Astronomía

¿Por qué el universo FLRW (solución (es) de relatividad general) a veces se llama el 'universo FRW'?

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¿Por qué la letra L de Georges LeMaîtres se omite a menudo, o incluso habitualmente?

¿Merece, o no, algún crédito por esta solución cosmológica a la relatividad general de Einstein?


Bueno, para citar wikipedia, es una cuestión de perspectiva personal e histórica a quién dar crédito (la mayoría):

Dependiendo de las preferencias geográficas o históricas, el conjunto de los cuatro científicos, Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Howard P. Robertson y Arthur Geoffrey Walker, se agrupan habitualmente como Friedmann o Friedmann-Robertson-Walker (FRW) o Robertson-Walker (RW). o Friedmann-Lemaître (FL). (…) El modelo FLRW fue desarrollado independientemente por los autores mencionados en las décadas de 1920 y 1930.


Universo

La universo (Latín: universus) es todo el espacio y el tiempo [a] y su contenido, [10] incluyendo planetas, estrellas, galaxias y todas las demás formas de materia y energía. La teoría del Big Bang es la descripción cosmológica predominante del desarrollo del universo. Según la estimación de esta teoría, el espacio y el tiempo emergieron juntos hace 13.799 ± 0.021 mil millones de años, [2] y el universo se ha estado expandiendo desde entonces. Si bien se desconoce el tamaño espacial de todo el universo, [3] la ecuación de inflación cósmica indica que debe tener un diámetro mínimo de 23 billones de años luz, [11] y es posible medir el tamaño del universo observable, que es aproximadamente 93 mil millones de años luz de diámetro en la actualidad.

Los primeros modelos cosmológicos del universo fueron desarrollados por filósofos griegos e indios antiguos y eran geocéntricos, colocando a la Tierra en el centro. [12] [13] A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolás Copérnico a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar. Al desarrollar la ley de la gravitación universal, Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico, así como en las leyes del movimiento planetario de Johannes Kepler y las observaciones de Tycho Brahe.

Otras mejoras observacionales llevaron a la comprensión de que el Sol es una de los cientos de miles de millones de estrellas de la Vía Láctea, que es una de los pocos cientos de miles de millones de galaxias del universo. Muchas de las estrellas de la galaxia tienen planetas. A mayor escala, las galaxias se distribuyen uniformemente y son iguales en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene ni un borde ni un centro. A escalas más pequeñas, las galaxias se distribuyen en cúmulos y supercúmulos que forman inmensos filamentos y vacíos en el espacio, creando una vasta estructura similar a una espuma. [14] Los descubrimientos a principios del siglo XX han sugerido que el universo tuvo un comienzo y que el espacio se ha expandido desde entonces [15] a un ritmo creciente. [dieciséis]

Según la teoría del Big Bang, la energía y la materia inicialmente presentes se han vuelto menos densas a medida que el universo se expandía. Después de una expansión acelerada inicial llamada época inflacionaria en alrededor de 10-32 segundos, y la separación de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, el universo se enfrió gradualmente y continuó expandiéndose, permitiendo que se formaran las primeras partículas subatómicas y átomos simples. La materia oscura se acumuló gradualmente, formando una estructura espumosa de filamentos y vacíos bajo la influencia de la gravedad. Las nubes gigantes de hidrógeno y helio fueron atraídas gradualmente a los lugares donde la materia oscura era más densa, formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo que se ve hoy.

Al estudiar el movimiento de las galaxias, se ha descubierto que el universo contiene mucha más materia de la que cuentan los objetos visibles, estrellas, galaxias, nebulosas y gas interestelar. Esta materia invisible se conoce como materia oscura [17] (oscuro significa que existe una amplia gama de pruebas indirectas sólidas de que existe, pero aún no lo hemos detectado directamente). El modelo ΛCDM es el modelo del universo más aceptado. Sugiere que alrededor del 69,2% ± 1,2% [2015] de la masa y la energía en el universo es una constante cosmológica (o, en extensiones de ΛCDM, otras formas de energía oscura, como un campo escalar) que es responsable de la corriente expansión del espacio, y alrededor del 25,8% ± 1,1% [2015] es materia oscura. [18] La materia ordinaria ('bariónica') es, por tanto, solo el 4,84% ± 0,1% [2015] del universo físico. [18] Las estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles solo forman alrededor del 6% de la materia ordinaria. [19]

Hay muchas hipótesis en competencia sobre el destino final del universo y sobre lo que, si acaso, precedió al Big Bang, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que la información sobre estados anteriores alguna vez sea accesible. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis de multiverso, en las que nuestro universo podría ser uno entre muchos universos que también existen. [3] [20] [21]


Viaje alrededor del universo

¿Cuál es esta "velocidad constante" de la que habla? Constante relativa a qué? Y esa frase "en línea recta" tiene el mismo problema.

Bien, déjame probar la pregunta que (creo) realmente estás haciendo.

P: Si viaja en una línea recta localmente recta, caída libre, sin aceleración, sin giros ni giros deliberados y cambios de rumbo, a través de un universo curvo, ¿los efectos de curvatura significan que no se encuentra en un marco inercial válido?
R: Siempre estás en un marco inercial local. Hay una región del espacio-tiempo a tu alrededor en la que los efectos de curvatura son demasiado pequeños para medir, y mientras solo hagas experimentos dentro de esa región, obtendrás los resultados predichos por la relatividad especial, que funciona dentro de marcos inerciales. Si haces experimentos en una escala lo suficientemente grande como para que la curvatura importe, necesitas la relatividad general. Cuanto más fuerte es la curvatura, más pequeña es la región localmente plana, pero (excepto en una singularidad) siempre puede encontrar una región lo suficientemente pequeña como para ser localmente plana, y dentro de esa región siempre está en un marco inercial válido.

Tenga en cuenta que cuando está colocando los cimientos de una casa, no se preocupa por la curvatura de la superficie de la tierra, la tierra es localmente plana. Si está trazando una ruta de vuelo entre Londres y Tokio, considere la curvatura de la tierra.

(El que eventualmente regrese a la Tierra o no depende de cómo y cuánto se curva el universo. Otros ya han comentado sobre eso).


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¿Qué pasa si el universo alcanza una densidad lo suficientemente alta como para convertirse en un agujero negro?

Parece haber muchas preguntas aquí. Si no comprende el significado del signo negativo en la métrica, realmente necesita un libro de texto sobre relatividad especial y luego relatividad general (recomendaría Spacetime Physics de Taylor y Wheeler). Todas las métricas relativistas tienen un signo opuesto: eso es lo que las hace espaciales.hora, no espacio.

¿Por qué el universo comenzaría a encogerse? Esto sucede en algunas variantes del espacio-tiempo FLRW, pero no terminan en un agujero negro. Una forma de ver esto es que la densidad del universo es la misma en todas partes, por lo que no puede haber puntos especiales. Un agujero negro es muy diferente al resto del universo. Pero tal vez tenías alguna otra razón en mente por la que el universo debería comenzar a encogerse repentinamente.

La métrica de Schwarzschild no describe un universo que se esté expandiendo o contrayendo. Por lo tanto, no es relevante para el caso que está describiendo.

El espacio-tiempo relevante para un universo en contracción es el espacio-tiempo de FRW en el espacio-tiempo de FRW, no hay agujero negro a medida que el universo se contrae, sin importar cuán alta sea la densidad, porque un agujero negro es una región del espacio-tiempo que no puede enviar señales de luz al infinito, y en el espacio-tiempo de FRW no hay infinito.

Los indicios actuales son que la expansión del universo se está acelerando, lo que significa que no alcanzará la densidad crítica para convertirse en un agujero negro.

Es un poco sorprendente que la expansión universal se esté acelerando, pero eso es lo que muestran los datos actualmente. Consulte, por ejemplo, & lt & lthttps: //en.wikipedia.org/w/index.php? Title = Accelerating_expansion_of_the_universe & ampoldid = 906250109 & gt & gt. Esto se explica como debido a la constante cosmológica, a veces se le llama con otros nombres.

