən qurtula biləcək qədər güclü olsaydı, belə deyil. Buradakı fərq budur ki, elm adamları bu vəziyyəti kosmoloji sabitinin həqiqətən sabit olmadığı vəziyyət kimi düşünməyə meyllidirlər - amma indi bunun sabit olduğunu və sürətlənməyə səbəb olan real dinamik effektin zəiflədiyini düşünməyə meyllidirəm. böyüdükcə çəkisi.

OP-nin sualı, 2018-ci ildə Astronomiya Yığın Birjasında müzakirə edildiyi kimi, bir dəfə (2008-ci ildə) astronomik olaraq təsdiqlənmiş bir maddənin qara dəliyə "direkt çöküşü" ilə əlaqəli ola bilər. Lakin, səbəblərdən irəli gələrək burada danışacağam , daha çox yayılmış olan ulduz çöküşü ilə də əlaqəli ola bilər.

90-dan çox dəfə maddənin qara dəliklərə & quotulduzun çöküşünün & quot; aydın dəlilləri tapıldı: Bütün bilinən ulduzlar fırlandığı və əksər ulduzlar ikili cütlərin ortaqları olduqları üçün bu cür dəlillərin əksəriyyəti eliptik orbiti izləməyə davam edən bir ortaqdan ibarətdir. nüvə yanacağının çox hissəsinin radiasiyaya çevrilməsindən sonra digər tərəfdaşın dağılmasından əvvəl, öz ağırlığı altında paylaşmışdı, belə bir çöküşün qarşısını almaq üçün kifayət qədər daxili radiasiya təzyiqi olmadan tərk etmişdi.

Hər belə çöküşün təsiri aşkar edə bildiyimiz hər şey qədər qalıcıdır: Stephen Hawking-in tez-tez iş birliyində olan riyaziyyat fiziki Sir Roger Penrose tərəfindən təsdiqlənmiş hissəciklərin çürüməsi nəzəriyyələri, qara dəliklər içərisindəki parçacıqların içəridə çürümək üçün sonuncusu olacağını təxmin edir. hissəciklərin müşahidə oluna biləcəyi hər hansı bir yer. Qara dəliklərdən zəif şüalanma Hawking tərəfindən fərziyyə edilsə də, bu nəzəriyyələrə görə, yer üzündə yaranan hər hansı bir həyat, hətta bizim kimi subatomik hissəciklərdən ibarət ola bilən hər hansı bir kibernetik nəvə olarkən onun müşahidə olunacağı gözlənilmir. Onları bil, yaşaya bil. Bəzi tamamilə idealist (və nəticədə xəyali) mənada xaricində BH-lərin müddəti sonsuz sayıla bilər.

Virtual hissəciklər və onların hissəcik əleyhinə tərəfdaşları mütləq bir-birindən (ən azı Compton dalğa boyu ilə, ən azı Compton vaxtı ilə) hər hansı bir qara dəliyin hadisə üfüqü ilə, o üfüqün mərkəzdən kənara doğru son dərəcə sürətli yayılması zamanı mütləq bir-birindən ayrılır. çökən ulduz tərəfindən tutulmuş həcm. Bu üfüqün iç tərəfindəki ayrılmış hissəciklər arasındakı fermiyalar, ağır maddənin sıx konsentrasiyalarını nüvə enerjisinə çevirə bilən proseslərin geriyə çevrilməsində gerçəkləşir.

Bütün fermionlar kimi, yeni maddiləşənlər də fırlanır və spinlərinin ulduzun özləri ilə (çox daha böyük) fermionları ilə qarşılıqlı təsirləri tərs istiqamətlərini tərsinə çevirib sürətləndirir və bununla da yerli bir kainat meydana gətirir (təxminən basketbolun qalın dərisi kimi formalaşır) ), bölgədəki & quotparent & quot; olan daha böyük LU-dan səbəbli olaraq ayrılmış məkanın genişlənməsi kimi xarakterizə edilə bilən bir fenomen.

İnflyasiya səviyyəsindəki (asimptotik dərəcəsiz) bir genişlənmədən sonra, yeni LU yarı-ətal olaraq genişlənməyə davam edir. Digər inflyasiya kosmologiyalarında olduğu kimi, yerli kainatın məkan genişlənməsi sonsuz bir gələcəyə davam edir.

