Homojen olmayan kozmoloji - Inhomogeneous cosmology
Bir homojen olmayan kozmoloji bir fizikseldir kozmolojik teori (fiziksel bir astronomik modeli evrenin şu anda yaygın olarak kabul aksine kökeni ve evrimi) kozmolojik uyum modeli , bu homojensizliklerinden varsayar maddenin dağılımı evrenin genelinde yerel etkileyen çekim güçlerini yani (en Galaktik seviye) Evren hakkındaki görüşümüzü çarpıtmaya yetecek kadar. Evren başladığında, madde dağıtıldı homojen , fakat yıllar, milyarlarca üzerinde galaksiler , galaksi kümeleri ve üstkümeler coalesced gelmiş ve zorunluluk göre Einstein'ın teorisinin genel görelilik , çözgü uzay-zaman etraflarında. Uyum modeli bu gerçeği kabul ederken, bu tür homojen olmamaların gözlemlerimizde büyük ölçekli yerçekimi ortalamalarını etkilemek için yeterli olmadığını varsayar. İki ayrı çalışmalar yüksek olduğu 1998-1999 yıllarında ileri sürerken, kırmızıya kayma süpernovalar daha uzakta hesaplamalarda daha vardı olmaları gerektiğini gösterdi, o kadar da öne sürüldü evrenin genişlemesi olduğunu hızlanan ve karanlık enerji , uzayda doğasında itici bir enerji, teklif edilmiş ivmeyi açıklayınız. Karanlık enerji o zamandan beri geniş çapta kabul gördü, ancak açıklanamadı. Buna göre, bazı bilim adamları karanlık enerji gerektirmeyen modeller üzerinde çalışmaya devam ediyor. Homojen olmayan kozmoloji bu sınıfa girer.
Homojen olmayan kozmolojiler , çok boş boşlukların yanı sıra daha yoğun yapıların uzay-zaman üzerindeki geri tepkilerinin , dikkate alınmadığında zaman anlayışımızı ve uzak nesnelerle ilgili gözlemlerimizi bozacak kadar önemli olduğunu varsayar . Thomas Buchert'in 1997 ve 2000'de genel görelilikten türetilen, ancak aynı zamanda yerel kütleçekimsel varyasyonların dahil edilmesine izin veren denklemleri yayınlamasının ardından , evrenin hızlanmasının aslında astronomik gözlemlerimizin yanlış yorumlanması olduğu ve altında bir dizi kozmolojik model önerildi. hangi karanlık enerji onları açıklamak için gereksizdir. Örneğin, 2007'de David Wiltshire, geri reaksiyonların zamanın daha yavaş veya boşluklarda daha hızlı akmasına neden olduğu ve böylece 1998'de gözlemlenen süpernovalara olduğundan daha uzakta olduğu yanılsamasını veren bir model (zaman çizelgesi kozmolojisi) önerdi . Timescape kozmolojisi, evrenin genişlemesinin aslında yavaşladığını da ima edebilir.
Tarih
Standart kozmolojik model
İki kozmoloji arasındaki çelişki, Einstein'ın kütleçekimin madde, uzay ve zamanın etkileşimiyle nasıl oluştuğunu gösteren genel görelilik kuramının katılığından kaynaklanır . Fizikçi John Wheeler , teorinin özünü ünlü bir şekilde şöyle özetledi: "Madde uzaya nasıl eğrileceğini söyler; uzay maddeye nasıl hareket edeceğini söyler." Ancak, uygulanabilir bir kozmolojik model inşa etmek için, Einstein'ın denklemlerinin her iki tarafındaki tüm terimlerin dengelenmesi gerekir: bir tarafta madde (yani, zaman ve uzayı çarpıtan her şey); diğer yandan evrenin eğriliği ve uzay-zamanın genişleme hızı. Kısacası, bir model, belirli eğrilikler ve genişleme oranları üretmek için belirli bir miktarda madde gerektirir.
Madde açısından, tüm modern kozmolojiler, dünyadan hangi yöne bakarsak bakalım, evrenin temelde aynı olduğunu belirten kozmolojik ilke üzerine kuruludur : homojen ve izotropik (tüm boyutlarda tekdüze). Bu ilke, Copernicus'un evrende özel gözlemciler olmadığı ve dünyanın evrendeki konumuyla ilgili özel bir şey olmadığı (yani, daha önce düşünüldüğü gibi Dünya evrenin merkezi değildi) iddiasından doğdu. 1915'te genel göreliliğin yayınlanmasından bu yana, bu homojenlik ve izotropi, kozmolojik modeller tasarlama sürecini büyük ölçüde basitleştirdi.
