.A new possible explanation for the Hubble tension
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.A new possible explanation for the Hubble tension
허블 장력에 대한 새로운 가능한 설명
작성자: 본 대학교 이미지는 우주의 물질 분포를 보여줍니다
(파란색, 노란색 점은 개별 은하를 나타냅니다.) 은하수(녹색)는 물질이 거의 없는 영역에 있습니다. 거품 안의 은하계는 물질 밀도가 높은 방향(빨간색 화살표)으로 이동합니다. 따라서 우주는 거품 내부에서 더 빠르게 팽창하는 것처럼 보입니다. 출처: AG Kroupa/본 대학교 DECEMBER 2, 2023
-우주는 팽창하고 있다. 얼마나 빠른지는 소위 허블-르메트르(Hubble-Lemaitre) 상수로 설명됩니다. 그러나 이 상수가 실제로 얼마나 큰지에 대해서는 논쟁이 있습니다. 측정 방법에 따라 서로 모순되는 값이 제공됩니다. 이를 소위 '허블 장력'이라고 합니다.
우주론자들에게 수수께끼를 던진다. 본 대학교와 세인트 앤드루스 대학교의 연구원들은 이제 새로운 해결책을 제안하고 있습니다. 중력에 대한 대체 이론을 사용하면 측정된 값의 불일치를 쉽게 설명할 수 있습니다. 즉, 허블 장력이 사라집니다. 이 연구는 현재 왕립천문학회 월간 공지(MNRAS 우주 팽창으로 인해 은하계가 서로 멀어집니다. 그들이 이를 수행하는 속도는 그들 사이의 거리에 비례합니다.
예를 들어, 은하 A가 지구에서 은하 B보다 두 배 더 멀리 떨어져 있다면, 우리로부터의 거리도 두 배 빠르게 늘어납니다. 미국의 천문학자 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 이러한 연관성을 최초로 인식한 사람 중 한 사람입니다. 따라서 두 은하가 서로 얼마나 빨리 멀어지는지 계산하려면 두 은하가 얼마나 멀리 떨어져 있는지 알아야 합니다. 그러나 이 거리에 곱해야 하는 상수도 필요합니다. 이것은 우주론의 기본 매개 변수인 소위 허블-르메트르 상수입니다.
예를 들어, 그 가치는 우주의 아주 먼 지역을 보면 알 수 있습니다. 이는 메가파섹 거리당 거의 시속 244,000km의 속도를 제공합니다(1메가파섹은 300만 광년이 조금 넘습니다). 메가파섹당 시속 244,000킬로미터, 아니면 264,000킬로미터입니까? "그러나 우리에게 훨씬 더 가까운 천체, 즉 카테고리 1a 초신성도 볼 수 있습니다. 특정 유형의 폭발하는 별," 본 대학교 헬름홀츠 방사선 및 핵물리학 연구소의 Pavel Kroupa 교수는 이렇게 설명합니다.
1a 초신성에서 지구까지의 거리를 매우 정확하게 측정하는 것이 가능합니다. 또한 우리는 빛나는 물체가 우리에게서 멀어질 때 색상이 변한다는 것을 알고 있으며, 빠르게 움직일수록 변화가 더 강해집니다. 이는 구급차가 우리에게서 멀어질수록 사이렌 소리가 더 깊어지는 것과 비슷합니다. 이제 색상 변화를 통해 1a 초신성의 속도를 계산하고 이를 거리와 연관시키면 허블-르메트르 상수의 다른 값, 즉 메가파섹 거리당 시간당 264,000킬로미터 바로 아래에 도달하게 됩니다. “그러므로 우주는 전체보다 우리 주변, 즉 최대 약 30억 광년의 거리에서 더 빠르게 팽창하고 있는 것으로 보입니다.” 크루파는 말합니다.