(Məkan genişlənməsi kimi efir səsləndirən bir şey üçün bu təsviri çox mexanik hesab edən oxucular, nəticələrinin bu cür genişlənmənin təsvirlərinin olduğuna işarə edən Rebhanın https://arxiv.org/pdf/1211.1006.pdf 2012 məqaləsini nəzərdən keçirmək istəyə bilər. partlayışı təsvir edənlərlə təməl olaraq eynidir, sonuncunun özümüz kimi xarici müşahidəçilər üçün daha uyğun olduğunu nəzərə alaraq özümüzlə & quotparenting & quot LU arasındakı səbəb ayrılmasının həmin valideynin astronomik müşahidələr aparmaq üçün davam edən genişlənməsi ilə birləşəcəyini nəzərə alsaq bu qeyri-mümkündür.)

Yuxarıda təsvir olunan proses Nikodem J. Poplawskinin & quot; burulma ilə kosmologiya & quot; -də 2010 və 2020 arasında keçmişi və gələcəyi-əbədi kosmoloji modeli haqqında yazdığı bir çox sənəddən birincisi daha rəsmi olaraq təsvir edilmişdir: Bunlar Arxiv saytında pulsuzdur; Elsevier və digər yüksək səviyyəli elmi material yayımlayanların yayımladığı məqalələrdə də vardır. Onun kosmologiyası, Eynşteynin Ümumi Nisbilik dərcindən 14 il sonra Einşteyn və riyaziyyatçı Cartan arasındakı söhbətlər nəticəsində işlənmiş Einşteyn-Kartan nəzəriyyəsinə əsaslanır. Poplawski'nin 2010-cu ildə & quot; burulma ilə Kosmologiya & quot; modelini kosmik inflyasiyaya & kvotalternativ & quot kimi təsvir etsə də, indi daha çox inflyasiyanın bir versiyası sayılır və bəlkə də & quotinflaton & quot hissəciklərinin hipotetik sahəsinə etibar etməyən yeganə modeldir.

Genişlənməsinin hərəkətsiz olaraq davam etməsi ilə, ardıcıl olaraq daha kiçik bir zaman aralığında inkişaf edən Poplawski-nin çoxsahəli yerli kainatları, nəticədə özlərinin qara deliklərini ehtiva edə bilər, baxmayaraq ki böyütmədə istifadə üçün vaxt və enerjinin yerli məhdudiyyətləri səbəbindən sakinləri başqa bir ardıcıllığın qara dəliklərindən birini (əvvəllər təsvir etdiyim dolayı proses vasitəsilə də) yalnız öz astronomik mühitlərinin miqyasına uyğun bir miqyasda olacağı təqdirdə müşahidə edə bilmək: Genişlənmə fərqlidir nisbi hərəkətdən və nəticədə işığın sürətinə tabe olmayan (bu da səbəbdən ayrılmış bölgələr arasında dəyişə bilər), yalnız istisna, ən xarici məkan səthini sadəcə gecə səmasının hissələri kimi görəcəkləri öz LUları ola bilər. ulduzlar tərəfindən işğal edilmir.

Nəticə olaraq, Poplawski'nin nisbi kosmologiyası, göyün hər yerdə ölümcül bir atəş təbəqəsi olmadığı sualını cavablandıran Olbers 'Paradoks'un ən sadə izahını verir.


Kainat olaraq dəyişən əyrilik inkişaf edir

@PeterDonis
Hmm .. tamam.
Məqsəd bir GR həllini almaq deyil, sadəcə kainatın genişlənməsini təsvir edən bir sıra düsturlar əldə etməkdirsə, bunu Nyuton fizikasından əldə edə bilərsiniz.

Daha təəccüblüsü budur ki, nəticələr G.R.-dən aydınlaşdıqdan sonra kimsə bu tənlikləri Nyuton fizikasından çıxardığına inanmıram. və Friedmann'ın işi.

FRW fəza müddətinin xüsusiyyətlərini anlamağa əsaslanan bir iddia. Bu xüsusiyyətlər yaxşı bilinir və başa düşülür və on illərdir.

Əsasən, şəxsən @ kimbyd-in dediklərinin nə üçün doğru olduğunu görmək üçün bu xüsusiyyətləri yaxşı başa düşmədiyinizi söyləyirsiniz. Beləliklə, sizin üçün bu & sübut deyil & quot; Ancaq sadəcə keçəl bir açıqlama olaraq söyləmək bu müzakirədə çox irəliləyiş əldə etməyəcək. FRW kosmik zamanının təkbaşına necə işlədiyini daha yaxşı başa düşmək üçün vaxt ayırmadığınız halda, bəzi şeylərin niyə belə olduğunu başa düşmədiyinizi söyləməyə davam etmir. Əgər əldə etməyi gözləyirsinizsə hamısı bu mövzuda anlayışınızı inkişaf etdirmək üçün lazım olan məlumatları çox gözləyirsiniz. Bunun üçün heç birimiz maaş almırıq və hər halda sadəcə bir şey söyləmək onları başa düşməyəcəkdir. Öz anlayışınızı yaratmaq üçün çox çalışmalısınız. Edə biləcəyimiz ən yaxşı şey yolu göstərməyə çalışmaqdır.

