Вселенная Де Ситтера

Вселенная де Ситтера — это космологическое решение уравнений поля Эйнштейна общей теории относительности , названное в честь Виллема де Ситтера . Он моделирует Вселенную как пространственно плоскую и игнорирует обычную материю, поэтому в динамике Вселенной доминирует космологическая постоянная , которая, как считается, соответствует темной энергии в нашей Вселенной или полю инфлатона в ранней Вселенной . Согласно моделям инфляции и современным наблюдениям ускоряющейся Вселенной , согласующиеся модели физической космологии сходятся к последовательной модели, согласно которой нашу Вселенную лучше всего можно было описать как вселенную де Ситтера примерно в то время. $t$ = 10 ⁻³³ Это произойдет после характерной Большого взрыва сингулярности и в далеком будущем .

Математическое выражение

Вселенная де Ситтера не имеет обычного содержания материи, но имеет положительную космологическую постоянную ( $\Lambda$ ), который устанавливает скорость расширения, $H$ . Большая космологическая постоянная приводит к большей скорости расширения:

H\propto {\sqrt {\Lambda }},

где константы пропорциональности зависят от соглашений.

Часть этого решения принято описывать как расширяющуюся вселенную формы FLRW , где масштабный коэффициент определяется выражением ^[1]

a(t)=e^{Ht},

где константа $H$ - скорость расширения Хаббла и $t$ это время. Как и во всех пространствах FLRW, $a(t)$ , масштабный фактор , описывает расширение физических пространственных расстояний .

Уникальная для вселенных, описываемых метрикой FLRW, вселенная де Ситтера имеет закон Хаббла , который действителен не только во всем пространстве, но и во времени (поскольку параметр замедления равен $q=-1$ ), тем самым удовлетворяя совершенному космологическому принципу , предполагающему изотропность и однородность во времени и пространстве. Существуют способы создания пространства де Ситтера со статическими координатами (см. Пространство де Ситтера ), поэтому, в отличие от других моделей FLRW, пространство де Ситтера можно рассматривать как статическое решение уравнений Эйнштейна, даже несмотря на то, что геодезические, за которыми следуют наблюдатели, обязательно расходятся, как и ожидалось, от расширение физических пространственных измерений. В качестве модели Вселенной решение де Ситтера не считалось жизнеспособным для наблюдаемой Вселенной до тех пор, пока не были разработаны модели инфляции и темной энергии . До этого предполагалось, что Большой взрыв подразумевал лишь принятие более слабого космологического принципа , согласно которому изотропия и однородность применимы в пространстве, но не во времени. ^[2]

Относительное расширение

Экспоненциальное расширение масштабного коэффициента означает, что физическое расстояние между любыми двумя неускоряющимися наблюдателями в конечном итоге будет расти быстрее скорости света . На данный момент эти два наблюдателя больше не смогут вступить в контакт. Следовательно, любой наблюдатель во вселенной де Ситтера будет иметь космологические горизонты , за пределами которых он никогда не сможет увидеть и узнать какую-либо информацию. Если наша Вселенная приближается к вселенной де Ситтера, то в конечном итоге мы не сможем наблюдать никакие галактики, кроме нашего Млечного Пути (и любых других в гравитационно связанной Местной группе , предполагая, что они каким-то образом доживут до этого времени без слияния). ^[3]

Роль в эталонной модели

Бенчмарк -модель — это модель Вселенной, состоящей из трех компонентов — излучения, обычной материи и темной энергии, — которая соответствует текущим данным об истории Вселенной. Эти компоненты вносят разный вклад в расширение Вселенной с течением времени. В частности, когда во Вселенной преобладает излучение, коэффициент расширения масштабируется как $a\propto t^{\frac {1}{2}}$ , и когда во Вселенной доминирует материя $a\propto t^{\frac {2}{3}}$ . Поскольку оба они растут медленнее, чем экспоненциальный, в будущем над масштабным фактором будет доминировать экспоненциальный фактор. $a\propto e^{H_{0}t}$ представляющий чистую вселенную де Ситтера. Точка, в которой это начинает происходить, известна как точка эквивалентности материи и лямбда, и считается, что современная Вселенная находится относительно близко к этой точке. ^[4]

См. также

Космическая инфляция
Пространство Де Ситтера – больше математических свойств
Параметр замедления
Причинный патч
Модель Лямбда-CDM

Ссылки

^ Адлер, Рональд; Базен, Морис; Шиффер, Менахем (1965). Введение в общую теорию относительности . Нью-Йорк: МакГроу-Хилл . п. 468.
^ Додельсон, Скотт (2003). Современная космология (4 [печатное] изд.). Сан-Диего, Калифорния: Academic Press . ISBN 978-0-12-219141-1 .
^ Долгов, Александр Д; Бэмби, Козимо (2016). Введение в космологию частиц . Шпрингер-Верлаг Берлин Гейдельберг. п. 63. ИСБН 978-3-662-48077-9 .
^ Райден, Барбара (2017). Введение в космологию (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. стр. 144–149. ISBN 978-1-107-15483-4 .

[1] Адлер, Рональд; Базен, Морис; Шиффер, Менахем (1965). Введение в общую теорию относительности . Нью-Йорк: МакГроу-Хилл . п. 468.

[2] Додельсон, Скотт (2003). Современная космология (4 [печатное] изд.). Сан-Диего, Калифорния: Academic Press . ISBN 978-0-12-219141-1 .

[3] Долгов, Александр Д; Бэмби, Козимо (2016). Введение в космологию частиц . Шпрингер-Верлаг Берлин Гейдельберг. п. 63. ИСБН 978-3-662-48077-9 .

[4] Райден, Барбара (2017). Введение в космологию (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. стр. 144–149. ISBN 978-1-107-15483-4 .

[1]

[2]

[3]

[4]