Uzay-zamanın eğriliği ve evrenin şekli açısından, teorik olarak kapalı (pozitif eğrilik veya dört boyutlu bir kürenin yüzeyindeymiş gibi kendi içinde uzay-zaman katlanması ), açık (negatif eğrilik, uzay ile) olabilir. -zaman dışa doğru katlama) veya düz ("düz" dört boyutlu bir kağıt parçasının yüzeyi gibi sıfır eğrilik).
İlk gerçek zorluk genişleme ile ilgiliydi, çünkü daha önce olduğu gibi 1905'te evrenin statik olduğu, ne genişliyor ne de büzüldüğü varsayılmıştı. Bununla birlikte, Einstein'ın genel görelilikteki denklemlerine yönelik tüm çözümleri, dinamik bir evren öngördü. Bu nedenle, denklemlerini görünüşte durağan evrenle tutarlı kılmak için , açıklanamayan fazladan enerjiyi temsil eden bir terim olan kozmolojik bir sabit ekledi . Ancak 1920'lerin sonlarında Georges Lemaître ve Edwin Hubble'ın gözlemleri, Alexander Friedmann'ın (genel görelilikten türetilen) evrenin genişlediği fikrini kanıtladığında , kozmolojik sabit gereksiz hale geldi ve Einstein buna "en büyük hatam" dedi.
Bu terim denklemden çıkarıldığında, diğerleri böyle genişleyen bir evreni tanımlamak için Friedmann-Lamaître-Robertson-Walker (FLRW) çözümünü türettiler ; bu çözüm, düz, izotropik, homojen bir evren varsayımı üzerine inşa edilmiştir. FLRW modeli, Big Bang tarafından yaratılan bir evrenin standart modelinin temeli oldu ve daha fazla gözlemsel kanıt, onu iyileştirmeye yardımcı oldu. Örneğin, pürüzsüz, çoğunlukla homojen ve (en azından neredeyse 400.000 yaşındayken) düz bir evren, kozmik mikrodalga arka planından (CMB) gelen verilerle doğrulanmış gibi görünüyordu . Ve 1970'lerde gökadaların ve gökada kümelerinin birbirinden ayrılmadan olması gerekenden daha hızlı döndükleri bulunduktan sonra, karanlık maddenin varlığı da kanıtlandı ve 1920'lerde ve 1930'larda Jacobus Kapteyn , Jan Oort ve Fritz Zwicky tarafından çıkarımını doğruladı. ve standart modelin esnekliğini gösterir. Karanlık maddenin, evrenin enerji yoğunluğunun kabaca %23'ünü oluşturduğuna inanılıyor.
Karanlık enerji
1998'deki bir başka gözlem, durumu daha da karmaşıklaştırıyor gibi görünüyordu: iki ayrı çalışma, uzak süpernovaların sürekli genişleyen bir evrende beklenenden daha sönük olduğunu buldu; yani sadece dünyadan uzaklaşmakla kalmıyor, aynı zamanda hızlanıyorlardı. Evrenin genişlemesinin yaklaşık 5 milyar yıl öncesinden beri hızlandığı hesaplandı . Evrenin tüm maddesinin bu genişleme üzerinde sahip olması gereken yerçekimi frenleme etkisi göz önüne alındığında, Einstein'ın kozmolojik sabitinin bir varyasyonu, uzayda var olan bir enerjiyi temsil etmek için yeniden tanıtıldı ve düz, hızlanan bir evren için denklemleri dengeledi. Aynı zamanda Einstein'ın kozmolojik sabitine yeni bir anlam verdi, çünkü onu denkleme karanlık enerjiyi temsil edecek şekilde yeniden dahil ederek, her zamankinden daha hızlı genişleyen düz bir evren yeniden üretilebilir.