Bəlkə də bu mövzuda OP-nin məqsədi bu idi, amma bu ipliyin məqsədi inkişaf etdiyi şey deyil.

Sadə həqiqət budur ki, əgər FRW kosmik vaxtları sinifindən bir normallaşdırılmış məkan əyriliyi parametri (yəni ## + 1 ##, ## 0 ## və ya ## - 1 ##) olan bir boşluq modelini nəzərdən keçiririk. edir model üçün sabitdir. Bu sadə ifadədən & quot; istəsən & quot; istəyirsinizsə, ilk prinsiplərdən FRW həllərini çıxaran kosmologiya dərsliyinə müraciət etmək üçün biraz vaxt almanız lazım olacaq, beləliklə bu çıxışı ifadəni necə doğrulduğunu başa düşə bilərsiniz. Burada bu mövzuda açıq şəkildə bunu etmək, bir PF müzakirəsinin nəzərdə tutulduğu çərçivədən çox kənardır. Sean Carroll-un GR-də onlayn mühazirə qeydlərini bir başlanğıc nöqtəsi olaraq təklif edirəm IIRC, çıxışı olduqca sadə bir şəkildə edir.

Beləliklə yalnız normallaşdırılmış əyrilik parametrinin dəyişə biləcəyi bir model qurmağın yolu, iki fərqli parametrə sahib olan iki fərqli FRW fəza vaxtı modelinin hissələrini götürmək və onları bəzi sərhəd boyunca & quot; yapışdırmaq & quot; Sərhədin açıq seçimi müəyyən bir kosmos kimi hipersəth olacaqdır: təxminən desək, belə bir model ## k_1 ## bəzi kosmoloji zamana qədər ## t ## əyrilik parametrinə sahib olacaq və sonra ## k_2 neq k_1 əyrilik parametrinə sahib olardı. ## o vaxtdan sonra. Məsələn, 16 saylı postda, iki parametrə davamlı uyğunlaşmağın mümkün olub-olmadığını danışarkən düşündüyüm bir model bu idi.

Friedmann tənlikləri var GR həlli.

Bu ümumi inam səhvdir, çünki dinamikanı idarə etmək üçün yalnız sahə daxilində olan tələblər təmin edilmir. Tələb budur ki, sonsuzluqdakı sərhəd şərtləri simmetriyanı pozmasın - sonsuzluqda sıfıra meylli bir potensial nəzərə alanda doğrudur. Bununla birlikdə, sabit bir sıxlıq müddətinə sahib Poisson tənliyi uyğun deyil simmetriyanın saxlandığı hər hansı bir həll yolu ilə. Bu, sərhəd şərtləri nəzərə alınmaqla sahənin daxilində mövcud olan xarici sahələri nəzərdə tutur. Yerli yük paylanması sahəsinə xarici elektrik sahəsi əlavə etməklə müqayisə edin. Xarici sahə, əlbəttə ki, kürənin içindəki bir test yükünün dinamikasına təsir edəcəkdir.

Yalnız Leonard Susskind-dən onlayn olaraq təqdim olunan mühazirələrə işarə edə bilərəm. Həmin Kosmologiya mühazirələrində Fridman tənlikləri tamamilə Nyuton fizikasından istifadə edərək əldə edilmişdir. GR yalnız ən sonda və eyni tənliklərin göründüyünü göstərmək üçün istifadə edilmişdir. Hesab edirəm ki, @kimbyd bu fikri söylədi.


Fridman tənliklərini Nyuton fizikasından çıxarma qabiliyyəti bir az təəccüblü ola bilər, ancaq & quotdark ulduz & quot adlandırılan və indi GR istifadə edərək Qara dəlik olaraq təsvir etdiyimiz obyekt üçün eyni xüsusiyyətlərə sahib olan bir cisimin çıxarılmasından fərqli deyil.

Bir daha təşəkkür edirəm və dediklərimi nəzərdə tutdum. Yazdıqlarınızın eybi yoxdur. Mən sadəcə inadkar bir tələbəyəm, işlərin niyə müəyyən bir şəkildə olması lazım olduğunu anlamağa çalışıram.


Niyə? Bu bir dəlil deyil bir iddia.

