Hiukkashorisontti

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 24. huhtikuuta 2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 4 muokkausta .

Hiukkashorisontti (kutsutaan myös kosmologiseksi horisonttiksi , kumppanihorisontiksi (Dodelsonin tekstissä) tai kosmiseksi valohorisonttiksi ) on suurin etäisyys, jonka hiukkasesta tuleva valo voi kulkea havainnoijaan universumin aikana . Kuten käsite maan horisontista , se edustaa rajaa maailmankaikkeuden havaittavissa olevien ja havaitsemattomien alueiden välillä [1] , joten etäisyys siihen nykyisellä aikakaudella määrittää havaittavan maailmankaikkeuden koon [2] . Universumin laajenemisesta johtuen se ei ole pelkästään maailmankaikkeuden ikä kertaa valonnopeus (noin 13,8 miljardia valovuotta ), vaan pikemminkin valonnopeus kertaa konformaalinen aika . Kosmologisen horisontin olemassaolo, ominaisuudet ja merkitys riippuvat tietystä kosmologisesta mallista .

Konformaalinen aika ja hiukkashorisontti

Liikkumisetäisyydellä mitattuna hiukkasen horisontti on yhtä suuri kuin alkuräjähdyksestä kulunut konforminen aika kertaa valon nopeus . Yleensä konforminen aika tiettynä ajankohtana saadaan seuraavasti: $\eta$ $c$ $t$

\eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')}}~,

missä:

a(t)

on skaalauskerroin Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker- metriikassa .

Oletetaan, että alkuräjähdys tapahtui klo . Olkoon alaindeksi 0 tarkoittaa tänään , niin muodollinen aika on tänään: $t = 0$

\eta (t_{0})=\eta _{0}=1,48\times 10^{18}{\text{ s}}~.

Konformaalinen aika ei ole maailmankaikkeuden ikä, vaan aika, joka kuluu fotonin kulkemiseen paikastamme kaukaisimmalle havaittavalle etäisyydelle olettaen, että universumi lakkaa laajenemasta. Se ei siis ole fyysisesti merkittävä aika (itse asiassa tämä aika ei ole vielä saapunut), vaikka, kuten myöhemmin osoitetaan, hiukkashorisontti, johon se liittyy, on käsitteellisesti merkittävä etäisyys. $\eta _{0}$

Hiukkashorisontti pienenee jatkuvasti ajan myötä, kun taas konforminen aika kasvaa. Näin ollen maailmankaikkeuden havaittu koko kasvaa jatkuvasti [1] [3] . Koska oikea etäisyys hiukkashorisonttiin tietyllä hetkellä on yksinkertaisesti liikkumisetäisyys kerrottuna mittakertoimella [4] (jossa liikkumisetäisyys määritellään yleensä yhtä suureksi kuin oikea etäisyys tällä hetkellä, siis tällä hetkellä ), sillä hetkellä sen antaa [5] : $a(t_{0})=1$ $t$

a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {c\,dt'}{a(t')))

ja tänään, eli osoitteessa : $t=t_{0}$

H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14,4

Gpc miljardin valovuoden verran.

=46,9

Hiukkashorisontin evoluutio

FLRU - kosmologisen mallin [6] yhteydessä maailmankaikkeus voidaan arvioida koostuvan vuorovaikuttamattomista komponenteista, joista jokainen on ihanteellinen neste, jonka tiheys , osapaine ja tilayhtälö , niin että ne muodostavat kokonaismäärän. tiheys ja kokonaispaine [7] . Määrittelemme seuraavat toiminnot: $\rho _{i}$ $p_{i}$ ${\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i))$ $\rho$ $s$

Hubble-toiminto $H={\frac {\piste {a}}{a}}$
Kriittinen tiheys $\rho _{c}={\frac {3}{8\pi G}}H^{2}$
Dimensioton i -s energiatiheys ${\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i)){\rho _{c))))$
Dimensioton energiatiheys ${\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c))}=\sum \Omega _{i))$
Punasiirtymä annettu kaavalla $z$ $1+z={\frac {a_{0}}{a(t)))$

Lisäksi mikä tahansa funktio, jonka indeksi on nolla, tarkoittaa parhaillaan arvioitavaa funktiota (tai vastaavaa ). Viimeinen termi on yhtä suuri kuin , mukaan lukien kaarevuustilan yhtälö [8] . Voidaan todistaa, että Hubble-funktio on annettu kaavalla: $t_0$ $z = 0$ $yksi$

H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i))))~,

missä:

n_{i}=3(1+\omega _{i})~.