Si imaginamos un universo que obedece las leyes de la relatividad general sin una constante cosmológica, la expansión se ralentizaría en lugar de acelerarse, y es posible que la expansión se detuviera y se invirtiera, momento en el que dicho universo eventualmente volvería a colapsar para formar un negro. agujero.

En ese caso, esperaríamos que un universo así se convirtiera en un agujero negro. Sin embargo, los detalles no están claros. Nuestros modelos cosmológicos hacen suposiciones para simplemente el problema, una suposición clave que se llama homogoneidad, y es probable que esta suposición se rompa en algún momento durante el proceso de colapso.

Estas dificultades también existen en nuestros intentos de comprender el colapso realista en una escala menor.

La evidencia de que hay un agujero negro en el centro de nuestra galaxia es bastante convincente, por lo que estamos bastante seguros de que es posible un colapso. Muchos de los detalles de un proceso de colapso realista no están claros.

El universo en su conjunto no puede convertirse en un agujero negro. Tiene la geometría del espacio-tiempo incorrecta. Vea mi publicación n. ° 3.

Además, no existe una densidad crítica para convertirse en un agujero negro. (Ampliaré esto en una respuesta al OP en breve).

No existe una densidad crítica para convertirse en un agujero negro. El criterio para convertirse en un agujero negro es que se forme un horizonte de eventos, lo que significa que una cantidad determinada de masa ## M ## colapsa de tal manera que una 2-esfera con área ## 16 pi G ^ 2 M ^ 2 / c ^ 4 ## puede encerrarlo. Cuanto mayor sea la masa ## M ##, menor debe ser la densidad de la materia que colapsa cuando se cumple este criterio.

De hecho, un agujero negro ni siquiera tiene una densidad bien definida, ya que no tiene un volumen interior bien definido. Algunas fuentes de la ciencia popular dirán que tiene el volumen de una esfera con un radio igual al radio de Schwarzschild, pero eso no es correcto.

No, es porque el agujero no tiene un volumen bien definido.

La métrica de Schwarzschild no describe un universo que se esté expandiendo o contrayendo. Por lo tanto, no es relevante para el caso que está describiendo.

El espacio-tiempo relevante para un universo en contracción es el espacio-tiempo de FRW en el espacio-tiempo de FRW, no hay agujero negro a medida que el universo se contrae, sin importar cuán alta sea la densidad, porque un agujero negro es una región del espacio-tiempo que no puede enviar señales de luz al infinito, y en el espacio-tiempo de FRW no hay infinito.

este tipo de respuesta a mi pregunta, lo que estaba pensando es si toda la materia en el universo de repente comenzara a gravitar hacia algún punto (sé que esto no sucederá en nuestro universo, pero supongamos que ocurre la magia), y una persona fuera de esta esfera de la materia que se contrae vería la formación de un agujero negro, y mi pregunta era cómo se vería para las personas dentro de la esfera que se contraía. pero esto no debería ser posible? ¿Porque la distribución de la materia determina el espacio-tiempo por lo que no puede haber grandes regiones de espacio plano vacío fuera de la esfera que se contrae?

Debería reformular mi pregunta. supongamos que una nebulosa muy grande comienza a encogerse (por lo que tiene un radio de Schwarzschild enorme, muchas semanas luz de radio), y hay un astronauta desafortunado en ella. cuando la nebulosa alcance la esfera 2 con área crítica, ¿qué vería el astronauta? tendrá mucho tiempo para observar el universo que lo rodea antes de que toda la nebulosa alcance la singularidad debido al radio de Schwarzschild extremadamente grande. alguien fuera vería un agujero negro, pero ¿qué vería él? ¿Vería repentinamente cambiar el universo una vez que se alcance la esfera 2?

Supongo que mi pregunta se puede plantear como qué vería un observador interior una vez que se forme el horizonte de sucesos, ¿verá un cambio repentino en todo lo que lo rodea, etc., pero para los agujeros negros pequeños normales esto es demasiado rápido para que tenga tiempo de observar? y pensar en todo, además de que un astronauta no puede ver más allá del interior de una estrella que se encoge (suponiendo que de alguna manera pueda sobrevivir a la temperatura). es por eso que pensé en el universo en mi pregunta de OP, pero una nebulosa muy grande que sea algo transparente serviría.


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La naturaleza de las singularidades en GR es un tema delicado. Una buena revisión de las dificultades presentadas para definir una singularidad se encuentran en el artículo de Geroch ¿Qué es una singularidad en GR?

El problema de unir un límite en general a un espacio-tiempo es que no existe una forma natural de hacerlo. por ejemplo, en la métrica FRW, la variedad en $ t = 0 $ puede describirse mediante dos sistemas de coordenadas diferentes como: $ $ o $ $ En el primer caso tenemos una superficie tridimensional, en el segundo un punto.

Puede resultar tentador definir una singularidad siguiendo otras teorías físicas como los puntos donde el tensor métrico no está definido o está por debajo de $ C ^ <2> $. Sin embargo, esto es problemático porque en el caso gravitacional el campo define también el fondo del espacio-tiempo. Esto representa un problema porque el tamaño, la ubicación y la forma de las singularidades no se pueden caracterizar directamente mediante ninguna medida física.

Los teoremas de Hawking y Penrose, comúnmente usados ​​para mostrar que las singularidades en GR son genéricas bajo ciertas circunstancias, tienen la conclusión de que el espacio-tiempo debe ser geodésicamente incompleto (algunas trayectorias de luz o trayectorias de partículas no pueden extenderse más allá de un cierto tiempo apropiado o afín. parámetro).

Como se mencionó anteriormente, la peculiar característica de GR de identificar el campo y el fondo hace que la tarea de asignar una ubicación, forma o tamaño a las singularidades sea muy delicada. Si uno piensa en una singularidad del potencial gravitacional en términos clásicos, la afirmación de que el campo diverge en un lugar determinado es inequívoca. Como ejemplo, tome el potencial gravitacional de una masa esférica $ V (t, r, theta, phi) = frac$ con una singularidad en el punto $ r = 0 $ para cualquier momento $ t $ en $ mathbbPS La ubicación de la singularidad está bien definida porque las coordenadas tienen un carácter intrínseco que es independiente de $ V $ y se definen con respecto al fondo del espacio-tiempo estático.

Sin embargo, esta prescripción no funciona en GR. Considere el espacio-tiempo con la métrica $ ds ^ <2> = - frac <1>> dt ^ <2> + dx ^ <2> + dy ^ <2> + dz ^ <2>. $ definido en $ <(t, x, y, z) in mathbb barra invertida <0 > times mathbb^ <3> > $. Si decimos que hay una singularidad en el punto $ t = 0 $, podríamos estar hablando pronto por dos razones. La primera es que $ t = 0 $ no está cubierto por nuestra tabla de coordenadas. No tiene sentido hablar de $ t = 0 $ como un punto en nuestra variedad usando estas coordenadas. La segunda cosa es que la falta de un significado intrínseco de las coordenadas en GR debe tomarse en serio. Haciendo la transformación de coordenadas $ tau = log (t) $ obtenemos la métrica $ ds ^ <2> = d tau ^ <2> + dx ^ <2> + dy ^ <2> + dz ^ <2 >, $ en $ mathbb^ <4> $ y permanecer isométrico al espacio-tiempo anterior definido en $ <(t, x, y, z) in mathbb barra invertida <0 > times mathbb^ <3> > $. Lo que hemos hecho es encontrar una extensión de la métrica a $ mathbb^ <4> $. La singularidad era solo una singularidad de coordenadas, similar a la singularidad del horizonte de eventos en las coordenadas de Schwarzschild. El espaciotiempo extendido es, por supuesto, el espaciotiempo de Minkowski, que no es singular.