Bu çox doğrudur. Tam çıxarış çox mürəkkəbdir və bunu neçə ildir ki, etməmişəm. Ancaq əsasən homojen və izotropik bir kainatı təsvir etməyə çalışdığınız zaman bir inteqrasiya yerinə yetirirsiniz ki, bu da davamlı inteqrasiya ilə nəticələnir. Bu sabit məkan əyriliyi olur.

Bunu sabit etməməyə çalışsaydınız, artıq Eynşteyn tənliklərinə etibarlı bir həll edə bilməzsiniz.

Deyəsən bunu xatırlayıram. Məni götürməyim ümumiyyətlə yalnız sonsuzluqdakı müxtəlif cazibə potensialına görə Gauss Qanununun tətbiqi bu vəziyyətdə işləməmiş ola bilər. Ancaq belədir: bu konstruksiya ilə Nyuton cazibəsi Ümumi Nisbiliklə eyni nəticəni verir. Beləliklə, sonsuzluqdakı təsirlər sferik bir konstruksiyadan istifadə edərkən həlli pozmadı.

Mənim təxminim budur ki, yəqin ki, sferik konstruksiyanın homojenliyə və izotropiya şərtlərinə hörmət etməsi.

Deyəsən bunu xatırlayıram. Məni götürməyim ümumiyyətlə yalnız sonsuzluqdakı müxtəlif cazibə potensialına görə Gauss Qanununun tətbiqi bu vəziyyətdə işləməmiş ola bilər. Ancaq belədir: bu konstruksiya ilə Nyuton cazibəsi Ümumi Nisbiliklə eyni nəticəni verir. Beləliklə, sonsuzluqdakı təsirlər sferik bir konstruksiyadan istifadə edərkən həlli pozmadı.

Mənim təxminim budur ki, yəqin ki, sferik konstruksiyanın homojenliyə və izotropiya şərtlərinə hörmət etməsi.

Qırılan vəziyyət homojenlikdir. Tikinti ilə sferik quruluş izotropdur. Həm də parçalanan Gauss qanunu deyil, sferik qabıq teoremi. Təsadüfən düzgün nəticəni əks etdirməsi mütləq eyni göstəricinin göstəricisidir.

O bilər sonsuzluqdakı sərhəd şərtindən asılı olmayaraq gelgit qüvvələri sayəsində eyni dinamikanı əldə etmək mümkündür (buna baxmaq üçün vaxtım olmayıb). Bu, mənim üçün inandırıcı görünür, çünki gelgit qüvvələri səbəbindən həcm dəyişməsi potensialın ikinci bir törəməsi ilə mütənasib olmalıdır və yalnız belə törəmə Laplas operatorudur. Bununla birlikdə, bu hələ nəticəni əldə etmək üçün evristik bir mübahisədir, eyni tənliyin GR-də əldə edildiyini göstərmir və həll mütləq izotrop və homogen deyil (sıxlıq olsa da).

Ümumilikdə 28 nömrəli yazı ilə bağlı.
Görünür bir problemə və ya cinayətə səbəb olmuşam və bunun üçün yalnız üzr istəyə bilərəm. Bəlkə də hərəkətlərimin motivasiyasını izah edə bilərdim ki, heç bir zərərin nəzərdə tutulmadığını və yeni bir köpək üzvünün işlərini necə asanlıqla səhv saldığını görə biləsiniz.

Fizikanı müzakirə etmək üçün bir yer axtarırdım və bir Google axtarış Fizika Forumu ilə gəldi. Bu veb sayt üçün bəzi şərtləri və arxa planı oxudum və bu kimi ifadələr tapdım -

Missiyamız insanların (istər tələbələr, istər peşəkar alimlər, istərsə də elmlə maraqlanan digərləri) hal-hazırda ümumiyyətlə peşəkar elmi ictimaiyyət tərəfindən başa düşüldüyü və tətbiq olunduğu kimi elm öyrənmək və müzakirə etmək üçün bir yer təmin etməkdir.

Beləliklə saytdan istifadə etməyə başladım. Bu mövzu yaradıldıqda bir mövzunu müzakirə edib öyrənmək niyyətim var idi və bunu OP və erkən yazılarda aydınlaşdırmağa çalışdım. Bunun kimi bir forumun & quotstudy group & quot ilə müqayisə edilə bilən bir şey kimi işləyə biləcəyini və ya bir adamın həm fikirlərini, həm də başa düşməkdə çətinliklərini başqaları ilə müzakirə edə biləcəyi bir öyrənmə məkanındakı bir çayxananı işlədə biləcəyini düşündüm. Bunu etməyə çalışdım.

