Вселенная де Ситтера

Модель Вселенной де Ситтера совместно с гипотезой Вейля соответствует наблюдаемым данным, если для постоянной Хаббла Н принять величину R, или [c.369]

В этой модели Вселенной, предложенной де Ситтером в 1917 г., 1шеет место чрезвычайно быстрый рост R от t. [c.230]

Отд. частные случаи этих моделей часто называют по именам учёных, внёсших большой вклад в их изучение (напр., модель Эйнштейна де Ситтера — к 0, А=0 на рис.). Открытие Э. Хабблом (Е. Hubble) в 1929 расширения Вселенной (см. Хаббла гакон) и все последующие исследования показали, что модель Фридмана хорошо описывает эволюцию видимой части Вселенной от самых ранних этапов начала расширения до наших дней, хотя конкретные значения параметров модели подлежат дальнейшему уточнению. В теоретич. космологии рассматривают также н др. модели, наир, модели однородной анизотропной Все- [c.475]

Полагая А > О, Эйнштейн нашел решение этих уравнений, описывающих модель статически однородной Вселенной, обладающей замкнутым пространством. В том же году де-Ситтер нашел решение уравнений Эйнштейна, соответствующее статической моделипустогомира. В 1922—1924гг. А. А. Фридман предложил модель нестационарной Вселенной. Современная релятивистская космология во многом опирается на работы Фридмана. Теория однородной изотропной Вселенной вслед за Фридманом развивалась многими учеными. Учитывая, что кривизна пространства может быть положительной, нулевой и отрицательной и что космологический член может также принимать такие значения, легко понять разнообразие в наборе возможных решений космологической проблемы. Многочисленные затруднения теории однородной изотропной Вселенной, основанной на теории тяготения Эйнштейна, вызвали появление теорий Эддингтона, Дирака, Иордана, в которых теория тяготения Эйнштейна дополняется или обобщается, и теорий Бонди — Голда, Милна и др., которые отходят от теории тяготения Эйнштейна при реше- [c.374]

Давно известно [189, 223, 2241, что теория гравитации Ньютона встречается с принципиальными трудностями при попытках объяснения структуры Вселенной в целом. Поскольку общая теория относительности, как ожидалось, должна приводить к результатам, существенно отличающимся от выводов теории Ньютона именно на космологических расстояниях, то совершенно естественно исследовать все новые возможности, которые открывает в космологии общерелятивистская теория. Эта сторона теории впервые была исследована Эйнштейном [76,79] сразу же после установления основных уравнений теории, и с тех пор релятивистская космология стала предметом исследования многих авторов. Мы не будем пытаться дать детальный обзор этих исследований, а сосредоточим внимание на анализе классических космологических моделей, предложенных Эйнштейном [76], де Ситтером [233, 234] и А. А. Фридманом [102]. [c.361]

Все эти модели основаны на предположении, что пространство—время Вселенной с глобальной точки зрения однородно и изотропно. Конечно, материя распределена не однородно она в основном заключена в звездах, которые имеют тенденцию образовывать галактики. Однако во всей области пространства, которая доступна наблюдениям в современные телескопы, все эти скопления материи распределены по пространству довольно равномерно, поэтому самое простое предположение о материи Вселенной как об однородно распределенной идеальной жидкости оказывается в то же время и хорошим отправным пунктом для приближения к действительности. В моделях Эйнштейна и де Ситтера Вселенная, кроме того, считается статической системой, т. е. возможно введение сопутствующей системы координат [c.361]

Поскольку о, из (12.186) следует, что р отрицательно и очень велико. Даже если принять существование сил натяжения в идеальной жидкости, заполняющей модель де Ситтера, то и в этом случае величина их порядка (—р с -) была бы совершенно неприемлемой для любого из известных нам видов материи. Следовательно, (12.186) будет справедливо только в случае, если мы примем плотность материи равной нулю или, во всяком случае, такой, которая значительно меньше наблюдаемой плотности материи во Вселенной. Таким образом, модель де Ситтера соответствует пустой Вселенной, не содержащей заметного количества материи, а звезды и галактики в такой модели следует рассматривать как пробные тела, не дающие вклад в космологическое гравитационное поле. Эта точка зрения противоречит основным постулатам ОТО, в соответствии с которыми, например, центробежные силы и силы Кориолиса обязаны движению удаленных небесных тел относительно вращающейся системы. В то время как устранимые гравитационные поля находят свое естественное объяснение в модели Эйнштейна, модель де Ситтера не дает такого объяснения. Поля в ней должны бьггь признаны фиктивными точно так же, как фиктивные силы в теории Ньютона. [c.370]

Это решение, в котором коэффициент Хаббла непрерывно уменьшается со временем, является космологической моделью Эйнштейна — де Ситтера. Такая Вселенная начинает свою эволюцию с Большого взрыва в — О, когда / = 0, а = оо.В настоящее время коэффициент Н ( д) может быть найден из наблюдений, поэтому, используя (12.231) и (12.186), можно указать возраст Вселенной [c.375]

Физическое пространство Вселенной Эйнштейна — де Ситтера бесконечно и не имеет горизонта, аналогичного рассмотренному в 12.7. Горизонт пространства де Ситтера, представленный в (12.172) и (12.173), был определен как наиболее удаленное место, из которого находящийся в начальной точке наблюдатель может принять еще информацию через какой угодно промежуток времени в будущем. Поэтому его можно назвать горизонтом будущего. Во Вселенной, начавшейся с Большого взрыва, можно установить уже несколько типов горизонтов, в частности горизонт прошлого [204]. В случае Вселенной Эйнштейна — де Ситтера (12.196) принимает вид [c.376]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...