Otro enfoque es definir una singularidad en términos de cantidades invariantes, como polinomios escalares de la curvatura. Son escalares formados por el tensor de Riemann. Si estas cantidades divergen, coincide con nuestra idea física de que un objeto que se aproxima a regiones de valores cada vez más altos deben sufrir deformaciones cada vez más fuertes. Además, en muchos modelos cosmológicos relevantes, como las métricas FRW y Black Holes, se puede demostrar que esto realmente sucede. Pero como se mencionó, el dominio del campo gravitacional define la ubicación de los eventos, por lo que un punto donde la curvatura explote podría no estar ni siquiera en el dominio. Por lo tanto, debemos formalizar lo siguiente: enunciado "El escalar diverge cuando nos acercamos a un punto que ha sido cortado de la variedad". Si estuviéramos en una variedad de Riemann, entonces la métrica define una función de distancia $ d (x, y) :( x, y) in cal times cal rightarrow inf left < int rVert dot < gamma> rVert right > in mathbb$ donde el mínimo se toma sobre todas las curvas $ C ^ <1> $ por partes $ gamma $ desde $ x $ a $ y $. Además, la función de distancia nos permite definir una topología. Una base de esa topología viene dada por el conjunto $ <>> | d (x, y) le r forall x in cal> $. La topología induce naturalmente una noción de convergencia. Decimos la secuencia $ <>> $ converge a $ y $ si para $ epsilon & gt 0 $ hay un $ N in mathbb$ tal que para cualquier $ n ge N $ $ d (x_, y) le epsilon $. Una secuencia que satisface estas condiciones se denomina secuencia de Cauchy. Si cada secuencia de Cauchy converge decimos que $ cal$ es métricamente completo Observe que ahora podemos describir puntos que no están en la variedad como un punto de convergencia de una secuencia de puntos que sí lo están. Entonces, la declaración formal puede expresarse como: "La secuencia $ <>) > $ diverge cuando la secuencia $ <>> $ converge a $ y $ "donde $ R (x_) $ es un escalar evaluado en $ x_$ en $ cal$ y $ y $ es algún punto no necesariamente en $ calPS En el caso de Riemann, si cada secuencia de Cauchy converge en $ cal$ entonces cada geodésica puede extenderse indefinidamente. Eso significa que podemos tomar como dominio de cada geodésica $ mathbbPS En este caso decimos que $ cal$ está geodésicamente completo. De hecho, también es cierto lo contrario, es decir, si $ cal$ está geodésicamente completo, entonces $ cal$ está métricamente completo.
Hasta ahora, toda la discusión ha sido para las métricas de Riemann, pero tan pronto como pasamos a las métricas de Lorentz, la discusión anterior no puede usarse como se indicó. La razón es que las métricas de Lorentz no definen una función de distancia. No satisfacen la desigualdad del triángulo. Así que solo nos queda la noción de completitud geodésica.

Los tres tipos de vectores disponibles en cualquier métrica de Lorentz definen tres nociones no equivalentes de completitud geodésica dependiendo del carácter del vector tangente de la curva: completitud espacial, completitud nula y completitud temporal. Desafortunadamente, no son equivalentes, es posible construir espaciotiempos con las siguientes características:

  • Completa en forma de tiempo, en forma de espacio y nula incompleta
  • espacial completo, temporal y nulo incompleto
  • espacial completo, temporal y nulo incompleto
  • nulo completo, temporal y espacial incompleto
  • temporal y nulo completo, espacial incompleto
  • espacial y nulo completo, temporal incompleto
  • temporal y espacial completo, nulo incompleto

Además, en el caso de Riemann si $ cal$ es geodésicamente completo, lo que implica que cada curva está completa, lo que significa que cada curva puede extenderse arbitrariamente. Una vez más, en el caso de Lorentz, ese no es el caso, Geroch construye un ejemplo de un espacio-tiempo completo geodésicamente nulo, temporal y espacial con una curva temporal inextensible de longitud finita. Una partícula en caída libre que siga esta trayectoria se acelerará, pero en una cantidad finita de tiempo su ubicación en el espacio-tiempo dejaría de representarse como un punto en la variedad.

Schmidt proporcionó una manera elegante de generalizar la idea de longitud afín a todas las curvas, geodésicas y no geodésicas.Además, la construcción en caso de curvas incompletas permite adjuntar un límite topológico $ parcial cal$ llamado el límite b del espacio-tiempo $ cal$.

El procedimiento consiste en construir una métrica de Riemann en el paquete de marcos $ calPS Usaremos la forma de soldadura $ theta $ y la forma de conexión $ omega $ asociada a la conexión Levi-Civita $ nabla $ en $ calPS Explícitamente,

En el caso de FRW, el límite b $ partial cal$ se calculó en este artículo. El resultado es que el límite es un punto. Sin embargo, la topología resultante en $ partial cal taza cal$ no es de Hausdorff. Esto significa que la singularidad es, en cierto sentido, arbitraria cercana a cualquier evento en el espacio-tiempo. Esto se consideró poco físico y se hicieron intentos para mejorar la construcción del límite b sin que ningún intento tuviera una aceptación particular. Además, la alta dimensionalidad de los paquetes involucrados hace que el límite b sea una herramienta de trabajo difícil.

Se pueden adjuntar otros tipos de límites. Por ejemplo:

límites de conformidad utilizados en los diagramas de Penrose y en la correspondencia AdS / Cft. En este caso, el límite conforme como se ve aquí en $ t = 0 $ es una variedad tridimensional.

Límites causales. Esta construcción depende solo de la estructura causal, por lo que no distingue entre puntos límite a una distancia finita o al infinito. (Ver capítulo 6, La estructura a gran escala del espacio-tiempo)

No sé si en los dos últimos casos se han realizado cálculos explícitos para el caso de la métrica FRW.


Ecuaciones de Friedmann con $ w & lt-1 $

Suponiendo que $ a & gt 0 $ y que el universo se está expandiendo, podemos derivar algunos resultados interesantes sobre el destino de dicho universo.

Solo de las ecuaciones de Friedmann, podemos derivar

Para $ P = w rho $, siempre que $ w neq -1 $, esto produce

exactamente como lo indicó en su pregunta. Entonces, sí, si el universo se está expandiendo y $ w & lt -1 $, ¡entonces la densidad de energía aumenta con el tiempo!

En el caso plano sin constante cosmológica, $ Lambda = K = 0 $, podemos integrar la primera ecuación de Friedmann $ 3 H ^ 2 = 8 pi rho $, con esta expresión para $ rho $, para obtener

exactamente como en el caso $ w & gt -1. $ El parámetro de Hubble viene dado por

En un universo en expansión, tenemos $ H & gt 0. $ Como $ 1 + w & lt 0 $, debemos tener $ tau & lt 0 $ para que el universo se expanda. Pero como $ a ( tau) propto tau ^ < frac <2> <3 (1 + w) >> $ y $ w & lt -1, $ el factor de escala diverge en $ tau = 0. $ Entonces el universo sufrirá una singularidad de "gran desgarro" en algún momento finito en el futuro.

En un universo en contracción, tenemos $ H & lt 0, $ y entonces $ tau & gt 0. $ Dado que esto es más allá de la singularidad $ tau = 0 $, tal universo debe haberse originado en una "gran ruptura" en algún finito tiempo en el pasado.

Entonces, si asumimos que el universo ha existido durante un tiempo finito, entonces debe estar contrayéndose (como indicó en su pregunta), y debe haberse originado con un factor de escala divergente. Por otro lado, si asumimos que el universo se está expandiendo, entonces se encontrará con una singularidad en un tiempo finito a medida que el factor de escala diverja.


Una densidad de energía lo suficientemente alta es una condición necesaria pero no suficiente para que se formen los agujeros negros: uno necesita tener un centro que finalmente se convertirá en el centro de los agujeros negros. velocidad suficiente para que la gravedad pueda apretarlo antes de que la materia logre volar y diluya la densidad.

Las dos últimas condiciones suelen satisfacerse casi trivialmente para trozos ordinarios de materia que se sientan pacíficamente en algún lugar del Universo, pero son violadas casi al máximo por la densidad de la materia justo después del Big Bang. Esta materia no tiene centro, es casi uniforme en todo el espacio, y tiene una velocidad lo suficientemente alta (lejos de sí misma) como para que la densidad eventualmente se diluya. Y, de hecho, sabemos que se diluyó.

En otras palabras, un colapso de materia (por ejemplo, una estrella) en un agujero negro es un cálculo idealizado que hace ciertas suposiciones sobre el estado inicial de la materia. Estas suposiciones claramente no son satisfechas por la materia después del Big Bang. En lugar de un colapso de una estrella, debería utilizar otra versión simplificada de las ecuaciones de la relatividad general de Einstein, a saber, las ecuaciones de Friedmann para la cosmología. Obtendrá la métrica FRW como solución. Cuando sea uniforme para empezar, se mantendrá prácticamente uniforme.