Başqalarından göndərilən bütün yazıları dinlədim, hər şeyi müzakirə etməyə vaxt ayıran və haqlı olduqlarını və səhv etdiyimi açıq şəkildə etiraf edən hər bir insanla məşğul oldum. @Orodruin ilə özüm arasındakı mübadilənin qısa bir nümunəsi olaraq # 6 və # 7 yazılarına baxın. Bunu etməsəydim, səhv olardı və bu, bir iş qrupunda və ya hər hansı bir müzakirədə istədiyiniz insan deyil. Bununla birlikdə, çəkilərini çəkməsələr bir insanın bir müzakirə və ya iş qrupunda iştirak etməsini istəməzsiniz. Bu, orijinal afişa olduğunuz bir forumda xüsusilə doğrudur. Məsələn, 5 saylı postda bir moderatordan bu sətir boyunca bir şey söyləyən bir mesaj aldım.

Beləliklə, öz şərhlərimdə və cavablarımda yazı miqdarını artırdım və bir həll yolunun niyə olacağını nümayiş etdirməyə başladım. Sonrakı yazılarda daha çox yazmağa davam etdim və LaTeX-in bu forumda necə işlədiyini öyrəndim. Çox uzağa getdiyim hər ehtimala görə yazılarım çox uzundur və bəlkə də yarı düzgün istinadlar və cəfəngiyat riyaziyyatı ilə dəstəklənən bəzi birbaşa problem kimi görünə bilər. Sonra bu sətirdə başqalarından şərhlər gəldi. Yerli olaraq istifadə etdiyimiz bir cümlə var, & quot; etsən lənətə gəlirsən; etməsən lənətə gəlirsən & quot; Heç bir istinad olmadan müzakirə aparmaq və ya Riyaziyyatdan qaçmaq da yaxşı olmazdı. Vəziyyət başa düşülür, inşallah, sadəcə bir iş qrupundakı kimi şeyləri müzakirə etməyə çalışdığımı görəndə.

Forum mövzusunu mövzu ilə əlaqələndirməyə çalışarkən bənzər bir səhv etdim və yeniləndim. Əsas mövzuda qalmağın ümumiyyətlə yaxşı olduğunu düşünürdüm və mövzudan kənarlaşmaq çox vaxt & qaçırma & quot olaraq qəbul edilir. Məhdud forum təcrübəmdə bir də cavab verdim ki, çox köhnə və çox uzun iplərin konstruktiv bir şəkildə qoşulmaq demək olar ki, mümkünsüzdür. Əvvəl gələn bütün cavabları oxumaq və qiymətləndirmək və müzakirənin hazırkı vəziyyətinin necə olduğunu görmək mümkün deyil. Kimsə, tez-tez OP, təsadüfi bir şəkildə ipliyi yeniləyə bilsə faydalıdır. Bu, 23 saylı postda etməyə çalışdığım bir şeydir. Deyəsən bunu tamamilə səhv etdim və bu istiqamətdə şərhləri çəkdim.

Gəzmək dar bir xəttdir, bir forumdan istifadə etməyi öyrənmək və yeni üzvlər səhv edəcəklər. Səmimi üzr istəyirəm.

Bilmirdim, bunun ola biləcəyindən şübhələnirdim. Həmişə sərf etdiyim vaxt üçün minnətdar olmuşam və qalıram. Heç vaxt cavab vermək məcburiyyətində olmamısınız. Bu mövzuda uğursuz olmağın yollarından biri də özümə bənzər bir vəziyyətdə olan insanların diqqətini cəlb edə bilməməsi və bunun əvəzinə sizdən vaxt almasıdır. Çox təəssüf edirəm, ümid etdiyim kimi işləmir və dayandıracağam. Vaxtınız üçün sizə ödəməyi təklif edə bilmərəm, çünki istifadə şərtləri ilə ziddiyyət təşkil edir, lakin PF-ni bütöv bir şəkildə dəstəkləməyimin yollarını göstərən bir çox pankart var və bunlara baxacağam.


Niyə FLRW kainatı (ümumi nisbi həll (lər)) bəzən 'FRW kainatı' adlanır? - Astronomiya

Big bang kosmologiyasına görə genişlənən bir Kainatdayuq.

Doğrudan da xarici istilik təzyiqinin Kainatdakı daxili cazibə təzyiqini üstələməsi deməkdir?

Belə bir genişlənmənin (və ya daha sonra daralmanın) arxasında dayanan dəqiq mexanizm nədir?