Bu enerjinin doğası henüz yeterince açıklanamasa da, uyum modelinde evrenin enerji yoğunluğunun neredeyse %70'ini oluşturur. Ve böylece, karanlık madde dahil edildiğinde, evrenin enerji yoğunluğunun neredeyse %95'i, çıkarsanan ancak tam olarak açıklanmayan veya doğrudan gözlemlenmeyen fenomenlerle açıklanır. Bilim gazetecisi Anil Ananthaswamy bu anlaşmayı "titrek bir ortodoksi" olarak adlandırsa da, çoğu kozmolog hala uyum modelini kabul ediyor.
homojen olmayan evren
Evren homojen olarak dağılmış madde ile başlarken, o zamandan beri milyarlarca yıl içinde muazzam yapılar birleşti: galaksilerin içinde yüz milyarlarca yıldız, galaksi kümeleri, üstkümeler ve engin madde iplikçikleri . Bu daha yoğun bölgeler ve aralarındaki boşluklar, genel görelilik altında, maddenin uzay-zaman eğrilerini nasıl dikte ettiğini belirlediğinden, bir miktar etkiye sahip olmalıdır. Bu nedenle, fazladan gökada ve gökada kümeleri kütlesi (ve karanlık madde, eğer parçacıkları doğrudan tespit edilirse), yakındaki uzay-zamanın daha olumlu bir şekilde eğrilmesine neden olmalı ve boşluklar, etraflarındaki uzay-zamanın hareket etmesine neden olarak tam tersi bir etkiye sahip olmalıdır. Negatif eğriler üzerinde. Soru, geri tepkiler olarak adlandırılan bu etkilerin ihmal edilebilir olup olmadığı veya birlikte evrenin geometrisini değiştirmeye yetecek kadar olup olmadığıdır. Çoğu bilim insanı bunların ihmal edilebilir olduğunu varsaymıştır, ancak bunun nedeni kısmen Einstein'ın denklemlerinde ortalama uzay-zaman geometrisine ulaşmanın bir yolu olmamasıdır.
2000 yılında , Fransa'nın Lyon kentindeki École Normale Supérieure'den kozmolog Thomas Buchert tarafından genel göreliliğe dayalı bir dizi yeni denklem (şimdi Buchert denklemleri kümesi olarak anılır) yayımlandı . dikkate alınması gereken ama yine de evrenin davranışının ortalamasının alınmasına izin veren bir maddedir. Böylece, maddenin homojen olmayan dağılımına dayalı modeller artık tasarlanabilirdi. Buchert 2016'da New Scientist'e "Endişelendiğim kadarıyla karanlık enerji yok" dedi . "On yıl içinde karanlık enerji gitti." Aynı makalede, kozmolog Syksy Räsänen, "Karanlık enerjinin var olduğu makul şüphenin ötesinde kurulmadı. Ama asla karanlık enerjinin var olmadığının kurulduğunu söylemem" dedi. Ayrıca dergiye, kozmolojide geri reaksiyonların ihmal edilebilir olup olmadığı sorusunun "tatmin edici bir şekilde cevaplanmadığını" söyledi.
homojen olmayan kozmoloji
En genel anlamıyla homojen olmayan kozmoloji (tamamen homojen olmayan bir evren varsayarak), evreni herhangi bir uzay-zaman simetrisine sahip olmayan uzay-zaman ile bir bütün olarak modellemektedir . Tipik olarak kabul edilen kozmolojik uzay-zamanlar, ya üç öteleme simetrisini ve üç dönme simetrisini (uzay-zamanın her noktasına göre homojenlik ve izotropi), sadece öteleme simetrisini (homojen modeller) ya da sadece dönme simetrisini (küresel simetrik modeller) içeren maksimal simetriye sahiptir. ). Daha az simetriye sahip modeller (örn. eksenel simetrik) de simetrik olarak kabul edilir. Bununla birlikte, küresel olarak simetrik modelleri veya homojen olmayan modelleri homojen olmayan olarak adlandırmak yaygındır. Homojen olmayan kozmolojisinde, evrenin büyük ölçekli yapısı farklı olarak, (yani, tedirgemeyle) Einstein alan denklemlerinin kesin sonuçlar modellenir kozmik pertürbasyon teorisi alır evrenin çalışmadır, yapı oluşumu ( gökadayı , Galaxy kümeleri , kozmik web dikkate ancak tedirgemeli şekilde).
Homojen olmayan kozmoloji, genellikle Einstein'ın alan denklemlerinin (yani metrikler ) kesin çözümleri veya uzaysal veya uzay-zaman ortalama yöntemleri aracılığıyla Evrendeki yapının incelenmesini içerir . Bu tür modeller homojen değildir , ancak karanlık enerji olarak yorumlanabilen veya boşluklar veya gökada kümeleri gibi kozmolojik yapılara yol açabilen etkilere izin verebilir .