El Universo visible es, en cierto sentido, análogo a un agujero negro. Existe un horizonte cósmico y no podemos ver detrás de él. Sin embargo, es más correcto imaginar que el interior del espacio visible, que se asemeja cada vez más al espacio de De Sitter porque la constante cosmológica domina cada vez más la densidad de energía, debería verse como una analogía con el exterior de un agujero negro. Y es el exterior del espacio visible de De Sitter el que juega el papel del interior de un agujero negro.

La relación entre (es decir, la proporción de) la masa y el radio del Universo visible no está demasiado lejos de la relación entre (o proporción de) la masa del agujero negro y el radio del mismo tamaño. Sin embargo, no es exacto y no se supone que sea exacto. La relación masa / radio solo es universal para los agujeros negros estáticos (y neutros) localizados en un espacio plano externo y nuestro Universo claramente no es uno de ellos.

No creo que la pregunta "¿cómo es el universo desde el exterior?" es muy significativo. Solo porque no hay afuera para el universo. En cuanto al agujero negro, ¿por qué una alta densidad, es decir, mucha masa en poco volumen, debería causar la creación de un agujero negro? Si está pensando en la solución de Schwarzschild (y el radio), describe un objeto esférico fuera del cual el espacio está vacío y, como dije, no hay afuera para el universo.

Lo primero que hay que entender es que el Big Bang no fue una explosión que ocurrió en un lugar de un espacio vacío preexistente. El Big Bang sucedió en todas partes a la vez, por lo que no hay un lugar que sea el lugar donde esperaríamos que se formara la singularidad de un agujero negro. Los modelos cosmológicos son exactamente o aproximadamente homogéneos. En una cosmología homogénea, la simetría garantiza que las fuerzas de las mareas se desvanezcan en todas partes y que cualquier observador en reposo en relación con el movimiento promedio de la materia medirá un campo gravitacional cero. Con base en estas consideraciones, en realidad es un poco sorprendente que el universo haya desarrollado alguna estructura. El único tipo de colapso que puede ocurrir en un modelo puramente homogéneo es el colapso de todo el universo en un "Big Crunch", y esto ocurre solo para densidades de materia y valores de la constante cosmológica que son diferentes de lo que realmente observamos.

Un agujero negro se define como una región del espacio desde la cual los rayos de luz no pueden escapar hasta el infinito. "Hasta el infinito" se puede definir de una manera matemática formal, [HE] pero esta definición requiere la suposición de que el espacio-tiempo es asintóticamente plano. Para ver por qué es necesario, imagine un agujero negro en un universo que está espacialmente cerrado. Tal cosmología es espacialmente finita, por lo que no hay una forma sensata de definir qué se entiende por escapar "al infinito". En casos de interés astrofísico real, como Cygnus X-1 y Sagittarius A *, el agujero negro está rodeado por una región bastante grande de espacio interestelar bastante vacío, por lo que aunque nuestro universo no es asintóticamente plano, todavía podemos usar un porción de un espacio-tiempo infinito y asintóticamente plano como una descripción aproximada de esa región. Pero si uno quiere preguntarse si todo el universo es un agujero negro, o podría haberse convertido en un agujero negro, entonces no hay forma de hablar siquiera aproximadamente sobre la planitud asintótica, por lo que la definición estándar de un agujero negro ni siquiera da una idea. respuesta sí-no. Es como preguntar si la belleza es un ciudadano estadounidense. La belleza no es una persona y no nació, por lo que no podemos decidir si la belleza nació en los EE. UU.

Los agujeros negros pueden clasificarse, y sabemos, con base en algo llamado teorema sin pelo, que todos los agujeros negros estáticos caen dentro de una familia de soluciones a las ecuaciones de campo de Einstein llamadas agujeros negros de Kerr-Newman. (Los agujeros negros no estáticos se asientan rápidamente para convertirse en agujeros negros estáticos). Los agujeros negros de Kerr-Newman tienen una singularidad en el centro, están rodeados por un vacío y tienen fuerzas de marea distintas de cero en todas partes. La singularidad es un punto en el que las líneas del mundo solo se extienden una cantidad finita de tiempo hacia el futuro. En nuestro universo, observamos que el espacio no es un vacío y que las fuerzas de las mareas son casi nulas en las escalas de distancias cosmológicas (porque el universo es homogéneo en estas escalas). Aunque los modelos cosmológicos tienen una singularidad de Big Bang en ellos, no es una singularidad en la que las líneas de mundo futuras terminan en un tiempo finito, es una singularidad de la cual las líneas de mundo emergieron en un tiempo finito en el pasado.

En [Gibbs] se ofrece una discusión más detallada y técnica.

[HE] Hawking y Ellis, La estructura a gran escala del espacio-tiempo, p. 315.

Esta es una entrada de preguntas frecuentes escrita por los siguientes miembros de physicsforums.com: bcrowell George Jones jim mcnamara marcus PAllen tiny-tim vela

El modelo estándar ΛCDM del Big Bang se ajusta a las observaciones de las soluciones de la relatividad general de Friedmann-Robertson-Walker, que no forman agujeros negros. Intuitivamente, la expansión inicial es lo suficientemente grande como para contrarrestar la tendencia habitual de la materia al colapso gravitacional. Hasta donde sabemos, el universo se ve más o menos igual desde todos los puntos a gran escala. Es una suposición incorporada de las soluciones de la familia FRW y, a veces, se denomina "principio copernicano".

No tiene que ser absolutamente correcto, por supuesto, aunque en cierto sentido es el modelo empíricamente adecuado más simple posible, y por eso es favorecido por la navaja de Ockham. Ha habido intentos de ajustar las observaciones astronómicas a un isotrópico y no homogéneo solución de GTR (es decir, estaríamos cerca del "centro"), pero que yo sepa, han sido menos que concluyentes.

Existe un modelo simplificado de colapso estelar esférico que asume que la estrella tiene densidad uniforme y sin presión, cuyo interior resulta ser equivalente al universo FRW en contracción k = +1 (curvatura positiva, cerrado). El interior está suavemente parcheado a un exterior de Schwarzschild. Los casos k = 0 (plano) y k = -1 (abierto) pueden considerarse como el interior de una estrella de este tipo en el límite de radio infinito, colapsando desde el reposo y con alguna velocidad finita, respectivamente. También se pueden parchear sin problemas a un exterior de Schwarzschild.

Nuestro universo observado se está expandiendo, pero aún podemos decir que es posible que la región isotrópica y homogénea que observamos tenga una borde, o quizás incluso el interior de un agujero negro invertido en el tiempo. Pero debe enfatizarse que no tenemos ninguna razón empírica para creer que es algo más exótico que un simple universo FRW. Aunque en una alternativa más seria, algunos modelos de inflación cósmica tienen nuestro universo observado como una de muchas "burbujas" en un fondo inflado.

En muchos sentidos, el universo primitivo era muy similar en estructura a un agujero negro, si uno se toma en serio la imagen de la singularidad. E incluso entonces, todavía existen modelos libres de singularidad de agujeros negros, por lo que quizás el universo temprano tampoco lo requiera.

De todos modos, esto no es importante, lo importante es que las matemáticas apoyan fuertemente un universo temprano con una estructura similar a un agujero negro y en la época posterior donde el universo se ha enfriado lo suficiente y se ha vuelto lo suficientemente grande, parece preservar la equivalencia débil. principio. (si quieres más información sobre esto te lo daré a conocer).