Kainatın genişlənməsi, kosmosun ölçüsünü təyin edən a (t) miqyaslı amilini ehtiva edən Friedmann-Robertson-Walker metrikindən istifadə edərək Ümumi Nisbilik ilə izah edilə bilər. Adi maddə (məsələn, toz) üçün Einstein & # x27s sahə tənliklərini həll etdikdə, miqyas faktorunun t-nin üçdə ikisinə qədər artdığı təsbit edildi. Beləliklə, GR, kainatın böyük partlayış adlanan bir nöqtədən genişlənəcəyini və genişlənməsinin zamanla yavaşladığını təxmin edir. Bu həll təzyiq tələb etmir, çünki tozun təzyiqsiz olduğu güman edilir.

Bununla birlikdə, 1990 & # x27-lərdə Supernova Tip Ia müşahidələri nəticəsində kainatın genişlənməsinin yavaşlamadığını, sürətləndiyini aşkarladı. Kosmik sürətlənmənin əvvəlcə GR ilə zidd olduğu ortaya çıxdı. Bunu izah etmək üçün bir sıra dəyişdirilmiş cazibə nəzəriyyələri təklif edilmişdir, lakin heç biri ümumi qəbul etməmişdir. Bu gün ən çox seçilən nəzəriyyə Lamda-Soyuq-Qaranlıq-Maddə (LambdaCDM) modelidir ki, kosmik sürətlənmə Eintein & # x27s sahə tənliklərinə kosmik bir sabit Lambda əlavə etməklə təsvir olunur. Bu sabit çox vaxt təzyiq mənfi kütlə-enerji sıxlığına bərabər olan bir fantom maddə olan "Qaranlıq Enerji" olaraq şərh olunur. Modelin bir sıra həll olunmamış problemləri var və davam edən tədqiqatların mövzusudur.

Sualınızın cavabını heç kim bilmir, amma Daon nəzəriyyəsində mümkün ətraflı cavab vermişəm (profilimə baxın).

Məncə, kainatın hipersferik forması varsa, genişlənməsi sadə mərkəzdənqaçma qüvvəsi sayəsində baş verir

GALILEAN TRA İSTİFADƏSİNDƏ ƏLAVƏ OLUNAN BÜTÜN XÜSUSİ RELATİVİYYƏ TƏQVİLLƏRİNİ ƏLAVƏ EDİN.

Bundan əlavə, bu genişlənməni ölçmək çətinliyi ilə (bərabər genişlənmir) və Hubble sabitini hesablamaq üçün zonaların sıxlığına görə qruplaşdırmanın son tendensiyalarına tamamilə uyğundur.

Kainatın genişlənməsi, kosmosun ölçüsünü təyin edən a (t) miqyaslı amilini ehtiva edən Friedmann-Robertson-Walker metrikindən istifadə edərək Ümumi Nisbilik ilə izah edilə bilər. Adi maddə (məsələn, toz) üçün Einstein & # x27s sahə tənliklərini həll edərkən, miqyas faktorunun t-nin üçdə ikisinə qədər artdığı təsbit edildi. Beləliklə, GR, kainatın böyük partlayış adlanan bir nöqtədən genişlənəcəyini və genişlənməsinin zamanla yavaşladığını təxmin edir. Bu həll təzyiq tələb etmir, çünki tozun təzyiqsiz olduğu güman edilir.

Bununla birlikdə, 1990 & # x27-lərdə Supernova Tip Ia müşahidələri nəticəsində kainatın genişlənməsinin yavaşlamadığını, sürətləndiyini aşkarladı. Kosmik sürətlənmənin əvvəlcə GR ilə zidd olduğu ortaya çıxdı. Bunu izah etmək üçün bir sıra dəyişdirilmiş cazibə nəzəriyyələri təklif edilmişdir, lakin heç biri ümumi qəbul etməmişdir. Bu gün ən çox seçilən nəzəriyyə Lamda-Soyuq-Qaranlıq-Maddə (LambdaCDM) modelidir ki, kosmik sürətlənmə Eintein & # x27s sahə tənliklərinə kosmik bir sabit Lambda əlavə etməklə təsvir olunur. Bu sabit çox vaxt təzyiq mənfi kütlə-enerji sıxlığına bərabər olan bir fantom maddə olan "Qaranlıq Enerji" olaraq şərh olunur. Modelin bir sıra həll olunmamış problemləri var və davam edən tədqiqatların mövzusudur.

Öz çəkisi bu kosmos miqyasında mövcud deyil.

Budur Hubble & # x27s qanunu tərəfindən dəstəklənən texniki olmayan, lakin fikir əsaslı bir cavab.