-"그리고 실제로는 그런 일이 있어서는 안 됩니다." 그러나 최근 이를 설명할 수 있는 관찰이 있었습니다. 이에 따르면 지구는 케이크 속의 기포와 비교할 수 있을 정도로 물질이 상대적으로 적은 우주 지역에 위치하고 있습니다. 물질의 밀도는 기포 주변에서 더 높습니다. 중력은 이 주변 물질에서 발생하며, 이는 거품 속의 은하를 공동의 가장자리 쪽으로 끌어당깁니다. "그래서 그들은 실제로 예상했던 것보다 더 빨리 우리에게서 멀어지고 있습니다." 세인트 앤드루스 대학의 Indranil Banik 박사가 설명합니다.
따라서 편차는 국지적 "밀도 부족"으로 간단히 설명될 수 있습니다. 사실 최근 또 다른 연구 그룹에서는 우리로부터 6억 광년 떨어져 있는 수많은 은하계의 평균 속도를 측정했습니다. "이 은하들은 우주론의 표준 모델이 허용하는 것보다 4배 빠른 속도로 우리로부터 멀어지고 있는 것으로 밝혀졌습니다." 현재 연구에 참여한 Kroupa 연구 그룹의 Sergij Mazurenko는 설명합니다.
-우주의 반죽 속의 거품 이는 표준 모델이 그러한 저밀도 또는 "거품"을 제공하지 않기 때문입니다. 실제로는 존재해서는 안 됩니다. 대신 물질은 공간에 고르게 분포되어야 합니다. 그러나 이것이 사실이라면 어떤 힘이 은하계를 빠른 속도로 추진하는지 설명하기 어려울 것입니다. "표준 모델은 알버트 아인슈타인(Albert Einstein)이 제시한 중력의 본질에 대한 이론을 기반으로 합니다." 크루파는 말합니다.
"그러나 중력은 아인슈타인이 예상했던 것과 다르게 작용할 수 있습니다." Bonn 대학과 St. Andrews 대학의 실무 그룹은 컴퓨터 시뮬레이션에서 수정된 중력 이론을 사용했습니다. 이는 '수정된 뉴턴 역학'이다. (약어: MOND)는 40년 전 이스라엘 물리학자 모르데하이 밀그롬(Mordehai Milgrom) 교수가 제안한 것입니다. 오늘날에도 여전히 아웃사이더 이론으로 간주됩니다. "그러나 우리의 계산에 따르면 MOND는 그러한 거품의 존재를 정확하게 예측했습니다." 크루파는 말합니다. 중력이 실제로 밀그롬의 가정에 따라 움직인다고 가정하면 허블 장력은 사라질 것입니다.
우주 팽창에 대한 상수는 실제로 하나만 있을 것이며 관찰된 편차는 분포의 불규칙성 때문일 것입니다. 물질의. 추가 정보: Sergij Mazurenko 외, 허블 장력에 대한 동시 해법 및 250 h−1 Mpc 내에서 관측된 체적 흐름, 왕립천문학회 월간 공지 (2023 ). DOI: 10.1093/mnras/stad3357 저널 정보: 왕립천문학회 월간 공지 에 의해 제공 본 대학교
https://phys.org/news/2023-12-explanation-hubble-tension.html
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메모 231203_0238,0327 나의 사고실험 qpeoms 스토리텔링
1.
물질은 공간에 고르게 분포되어야 한다. 그러나 이것이 사실이라면 어떤 힘이 은하계를 빠른 속도로 추진하는지 설명하기 어려울 것이다.
하지만 나의 qpeoms우주론은 물질이 매우 균일하게 분포돼 있다는 전제로 부터 우주를 설명한다. 그게 어려운 일이 아니다. 오히려 자연스럽게 poms.value=1, qoms.value=2(n), ems.value=0을 무한대의 영역에서 엄격히 filament 웹으로 제동을 걸고 value를 요구한다.
2.
허블장력은 제한적인 가시적인 oms 구역이다. qpe.oms는 무한대로 확장되었지만 가시권안에 sms.anti-de-sitter.space.filament를 닮았다.
우리는 거대한 공허 속에 살고 있습니까? 우주 팽창의 수수께끼를 풀 수 있다는 연구 결과가 나왔다. 그 우주의 공허 void를 나의 우주이론에서는 'ems.emptygrid 혹은 side ms(sms)등변 마방진'이라 부른다.