Es posible que estas analogías se tomen lo suficientemente en serio como para especular que vivimos en una estructura similar a un agujero negro. Ciertamente, hay muchos argumentos que intentan respaldarlo. Por ejemplo, el radio de un agujero negro se encuentra directamente proporcional a su masa $ R propto m $. La densidad de un agujero negro está dada por su masa dividida por su volumen $ rho = frac$ y dado que el volumen es proporcional al radio del agujero negro a la potencia de tres $ V propto R ^ 3 $ entonces la densidad de un agujero negro es inversamente proporcional a su radio de masa por la segunda potencia $ rho propto m ^ 2 $)

¿Qué significa todo esto? Significa que si un agujero negro tiene una masa lo suficientemente grande, entonces no parece ser muy denso, que es más o menos la descripción de nuestro propio vacío: tiene mucha materia, alrededor de $ 3 veces 10 ^ <80> $ partículas dan o toman algunas potencias de decenas de átomos solo en el espacio-tiempo, el factor de $ 3 $ para tener en cuenta cuántas dimensiones del espacio-tiempo hay; esto ciertamente no es una cantidad infinita de materia, pero podría decirse que todavía es mucha, nuestro universo no parece muy denso en absoluto.

Las propiedades de rotación temprana que resultan en centrifugación y torsión (esta última aquí para evitar la formación de singularidades) como correcciones a la cosmología (si nuestro universo no es una analogía de agujero negro) podrían explicar cómo un universo puede liberarse de una época densa de Planck (según Arun y Sivaram). Incluso hoy en día existen muchos conceptos erróneos sobre la rotación primordial.

En lugar de profundizar en las ecuaciones que estudié, daré un resumen de lo que aprendí de ellas:

Hoyle y Narlikar demostraron que la rotación decae exponencialmente con la expansión lineal de un universo (esto resuelve muy bien por qué no podemos detectar la radiación de fondo "eje del mal" que se espera que sea como una huella digital de rotación en las temperaturas de fondo).

El flujo oscuro, un flujo inusual que parece mostrar que las galaxias están a la deriva en una dirección particular a una velocidad muy lenta, podría ser la existencia de un giro residual que ha quedado.

La rotación explica la expansión cósmica como una fuerza centrífuga. Arun y Sivaram hicieron un cálculo a partir de un modelo en expansión.

Debido a que se sugiere que la rotación se ralentice, parecería entonces en desacuerdo por qué el universo ahora se está acelerando. Puede haber dos formas de solucionar este problema. La luz que detectamos de otras galaxias tiende a decirnos algo sobre el pasado, no algo sobre el momento presente en esa región del espacio-tiempo. Lo que parece acelerarse, tal vez la luz de un universo primitivo cuando se aceleraba. Esto explicaría muy bien la recesión del Hubble en la que cuanto más lejos está la galaxia, más rápido parece retroceder. Una segunda opción proviene de estudios recientes, en los que se ha afirmado que los cosmólogos están bastante seguros de que el universo se está expandiendo, pero ya no están seguros a qué velocidad.

Si la producción de partículas ocurrió mientras el universo se expandía debido a la aceleración centrífuga, entonces no hay necesidad de inflación para explicar por qué la materia parece estar distribuida uniformemente (como lo notó Hoyle). De hecho, la inflación no responde por nada, según Penrose, porque requiere un ajuste fino. Aunque este fragmento es bastante especulativo, me he preguntado si el giro ha "tomado" la mayor parte de la energía del vacío en un intento de explicar la discrepancia cuántica, denominada la "peor predicción" jamás hecha.

El hecho de que el universo pudiera tener una propiedad de rotación explicaría por qué hay un exceso de materia sobre la antimateria, porque el universo poseería una característica particular (quiralidad); también hay un exceso masivo de una propiedad de rotación particular observada en una gran colección de galaxias con probabilidades que oscilan entre 1 y un millón por azar.

Pero lo más importante de todo (y relacionado con la declaración anterior), sugiere que, de hecho, existe un marco preferido en el universo siempre que gire. Esto implicará una teoría que viola Lorentz pero que satisface todo el grupo de simetrías de Poincaré. Según Sean Carrol, Lorentz violar las teorías implicará una aceleración absoluta.

Algunas personas podrían decir '' la energía oscura es responsable '', y habría habido un momento en que no hubiera estado de acuerdo con esto, ya que la energía oscura solo se vuelve significativa cuando un universo se vuelve lo suficientemente grande; sus efectos son evidentes porque creemos que el universo se está acelerando ahora.

Pero noté hace un tiempo, que este no es el caso si el ímpetu de un universo fuera constante, pero lo suficientemente fuerte como para liberarse de los campos densos. La diferencia aquí es que los científicos tienden a pensar en esta situación como una en la que la constante cosmológica no es realmente una constante, pero ahora tiendo a pensar que es una constante y que el efecto dinámico real que da lugar a la aceleración es un debilitamiento de gravedad a medida que aumenta.

La pregunta del OP puede haber estado relacionada con el `` colapso directo '' de la materia en un agujero negro, que se ha verificado astronómicamente en una ocasión reciente (en 2008), como se discutió en el Astronomy Stack Exchange en 2018. Sin embargo, por razones que expondré aquí , también puede estar relacionado con el colapso estelar, que es mucho más común.

En más de 90 ocasiones, se ha encontrado evidencia clara del & quot; colapso quotstelar & quot de la materia en agujeros negros: debido a que todas las estrellas conocidas giran, y la mayoría de las estrellas son parejas en pares binarios, la mayoría de estas pruebas consisten en una pareja que continúa siguiendo la órbita elíptica tanto había compartido antes del colapso del otro socio, por su propio peso, después de que la conversión de la mayor parte de su combustible nuclear en radiación lo había dejado sin la presión de radiación interna adecuada para evitar tal colapso.

Los efectos de cada colapso permanecen tan permanentes como cualquier cosa que podamos detectar: ​​las teorías de la descomposición de partículas que han sido respaldadas por el colaborador frecuente de Stephen Hawking, el físico matemático Sir Roger Penrose, predicen que cualquier partícula dentro de los agujeros negros será la última en descomponerse dentro de ellos. cualquier lugar donde se puedan observar partículas. Aunque Hawking ha planteado la hipótesis de una débil radiación hacia el exterior de los agujeros negros, según tales teorías, no se espera que su observación ocurra mientras haya vida que se haya originado en la tierra, o incluso cualquier descendiente cibernético de ella que pueda estar compuesto de partículas subatómicas como nosotros conócelos, sigue siendo viable. Salvo en un sentido puramente idealista (y en consecuencia imaginario), la duración de BH puede, en consecuencia, considerarse infinita.

Las partículas virtuales y sus parejas anti-partículas están necesariamente separadas entre sí (al menos por la longitud de onda de Compton, durante al menos el tiempo de Compton) por el horizonte de eventos de cualquier agujero negro, durante la propagación extremadamente rápida de ese horizonte hacia afuera desde el centro del volumen que había sido ocupado por la estrella que colapsaba. Los fermiones entre esas partículas separadas en el lado interior de ese horizonte se materializan, en una inversión de los procesos que pueden convertir concentraciones intensas de materia pesada en energía nuclear.

Como todos los fermiones, los recién materializados giran, y la interacción de su giro con el de los fermiones de la estrella (mucho más grandes) invierte y acelera sus trayectorias hacia afuera, formando así un universo local (con forma aproximadamente como la gruesa piel de una pelota de baloncesto). ), en un fenómeno que puede describirse como una expansión del espacio dentro de la región que se ha separado causalmente de la LU más grande que había sido su "padre".

Después de una expansión inflacionaria (asintóticamente exponencial), la LU más nueva continúa expandiéndose casi inercialmente. Como en las otras cosmologías inflacionarias, la expansión espacial del universo local continúa hacia un futuro infinito.

(Los lectores que encuentren esta descripción demasiado mecanicista para algo que suena tan etéreo como la expansión espacial pueden querer considerar el artículo de 2012 de Rebhan en https://arxiv.org/pdf/1211.1006.pdf, cuyas conclusiones señalan el hecho de que las descripciones de tal expansión son fundamentalmente idénticos a los que describen una explosión, siendo su consideración como este último más apropiado para observadores externos como nosotros, dado el hecho de que la separación causal entre nosotros y el LU "parental" se combinaría con la expansión continua de ese padre para generar observaciones astronómicas de eso es imposible.)

