Де Ситтер является космологическим решением уравнений поля Эйнштейна в общей теории относительности , имя Виллем де Ситтер . 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 текущим наблюдениям за ускоряющейся Вселенной , конкордантные модели физической космологии сходятся в единой модели, в которой наша Вселенная лучше всего описывалась как вселенная де Ситтера примерно в то время секунды после реперной сингулярности Большого взрыва и далеко в будущее .
Математическое выражение
Вселенная де Ситтера не содержит обычного вещества материи, но имеет положительную космологическую постоянную (), который устанавливает скорость расширения, . Чем больше космологическая постоянная, тем больше скорость расширения:
где константы пропорциональности зависят от условностей.
Часть этого решения принято описывать как расширяющуюся вселенную в форме FLRW, где масштабный коэффициент задается формулой [1]
где постоянная - скорость расширения Хаббла и время. Как и во всех пространствах FLRW,, масштабный коэффициент , описывает увеличение физических пространственных расстояний .
Уникальный для вселенных, описываемых метрикой FLRW, вселенная де Ситтера имеет закон Хаббла, который согласован не только во всем пространстве, но и во всем времени (поскольку параметр замедления равен), таким образом удовлетворяя идеальному космологическому принципу, который предполагает изотропность и однородность во всем пространстве и времени. Существуют способы преобразовать пространство 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 если 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 только принятие более слабого космологического принципа , согласно которому изотропия и однородность применяются в пространстве, но не во времени. [2]
Потенциал Вселенной
Поскольку наша Вселенная вступила в Эру доминирования темной энергии около пяти миллиардов лет назад, наша Вселенная, вероятно, приближается к Вселенной де Ситтера в бесконечном будущем. Если текущее ускорение нашей Вселенной связано с космологической постоянной, то по мере того, как Вселенная продолжает расширяться, вся материя и излучение будут разбавляться. В конце концов, почти ничего не останется, кроме энергии вакуума , крошечных тепловых флуктуаций , квантовых флуктуаций и наша Вселенная превратится во Вселенную де Ситтера.
Относительное расширение
Экспоненциальное расширение масштабного фактора означает, что физическое расстояние между любыми двумя неускоряющимися наблюдателями в конечном итоге будет расти быстрее скорости света . В этот момент эти два наблюдателя больше не смогут установить контакт. Следовательно, любой наблюдатель во вселенной де Ситтера увидит горизонты событий, за пределами которых этот наблюдатель никогда не сможет увидеть или узнать какую-либо информацию. Если наша Вселенная приближается к Вселенной де Ситтера, то в конечном итоге мы не сможем наблюдать никакие галактики, кроме нашего собственного Млечного Пути (и любых других в гравитационно связанной Местной группе , если предположить, что они каким-то образом дожили до того времени без слияния).
Моделирование космической инфляции
Другое применение пространства де Ситтера - ранняя Вселенная во время космической инфляции . Многие инфляционные модели являются приблизительно пространством де Ситтера и могут быть смоделированы, задав параметру Хаббла мягкую временную зависимость. Для простоты некоторые расчеты, связанные с инфляцией в ранней Вселенной, могут быть выполнены в пространстве де Ситтера, а не в более реалистичной инфляционной Вселенной. Используя вместо этого вселенную де Ситтера, где расширение действительно экспоненциально, можно сделать много упрощений.
Смотрите также
- Космическая инфляция
- Пространство де Ситтера для получения дополнительных математических свойств
- Параметр замедления
- Причинный патч
Рекомендации
- ^ Адлер, Рональд; Морис Базен; Менахем Шиффер (1965). Введение в общую теорию относительности . Нью-Йорк: Макгроу-Хилл . п. 468.
- ^ Додельсон, Скотт (2003). Современная космология (4. [печат.]. Ред.). Сан-Диего: Academic Press . ISBN 978-0-12-219141-1.