이 sms을 정의하는데 anti-de-sitter.space 영역으로 이여진다.
허블 장력으로 물질이 확장된 시공간 사이드는 [qpeoms+1]의 높은 밀도(adsitter.space)로 보인다.
이는 또다른 관점에서 empty, 낮은 밀도로써, 보이지 않고 회전하며 각변(4변, 다각형 vixxerbar)의 뒷편처럼 밀려드는 대양의 파도처럼 보인다. 이는 수많은 qpoms가 'allside에 있다'는 것이 실제는 grid_nxn.str.side에 '비시각적으로 높은 밀도로 숨겨져 있다'는 뜻이기도 하다.
아이러니하게도, 거대한 규모들은 잠재적으로 빈곳처럼 혹은 사이드처럼 보이며 보이는 것을 제한한다. 이것이 우리가 과학적으로 우주를 바라보면 보이지 않는 거대한 수백광년의 우주와 빅뱅이전의 아원자 우주의 이상한 void(empty)에서 퍼즐을 만나게 한다. 허허.
.Do we live in a giant void? That could solve the puzzle of the universe's expansion, research suggests
우리는 거대한 공허 속에 살고 있습니까? 우주 팽창의 수수께끼를 풀 수 있다는 연구 결과가 나왔다
작성자: Indranil Banik, 대화 출처: Paul Carlos Budassi/Wikipedia, 무료 백과사전 DECEMBER 1, 2023
우주론의 가장 큰 미스터리 중 하나는 우주가 팽창하는 속도입니다. 이는 람다 저온 암흑 물질(ΛCDM)이라고도 알려진 우주론의 표준 모델을 사용하여 예측할 수 있습니다. 이 모델은 소위 우주 마이크로파 배경(CMB)이라고 불리는 빅뱅에서 남은 빛에 대한 상세한 관찰을 기반으로 합니다.
우주의 팽창은 은하를 서로 멀어지게 만듭니다. 우리에게서 멀어질수록 더 빨리 움직입니다. 은하의 속도와 거리 사이의 관계는 허블 상수에 의해 좌우되는데, 이는 메가파섹(천문학의 길이 단위)당 초당 약 70km입니다. 이것은 은하계가 우리로부터 멀어지는 매 백만 광년마다 시간당 약 50,000마일을 얻는다는 것을 의미합니다. 그러나 불행하게도 표준 모델의 경우 이 값은 최근에 논란이 되어 과학자들이 허블 장력이라고 부르는 현상이 발생했습니다.
근처 은하와 초신성(폭발하는 별)을 이용해 팽창률을 측정하면 CMB를 기준으로 예측했을 때보다 10% 정도 더 크다. 새 논문은 왕립천문학회 월간 공지에 게재되었습니다. , 우리는 한 가지 가능한 설명을 제시합니다: 우리는 우주의 거대한 공허(평균 밀도 이하의 영역)에 살고 있다는 것입니다. 우리는 이것이 공극으로부터의 물질 유출을 통해 국지적 측정을 부풀릴 수 있음을 보여줍니다. 공극을 둘러싼 밀도가 높은 영역이 공극을 끌어당길 때 유출이 발생합니다.
공극 내부의 밀도가 낮은 물질보다 더 큰 중력 인력을 발휘합니다. 이 시나리오에서 우리는 반경이 약 10억 광년이고 밀도가 전체 우주 평균보다 약 20% 낮은 공극의 중심 근처에 있어야 하므로 완전히 비어 있지는 않습니다. 이렇게 크고 깊은 공백은 표준 모델에서는 예상치 못한 것이므로 논란의 여지가 있습니다. CMB는 유아 우주의 구조에 대한 간략한 정보를 제공하며 오늘날의 물질은 다소 균일하게 퍼져 있어야 함을 시사합니다. 그러나 서로 다른 지역에 있는 은하계의 수를 직접적으로 세면 실제로 우리가 국소 공극에 있다는 것을 알 수 있습니다.