El proceso descrito anteriormente se describe más formalmente en `` Cosmología con torsión '' de Nikodem J. Poplawski, el primero de muchos artículos que ha escrito sobre su modelo cosmológico eterno pasado y futuro entre 2010 y 2020: están disponibles de forma gratuita en el sitio de Arxiv, y también se encuentran en artículos publicados por Elsevier y otros editores de material científico de gran reputación. Su cosmología se basa en la teoría de Einstein-Cartan, que se elaboró ​​a través de conversaciones entre Einstein y el matemático Cartan, 14 años después de la publicación de Einstein de la Relatividad General. Aunque la & quotCosmología con torsión & quot de Poplawski de 2010 esboza su modelo como & quot; quotalternativa & quot de la inflación cósmica, ahora se considera más generalmente como una versión de la inflación, y quizás la única que no depende de un campo hipotético de partículas & quotinflaton & quot.

Con su expansión continuando inercialmente, los universos locales del multiverso de Poplawski, evolucionando en escalas secuencialmente más pequeñas de espacio-tiempo, podrían eventualmente contener sus propios agujeros negros, aunque, debido a las limitaciones locales en el tiempo y la energía disponibles para su uso en la ampliación, sus habitantes podrían eventualmente contener sus propios agujeros negros. ser capaz de observar cualquiera de los agujeros negros de cualquier otra secuencia (incluso a través del proceso indirecto que describí anteriormente) solo si resultara ser uno que esté en una escala que corresponda aproximadamente a la escala de su propio entorno astronómico: Con expansión diferente del movimiento relativo y, en consecuencia, no sujeto a la velocidad de la luz (que podría variar en sí misma entre tales regiones separadas causalmente), la única excepción podría ser su propia LU, cuya superficie espacial más externa verían simplemente como aquellas partes del cielo nocturno que no están ocupadas por estrellas.

En consecuencia, la cosmología relativista de Poplawski proporciona la explicación más simple para la paradoja de Olbers, respondiendo a la pregunta de por qué el cielo no es una hoja de fuego letal en todas partes.


Cambiando la curvatura a medida que evoluciona un universo

@PeterDonis
Umm .. Está bien.
Si el objetivo no es derivar una solución de GR, sino simplemente derivar un conjunto de fórmulas que parezca describir la expansión del universo, entonces PUEDE derivar eso de la física newtoniana.

Lo que es más sorprendente es que no creo que nadie haya derivado esas ecuaciones de la física newtoniana hasta DESPUÉS de que los resultados se hicieron evidentes a partir de G.R. y el trabajo de Friedmann.

Es una afirmación basada en la comprensión de las propiedades del espacio-tiempo de FRW. Esas propiedades son bien conocidas y comprendidas y lo han sido durante décadas.

Básicamente, estás diciendo que, personalmente, no entiendes esas propiedades lo suficientemente bien como para ver por qué la declaración de @ kimbyd es cierta. Entonces, para usted, es & quot; una afirmación, no una prueba & quot. Pero simplemente decir eso como una declaración simple no va a hacer mucho progreso en esta discusión. Tampoco es continuar diciendo que no entiende por qué ciertas cosas son así, cuando no se ha tomado el tiempo para construir una mejor comprensión de cómo funciona el espacio-tiempo de FRW por su cuenta. Si esperas conseguir todas la información que necesita para mejorar su comprensión de este hilo, está esperando demasiado. A ninguno de nosotros nos pagan por esto y, de todos modos, el simple hecho de que nos digan cosas no hará que las entiendas. Tienes que hacer el arduo trabajo de construir tu propio entendimiento. Lo mejor que podemos hacer es intentar señalar el camino.

Quizás ese fue el propósito de su OP en este hilo, pero no es en lo que ha evolucionado el propósito de este hilo.

El simple hecho es que Si consideramos un modelo de espacio-tiempo único de la clase de espacio-tiempo de FRW, el parámetro de curvatura espacial normalizado (es decir, ## + 1 ##, ## 0 ##, o ## - 1 ##) es una constante para el modelo. Si desea una "prueba" de esa simple afirmación, necesitará tomarse un tiempo para consultar un libro de texto sobre cosmología que derive las soluciones de FRW a partir de los primeros principios, para que pueda comprender cómo esa derivación hace que la afirmación sea verdadera. Hacer eso explícitamente aquí en este hilo está mucho más allá del alcance de lo que se supone que es una discusión de FP. Sugiero las notas de la conferencia en línea de Sean Carroll sobre GR como punto de partida. IIRC, él hace la derivación de una manera bastante sencilla.

Entonces el solo Una forma de construir un modelo en el que el parámetro de curvatura normalizado puede cambiar es tomar porciones de dos modelos de espacio-tiempo FRW diferentes que tienen dos parámetros diferentes, y "pegarlos" juntos a lo largo de algún límite. La elección obvia del límite sería alguna hipersuperficie espacial particular: hablando en términos generales, tal modelo tendría el parámetro de curvatura ## k_1 ## hasta algún tiempo cosmológico ## t ##, y luego tendría el parámetro de curvatura ## k_2 neq k_1 ## después de ese tiempo. En la publicación # 16, por ejemplo, ese era el tipo de modelo en el que estaba pensando cuando hablé sobre si es posible hacer coincidir los dos parámetros continuamente.

Las ecuaciones de Friedmann están una solución GR.

Esta creencia común es incorrecta, ya que no se satisfacen los requisitos de que solo el interior de la esfera gobierne la dinámica. El requisito es que las condiciones de contorno en el infinito no estropeen la simetría, lo cual es cierto cuando se considera un potencial que tiende a cero en el infinito. Sin embargo, la ecuación de Poisson con un término de densidad constante es incompatible con cualquier solución donde se mantenga la simetría. Esto implica que los campos externos, dados por las condiciones de contorno, también existen dentro de la esfera. Compare con la adición de un campo eléctrico externo al campo de una distribución de carga térmica. El campo externo ciertamente afectará la dinámica de una carga de prueba dentro de la esfera.

Solo puedo señalar las conferencias que están disponibles en línea de Leonard Susskind. En esas conferencias de cosmología, las ecuaciones de Friedmann se derivaron en su totalidad utilizando la física newtoniana. GR solo se usó al final y solo para mostrar que aparecen las mismas ecuaciones. Creo que @kimbyd ha dejado claro este punto.


La capacidad de derivar las ecuaciones de Friedmann a partir de la física newtoniana puede ser un poco sorprendente, pero no es diferente de la derivación de un objeto que se llamó & quot; estrella oscura & quot y tiene muchas de las mismas propiedades para el objeto que ahora describimos como un agujero negro usando GR.

Gracias de nuevo y quise decir lo que dije. No hay nada de malo en lo que ha escrito. Solo soy un estudiante terco que intenta entender por qué las cosas tienen que ser de cierta manera.


¿Por qué? Esta es una afirmación, no una prueba.

Esto es muy cierto. La derivación completa es muy complicada y no la he hecho durante varios años. Pero básicamente cuando intentas describir un universo homogéneo e isotrópico, realizas una integral en algún punto que resulta en una constante de integración. Esa constante resulta ser la curvatura espacial.

Si intentara que no fuera constante, ya no tendría una solución válida para las ecuaciones de Einstein.

Me parece recordar esto. En general, mi conclusión es que la aplicación de la ley de Gauss podría no haber funcionado en esta situación, debido al potencial gravitacional divergente en el infinito. Pero lo hace: la gravedad newtoniana con esta construcción produce exactamente el mismo resultado que la relatividad general. Por lo tanto, los efectos en el infinito no arruinaron la solución al usar una construcción esférica.

Mi conjetura es que probablemente se deba al hecho de que la construcción esférica respeta las condiciones de homogeneidad e isotropía.

Me parece recordar esto. En general, mi conclusión es que la aplicación de la ley de Gauss podría no haber funcionado en esta situación, debido al potencial gravitacional divergente en el infinito. Pero lo hace: la gravedad newtoniana con esta construcción produce exactamente el mismo resultado que la relatividad general. Por lo tanto, los efectos en el infinito no arruinaron la solución al usar una construcción esférica.

Mi conjetura es que probablemente se deba al hecho de que la construcción esférica respeta las condiciones de homogeneidad e isotropía.

