DSR и "раздувание" Вселенной без раздувания.

[Котофеич]

-6-
Итак пусть справедливы соотношения неопределенностей:
$1.\Delta{q_{0}} (\Delta{q_{1}}+\Delta{q_{2}}+ \Delta{q_{3})}\geqslant \lambda^{2}_{P}$
$2. \Delta{q_{1}}\Delta{q_{2}}+ \Delta{q_{1}}\Delta{q_{3}}+ \Delta{q_{2}}\Delta{q_{3}}\geqslant \lambda^{2}_{P}$.
Таким образом время q_{0} и координаты $q_{1},q_{2},q_{3} $
для частицы, принципиально невозможно измерить совместно, с любой наперед заданной точностью.
Для определенности предположим, что координата q_{0} измеряется с точностью \Delta{q_{0}}= \lambda_{P}. Тогда очевидно что \Delta{q_{i}}\sim\lambda_{P} ,i=1,2,3. Что в этой печальной ситуации можно сказать о векторе физической скорости частицы V^{ph} ({q_{0}})= [V^{ph}_{i} ({q_{0}}) ;i=1,2,3] , с учетом того обстоятельства, что скорость это физическая величина, которая подлежит измерению
Очевидно, что в рассмотренной ситуации, в качестве определения физической скорости,
можно использовать только конечные разности
3. V^{ph} ({q_{0}})= [V^{ph}_{i} ( {q_{0} } )=\frac {q_{i}(q_{0}+\lambda_{P}) - q_{i}(q_{0})} {\lambda_{P}};i=1,2,3 ].
Очевидно, что в (3) теперь уже невозможно выполнить предельный переход
4. \lambda_{P} \to 0, поскольку в этом случае, в силу (1), мы имеем
\Delta{q_{i}}\to infinite ,i=1,2,3.
Далее очевидно, что физически корректное определение (3), является непригодным
с чисто технической точки зрения, поскольку исключает возможность применения любого инфинитезимального исчисления.
Таким образом необходимо выразить физическую скорость V^{ph} ({q_{0}})
через какие либо гладкие функции, по крайней мере приближенно.
Очевидно, что это требование невозможно выполнить, без неких дополнительных предположений. Простейшим, является следующее условие
-5- Процесс измерения физической скорости частицы V^{ph} ( {q_{0} })
движущейся в гравитационном поле, не меняет показателя гладкости траектории
q(q_{0})=[q_{i}(q_{0});i=1,2,3] этой самой частицы.
Предполагая траекторию q(q_{0})=[q_{i}(q_{0});i=1,2,3] достаточно гладкой, (не ниже третьего порядка), получаем для V^{ph} ( {q_{0} }) следующее выражение
6. V^{ph} ({q_{0}})= [V^{ph}_{i} ( {q_{0} } )=\frac {q_{i}(q_{0} +\lambda_{P}) - q_{i}(q_{0})} {\lambda_{P}}= \frac {d q_{i}(q_{0})} {d q_{0}} +\lambda_{P}(1/2)\frac {d^{2} q_{i}(q_{0})} {d q^{2}_{0}} +... ;i=1,2,3 ].
Лагранжиан свободной частицы (в плоском пространстве) в терминах физической скорости V^{ph} ({q_{0}})= [V^{ph}_{i} ({q_{0}}) ;i=1,2,3]
имеет следующий вид:

[Евгений Орлов]

Когда астрономы обнаруживают сталкивающиеся галактики,
именно сталкивающиеся в прямом, а не в переносном смысле, то возникает ощущение, что теоретическая физика - это невменяемая область науки, которая невзирает на экспериментальные и наблюдательные факты и продолжает строить свои песчанные математические казусные фигуры метафизического мира.
В самом деле, красное смещение прекрасно вписывается в ситуацию, которая возникает вследствие разницы скоростей распространения тяготения и света, и которая в 4 раза меньше скорости света. Соответственно, ни о каком БВ не может быть и речи. Но это слишком просто даже для понимания школьникам..., что не очень устраивает корифеев от науки и таким образом, сводит физику в разряд политики... .