Pertürbatif yaklaşım
Örneğin homojen bir metrikten gelen küçük bozulmalarla ilgilenen pertürbasyon teorisi , sadece pertürbasyonlar çok büyük olmadığı sürece geçerlidir ve N-cisim simülasyonları, hızlar düşük ve yerçekimi alanları zayıf olduğunda sadece iyi bir yaklaşım olan Newton yerçekimini kullanır.
pertürbatif olmayan yaklaşım
Tedirgin edici olmayan bir yaklaşıma yönelik çalışma, Göreceli Zel'dovich Yaklaşımını içerir. 2016 itibariyle, Thomas Buchert, George Ellis , Edward Kolb ve meslektaşları, eğer evren kaba taneli ve ortalamayı içeren bir geri tepki şemasında kozmik değişkenler tarafından tanımlanıyorsa , o zaman karanlık enerjinin geleneksel yöntemin bir eseri olup olmadığına karar verdiler . Einstein denklemini kullanmak cevapsız bir soru olarak kalır.
Kesin çözümler
Homojen olmayan (küresel olarak simetrik olsa da) çözümlerin ilk tarihsel örnekleri Lemaître–Tolman metriğidir (veya LTB modeli - Lemaître–Tolman-Bondi). Stephani metrik küresel simetrik veya tamamen homojen olmayan olabilir. Diğer örnekler Szekeres metriği, Szafron metriği, Barnes metriği, Kustaanheimo-Qvist metriği ve Senovilla metriğidir. Bianchi sınıflandırmasında verilen Bianchi metrikleri ve Kantowski-Sachs metrikleri homojendir.
ortalama alma yöntemleri
En iyi bilinen ortalama alma yaklaşımı, kinematik geri reaksiyona ve ortalama 3-Ricci eğrilik fonksiyonlarına yol açan skaler ortalama alma yaklaşımıdır . Buchert denklemleri, bu tür ortalama alma yöntemlerinin ana denklemleridir.
zaman çizelgesi kozmolojisi
2007'de Yeni Zelanda'daki Canterbury Üniversitesi'nde teorik fizik profesörü olan David Wiltshire, New Journal of Physics'te yerçekimi enerjisindeki yarı yerel varyasyonların 1998'de evrenin genişlemesinin hızlanmakta olduğu şeklindeki yanlış sonucu verdiğini savundu . Ayrıca, yerçekimi ve eylemsizlik enerjisinin eşdeğer olduğunu kabul eden ve böylece yerçekimi enerjisinin yönlerinin yerel düzeyde farklılaşmasını önleyen eşdeğerlik ilkesi nedeniyle , bilim adamları bu yönleri karanlık enerji olarak yanlış tanımladılar . Bu yanlış tanımlama, standart kozmolojik modelin yaptığı gibi esasen homojen bir evren varsaymanın ve madde yoğun alanlar ile boşluklar arasındaki zamansal farklılıkları hesaba katmamanın sonucuydu. Wiltshire ve diğerleri, evrenin yalnızca homojen olmadığı ve aynı zamanda düz olmadığı varsayılırsa, evrenin genişlemesinin görünen ivmesinin başka türlü açıklanabileceği modeller tasarlanabileceğini savundu.
Wiltshire, standart modelin dışında bırakılan bir diğer önemli adımın, gözlemle kanıtlandığı gibi yerçekiminin zamanı yavaşlatması olduğunu iddia etti. Böylece, bir saat, düşük yerçekimine sahip boş uzayda, çok daha fazla yerçekimi olan bir galaksinin içine göre daha hızlı hareket edecektir ve Samanyolu'ndaki saatler ile Samanyolu'ndaki saatler arasında %38'lik bir fark kadar büyük olduğunu savundu. boşlukta yüzen bir galaksi var. Dolayısıyla, bunu -her biri farklı zamanlara sahip zaman çizelgelerini- düzeltemezsek, uzayın genişlemesine ilişkin gözlemlerimiz yanlış olacaktır ve yanlıştır. Wiltshire, genişleyen bir evren ve karanlık enerji sonucuna yol açan 1998 süpernova gözlemlerinin, genel göreliliğin bazı garip yönleri hesaba katılırsa, bunun yerine Buchert'in denklemleriyle açıklanabileceğini iddia ediyor.
Referanslar
Dış bağlantılar
- Homojen olmayan kozmoloji @ nlab