Неоднорідна космологія — це фізична космологічна теорія (астрономічна модель походження та еволюції фізичного Всесвіту), яка, на відміну від домінуючої космологічної моделі конкорданції, постулює, що неоднорідності в розподілі матерії по всьому Всесвіту впливають на локальні гравітаційні сили (тобто на галактичному рівні) достатньо, щоб спотворити наше уявлення про Всесвіт. Коли Всесвіт почався, матерія була розподілена однорідно, але протягом мільярдів років галактики, скупчення галактик та надскупчення об'єдналися. Загальна теорія відносності Ейнштейна стверджує, що вони викривляють простір-час навколо себе.
Хоча модель конкорданції визнає цей факт, вона припускає, що таких неоднорідностей недостатньо, щоб вплинути на великомасштабні середні значення спостережень за гравітацією. У двох дослідженнях у 1998-1999 роках стверджувалося, що наднові з високим червоним зміщенням знаходяться далі, ніж відстань, передбачена розрахунками. Було висловлено припущення, що розширення Всесвіту прискорюється, і як пояснення було запропоновано темну енергію, енергію відштовхування, властиву космосу. Темна енергія стала широко визнаною, але залишається нез'ясованою. Неоднорідна космологія належить до класу моделей, які можуть не вимагати темної енергії.
Неоднорідні космологічні моделі припускають, що зворотні реакції щільних структур і космічних порожнин на геометрію простору-часу може бути суттєвим. Якщо цими ефектами не нехтувати, вони здатні впливати на інтерпретацію часу та спостережень віддалених астрономічних об’єктів. Рівняння Бухерта, сформульовані у 1997 та 2000 роках, випливають із загальної теорії відносності та дають змогу враховувати локальні гравітаційні неоднорідності. На основі цього підходу були запропоновані альтернативні космологічні моделі, відповідно до яких спостережуване прискорене розширення Всесвіту може бути наслідком особливостей інтерпретації астрономічних даних, а не свідченням існування темної енергії. Одним із прикладів є космологія часових ландшафтів, запропонована Девідом Вілтширом у 2007 році. У цій моделі зворотня реакція призводить до різних темпів плину часу в областях із різною густиною матерії: час може плинути повільніше в щільних структурах і швидше в космічних порожнинах. За такого підходу наднові, спостереження яких у 1998 році стали підставою для висновку про прискорене розширення Всесвіту, могли здаватися більш віддаленими, ніж є насправдіWiltshire, David L (2007-10-22). . У межах космології часових ландшафтів також розглядається можливість того, що розширення Всесвіту насправді не прискорюється, а сповільнюється.
Історія
Стандартна космологічна модель Конфлікт між двома космологіями виникає через негнучкість теорії загальної відносності Ейнштейна, яка показує, як гравітація утворюється внаслідок взаємодії матерії, простору та часу.
Фізик Джон Вілер відомо підсумував суть теорії так:
Однак, щоб побудувати робочу космологічну модель, усі члени обох сторін рівнянь Ейнштейна повинні бути збалансовані: з одного боку, матерія (тобто все, що викривляє час і простір); з іншого боку, кривизна Всесвіту та швидкість, з якою розширюється простір-час.
Якщо коротко, модель вимагає певної кількості матерії, щоб створити певні кривизни та швидкості розширення.
Щодо матерії, всі сучасні космології ґрунтуються на космологічному принципі, який стверджує, що куди б ми не дивилися з Землі, Всесвіт по суті однаковий: однорідний та ізотропний (однорідний у всіх вимірах). Цей принцип бере свій початок із твердження Коперника про те, що у Всесвіті не існує привілейованих спостерігачів і що положення Землі не є особливим, тобто вона не займає центрального місця у Всесвіті, як вважалося раніше. Після формулювання загальної теорії відносності у 1915 році припущення про однорідність та ізотропність Всесвіту суттєво спростило побудову й математичний опис космологічних моделей.
Щодо кривизни простору-часу та форми Всесвіту, він теоретично може бути замкнутим (позитивна кривизна, або згортання простору-часу в собі, ніби на поверхні чотиривимірної сфери), відкритим (негативна кривизна, зі згортанням простору-часу назовні) або плоским (нульова кривизна, як поверхня «плоского» чотиривимірного аркуша паперу).