Kainatın sürətlənən genişlənməsi Qaranlıq Cazibə adlı başqa bir əsas qüvvə ilə əlaqədardır. Bu, məkan-zaman sahə nöqtələrinin elə dəyişməsi deməkdir ki, nöqtələr kainatın mərkəzində ən uzaq olsun və kənarlara doğru irəlilədikcə yaxınlaşsın. Nəticə etibarı ilə cazibə sabitliyi dəyişməyə meyllidir və boşluq və müvəqqəti nöqtənin çökdüyü bir nöqtə gəlir. Beləliklə, mərkəzdəki böyük partlayışa üstünlük verir, lakin kənarlara yaxın olan böyük böhranı inkar edir.

Beləliklə, qalaktikalar kənarların yaxınlığındakı işıq sürətindən daha sürətli bir şəkildə sürətlənir və ümumi genişlənmə nəzəriyyəsi meydana gəlir, kənarların yaxınlığındakı hər şeyin boşluğuna səbəb olur.

Bu da kainatın müşahidə etdiyimizdən daha çox olmasını nəzərdə tutur.

Hörmətli Xalid Ənsari Kainatı mexaniki hərəkət etmir, Kainat Kvant Mexanikası fenomenidir. Kainat içindəki hər şey kimi, təbiətinə görə böyüyür, böyüdükcə yeni qalaktikalar doğulur. Bir alma ağacını düşünün, çünki yeni alma məhsulları artır. Alma ağacı nitratını bədəninin xaricindən alır, kainat bu alma ağacına bənzəyir.

GTR-nin kosmik vaxtı heç bir günəş sistemi ilə nə bizimki ilə işləyir, nə də uzay müddəti bir qalaktika kainatı üçün sadəcə mexaniki bir nəzəriyyədir, kainatımız isə milyardlarla qalaktikaya sahibdir və sürətlə genişlənir.

Və cazibə də mexaniki deyil, kütlə heç bir cazibə yarada bilməz, yəni yerin cazibə qüvvəsi olsaydı, sizcə yer üzü su kütləsinin artmasına icazə verərdi?

Qutunu düşünməliyik, GTR işləmir.

Maddə Cazibə qüvvəsidir

Ümumi Nisbilik Nəzəriyyəsinə görə kütlə yerin zamanın müsbət istiqamətdə əyilməsinə səbəb olur və cazibə qüvvəsi kimi qəbul etdiyimiz şeyə səbəb olur (yəni, gələcəkdə şeylər onlara təsir edəcək bir qüvvə olmasaydı gözlədiyimizdən daha yaxınlaşır). kütlənin olmaması məkan-zamanın mənfi istiqamətdə əyilməsinə səbəb olur və əgər bir şey təsirə səbəb olarsa, cazibə əleyhinə deyilən şeyə səbəb olur (yəni hərəkət edəcək bir qüvvə olmasaydı, gələcəkdə işlər gözlədiyimizdən daha uzaqlaşır) Onlarda.

Bu ssenaridə, boşluqdakı bəzi yerlər yaxınlıqdakı bölgədəki kütlə ilə boşluğun ümumi nisbətindən asılı olaraq ya cisimlərə doğru hərəkət edəcək, ya da onlardan uzaqlaşacaq. Müəyyən bir bölgədəki kütlə kifayət qədər böyükdürsə (planet sistemlərində, ulduz sistemlərində, qalaktikalarda və qalaktikaların çoxluqlarında olduğu kimi), şeylər aralarındakı cazibə qüvvəsini nəzərə alacağımıza görə bir-birinə nisbətən hərəkət edəcəkdir. Ancaq müəyyən bir bölgədəki kütlə boş yer miqdarı ilə müqayisədə çox azdırsa, yer vahidi başına az və ya çox sabit nisbətdə şeylər daha da uzaqlaşacaqdır. Einşteynin bunu proqnozlaşdırdığı dövrdə, bildiyimiz kimi Kainat mövcud olduğunu bilmirdi - Samanyolu qalaktikasının yalnız bir hissəsinin bütün Kainat olduğu düşünülürdü və nə öz cazibə qüvvəsi altında çökür, nə də. genişlənir, buna görə bir şəkildə kütlənin boş yerə nisbətinin avtomatik olaraq tarazlaşması lazım olduğunu düşünür və bu nəticəni hesablamaq üçün sabit kapital lambda istifadə edir. Ancaq bir dəfə Slipher əksər qalaktikaların bizdən uzaqlaşdığını, Hubble və Humason isə bir qalaktikanın bizdən nə qədər uzaqlaşdığını göstərdikdə, hamı (xüsusən Eynşteyn) Kainatın kütləsinin olmamalı olduğunu başa düşdü. boş yerin miqdarını tarazlaşdıracaq qədər böyükdür və buna görə də Kainat müəyyən bir müddətdə az və ya çox sabit sürətlə (kosmosun hər hissəsində eyni olması baxımından sabit) genişlənir. Göründüyü kimi zaman keçdikcə sabit deyildir, çünki erkən indiki qədər boş yer olmamışdı, buna görə kütlənin kosmosa nisbəti daha böyük idi və kütlə ilk 8 milyardlıq genişlənmə sürətini yavaşlatırdı. Kainatın & # x27s varlığının illər və ya daha çox. Ancaq təxminən 6 milyard il əvvəl boşluq miqdarı o qədər artmışdı ki, kütlə miqdarı artıq genişlənməni yavaşlatmaq üçün kifayət deyildi və Kainat böyüməyə davam etdikdə və kütlə ilə boş yerə nisbət azalmağa davam etdi (hal-hazırda "balans" və ya "kritik" dəyərin yalnız% 27-si), genişlənmə yavaş-yavaş artdı. Gözlədiyim budur ki, yaxın on yeddi milyard il ərzində indikindən daha böyük olmayan bir dəyərə asimptotik yaxınlaşacaqdır (çünki indiki qədər çox deyil, çünki "kritik" kütlənin 27% -i "tarazlıq" nöqtəsinə nisbətən sıfıra çox yaxındır) .

