О природе космологических сил отталкивания А. В. Клименко, В. А. Клименко, А. М. Фридман 2. Исходные уравнения 1 k 8 G k k k k R i R 4 Ti , Ti ( P )uiu P i . 2 c k i ds 2 c 2 dt 2 a 2 (t ) d 2 sh 2 d 2 sin 2 d 2 . a 2 kc 2 8 G 3 2 2 2 , a c a a a 2 kc 2 8 G 2 2 2 2 P. a a a c d 1 3 P 0, T0;kk 0 , da a 4 a a G 2 3P . 3 c 3. Λ-член 1 k 8 G k R i R 4 Ti (1) 2 c 1 k 8 G k 8 G k k k Ri i R 4 Ti i 4 Ti eff . (2) 2 c c Переход от (1) к (2) часто связывают с заменой: k Ti k Ti eff eff Peff ui u k Peff ik . k i eff , Peff P P . c 4 / 8 G, P . 4. Космологические уравнения А.А.Фридмана с Λ-членом a 2 kc 2 8 G 8 G 3 2 2 2 eff 2 c 2 , a c c a a a 2 kc 2 8 G 8 G 2 2 2 2 Peff 2 P c 2 . a a a c c d 1 3( P ) 0, da a 4 a 4 a a G 2 3P G 2 3P . 3 c 3 c 5. Эйнштейновские силы отталкивания 4 a 1 2 a G 2 3P c a. 3 c 3 Важно: 1) P . 2) Даже при G 0 эйнштейновские силы отталкивания остаются. 3) Λ столь же фундаментальна как с и G. 6. Обобщенные уравнения Эйнштейна Формальная замена вида: k k T T , i i eff eff , P P P P . eff 2 2 3c (a ) c (a) 1 d (a) , P 2 , 2 8 G a 8 G a a da 2 где 2 2 (a ) произвольная функция радиуса кривизны а. 2 1) Ковариантность уравнений Эйнштейна сохраняется 2 k k T 0. 2) При любом виде (a ) : T i eff ;k i ;k 2 4 a d (a) G 2 3P 3 da 2 c 7. Обобщенные уравнения А.А.Фридмана a 2 kc 2 8 G 2 (a) 3 2 2 2 3 2 , a c a a a a 2 kc 2 8 G 1 d 2 (a ) 2 (a ) 2 2 2 2 P 2 . a a a c a da a Эти уравнения могут быть также получены из a 2 kc 2 8 G 3 2 2 2 , a a c a a 2 kc 2 8 G 2 2 2 2 P. a a a c 2 1 d (a) 2 2 2 Если a a (a ), a a . 2 da 8. Обобщенные уравнения А.А.Фридмана, «Δ-энергия» a 1 2 kc 2 , 2 2 a 2a 2 2 d 1 2 d a 2 , da a 2a da 2 2 где 2 2 4 8 3 4 1 G 10 a0 , 2 G 20 a0 . 3 3 9. Случай эйнштейновских сил 1 2 2 ( a ) ( a ) c a . 3 2 2 4 3c (a ) c , 2 8 G a 8 G 2 2 c (a) 1 d P P . 2 8 G a a da 2 2 2 10. ΛCDM-модель 2 2 2 / 2 c a / 6, 2 2 3 4 1 da curv (a ) M (a ) rad (a ) , a d 2 d a rad M a. 2 2 3 d 2a a Граничные условия: a (0) 1, da d (0) 1. Параметры ΛCDM-модели , , M rad curv Они связаны соотношением: curv M rad , , h. 1. 11. С-модель (C-centrifugal) 2 (a) E . 2 M E – тепловая энергия космической среды M – масса Вселенной (const) E E1 (a ) E2 (a ). E1 (a ) a const , E2 (a ) a const. 2 (a) 4 G 4 G 31 4 1 2 10 a0 1 20 a0 2 . 2 3 a 3 a 1 , 2 – параметры C – модели 2 12. С-модель (продолжение) 2 2 3 4 1 da , ( a ) (1 ) ( a ) (1 ) ( a ) 2 M 1 rad a d curv 2 d a d 2 M 2 2a 1 2 rad 3 a Граничные условия: 1 . 1 a (0) 1, da d (0) 1. Параметры модели: , M rad , curv , , , h. 1 Они связаны соотношением: curv (1 ) M 1 rad 2 (1 ) 1. 2 13. S-модель (S-simple) 2 (a) 1 2 1 2 kc 2 2c 2 . 2 a 2a 2 В S-модели обобщенные уравнения А. А. Фридмана имеют максимально простой вид: a c , a 0, 2 2 2 где -космологическая постоянная S-модели. Параметрами S-модели, определяющими динамику Вселенной являются: , h. 14. Нерелятивистская Вселенная (идеализация) v . 2 2 2 2 a const , d 1 3 P 0 da a 3 v a const , 2 4 d v a Ga 3 da 2 2 4 3 2 2 2 M a , L v a . 3 2 GM L a a 2 a3 , 2 15. Зависимость (m-M)(z) для сверхновых типа Ia (m M )( z ) 5lg (1 z )r ( z ) 5lg(cH 01 / l0 ) , где r ( z ) r ( z ) / cH 1 0 . 16. Зависимость r(z) В ΛCDM-модели z curv dz 1 r ( z ) sh . 2 3 4 curv 0 curv (1 z) M (1 z) rad (1 z) В С-модели z curv dz 1 . rc ( z ) sh 2 3 4 curv 0 curv (1 z) M (1 2 )(1 z) rad 1 1 (1 z) В S-модели 1 r ( z ) sh ln(1 z ) . 17. Анизотропия реликтового излучения Угол , под которым виден объект, имеющий размер d и красное смещение z : d (1 z ) / r ( z ) . Рамер d определяем по формуле d 2 c trec . В расчетах zrec a0 1000; a (trec ) . 1 zrec 18. Зависимость (m-M)Λ(z) 19. Зависимость (m-M)C(z) 1 2 2 20. S-модель 21. Результаты Показано, что в уравнениях ОТО, кроме эйнштейновских сил отталкивания, описываемых Λ-членом, теоретически допустимы и другие космологические силы отталкивания. Доказана возможность и целесообразность модификации уравнений Эйнштейна. Она связана с введением в уравнения Эйнштейна дополнительных слагаемых, учитывающих влияние некоторой энергии на динамику Вселенной. Дополнительные слагаемые описывают источники сил отталкивания. 22. Результаты (продолжение 1) Записаны обобщенные космологические уравнения А.А.Фридмана в которых космологические силы отталкивания могут быть связаны с тепловой энергией космической среды. Показано, что предлагаемым нами методом могут быть описаны эйнштейновские силы отталкивания (Λ-член). Показано, что природу космологических сил отталкивания можно объяснить не вводя дополнительных гипотетических сред с отрицательным давлением. Есть основания считать, что источником этих сил является тепловая энергия космической среды. 23. Результаты (продолжение 2) Предложены космологические модели однородной изотропной Вселенной, основанные на «тепловой природе» космологических сил отталкивания (C- и S- модели). Доказана способность предлагаемых космологических моделей правильно объяснять важные наблюдения, в которых влияние космологического расширения является существенным. 24. Результаты (продолжение 3) В рамках C- и S- моделей дано объяснение возраста Вселенной; Приведена интерпретация наблюдаемой зависимости «видимая звездная величина – красное смешение» для сверхновых типа Ia; Объяснено наблюдаемое угловое расстояние между центрами соседних пятен на равномерном фоне реликтового излучения. Спасибо за внимание! Дополнительную информацию Вы можете получить по адресу www.cosmoway.ru