[Котофеич]

ПРОБЛЕМЫ ТЕОРИИ ИНФЛЯЦИИ
http://elementy.ru/blogs/users/amateur/15836/#comments
Некоторые критические замечания в адрес теории инфляции, которые иногда звучат в дискуссиях на Элементах, могут создать впечатление, что главная причина, из-за которой теория инфляции не удостоилась Нобелевской премии, это несоответствие с данными наблюдений спектра анизотропии микроволнового фонового излучения (в частности, с данными WMAP). Это не так. Предсказания теории согласуются с ними. Проблемы теории инфляции совсем в другом. Ниже я привожу список проблем с кратким содержанием их сути следуя, главным образом, прекрасным обзорным статьям Роберта Бранденбергера (Brandenberger, например, arXiv:hep-ph/0101119 v1 11 Jan 2001).

1.Проблема флуктуаций.
Если потенциал инфлатона (скалярного поля, управляющего инфляцией), ф имеет форму V(ф) =1/4 (lambda) (ф)^4, то для того чтобы предсказанное значение амплитуды спектра флуктуаций плотности совпало с наблюдаемым, значение константы самодействия, lambda должно быть порядка 10^-12. Было показано, что этот вывод является справедливым для всех , построенных на скалярных полях, сценариях инфляции. Если одной из главных целей инфляции было избежать тонкой подгонки, то возвращение тонкой подгонки в физику частиц является неудовлетворительным. Было много попыток обосновать такие малые параметры, основываясь на определенных моделях частиц, но до сих пор не предложено ни одной приемлемой.

2.Транспланковская проблема.
В типичных сценариях инфляции размер вселенной увеличивается в 10^70, а то и в 10^10^7 – 10^10^14 раз. Поэтому все масштабы внутри нашего горизонта сегодня должны были стартовать в начале инфляции с длинами меньшими планковской, 10^-33 (cм). Но теория космологических возмущений, с помощью которой был предсказан характерный спектр анизотропии, базируется на Эйнштейновской ОТО совместно с простым полуклассическим описанием материи. Понятно, что эти две части теории не приложимы к масштабам, сравнимым или меньшими планковских. Поэтому полученное предсказание спектра является с этой точки зрения сомнительным.


3.Проблема сингулярности.
Долгое время все считали, что стандартная космология большого взрыва не может быть полной историей вселенной через существование начальной сингулярности., сингулярности, которая неизбежна, если используется ОТО в присутствии материи , подчиняющейся т.н. слабому энергетическому условию (3р+е>=0). Была надежда , что инфляция окажется свободной от сингулярностей. Однако, было показано, что это не так и что в теории инфляции сингулярность в прошлом тоже неизбежна. Таким образом, выходит, что теория инфляции не может быть окончательной теорией ранней вселенной.

4.Проблема начальных условий.
Борясь с проблемой тонкой подгонки начальных данных в стандартной теории большого взрыва (проблемы изотропии, плоскостности, горизонта), теория инфляции сама предлагает картину, в которой вселенная рождается в состоянии очень низкой энтропии, т.е. в маловероятном состоянии.

5.Проблема космологической постоянной
Мы знаем из наблюдений, что огромная вакуумная энергия, обусловленная нулевыми квантовыми флуктуациями полей, сегодня не гравитирует. Однако, чтобы получить стадию раздувания в ранней вселенной, мы вынуждены использовать часть тензора энергии-импульса скалярного поля. Но эта часть сама выглядит как вакуумная энергия. В связи с этим возникает вопрос, почему механизм, который запрещает появление гигантской энергии вакуума сегодня, допускает ее существование во время инфляции?

6.Кто вы, господин Инфлатон?
Окончательно, ключевым вызовом для традиционной инфляционной космологии есть поиск инфлатона. До сих пор это скалярное поле не найдено.

PS. Дядечка который это все там написал, удивительно похож на Лаврантия Палыча. Я думаю что это его родственник.

Судя по всему, вся эта "теория", состоит из одних проблем, которые лет 25 никто решить не может, но все кому не лень пишут об этих проблемах

[Кравченко]

Все эти "проблемы" - "мелочи" по сравнению с несоответствием развиваемых математических моделей наблюдательным данным.