Astronomija

Če se hitrost, s katero se vesolje krči v obratnem času, sčasoma zmanjšuje, kako so potem znanstveniki prišli do datuma »velikega poka«?

Če se hitrost, s katero se vesolje krči v obratnem času, sčasoma zmanjšuje, kako so potem znanstveniki prišli do datuma »velikega poka«?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Če se hitrost širjenja vesolja nenehno povečuje (tako kot izpeljanka), potem mora veljati tudi nasprotno: hitrost, s katero se vesolje krči v obratnem času, se nenehno zmanjšuje, vendar nikoli ne doseže nič (kot asimptota) .

Če ni natančne točke, pri kateri hitrost krčenja vesolja (v obratnem času) doseže nič (ker asimptota traja neskončno), kako so potem znanstveniki prišli do "datuma" za "veliki pok"?

Ker se bo hitrost širjenja vesolja nadaljevala in naprej neskončno, kako lahko pridemo do določene začetne točke neskončne funkcije?


Pod predpostavkami velike homogenosti in izotropije lahko vesoljski razvoj opišemo z faktor lestvice $ a (t) $, ki opisuje, s kakšnim razmerjem se je obsežna struktura vesolja razširila ali skrčila. Faktor lestvice je brez enot in po dogovoru velja, da je v sedanji dobi $ 1 $, stopnjo spremembe $ a $ pa lahko označimo kot $ dot {a} $, zato se vesolje širi vsakič, ko $ dot { a}> 0 $ in krčenje, kadar koli je $ dot {a} <0 $. Obstoj pretekle singularnosti je potem trditev, da je $ a do 0 $ za določen čas v preteklosti.

Faktor obsega je povezan z Hubblov parameter z $ H equiv dot {a} / a $. Hubblov parameter se zelo pogosto in napačno imenuje tudi Hubblova konstanta, kar je verjetno vir vaše zmede. Res je, da če je $ H $ konstantno, potem je trivialno $ a = a_0e ^ {Ht} $ edina možna rešitev, ki v neskončni preteklosti le asimptotično teži k $ 0 $. Če je prostorsko ravno, kakršno je naše vesolje, je to de Sitterjeva rešitev opisuje vesolje, v katerem prevladuje kozmološka konstanta in zanemarljiva snov ali sevanje.

Toda to preprosto ni naše vesolje. V preteklosti je bila snov prevladujoča (pred tem pa sevanje) in de Sitterjev model preprosto ni uporaben. Preprosto povedano, Hubblova konstanta ni konstantna, zato bi jo morali pravilno imenovati Hubblov parameter.

Na splošno je razvoj faktorja lestvice ali Hubblovega parametra opisan z Friedmannovimi enačbami: $$ begin {eqnarray *} H ^ 2 equiv left ( frac { dot {a}} {a} right ) ^ 2 & = & frac {8 pi G} {3} rho - frac {kc ^ 2} {a ^ 2} text {,} pika {H} + H ^ 2 equiv frac { ddot {a}} {a} & = & - frac {4 pi G} {3} levo ( rho + frac {3p} {c ^ 2} desno) besedilo {,} end {eqnarray *} $$ kjer $ ddot {a} $ označuje drugo časovno izpeljanko $ a $, je kozmološka konstanta (temna energija) vključena v gostoto $ rho $ in tlak $ p $ vesolju, za naše prostorsko ravno vesolje pa $ k = 0 $.

Morda boste želeli poiskati tudi parameter pojemka $ q equiv - ddot {a} a / dot {a} ^ 2 $ (tako opredeljeno, ker je nekoč veljalo, da vesolje upočasnjuje). Toda bistveno je, da $ H $ v resnici ni konstanta, zato je dosledno, da faktor obsega v preteklosti postane 0 $ $. Koliko časa je odvisno od spreminjajoče se gostote $ rho $ in tlaka $ p $, kar je podrobno preučeno v standardnem modelu ΛCDM.


Poglej si posnetek: Teorie velkého třesku aproximace romu 2003 4 (Januar 2023).