Перша справжня складність виникла у зв'язку з розширенням, оскільки в 1915 році, як і раніше, вважалося, що Всесвіт є статичним, тобто таким, що не розширюється і не стискається. Однак усі розв'язки рівнянь Ейнштейна в загальній теорії відносності передбачали динамічний Всесвіт. Тому, щоб узгодити свої рівняння з, здавалося б, статичним Всесвітом, він додав космологічну константу, термін, що представляє деяку незрозумілу додаткову енергію. Але коли наприкінці 1920-х років спостереження Жоржа Леметра та Едвіна Габбла довели уявлення Олександра Фрідмана (похідне від загальної теорії відносності) про те, що Всесвіт розширюється, космологічна константа стала непотрібною, і Ейнштейн назвав це «своєю найбільшою помилкою».
Після того, як цей термін було вилучено з рівняння, інші вивели розв'язок Фрідмана-Леметра-Робертсона-Вокера для опису такого Всесвіту, що розширюється, — розв'язок, побудований на припущенні про плоский, ізотропний, однорідний Всесвіт.
Модель ФЛРВ стала основою стандартної моделі Всесвіту, створеного Великим вибухом, а подальші спостережливі дані допомогли її уточнити. Наприклад, гладкий, переважно однорідний і (принаймні, коли йому було майже 400 000 років) плоский Всесвіт, здавалося, був підтверджений даними космічного мікрохвильового фону.
А після того, як у 1970-х роках, головним чином Вірою Рубін, було виявлено, що галактики та скупчення галактик обертаються швидше, ніж повинні, не розлітаючись, існування темної матерії також здавалося доведеним, що підтвердили висновок Якобуса Каптейна, Яна Оорта та Фріца Цвіккі у 1920-х та 1930-х роках та продемонстрували гнучкість стандартної моделі. Вважається, що темна матерія становить приблизно 23% щільності енергії Всесвіту.
Темна енергія
Ще одне важливе спостереження, зроблене у 1998 році, додатково ускладнило космологічну картину. Дві незалежні дослідницькі групи виявили, що далекі наднові типу Ia є слабшими, ніж передбачалося моделями Всесвіту з рівномірним розширенням. Це свідчило про те, що галактики не лише віддаляються одна від одної, а й що швидкість розширення Всесвіту зростає з часом. За оцінками, перехід до прискореного розширення відбувся приблизно 5 мільярдів років тому. Оскільки гравітаційне притягання всієї матерії у Всесвіті мало б сповільнювати розширення, для пояснення спостережуваного прискорення було знову введено космологічну сталу Ейнштейна в інтерпретації, пов’язаній з енергією вакууму або темною енергією. Її включення до рівнянь дозволило узгодити спостереження з моделлю просторово плоского Всесвіту, що розширюється з прискоренням. Таким чином, космологічна стала набула нового фізичного змісту як одного з можливих описів темної енергії, яка, згідно з сучасними уявленнями, зумовлює прискорене розширення Всесвіту.
Хоча фізична природа цієї енергії досі остаточно не з’ясована, у межах сучасної конкордантної моделі на неї припадає близько 70% повної густини енергії Всесвіту. Разом із темною матерією це означає, що майже 95% енергетичного вмісту Всесвіту пов’язують із явищами, існування яких було виведене на основі спостережень, але які ще не отримали вичерпного фізичного пояснення та не були безпосередньо зареєстровані. Попри це, конкордантна модель залишається домінуючою парадигмою в сучасній космології. Водночас науковий журналіст Anil Ananthaswamy охарактеризував цей широкий консенсус як «хитку ортодоксію», підкреслюючи наявність відкритих питань щодо фундаментальної природи темної матерії та темної енергії.