La condición rota es la homogeneidad. Por construcción, la construcción esférica es isótropa. Tampoco es la ley de Gauss la que rompe, sino el teorema de la cáscara esférica. Que por casualidad reproduzca el resultado correcto no es necesariamente un signo de que la derivación muestre lo mismo.

Eso mayo sea ​​posible derivar la misma dinámica debido a las fuerzas de las mareas independientemente de la condición de límite en el infinito (no he tenido tiempo de analizar esto). Esto me parece plausible ya que el cambio de volumen debido a las fuerzas de las mareas debería ser proporcional a una segunda derivada del potencial y la única derivada de este tipo es el operador de Laplace. Sin embargo, este sigue siendo un argumento heurístico para obtener el resultado, no muestra que se obtenga la misma ecuación en GR, y la solución no es necesariamente isotrópica y homogénea (incluso si la densidad lo es).

Respecto al puesto # 28 en general.
Parece que he causado un problema o una ofensa y solo puedo disculparme por ello. Quizás podría explicar la motivación de mis acciones para que pueda ver que no se pretendía hacer daño y con qué facilidad un nuevo miembro puede hacer las cosas mal.

Estaba buscando un lugar para discutir algo de Física y una búsqueda en Google apareció con Physics Forum. Leí algunos de los términos y antecedentes de este sitio web y encontré declaraciones como esta:

Nuestra misión es proporcionar un lugar para que las personas (ya sean estudiantes, científicos profesionales u otras personas interesadas en la ciencia) aprendan y discutan la ciencia tal como la entiende y practica la comunidad científica profesional en la actualidad.

Entonces comencé a usar el sitio. Cuando se creó este hilo, mi intención era discutir un tema y aprender sobre la marcha, y traté de dejarlo en claro en el OP y en las primeras publicaciones. Pensé que un foro como este podría funcionar como algo comparable a un & quot; grupo de estudio & quot o simplemente una cafetería dentro de un lugar de aprendizaje, donde una persona puede discutir sus ideas y sus dificultades de comprensión con los demás. Eso es lo que he intentado hacer.

Escuché todas las publicaciones de otros, me comprometí con todas las personas que se tomaron el tiempo para discutir cualquier cosa y admitieron abiertamente dónde tenían razón y yo me había equivocado. Vea las publicaciones n. ° 6 y n. ° 7 como un breve ejemplo de un intercambio entre @Orodruin y yo. Si no hubiera hecho esto, habría estado mal y ese no es el tipo de persona que querrías en un grupo de estudio o en cualquier discusión. Sin embargo, no querrás que una persona participe en una discusión o en un grupo de estudio si tampoco se esfuerza. Esto parecía ser especialmente cierto en un foro en el que tú eres el cartel original. Por ejemplo, en la publicación n. ° 5 recibí un mensaje de un moderador que parecía estar diciendo algo en ese sentido.

Así que aumenté la cantidad de escritos en mis propios comentarios y respuestas y me puse a demostrar por qué debería existir una solución. En publicaciones posteriores, continué escribiendo más y aprendí cómo funciona LaTeX en este foro. Con toda probabilidad fui demasiado lejos, mis publicaciones eran demasiado largas y pueden haber parecido un desafío directo respaldado con referencias a medias correctas y matemáticas sin sentido. Luego hubo comentarios de otros en ese sentido. Hay una frase que usamos localmente, & quot; estás condenado si lo haces y estás condenado si no lo haces & quot. Hacer una discusión sin referencias o evitar las matemáticas tampoco habría sido bueno. La situación se entenderá, espero, cuando vean que solo estaba tratando de discutir las cosas como en un grupo de estudio.

Cometí un error similar al intentar mantener un hilo del foro sobre el tema y actualizado. En general, pensé que era bueno permanecer en el tema principal y desviarme del tema a menudo se considera como & quot; quothijacking & quot. En mi limitada experiencia con los foros, también he notado que es casi imposible unirse de manera constructiva a hilos muy antiguos y muy largos con muchas respuestas. No es posible leer y apreciar todas las respuestas anteriores y ver cuál es el estado actual de la discusión. Es útil si alguien, a menudo el OP, puede ocasionalmente actualizar el hilo de alguna manera. Este es el tipo de cosas que estaba tratando de hacer en la publicación n. ° 23. Parece que me equivoqué por completo y atraje comentarios en ese sentido.

Es una línea estrecha para caminar, aprender a usar un foro y los nuevos miembros se equivocarán. Mis más sinceras disculpas.

No lo sabía, pero sospechaba que ese podría ser el caso. Siempre he estado y sigo agradecido por el tiempo dedicado. Nunca ha tenido la obligación de responder. Una de las formas en que este hilo ha fallado es que no ha logrado atraer la atención de personas en una posición similar a la mía y, en cambio, ha consumido tiempo tuyo. Lo siento mucho, no está funcionando como esperaba y dejaré de hacerlo. No puedo ofrecerle pagarle por su tiempo ya que parece entrar en conflicto con los términos y condiciones de uso, sin embargo, hay muchos anuncios que indican formas en las que puedo apoyar a PF en su conjunto y los estaré investigando.


¿Por qué el universo FLRW (solución (es) de relatividad general) a veces se denomina 'universo FRW'? - Astronomía

Estamos en un Universo en expansión según la cosmología del Big Bang.

¿Significa realmente que la presión térmica exterior ahora supera a la presión gravitacional interior en el Universo?

¿Cuál es el mecanismo exacto detrás de tal expansión (o contracción posterior)?

La expansión del universo se puede explicar mediante la relatividad general utilizando la métrica de Friedmann-Robertson-Walker, que contiene un factor de escala a (t) que determina el tamaño del cosmos. Al resolver las ecuaciones de campo de Einstein para la materia ordinaria (por ejemplo, polvo), se encuentra que el factor de escala aumenta cuando t elevado a dos tercios de la potencia. Por lo tanto, GR predice que el universo se expande desde un punto, llamado big bang, y su expansión se ralentiza con el tiempo. Esta solución no implica presión, ya que se supone que el polvo no tiene presión.

Sin embargo, en la década de 1990 y 27 se descubrió a través de observaciones de Supernova Tipo Ia que la expansión del universo no se está desacelerando, sino que se está acelerando. La aceleración cósmica al principio pareció contradecir a GR. Se han propuesto varias teorías de la gravedad modificadas para explicarlo, pero ninguna ha ganado una aceptación general. La teoría más favorecida hoy en día es el modelo Lamda-Cold-Dark-Matter (LambdaCDM), mediante el cual la aceleración cósmica se describe agregando una constante cosmológica Lambda a las ecuaciones de campo de Eintein & # x27s. Esta constante a menudo se interpreta como "Energía oscura", una sustancia fantasma con presión igual a menos la densidad de masa-energía. El modelo tiene varios problemas pendientes y es objeto de investigación en curso.

Nadie conoce la respuesta a tu pregunta, pero he dado una posible respuesta detallada en la Teoría de Daon (ver mi perfil).

En mi opinión, si el universo tiene forma hipersférica, su expansión se debe a la simple fuerza centrífuga.

Preimprima TODAS LAS ECUACIONES DE RELATIVIDAD ESPECIAL OBTENIDAS UTILIZANDO GALILEAN TRA.

Además, encaja perfectamente con la dificultad de medir esta expansión (no se expande por igual) y con las últimas tendencias de agrupación de zonas según su densidad para calcular la constante de Hubble.

La expansión del universo se puede explicar mediante la relatividad general utilizando la métrica de Friedmann-Robertson-Walker, que contiene un factor de escala a (t) que determina el tamaño del cosmos. Al resolver las ecuaciones de campo de Einstein para la materia ordinaria (por ejemplo, polvo), se encuentra que el factor de escala aumenta cuando t elevado a dos tercios de la potencia. Por lo tanto, GR predice que el universo se expande desde un punto, llamado big bang, y su expansión se ralentiza con el tiempo. Esta solución no implica presión, ya que se supone que el polvo no tiene presión.