Bu işin üsulu budur ki, orta hesabla hər Megaparsec üçün (3.26 milyon işıq ili) az və ya çox az boşluq təxminən 70 km / saniyə genişlənir (həqiqi dəyər 67 ilə 73 km / san / Mpc arasındadır, lakin 70 bu aralığın ortalamasıdır və 1960 & # x27-lərdə Corc Abell ilə birlikdə qalaktikaların və qalaktikaların çoxluqlarının paylanması üzərində işlədiyimdən bəri istifadə edirəm və dəyəri dəyişdirmək üçün heç bir səbəb görməmişəm). Bizdən təxminən 10 meqaparsek (32,6 milyon işıq ili) uzaq olan cisimlər, özünəməxsus sürətlərinə görə bizdən təqribən 700 km / saniyə uzaqlaşma, bir neçə on və ya yüzlərlə ya da km / saniyə vermək və ya götürmə meylinə sahibdirlər ( məkanın ümumi genişlənməsindən asılı olmayaraq qonşularına nisbətən hərəkətləri). Bu məsafədə, özünəməxsus sürətlər kifayət qədər böyükdür ki, Kosmik Fon Radiasiyasına nisbətən resessiya sürəti (genişlənmə sürətini təyin etməyin ən əsas yoludur) mütləq birbaşa onların məsafəsinə uyğun gəlmir. Ancaq 100 meqapars saniyəlik məsafəyə (təxminən 326 milyon işıq ili) çatdıqda, Hubble Flow, bəzən deyildiyi kimi, təxminən 7000 km / saniyədir ki, bu da hər hansı bir qalaktikanın, hətta içindəki qalaktikaların öz sürətlərindən çox böyükdür. minlərlə km / saniyəlik xüsusi sürətlərin çoxlu kütləsi və cazibə qüvvəsi ilə alına biləcəyi zəngin qalaktikalar qrupları. Nəticə olaraq, bu məsafələrdə və ondan kənardakı bütün məsafələrdə CMB-yə nisbətən resesional sürət bir qalaktikanın və ya qalaktikalar dəstəsinin məsafəsinin çox yaxşı göstəricisidir və təxminən 4000 Megaparsecs-ə çatdıqda resessional sürət bu 4000 Mpc-dən hər biri üçün 70 km / san / Mpc-nin məcmu genişlənməsinə görə 280 min km / saniyə və ya işığın az qala sürətidir və məcmu resessional sürət sürətə bərabər və ya daha da böyük olur. işıq, belə bir nöqtədə belə uzaq bölgələrdən heç bir işıq bizə çata bilməz.

Qeyd edək ki, bu müzakirədə hər hansı bir güc, istilik təzyiqi və ya məkanın genişlənməsinə səbəb olan başqa bir üsuldan tamamilə bəhs edilmir. Böyük miqdarda kifayət qədər boş yerin genişlənməsi sadəcə "təbii" və Kainatın əbədiyyət boyu (hər hansı birimizin və ya nəslimizin heç birinin ətrafında olacağı deyil) Kainat tarixinin dəqiq anında baş verənlərdən əhəmiyyətli dərəcədə fərqli bir şey görmək üçün kifayət qədər uzun).


Videoya baxın: Asiya qitəsi və Yaponiya (Sentyabr 2021).