Модель - фридман
Cтраница 2
В свое время Л. Д. Ландау высказывал предположение о том, что сингулярность в модели Фридмана связана с далеко идущей идеализацией, с исключительно высокой симметрией, и что в космологических решениях более общего вида, анизотропных и неоднородных, сингулярность отсутствует. [16]
Предложение 7.14 позволяет утверждать, что пространство-время Минковского, пространство-время де Ситтера и космологические модели Фридмана причинно разделяемы. [17]
Согласно теории горячей Вселенной, пространственно-временные свойства Вселенной с большой степенью точности описываются одной из трех моделей Фридмана - открытой, замкнутой или плоской. Во всех случаях Вселенная должна была родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью и темп-рой в нек-рый нач. При последующем расширении темп-ра Вселенной должна была падать н постепенно достигнуть совр. В дальнейшем замкнутая Вселенная должна была бы снова сжаться до состояния с бесконечной плотностью и темп-рой, а открытая или плоская Вселенная - неограниченно расширяться, продолжая постепенно остывать. [18]
В настоящем параграфе изложенная выше теория, относящаяся к произвольному однородному изотропному пространству, применена к космологическим моделям Фридмана. [19]
Далеко идущее подобие ньютоновской и релятивист ской теории при сферической симметрии позволяет предполагать, что ньютоновские обобщения модели Фридмана, которые мы рассмотрели, должны в этом случае иметь релятивистские аналоги. [20]
Hubble) a 1929 расширения Вселенной ( см. Хаббла закон) 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. [21]
В частности, можно выяснить, насколько однородной была плотность плазмы на этой стадии, насколько точно скорость соответствовала модели Фридмана. [22]
Можно ожидать, что это влияние будет приводить к постепенной изотропизации пространства, в результате чего его свойства приближаются к модели Фридмана, удовлетворительно описывающей современное состояние Вселенной. Разумеется, этот вопрос требует еще специального исследования. Остается также пока открытым вопрос о связывании параметров теории со шкалой времени реального мира. [23]
Фридмана, а затем расширение вновь становится резко анизотропным; наконец, есть такие модели, которые после изот-попизации все более приближаются к модели Фридмана ( или во всяком случае не отдаляются от нее) при / - - оо. [24]
Кажется заманчивой картина Вселенной, различные части которой вблизи сингулярности имеют слегка различную кривизну в один и тот же момент времени и вместе с тем расширяются подобно модели Фридмана. [25]
Из рассмотренного в этом параграфе характера расширения моделей типов VII, VIII и IX следует, что модели типов VIII и IX могут описывать современное состояние Вселенной лишь на квазиевклидовой стадии эволюции ( / Ф / О, П Д которой мы понимаем период, когда по динамике эти модели близки к модели Фридмана с критической плотностью. [26]
Из формулы видно, что пространство ( сечение tfconst) является плоским, Вселенная однородна и изотропна - можно смещаться по координатам х, у, г и поворачиваться в этом пространстве. Эти свойства СВ-модели являются общими с моделью Фридмана. [27]
С физической точки зрения наиболее интересными пространствами конечного времениподобного диаметра являются вселенные Уилера ( см. Типлер ( 1977в, с. В частности, примерами вселенных Уилера являются замкнутые космологические модели Фридмана. [28]
 |
Зависимость размера Метагалактики от времени в модели де Ситтера.| Зависимость радиуса Метагалактики от времени в модели де Ситтера - Фридмана. [29] |
Фридмана для более поздних промежутков времени должны быть согласованы между собой. Смысл tp теперь принципиально иной, нежели в модели Фридмана. [30]
Страницы: 1 2 3 4