Sin embargo, en la década de 1990 y 27 se descubrió a través de observaciones de Supernova Tipo Ia que la expansión del universo no se está desacelerando, sino que se está acelerando. La aceleración cósmica al principio pareció contradecir a GR. Se han propuesto varias teorías de la gravedad modificadas para explicarlo, pero ninguna ha ganado una aceptación general. La teoría más favorecida hoy en día es el modelo Lamda-Cold-Dark-Matter (LambdaCDM), mediante el cual la aceleración cósmica se describe agregando una constante cosmológica Lambda a las ecuaciones de campo de Eintein & # x27s. Esta constante a menudo se interpreta como "Energía oscura", una sustancia fantasma con presión igual a menos la densidad de masa-energía. El modelo tiene varios problemas pendientes y es objeto de investigación en curso.

La autogravedad no existe a esta escala del cosmos.

Aquí hay una respuesta no técnica pero basada en ideas que está respaldada por la ley de Hubble & # x27s.

La expansión acelerada del universo se debe a otra fuerza fundamental llamada gravedad oscura. Esto significa variación de los puntos del campo del espacio-tiempo de tal manera que los puntos están más alejados en el centro del universo y acercándose a medida que uno se mueve hacia los bordes. En consecuencia, la constante gravitacional tiende a cambiar y llega un punto donde el punto espacial y el punto temporal colapsan. Por lo tanto, favorece el Big Bang en el centro pero niega el Big Crunch cerca de los bordes.

Por lo tanto, las galaxias se aceleran a más velocidad que la velocidad de la luz cerca de los bordes y la teoría de la expansión total entra en juego y causa la nada de todo lo que está cerca de los bordes.

Esto también implica que el universo es más de lo que observamos.

Querido Khalid Ansari Universo no actúa mecánicamente, el Universo es un fenómeno de Mecánica Cuántica. El universo, como todo lo que hay en él, está creciendo por su naturaleza, a medida que crece, nacen nuevas galaxias. Piense en un manzano, ya que está cultivando nuevos productos de manzana. El manzano recibe su nitración desde fuera de su cuerpo, el universo actúa de manera similar a este manzano.

El espacio-tiempo de GTR no funciona con ningún sistema solar ni con el nuestro, y el espacio-tiempo es solo una teoría mecánica para un universo de galaxias, mientras que nuestro universo tiene miles de millones de galaxias y se está expandiendo rápidamente.

Y la gravedad tampoco es mecánica, una masa no puede crear ninguna gravedad, es decir, si la tierra tuviera gravedad, ¿crees que la tierra dejaría que la masa de agua suba?

Tenemos que pensar en la caja, GTR no está funcionando.

Artículo La gravedad es una fuerza interna

Según la Teoría General de la Relatividad, la masa hace que el espacio-tiempo se curve en una dirección positiva, provocando lo que percibimos como gravedad (es decir, las cosas se acercan más en el futuro de lo que esperaríamos si no hubiera ninguna fuerza actuando sobre ellas), mientras que la ausencia de masa hace que el espacio-tiempo se curve en una dirección negativa, lo que se llamaría antigravedad si algo estuviera causando el efecto (es decir, las cosas se separan más en el futuro de lo que esperaríamos si no hubiera una fuerza actuando en ellos.

En este escenario, algún lugar en el espacio vacío se moverá hacia los objetos o se alejará de ellos, dependiendo de la proporción general de masa al espacio vacío dentro de la región cercana. Si la masa en una región dada es lo suficientemente grande (como lo es en sistemas planetarios, sistemas estelares, galaxias y cúmulos de galaxias), las cosas se moverán entre sí de acuerdo con lo que consideraríamos la fuerza de gravedad entre ellas. Pero si la masa en una región dada es demasiado pequeña en comparación con la cantidad de espacio vacío, entonces las cosas se alejarán más, a una tasa más o menos constante por unidad de espacio. En el momento en que Einstein predijo esto, el Universo tal como lo conocemos no se sabía que existía (se pensaba que solo una parte de la galaxia de la Vía Láctea era todo el Universo) y no colapsa bajo su propia fuerza gravitacional, ni expandiéndose, por lo que supuso que de alguna manera, la relación entre la masa y el espacio vacío debe equilibrarse automáticamente, utilizando el capital constante lambda para dar cuenta de ese resultado. Pero una vez que Slipher mostró que la mayoría de las galaxias se alejaban de nosotros, y Hubble y Humason demostraron que cuanto más alejada estaba una galaxia de nosotros, más rápido se alejaba de nosotros, todos (especialmente Einstein) se dieron cuenta de que la masa del Universo no debe ser lo suficientemente grande como para equilibrar la cantidad de espacio vacío, por lo que el Universo se expande a un ritmo más o menos constante (constante en términos de ser aproximadamente el mismo en cada parte del espacio) en un período de tiempo determinado. Como resultado, esa tasa NO es constante en el tiempo, porque al principio no había tanto espacio vacío como ahora, por lo que la relación entre la masa y el espacio era mayor, y la masa en realidad estaba desacelerando la tasa de expansión durante los primeros 8 mil millones. años más o menos de la existencia del Universo. Pero hace unos 6 mil millones de años, la cantidad de espacio vacío se había vuelto tan grande que la cantidad de masa ya no era adecuada para ralentizar la expansión y, a medida que el Universo continuaba creciendo y la relación entre la masa y el espacio vacío continuaba disminuyendo (actualmente es sólo alrededor del 27% del "balance" o valor "crítico"), la expansión aumentó lentamente. Mi expectativa es que se acercará asintóticamente a un valor no mucho mayor que ahora durante los próximos mil millones de años (no mucho más grande que ahora porque el 27% de la masa "crítica" ya está mucho más cerca de cero que del punto de "equilibrio") .

La forma en que esto funciona es que, en promedio, por cada Megaparsec (3,26 millones de años luz), el espacio más o menos vacío se expande a unos 70 km / seg (el valor real está entre 67 y 73 km / seg / Mpc, pero 70 es el promedio de ese rango, y lo he estado usando desde que estuve trabajando en la distribución de galaxias y cúmulos de galaxias con George Abell en la década de 1960 y 27, y nunca he visto ninguna razón para cambiar el valor). Los objetos que están a unos 10 megaparsecs (32,6 millones de años luz) de nosotros tienen una tendencia a alejarse de nosotros a unos 700 km / seg, más o menos unas pocas decenas o cientos o km / seg debido a sus "velocidades peculiares" ( sus movimientos en relación con sus vecinos, independientemente de la expansión general del espacio). Dentro de esa distancia, las velocidades peculiares son lo suficientemente grandes como para que la velocidad de recesión relativa a la Radiación Cósmica de Fondo (que es la forma más fundamental de determinar la tasa de expansión) no corresponda necesariamente directamente a su distancia. Pero una vez que llegas a una distancia de 100 megaparsecs (unos 326 millones de años luz), el Hubble Flow, como a veces se le llama, es de unos 7000 km / seg, que es mucho más grande que las velocidades peculiares de cualquier galaxia, incluso las galaxias en el interior. ricos cúmulos de galaxias, donde velocidades peculiares de unos mil km / seg pueden ser provocadas por la enorme masa y gravedad del cúmulo. Como resultado, a tales distancias y todas las distancias más allá de eso, la velocidad de recesión relativa al CMB es un muy buen indicador de la distancia de una galaxia o cúmulo de galaxias, y para cuando se llega a unos 4000 Megaparsecs, la velocidad de recesión debido a la expansión acumulada de 70 km / seg / Mpc por cada uno de esos 4000 Mpc es de 280 mil km / seg, o casi la velocidad de la luz y no mucho más allá de eso, la velocidad recesiva acumulada se vuelve igual o incluso mayor que la velocidad de luz, de modo que en algún momento, ninguna luz de regiones tan lejanas pueda llegar hasta nosotros.

Tenga en cuenta que en esta discusión no se menciona absolutamente ningún tipo de fuerza, presión térmica o cualquier otro método para hacer que el espacio se expanda. Es simplemente "natural" que se expandan grandes cantidades de espacio suficientemente vacío, y eso es todo lo que el Universo está haciendo, o hará alguna vez, por el resto de la eternidad (no es que ninguno de nosotros o cualquiera de nuestros descendientes esté cerca el tiempo suficiente para ver algo significativamente diferente de lo que está sucediendo en este momento exacto de la historia del Universo).



Comentarios:

  1. Kotori

    Espero que mañana sea...



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