중력의 법칙을 비틀다 우리는 초기에 작은 밀도 변동으로 인해 커진 거대한 공극에 우리가 살고 있다고 가정하여 다양한 우주론적 관찰을 일치시켜 이 아이디어를 더 테스트하고 싶었습니다. 이를 위해 우리의 모델은 ΛCDM이 아닌 수정된 뉴턴 역학(MOND)이라는 대체 이론을 통합했습니다. MOND는 원래 은하의 회전 속도의 이상 현상을 설명하기 위해 제안되었으며, 이로 인해 "암흑 물질"이라는 보이지 않는 물질이 제안되었습니다. 대신 MOND는 은하계 외부 영역의 경우처럼 중력이 매우 약할 때 붕괴되는 뉴턴의 중력 법칙으로 이상 현상을 설명할 수 있다고 제안합니다. MOND의 전반적인 우주 팽창 내역은 표준 모델과 유사하지만 구조(예: 은하단)는 더 빠르게 성장합니다. 몬드. 우리 모델은 MOND 우주에서 지역 우주가 어떻게 보일지 포착합니다. 그리고 우리는 오늘날의 팽창률에 대한 지역 측정이 우리 위치에 따라 변동될 수 있다는 것을 발견했습니다. 최근 은하 관측을 통해 다양한 위치에서 예측하는 속도를 기반으로 하는 우리 모델에 대한 중요하고 새로운 테스트가 가능해졌습니다. 이는 밀도가 있든 없든 주어진 구에서 물질의 평균 속도인 벌크 흐름이라는 것을 측정하여 수행할 수 있습니다. 이는 구의 반경에 따라 달라지며, 최근 관찰에서는 계속됨 10억 광년에 달합니다. 흥미롭게도, 이 규모의 은하의 대량 흐름은 표준 모델에서 예상되는 속도의 4배입니다. 또한 표준 모델이 예측하는 것과는 반대로 고려되는 지역의 크기에 따라 증가하는 것처럼 보입니다. 이것이 표준 모델과 일치할 가능성은 백만 분의 일 미만입니다.
CMB 온도 변동(색상 차이). 크레딧: NASA
이를 통해 우리 연구에서 대량 흐름에 대해 예측한 내용을 확인할 수 있었습니다. 우리는 이것이 관찰 결과와 매우 좋은 일치 결과를 산출한다는 것을 발견했습니다. 그러기 위해서는 우리가 보이드 중심에 상당히 가까워야 하고 보이드의 중심이 가장 비어 있어야 합니다. 경우 폐쇄? 우리의 결과는 허블 장력에 대한 대중적인 해결책이 문제에 봉착한 시기에 나왔습니다. 어떤 사람들은 좀 더 정확한 측정이 필요하다고 생각합니다.
다른 사람들은 우리가 지역적으로 측정한 높은 팽창률이 실제로 올바른 것이라고 가정하면 문제가 해결될 수 있다고 생각합니다. 그러나 이를 위해서는 초기 우주의 확장 기록을 약간 조정해야 CMB가 여전히 올바르게 보입니다. 안타깝게도 한 영향력 있는 리뷰에서는 이 접근 방식의 7가지 문제를 강조했습니다. 우주가 대부분의 우주 역사에 걸쳐 10% 더 빠르게 팽창한다면 우주의 나이도 약 10% 더 젊어질 것입니다. 이는 가장 오래된 별의 나이와 모순됩니다.
은하계 수에서 깊고 확장된 국지적 공극의 존재와 빠르게 관찰되는 벌크 흐름은 구조가 수천만에서 수억 광년 규모의 ΛCDM에서 예상보다 빠르게 성장한다는 것을 강력하게 시사합니다. 흥미롭게도 우리는 거대한 은하단이 엘 고르도 너무 일찍 형성되었다는 사실을 알고 있습니다.
우주 역사상 표준 모델과 호환되기에는 질량과 충돌 속도가 너무 높습니다. 이는 이 모델에서 구조가 너무 느리게 형성된다는 또 다른 증거입니다. 이렇게 큰 규모에서는 중력이 지배적인 힘이므로 아인슈타인의 중력 이론, 일반 상대성 이론을 확장해야 할 가능성이 높습니다. 단, 규모가 백만 광년. 그러나 훨씬 더 큰 규모에서 중력이 어떻게 작용하는지 측정할 수 있는 좋은 방법은 없습니다.