Неоднорідний Всесвіт
Хоча Всесвіт почався з однорідно розподіленої матерії, з того часу протягом мільярдів років утворилися величезні структури: сотні мільярдів зірок усередині галактик, скупчення галактик, надскупчення та величезні нитки матерії. Ці області підвищеної густини та космічні порожнечі між ними, відповідно до загальної теорії відносності, повинні певним чином впливати на структуру простору-часу, оскільки розподіл матерії визначає його кривизну. Таким чином, додаткова маса галактик, скупчень галактик і, потенційно, темної матерії (якщо її частинки будуть безпосередньо виявлені) має спричиняти більш додатну кривизну простору-часу в навколишніх областях, тоді як космічні порожнечі можуть мати протилежний ефект, формуючи області з від’ємною кривизною. Основним питанням залишається, чи є ці ефекти, відомі як зворотні реакції, достатньо малими, щоб ними можна було знехтувати, чи їхній сукупний вплив здатний змінити глобальну геометрію Всесвіту. Більшість дослідників припускали, що такі ефекти є незначними, однак частково це ґрунтувалося на відсутності ефективного методу усереднення геометрії простору-часу в рівняннях Ейнштейна.
У 2000 році космолог Томас Бухерт з Вищої нормальної школи в Ліоні, Франція, опублікував набір нових рівнянь, які тепер називають набором рівнянь Бухерта, заснованих на загальній теорії відносності. Вони дозволяють враховувати вплив неоднорідного розподілу матерії, але водночас усереднювати поведінку Всесвіту. Таким чином, тепер можна було розробити моделі, засновані на грудкуватому, неоднорідному розподілі матерії.
У тій самій статті космолог Сіксі Расянен сказав:
Неоднорідна космологія Неоднорідна космологія в найзагальнішому сенсі (припускаючи повністю неоднорідний Всесвіт) – це моделювання Всесвіту як цілого з простором-часом, який не має жодних симетрій простору-часу. Зазвичай космологічні простори-часи мають або максимальну симетрію, яка включає три трансляційні симетрії та три обертальні симетрії (однорідність та ізотропія відносно кожної точки простору-часу), або лише трансляційну симетрію (однорідні моделі), або лише обертальну симетрію (сферично симетричні моделі). Моделі з меншою кількістю симетрій (наприклад, симетричні відносно осі) також вважаються симетричними. Однак, сферично симетричні моделі або неоднорідні моделі прийнято називати неоднорідними. У неоднорідній космології великомасштабна структура Всесвіту моделюється точними розв'язками рівнянь поля Ейнштейна (тобто непертурбативно), на відміну від космологічної теорії збурень, яка є вивченням Всесвіту, що враховує формування структури (галактики, скупчення галактик, космічна павутина), але пертурбативноKrasinski, A., Inhomogeneous Cosmological Models, (1997) Cambridge UP, .
Неоднорідна космологія зазвичай включає вивчення структури Всесвіту за допомогою точних розв'язків рівнянь поля Ейнштейна (тобто метрик)Krasinski, A., Inhomogeneous Cosmological Models, (1997) Cambridge UP, або за допомогою методів просторового чи просторово-часового усереднення. Такі моделі не є одноріднимиRyan, M.P., Shepley, L.C., Homogeneous Relativistic Cosmologies, (1975) Princeton UP, , але можуть допускати ефекти, які можна інтерпретувати як темну енергію, або можуть призвести до космологічних структур, таких як порожнечі або скупчення галактикKrasinski, A., Inhomogeneous Cosmological Models, (1997) Cambridge UP, .
Пертурбативний підхід Теорія збурень (пертурбацій), яка має справу з малими збуреннями, наприклад, від однорідної метрики, має місце лише доти, доки збурення не надто великі, а моделювання N-тіл використовує гравітацію Ньютона, яка є хорошим наближенням лише за низьких швидкостей та слабких гравітаційних полів.
Непертурбативний підхід Робота над непертурбативним підходом включає релятивістське наближення Зельдовича. , Томас Бухерт, Джордж Елліс, Едвард Колб та їхні колеги дійшли висновку, що якщо Всесвіт описується космічними змінними за схемою зворотної реакції, яка включає грубу зернистість та усереднення, то питання про те, чи є темна енергія артефактом традиційного способу використання рівняння Ейнштейна, залишається без відповіді.
Точні розв'язки Першими історичними прикладами неоднорідних (хоча сферично симетричних) розв'язків є метрика Леметра-Толмана (або модель LTB - Леметра-Толмана-Бонді).