Tässä lisäys ulottuu kaikkiin mahdollisiin osakomponentteihin, ja erityisesti niitä voi olla lukemattoman paljon. Näissä merkinnöissä meillä on [8] :

Hiukkashorisontti on olemassa jos ja vain jos

H_{p}

N>2

missä:

N

- suurin (mahdollisesti ääretön).

n_{i}

Laajenevan universumin hiukkashorisontin evoluutio ( ) [8] : ${\piste {a}}>0$

{\frac {dH_{p}}{dt}}=H_{p}(z)H(z)+c~,

missä:

c

- valon nopeus ja sen voidaan katsoa olevan yhtä suuri kuin (luonnollinen yksikkö).

yksi

Tässä derivaatta otetaan suhteessa FLRU-aikaan [6] , kun taas funktiot estimoidaan suhteessa punasiirtymään , jotka liittyvät aiemmin todetulla tavalla. Tapahtumahorisontilla on samanlainen, mutta hieman erilainen tulos . $t$ $z$

Horisonttiongelma

Hiukkashorisontin käsitettä voidaan käyttää kuvaamaan hyvin tunnettua horisonttiongelmaa, joka on Big Bang -malliin liittyvä ratkaisematon ongelma. Ekstrapoloidaan takaisin rekombinaation aikaan , jolloin kosminen mikroaaltotausta (CMB) lähetettiin, saadaan hiukkashorisontti, joka on suunnilleen yhtä suuri:

H_{p}(t_{\text{KM F)))=c\eta _{\text{KM F))=284

Mpc

=8,9\kertaa 10^{-3}H_{p}(t_{0})~,

joka vastaa oikeaa kokoa sillä hetkellä:

a_{\text{KM F}}H_{p}(t_{\text{KM F)))=261

pda

Koska havaittu kosminen mikroaaltotaustasäteily säteilee pääosin nykyaikaisesta hiukkashorisontista ( Mpc Gpc), voidaan olettaa, että kosmisen mikroaaltotaustan (kosmisen mikroaaltotaustan) osat, jotka erotetaan taivaalla suuren ympyrän murto-osasta. , ovat suunnilleen yhtä suuria kuin: $284$ $\ll 14.4$

f={\frac {H_{p}(t_{\text{KM F)))}{H_{p}(t_{0)))))

( kulmamitta ) [9] ei saa olla kausaalista yhteyttä toisiinsa. Se, että kaikki CMB-säteily on lämpötasapainossa ja on hyvä likiarvo mustalle kappaleelle , ei selitä universumin laajenemisen tapahtumista . Suosituin ratkaisu tähän ongelmaan on kosminen inflaatio . ${\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ ))$

Katso myös

Linkit

↑ 1 2 Edward Robert Harrison. Kosmologia: Universumin tiede . — Cambridge University Press , 2000. — s. 447–. — ISBN 978-0-521-66148-5 .
↑ Andrew R. Liddle. Kosmologinen inflaatio ja laajamittainen rakenne / Andrew R. Liddle, David Hilary Lit. - Cambridge University Press, 13. huhtikuuta 2000. - S. 24–. - ISBN 978-0-521-57598-0 .
↑ Michael Paul Hobson. Yleinen suhteellisuusteoria: Johdatus fyysikoille / Michael Paul Hobson, George Efstatiou, Anthony N. Lasenby. — Cambridge University Press, 2006. — s. 419–. - ISBN 978-0-521-82951-9 .
↑ Tamara M. Davis; Charles H. Lineweaver (2004). "Laajeneva hämmennys: yleisiä väärinkäsityksiä kosmologisista horisonteista ja maailmankaikkeuden superluminaalisesta laajenemisesta." Australian Astronomical Societyn julkaisut . 21 (1):97. arXiv : astro-ph/0310808 . Bibcode : 2004PASA...21...97D . DOI : 10.1071/AS03040 .
↑ Massimo Giovannini. Pohjustus kosmisen mikroaaltouunitaustan fysiikasta . - World Scientific , 2008. - S. 70 -. — ISBN 978-981-279-142-9 .
↑ 1 2 Lyhenne sanoista " Friedmann -Lemeter - Robertson - Woker Metric "
↑ Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (21. joulukuuta 2012). "Kosmologisten horisonttien kehitys johdonmukaisessa universumissa". Journal of Cosmology and Astronomical Particle Physics . 2012 (12): 035.arXiv : 1302.1609 . Bibcode : 2012JCAP...12..035M . DOI : 10.1088/1475-7516/2012/12/035 .
↑ 1 2 3 Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (8. helmikuuta 2013). "Kosmologisten horisonttien evoluutio maailmankaikkeudessa, jossa on lukemattoman ääretön määrä tilayhtälöitä". Journal of Cosmology and Astronomical Particle Physics . 015.2013 (2) : 015.arXiv : 1302.2186 . Bibcode : 2013JCAP...02..015M . DOI : 10.1088/1475-7516/2013/02/015 .
↑ Kosmisen mikroaaltouunin taustalämpötilan tehospektrin ymmärtäminen . Haettu: 5.11.2015. (määrätön)