Статичная вселенная

Космологическая модель, в которой Вселенная не расширяется

В космологии статическая вселенная (также называемая стационарной , бесконечной , статической бесконечной или статической вечной ) — это космологическая модель , в которой вселенная является как пространственно , так и временно бесконечной, а пространство не расширяется и не сжимается. Такая вселенная не имеет так называемой пространственной кривизны ; то есть она «плоская» или евклидова . ^{[ требуется цитирование ] [ требуется дополнительное объяснение ]} Статическая бесконечная вселенная была впервые предложена английским астрономом Томасом Диггесом (1546–1595). ^[1]

В противовес этой модели Альберт Эйнштейн в 1917 году в своей статье «Космологические соображения в общей теории относительности» предложил в качестве предпочтительной космологии бесконечную во времени, но конечную в пространстве модель — статическую вечную вселенную .

После открытия американскими астрономами Весто Слайфером и Эдвином Хабблом зависимости красного смещения от расстояния (выведенной путем обратной корреляции галактической яркости к красному смещению) , бельгийский астрофизик и священник Жорж Леметр интерпретировал красное смещение как доказательство расширения вселенной и, следовательно, Большого взрыва , в то время как швейцарский астроном Фриц Цвикки предположил, что красное смещение вызвано потерей энергии фотонами при прохождении через материю и/или силы в межгалактическом пространстве. Предложение Цвикки получило название « усталый свет » — термин, придуманный главным сторонником Большого взрыва Ричардом Толменом .

Вселенная Эйнштейна

В 1917 году Альберт Эйнштейн добавил положительную космологическую постоянную в свои уравнения общей теории относительности , чтобы противодействовать притягивающему воздействию гравитации на обычную материю, которое в противном случае привело бы к тому, что статическая, пространственно конечная вселенная либо схлопнулась бы , либо расширилась бы навсегда . ^{[2] [3] [4]} Эта модель вселенной стала известна как мир Эйнштейна или статическая вселенная Эйнштейна .

Эта мотивация закончилась после предложения астрофизика и римско-католического священника Жоржа Леметра о том, что Вселенная, по-видимому, не статична, а расширяется. Эдвин Хаббл исследовал данные наблюдений, сделанных астрономом Весто Слайфером , чтобы подтвердить связь между красным смещением и расстоянием , которая составляет основу современной парадигмы расширения , введенной Леметром. По словам Джорджа Гамова, это заставило Эйнштейна объявить эту космологическую модель, и особенно введение космологической постоянной, его «крупнейшей ошибкой». ^[1]

Статическая вселенная Эйнштейна замкнута (т.е. имеет гиперсферическую топологию и положительную пространственную кривизну), содержит однородную пыль и положительную космологическую постоянную со значением точно , где - гравитационная постоянная Ньютона, - плотность энергии материи во вселенной, - скорость света . Радиус кривизны пространства вселенной Эйнштейна равен ${\displaystyle \Lambda _{E}=4\pi G\rho /c^{2}}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle c}$

${\displaystyle R_{E}=\Lambda _{E}^{-1/2}={c \over {\sqrt {4\pi G\rho }}}.}$

Вселенная Эйнштейна — одно из решений Фридмана для уравнения поля Эйнштейна для пыли с плотностью , космологической постоянной и радиусом кривизны . Это единственное нетривиальное статическое решение уравнений Фридмана. ^{[ необходима цитата ]} ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \Lambda _{E}}$ ${\displaystyle R_{E}}$

Поскольку вскоре было признано, что вселенная Эйнштейна изначально нестабильна, в настоящее время она была отвергнута как жизнеспособная модель для вселенной. Она нестабильна в том смысле, что любое небольшое изменение в значении космологической постоянной, плотности материи или пространственной кривизны приведет к тому, что вселенная либо будет расширяться и ускоряться вечно, либо снова схлопнется в сингулярность.

