Ehlers – Geren – Sachsova věta - Ehlers–Geren–Sachs theorem

Nehomogenity v teplotě záření kosmického pozadí zaznamenané na tomto snímku ze satelitní sondy WMAP částka nejvýše 10−4 kelvinů.

The Ehlers – Geren – Sachsova věta, publikoval v roce 1968 Jürgen Ehlers, P. Geren a Rainer K. Sachs, ukazuje, že pokud v daném vesmíru všichni volně padající pozorovatelé změří záření kosmického pozadí mít přesně stejné vlastnosti ve všech směrech (to znamená, že měří záření pozadí jako izotropní), pak je vesmír izotropní a homogenní FLRW časoprostor, pokud ten použije kinetický obraz a termín kolize zmizí, tj. v takzvaném Vlasovově případě nebo pokud existuje tzv. detailní rovnováha. Tento výsledek byl později rozšířen na celý případ Boltzmann R. Treciokasem a G.F.R. Ellis.[1]

S využitím skutečnosti, že měřeno od Země, kosmické mikrovlnné pozadí je skutečně vysoce izotropní - teplota, která to charakterizuje tepelné záření se liší jen o desetinu tisíciny roku kelvin se směrem pozorování - a dělat Copernican předpoklad že Země neobsazuje privilegované kosmické postavení, představuje to nejsilnější dostupný důkaz homogenity a izotropie našeho vlastního vesmíru, a tedy i základu současných standardních kosmologických modelů. Přísně vzato, tento závěr má potenciální chybu. Zatímco Ehlers-Geren-Sachsova věta se týká pouze přesně izotropních měření, je známo, že záření pozadí má nepatrné nepravidelnosti. Toto bylo vyřešeno zevšeobecněním, které v roce 1995 zveřejnili W. R. Stoeger, Roy Maartens a George Ellis, což ukazuje, že analogický výsledek platí pro pozorovatele, kteří měří téměř izotropní záření na pozadí a kteří mohou právem odvodit, že žijí ve vesmíru téměř FLRW.[2] Avšak příspěvek od Stoegera a kol. předpokládá, že deriváty multipólů teploty kosmického pozadí jsou omezeny, pokud jde o samotné multipóly. Deriváty multipólů pro nás nejsou přímo přístupné a vyžadovaly by pozorování v časových a prostorových intervalech v kosmologických měřítcích. V roce 1999 John Wainwright, M. J. Hancock a Claes Uggla ukazují protiklad v nenakloněném dokonalém tekutém pouzdře.[3] Takřka izotropní kosmická mikrovlnná teplota tedy neznamená téměř izotropní vesmír.[4] Pomocí metod Wainwright et al. Ho Lee a Ernesto Nungesser mohli ukázat, že je lze použít i na Vlasov,[5] což byl původní hmotný model věty EGS.

Reference

  1. ^ Treciokas, R .; Ellis, G. F. R. (01.03.1971). "Izotropní řešení Einstein-Boltzmannových rovnic". Komunikace v matematické fyzice. 23 (1): 1–22. Bibcode:1971CMaPh..23 .... 1T. doi:10.1007 / BF01877593. ISSN  0010-3616.
  2. ^ Viz str. 351 a násl. v Hawking, Stephen W .; Ellis, George F. R. (1973), Rozsáhlá struktura časoprostoru, Cambridge University Press, ISBN  978-0-521-09906-6. Původní práce je Ehlers, J., Geren, P., Sachs, R. K .: Izotropní řešení Einstein-Liouvilleových rovnic. J. Math. Phys. 9, 1344 (1968). Zobecnění viz Stoeger, W. R .; Maartens, R; Ellis, George (2007), „Prokazování téměř homogenity vesmíru: Věta téměř Ehlers-Geren-Sachs“, Astrophys. J., 39: 1–5, Bibcode:1995ApJ ... 443 ... 1S, doi:10.1086/175496.
  3. ^ Wainwright, J .; Hancock, M. J .; Uggla, C. (01.08.1999). „Asymptotická sebepodobnost narušení v kosmologii v pozdních dobách“. Klasická a kvantová gravitace. 16 (8): 2577–2598. arXiv:gr-qc / 9812010. Bibcode:1999CQGra..16.2577W. doi:10.1088/0264-9381/16/8/302. ISSN  0264-9381.
  4. ^ Nilsson, USA; Uggla, C .; Wainwright, J .; Lim, W. C. (1999). „Téměř izotropní kosmická teplota mikrovlnné trouby neznamená téměř izotropní vesmír“. The Astrophysical Journal Letters. 522 (1): L1. arXiv:astro-ph / 9904252. Bibcode:1999ApJ ... 522L ... 1N. doi:10.1086/312209. ISSN  1538-4357.
  5. ^ Lee, Ho; Nungesser, Ernesto (2018-04-24). „Prolomení sebe-podobnosti kosmologických řešení s bezkolizní záležitostí“. Annales Henri Poincaré. 19 (7): 2137. arXiv:1701.07900. Bibcode:2018AnHP ... 19.2137L. doi:10.1007 / s00023-018-0678-2. ISSN  1424-0637.