중력에 묶여 있는 물체는 그렇게 크지 않습니다. 우리는 일반 상대성이론이 유효하다고 가정하고 관측치와 비교할 수 있지만, 우리의 최고의 우주론 모델이 현재 직면하고 있는 매우 심각한 긴장을 초래하는 것은 바로 이러한 접근 방식입니다. 아인슈타인은 애초에 문제를 일으켰던 것과 같은 사고방식으로는 문제를 해결할 수 없다고 말한 것으로 추정됩니다. 필요한 변화가 급진적이지 않더라도 우리는 중력 이론을 바꿔야 한다는 믿을 만한 최초의 증거를 100년 넘게 목격하게 될 것입니다. 추가 정보: Sergij Mazurenko 외, 허블 장력에 대한 동시 해법 및 250 h−1 Mpc 내에서 관측된 체적 흐름, 왕립천문학회 월간 공지 (2023 ). DOI: 10.1093/mnras/stad3357 에 의해 제공 대화
-The universe is expanding. How fast is described by the so-called Hubble-Lemaitre constant. However, there is debate as to how large this constant actually is. Depending on the measurement method, conflicting values are given. This is the so-called ‘Hubble tension’.
- Bubbles in the dough of the universe Because the standard model does not provide such low density or "bubbles". In reality, it shouldn't exist. Instead, the material must be evenly distributed in space. But if this were true, it would be difficult to explain what forces are propelling galaxies at such high speeds. “The Standard Model is based on the theory of the nature of gravity put forward by Albert Einstein.” Krupa says:
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Memo 231203_0238,0327 My thought experiment qpeoms storytelling
One.
The material must be evenly distributed in space. But if this were true, it would be difficult to explain what forces are propelling galaxies at such high speeds.
However, my qpeoms cosmology explains the universe from the premise that matter is very uniformly distributed. That's not difficult. Rather, it naturally sets poms.value=1, qoms.value=2(n), and ems.value=0 in an infinite area strictly as a filament web and requests a value.
2.
The Hubble tension is the limited visible oms region. qpe.oms extends infinitely but resembles sms.anti-de-sitter.space.filament within the visible range.
Are we living in a great void? Research results have shown that the mystery of the expansion of the universe can be solved. The void of the universe is called 'ems.emptygrid or side ms(sms) equilateral magic square' in my universe theory.
In defining this sms, it leads to the anti-de-sitter.space area.
The space-time side where matter is expanded by Hubble tension appears to have a high density of [qpeoms+1] (adsitter.space).
From another perspective, it looks like an empty, low-density, invisible, rotating ocean wave that rushes like the back of each side (a four-sided, polygonal vixxerbar). This means that numerous qpoms are ‘in allside’, but in reality they are ‘hidden in a non-visually high density’ in grid_nxn.str.side.
Ironically, large scales potentially limit what is visible by looking like an empty space or side view. When we look at the universe scientifically, this leads us to encounter a puzzle in the invisible gigantic universe hundreds of light years away and the strange void (empty) of the subatomic universe before the Big Bang. haha.
Sample oms (standard)
b0acfd 0000e0
000ac0 f00bde
0c0fab 000e0d
e00d0c 0b0fa0
f000e0 b0dac0
d0f000 cae0b0
0b000f 0ead0c
0deb00ac000f
ced0ba 00f000
a0b00e 0dc0f0
0ace00df000b
0f00d0 e0bc0a
sample qoms (standard)
0000000011=2,0
0000001100
0000001100
0000010010
0001100000
0101000000
0010010000
0100100000
2000000000
0010000001
sample pms (standard)
q0000000000
00q00000000
0000q000000
000000q0000
00000000q00
0000000000q
0q000000000
000q0000000
00000q00000
0000000q000
000000000q0
Sample oss.base (standard)
zxdxybzyz
zxdzxezxz
xxbyyxzz
zybzzfxzy
cadccbcdc
cdbdcbdbb
xzezxdyyx
zxezybzyy
bddbcbdca
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