После того, как Эйнштейн отказался от своей космологической постоянной и принял модель Фридмана-Леметра расширяющейся Вселенной, ^[5] большинство физиков двадцатого века предположили, что космологическая постоянная равна нулю. Если это так (при отсутствии какой-либо другой формы темной энергии ), расширение Вселенной будет замедляться. Однако после того, как Сол Перлмуттер , Брайан П. Шмидт и Адам Г. Рисс представили теорию ускоряющейся Вселенной в 1998 году, положительная космологическая постоянная была возрождена как простое объяснение темной энергии .

В 1976 году Ирвинг Сигал возродил статическую вселенную в своей хронометрической космологии . Подобно Цвикки, он приписал красное смещение далеких галактик кривизне космоса. Хотя он утверждал, что его оправдывают астрономические данные, другие считают результаты неубедительными. ^[6]

Требования к статической бесконечной модели

Для того чтобы статическая модель бесконечной Вселенной была жизнеспособной, она должна объяснять три вещи:

Во-первых, она должна объяснить межгалактическое красное смещение . Во-вторых, она должна объяснить космическое микроволновое фоновое излучение . В-третьих, она должна иметь механизм для воссоздания материи (в частности, атомов водорода ) из излучения или других источников, чтобы избежать постепенного «истощения» Вселенной из-за преобразования материи в энергию в звездных процессах . ^{[7] [8]} При отсутствии такого механизма Вселенная состояла бы из мертвых объектов, таких как черные дыры и черные карлики .

Смотрите также

• модель Милна
• Теория стационарного состояния
• Плазменная космология

Ссылки

1. Pogge, Richard W. (24 февраля 2014 г.). "Essay: The Folly of Giordano Bruno". astronomy.ohio-state.edu . Получено 3 апреля 2016 г. Бруно часто приписывают признание того, что система Коперника допускает бесконечную Вселенную. По правде говоря, идея о том, что гелиоцентрическое описание Солнечной системы допускает (или, по крайней мере, не исключает) бесконечную Вселенную, была впервые предложена Томасом Диггесом в 1576 г. в его A Perfit Description of the Caelestial Orbes , в котором Диггес и представляет, и расширяет систему Коперника, предполагая, что Вселенная бесконечна.
2. Эйнштейн, Альберт (1917). «Космологические исследования всех теорий относительности». Сидцунги. Кениг. Пройсс. Акад. : Ситцунгсб. Кениг. Пройсс. Акад. 142–152.
3. Лоренц HA; Эйнштейн A.; Минковский H.; Вейль H. (1923). Принцип относительности . Нью-Йорк: Metheun & Co. стр. 175–188.
4. O'Raifeartaigh; et al. (2017). «Статическая модель Вселенной Эйнштейна 1917 года: обзор столетия». Eur. Phys. J. H. 42 ( 3): 431–474. arXiv : 1701.07261 . Bibcode : 2017EPJH...42..431O. doi : 10.1140/epjh/e2017-80002-5. S2CID  119461771.
5. Нуссбаумер, Гарри; О'Киф, Майкл; Нам, Вернер; Миттон, Саймон (2014). «Переход Эйнштейна от его статичной к расширяющейся Вселенной». European Physical Journal H. 39 ( 1): 37–62. arXiv : 1311.2763 . Bibcode : 2014EPJH...39...37N. doi : 10.1140/epjh/e2013-40037-6. S2CID  122011477.
6. Ирвинг Сигал (1976): Математическая космология и внегалактическая астрономия. Серия чистой и прикладной математики, том 68. Academic Press . 19 февраля 1976. ISBN 9780080873848.
7. MacMillan, WD 1918. «О звездной эволюции». Astrophys . J. 48: 35–49
8. MacMillan, WD 1925. «Некоторые математические аспекты космологии». Science 62: 63–72, 96–99, 121–127.

1. ↑ В автобиографии Георгия Гамова «Моя мировая линия» (1970) он говорит об Эйнштейне: «Много позже, когда я обсуждал с Эйнштейном космологические проблемы, он заметил, что введение космологического термина было самой большой ошибкой в ​​его жизни».