Статическая вселенная

Космологическая модель, в которой Вселенная не расширяется

В космологии статическая вселенная (также называемая стационарной , бесконечной , статической бесконечностью или статической вечностью ) — это космологическая модель , в которой Вселенная бесконечна как в пространстве , так и во времени , а пространство не расширяется и не сжимается. Такая вселенная не имеет так называемой пространственной кривизны ; то есть оно «плоское» или евклидово . ^{[ нужна цитата ] [ нужны дальнейшие объяснения ]} Статическая бесконечная Вселенная была впервые предложена английским астрономом Томасом Диггесом (1546–1595). ^[1]

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

После открытия американскими астрономами Весто Слайфером и Эдвином Хабблом зависимости красного смещения от расстояния (выведенной на основе обратной корреляции галактической яркости с красным смещением) , астрофизик и священник Жорж Леметр интерпретировал красное смещение как свидетельство всемирного расширения и, следовательно, Большого взрыва . тогда как швейцарский астроном Фриц Цвикки предположил, что красное смещение было вызвано потерей фотонами энергии при прохождении через материю и/или силы в межгалактическом пространстве. Предложение Цвики получило название « уставший свет » — термин, придуманный главным сторонником Большого взрыва Ричардом Толманом .

Вселенная Эйнштейна

В 1917 году Альберт Эйнштейн добавил положительную космологическую постоянную к своим уравнениям общей теории относительности , чтобы противодействовать притяжению гравитации к обычной материи, которая в противном случае привела бы к тому, что статичная, пространственно конечная Вселенная либо схлопнулась , либо навсегда расширилась . ^{[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 кажется не статичной, а расширяющейся. Эдвин Хаббл исследовал данные наблюдений астронома Весто Слайфера, чтобы подтвердить связь между красным смещением и расстоянием , которая составляет основу современной парадигмы расширения , представленной Леметром. По словам Георгия Гамова, это побудило Эйнштейна объявить эту космологическую модель, и особенно введение космологической постоянной, своей «самой большой ошибкой». ^[1]

Статическая Вселенная Эйнштейна замкнута ( т.е. имеет гиперсферическую топологию и положительную пространственную кривизну), содержит однородную пыль и положительную космологическую константу со значением точно , где – гравитационная постоянная Ньютона, – плотность энергии материи во Вселенной, – скорость свет . 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 уравнения поля Эйнштейна для пыли с плотностью , космологической постоянной и радиусом кривизны . Это единственное нетривиальное статическое решение уравнений Фридмана. ^{[ нужна цитата ]} ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \Lambda _{E}}$ ${\displaystyle R_{E}}$

Поскольку вскоре вселенная Эйнштейна была признана нестабильной по своей сути, от нее вскоре отказались как от жизнеспособной модели Вселенной. Она нестабильна в том смысле, что любое незначительное изменение значения космологической постоянной, плотности материи или пространственной кривизны приведет к тому, что Вселенная либо будет расширяться и ускоряться вечно, либо вновь схлопнется до сингулярности.

После того как Эйнштейн отказался от своей космологической постоянной и принял модель расширяющейся Вселенной Фридмана-ЛеМетра, ^[5] большинство физиков двадцатого века предположили, что космологическая постоянная равна нулю. Если бы это было так (при отсутствии какой-либо другой формы темной энергии ), расширение Вселенной замедлялось бы. 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 объяснил красное смещение далеких галактик кривизной космоса. Хотя он утверждал, что его результаты подтверждаются астрономическими данными, другие считают результаты неубедительными. ^[6]

Требования статической бесконечной модели

Чтобы статическая модель бесконечной вселенной была жизнеспособной, она должна объяснять три вещи:

Во-первых, оно должно объяснить межгалактическое красное смещение . Во-вторых, это должно объяснить космическое микроволновое фоновое излучение . В-третьих, у нее должен быть механизм воссоздания материи (в частности, атомов водорода ) из радиации 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 устойчивого состояния
• Плазменная космология

Рекомендации

1. Погге, Ричард В. (24 февраля 2014 г.). «Эссе: Безумие Джордано Бруно». astronomy.ohio-state.edu . Проверено 3 апреля 2016 г. Бруно часто приписывают признание того, что система Коперника допускала существование бесконечной Вселенной. 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 году в его « Совершенном описании небесных тел» , в котором Диггес одновременно представляет и расширяет систему Коперника, предполагая, что Вселенная была бесконечной.
2. Эйнштейн, Альберт (1917). «Космологические исследования всех теорий относительности». Сидцунги. Кениг. Пройсс. Акад. : Ситцунгсб. Кениг. Пройсс. Акад. 142–152.
3. Лоренц ХА; Эйнштейн А.; Минковский Х.; Х. Вейль (1923). Принцип относительности . Нью-Йорк: Метеун и Ко, стр. 175–188.
4. О'Рэйфертай; и другие. (2017). «Статическая модель Вселенной Эйнштейна 1917 года: столетний обзор». Евро. Физ. Дж. Х. 42 (3): 431–474. arXiv : 1701.07261 . Бибкод : 2017EPJH...42..431O. дои : 10.1140/epjh/e2017-80002-5. S2CID  119461771.
5. Нуссбаумер, Гарри; О'Киф, Майкл; Нам, Вернер; Миттон, Саймон (2014). «Преобразование Эйнштейна из статичной вселенной в расширяющуюся». Европейский физический журнал H . 39 (1): 37–62. arXiv : 1311.2763 . Бибкод : 2014EPJH...39...37N. дои : 10.1140/epjh/e2013-40037-6. S2CID  122011477.
6. Ирвинг Сигал (1976): Математическая космология и внегалактическая астрономия. Серия по чистой и прикладной математике, Том. 68. Академическая пресса . 19 февраля 1976 г. ISBN. 9780080873848.
7. Макмиллан, WD 1918. «О звездной эволюции». Астрофизика . Дж. 48: 35–49.
8. Макмиллан, WD 1925. «Некоторые математические аспекты космологии». Наука 62: 63–72, 96–99, 121–127.

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