Horyzont kosmologiczny - Cosmological horizon

Kosmologiczny horyzont jest miarą odległości, z której można by ewentualnie odzyskać informacje. To obserwowalne ograniczenie wynika z różnych właściwości ogólnej teorii względności , rozszerzającego się wszechświata i fizyki kosmologii Wielkiego Wybuchu . Horyzonty kosmologiczne wyznaczają rozmiar i skalę obserwowalnego wszechświata . W tym artykule wyjaśniono kilka z tych horyzontów.

Horyzont cząstek

Horyzont cząstek (zwany także horyzontem kosmologicznym, horyzontem comoving lub kosmicznym horyzontem świetlnym) to maksymalna odległość, z której światło cząstek mogło dotrzeć do obserwatora w epoce wszechświata . Reprezentuje granicę między obserwowalnymi i nieobserwowalnymi obszarami wszechświata, więc jego odległość w obecnej epoce określa rozmiar obserwowalnego wszechświata. Z powodu rozszerzania się wszechświata nie jest to po prostu wiek wszechświata razy prędkość światła, jak na horyzoncie Hubble'a, ale raczej prędkość światła pomnożona przez czas konforemny. Istnienie, właściwości i znaczenie horyzontu kosmologicznego zależą od konkretnego modelu kosmologicznego.

Pod względem odległości, horyzont cząstek jest równy czasowi konforemnemu, który upłynął od Wielkiego Wybuchu, razy prędkość światła. Ogólnie rzecz biorąc, czas konforemny w określonym czasie jest podawany w postaci współczynnika skali przez, ${\displaystyle a}$

${\ Displaystyle \ eta (t) = \ int _ {0} ^ {t} {\ Frac {dt'} {a (t})}}}$

lub

${\ Displaystyle \ eta (a) = \ int _ {0} ^ {a} {\ Frac {1} {a'H (a)}} {\ Frac {da'} {a}}}$.

Horyzont cząstek to granica między dwoma obszarami w danym momencie w danym momencie: jednym obszarem określanym przez zdarzenia, które zostały już zaobserwowane przez obserwatora, a drugim przez zdarzenia, których w tym czasie nie można zaobserwować . Reprezentuje najdalszą odległość, z której możemy uzyskać informacje z przeszłości, iw ten sposób definiuje obserwowalny wszechświat.

Horyzont Hubble'a

Promień Hubble'a, kula Hubble'a (nie mylić z bańką Hubble'a), objętość Hubble'a lub horyzont Hubble'a to pojęciowy horyzont określający granicę między cząstkami poruszającymi się wolniej i szybciej niż prędkość światła względem obserwatora w danym czasie . Zauważ, że nie oznacza to, że cząstka jest nieobserwowalna; światło z przeszłości dociera i jeszcze przez jakiś czas będzie docierało do obserwatora. Co ważniejsze, w obecnych modelach ekspansji światło emitowane z promienia Hubble'a dotrze do nas w skończonej ilości czasu. Powszechnie uważa się, że światło z promienia Hubble'a nigdy do nas nie dotrze. W modelach zakładających malejące H wraz z upływem czasu (niektóre przypadki wszechświata Friedmanna ), podczas gdy cząstki w promieniu Hubble'a oddalają się od nas z prędkością światła, promień Hubble'a z czasem się powiększa, więc światło emitowane w naszym kierunku z cząstki o promieniu Hubble'a znajdzie się w promieniu Hubble'a jakiś czas później. W takich modelach tylko światło emitowane z kosmicznego horyzontu zdarzeń lub dalej nigdy nie dotrze do nas w skończonym czasie.

Prędkość Hubble'a obiektu jest dana przez prawo Hubble'a ,

${\displaystyle v=xH}$.

Zastępując prędkość światła i rozwiązując odpowiednią odległość otrzymujemy promień kuli Hubble'a jako ${\displaystyle v}$${\displaystyle c}$${\styl tekstu x}$

${\ Displaystyle R_ {\ tekst {HS}} (t) = {\ Frac {c} {H (t)}}}$.

W stale przyspieszającym wszechświecie, jeśli dwie cząstki są oddzielone odległością większą niż promień Hubble'a, odtąd nie mogą ze sobą rozmawiać (tak jak są teraz, a nie jak były w przeszłości). znajdują się poza horyzontem cząsteczkowym drugiej strony, nigdy nie mogliby się porozumieć. W zależności od formy ekspansji wszechświata mogą w przyszłości wymieniać informacje. Dziś,

${\ Displaystyle R_ {\ tekst {HS}} (t_ {0}) = {\ Frac {c} {H_ {0}}}}$,

dając horyzont Hubble'a wynoszący około 4,1 gigaparseków. Ten horyzont nie jest tak naprawdę wielkością fizyczną, ale często jest używany jako użyteczna skala długości, ponieważ większość rozmiarów fizycznych w kosmologii można zapisać w kategoriach tych czynników.

