量化红移和对大爆炸假说的挑战

Josiah02 · 发表于 3 天前

多普勒频移是指物体靠近或远离观察者时光或声音频率的变化。埃德温·哈勃于 1929 年观察到，星系似乎平均正在远离我们（见上图），这可能表明宇宙正在膨胀，这一现象被称为哈勃定律。
由于物体远离而导致光的波长增加，表现为向光谱的红端移动，因此天文学家称之为“红移”。
在标准宇宙学中，直接受到哈勃定律的影响，红移也被认为是一个距离指标。
近期对宇宙微波背景的精确测量，用标准模型解释为宇宙最古老的光，用另一种方法（最亮的恒星）解释为标准烛光，支持宇宙膨胀速度比天文学家最初预期的要快的观点，这种观点基于标准模型对宇宙初始条件和后续演化的理解。
这一演化过程的许多方面尚未完全了解。这包括哈勃参数的实际值，由于这一假定常数是标准宇宙学的基础，关于其值的争论不断，其支持者委婉地称之为哈勃张力。另一方面，另类宇宙学家摆脱了这种不必要的、自我强加的难题。
量化红移
另类科学家并不认同宇宙膨胀的概念，部分原因是由于多项研究发现，河外星系外天体表现出红移周期性，也称为红移量化，其特点是遥远天体，特别是星系和类星体，倾向于聚集在某个特定红移值的线性或对数倍数周围。
在标准的膨胀宇宙学模型中，宇宙体的红移被归因于宇宙的膨胀，红移越大表示与地球的宇宙距离越远（哈勃定律），被称为“宇宙学”红移。
宇宙物体的量化红移要么表明它们在物理上是以量化模式排列的，要么表明存在一种与宇宙膨胀无关的红移未知机制，而是被称为“内在的”或“非宇宙学的”。
威廉·G·蒂夫特 (William G. Tifft) 观察到了星系红移的周期性，而根据霍尔顿·阿普 (Halton Arp) 和杰弗里·伯比奇 (Geoffrey Burbidge) 的说法，类星体的红移差异是由于演化过程固有的内在因素造成的。
观察和异常红移
自 1966 年以来，一些科学家声称红移不仅仅是由于多普勒频移造成的。Hoyle 和 Narlikar (1966) 观察到类星体和星系之间存在明显的物理关联，但红移不同，例如 z = 2.114 的类星体非常靠近 z = 0.022 的星系 NGC 7319 的核心。
正如我们发表在《天文学和天体物理学研究》上的论文所指出的那样，霍尔顿阿普 (Halton Arp) 观察到了许多这样的成对情况，还有一个值得注意的案例，由洛佩兹-科雷多拉 (Lopez-Corredoira) 和古铁雷斯 (Gutierrez) (2004) 直接观察到，两个类星体位于连接两个星系的细丝上——所有四个物体都有不同的红移。
另一方面，标准宇宙学使用引力透镜来解释类星体-星系对的明显物理关联，这是一种来自背景物体的光由于中间质量非常大的前景物体的引力而弯曲的现象。
最近观测到的 GNz7q 是一个尘埃星暴星系，一个明亮的类星体显然正在从中涌现，这种情况与高红移、较小质量阶段的中心黑洞的存在不一致。
据估计，GN-z11 的年龄只有 7000 万年，但似乎是一个中等质量、无金属的第二代星系。詹姆斯·韦伯太空望远镜在宇宙大爆炸 2 亿年后观测到了一个超大质量黑洞，这引发了一个问题：这个超大质量黑洞是如何在宇宙诞生后如此迅速地形成的。许多其他观测结果提出了有关星系和类星体形成和演化的基本问题。
JWST 和其他望远镜最近的观测结果违反了宇宙学的基本原则，即宇宙总体上是均匀和各向同性的。标准模型对早期宇宙中高红移、高光度、金属性和碳演化的预测也被违反，包括存在大型丝状物体、类似银河系的星系以及高红移和低红移物体的意外形态。
量化红移的物理学
霍伊尔–纳利卡变质量假说提供了一个框架，其中类星体从星系核中喷射出来，最初质量较低、红移较高，从周围系统中提取能量，随着时间的推移，质量增加、红移减小，红移与质量而非距离有关。
动态多重散射是另一种理论，它或许可以解释红移依赖于环境特征。在实验室条件下，人们观察到两个静止物体之间的红移，由于实验所用介质的特性，预计不会出现多普勒频移。
结论
在本文中，我们使用了基于奇异值分解的方法进行数据分析。我们在之前的论文中描述了与使用周期图在噪声或准周期数据集中执行周期性估计的标准方法相比，SVD 具有更强的鲁棒性。
我们分析了几种不同类型的红移数据集，包括单独的类星体、单独的星系或类星体-星系对，所有数据最初均来自斯隆数字巡天或二度场 (2dF)。我们的分析表明，在某些情况下，红移确实包含一个绝对不是宇宙起源的高固有成分，这与类星体光度和星系金属丰度、大小、结构和形态的传统解释完全相反。
关于河外星系红移的最新观测，另类宇宙学在应用标准宇宙学原理时会产生差异的情况下证实了它的预测。
任何模型的验证都需要观测证据，因此星系-类星体对红移周期等观测数据为河外天体和大爆炸假说的观测天文学带来了新的挑战。
本报道是Science X Dialog的一部分，研究人员可以在此报告其已发表研究论文的发现。访问此页面可了解有关 Science X Dialog 的信息以及如何参与。

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