Można również zdefiniować posuwający się horyzont Hubble'a, po prostu dzieląc promień Hubble'a przez współczynnik skali

${\ Displaystyle R_ {{\ tekst {HS}}, \ operatorname {commoving}} (t) = {\ Frac {c} {a (t) H (t)}}}$.

Horyzont zdarzeń

Horyzont cząstek różni się od kosmicznego horyzontu zdarzeń tym , że horyzont cząstek reprezentuje największą odległość ruchu, z której światło mogło dotrzeć do obserwatora w określonym czasie, podczas gdy horyzont zdarzeń jest największą odległością ruchu, z której światło emitowane teraz może kiedykolwiek dotrzeć obserwatora w przyszłości. Obecna odległość do naszego kosmicznego horyzontu zdarzeń wynosi około pięciu gigaparseków (16 miliardów lat świetlnych), dobrze w zakresie naszego obserwowalnego zakresu określonego przez horyzont cząstek.

Generalnie właściwą odległość do horyzontu zdarzeń w czasie określa wzór ${\displaystyle t}$

${\ Displaystyle d_ {e} (t) = a (t) \ int _ {t} ^ {t_ {max}} {\ Frac {cdt '}{a (t')}}}$

gdzie jest współrzędna czasowa końca wszechświata, która byłaby nieskończona w przypadku wszechświata, który rozszerza się w nieskończoność. ${\displaystyle t_{maks}}$

W naszym przypadku zakładając, że ciemna energia wynika ze stałej kosmologicznej , . ${\displaystyle d_{e}(t_{0})<\infty}$

Przyszły horyzont

W przyspieszającym wszechświecie istnieją zdarzenia, których nie da się zaobserwować, ponieważ sygnały z przyszłych zdarzeń zostaną przesunięte ku czerwieni do dowolnie długich fal w wykładniczo rozszerzającej się przestrzeni de Sittera . To wyznacza granicę najdalszej odległości, jaką możemy dziś zobaczyć, mierzoną w jednostkach właściwej odległości. A dokładniej, istnieją zdarzenia, które są przestrzennie odseparowane dla pewnego układu odniesienia, zachodzące jednocześnie ze zdarzeniem zachodzącym w tej chwili, dla którego żaden sygnał nigdy do nas nie dotrze, mimo że możemy obserwować zdarzenia, które miały miejsce w tym samym miejscu w przestrzeni, które wydarzyło się w odległej przeszłości . Chociaż nadal będziemy odbierać sygnały z tego miejsca w kosmosie, nawet jeśli będziemy czekać nieskończenie długo, sygnał, który odszedł z tego miejsca dzisiaj, nigdy do nas nie dotrze. Dodatkowo sygnały pochodzące z tej lokalizacji będą miały coraz mniej energii i będą coraz rzadsze, aż do momentu, gdy lokalizacja, praktycznie ze względów praktycznych, stanie się niemożliwa do zaobserwowania. We wszechświecie zdominowanym przez ciemną energię, który podlega wykładniczej ekspansji współczynnika skali , wszystkie obiekty, które są niezwiązane grawitacyjnie z Drogą Mleczną, staną się nieobserwowalne w futurystycznej wersji wszechświata Kapteyna . ${\displaystyle t\rightarrow \infty}$

Praktyczne horyzonty

Chociaż nie są to technicznie „horyzonty” w sensie niemożności obserwacji ze względu na teorie względności lub rozwiązania kosmologiczne, istnieją horyzonty praktyczne, które obejmują horyzont optyczny, osadzony na powierzchni ostatniego rozproszenia . Jest to najdalsza odległość, na jaką może swobodnie przesyłać dowolny foton. Podobnie, istnieje „horyzont neutrin” ustawiony na najdalszą odległość, na jaką neutrino może swobodnie płynąć, oraz horyzont fal grawitacyjnych na najdalszą odległość, na jaką fale grawitacyjne mogą swobodnie płynąć . Ten ostatni ma być bezpośrednią sondą końca kosmicznej inflacji .

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Klauber, Robert D. (9.10.2018). „Horyzonty w kosmologii” (PDF) .