Orizontul particulelor

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită pe 24 aprilie 2021; verificările necesită 4 modificări .

Orizontul de particule (numit și orizont cosmologic , orizont însoțitor (în textul lui Dodelson) sau orizont de lumină cosmică ) este distanța maximă pe care lumina de la o particulă ar putea-o parcurge până la un observator în timpul vârstei universului . Ca și conceptul de orizont al pământului , acesta reprezintă granița dintre regiunile observabile și neobservabile ale universului [1] , astfel încât distanța până la acesta în epoca actuală determină dimensiunea universului observabil [2] . Datorită expansiunii universului, nu este vorba doar de vârsta universului înmulțită cu viteza luminii.(aproximativ 13,8 miliarde de ani lumină ), ci mai degrabă viteza luminii înmulțită cu timpul conform . Existența, proprietățile și semnificația orizontului cosmologic depind de modelul cosmologic particular .

Timpul conformal și orizontul particulelor

În ceea ce privește distanța de comoditate , orizontul particulei este egal cu timpul de conformare scurs de la Big Bang înmulțit cu viteza luminii . În general, timpul conformator la un anumit moment este dat de: $\eta$ $c$ $t$

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

Unde:

la)

este factorul de scară din metrica Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker .

Să presupunem că Big Bang-ul a avut loc la . Fie ca indicele 0 să însemne astăzi , atunci timpul conform este astăzi: $t=0$

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

Timpul conformal nu este vârsta universului , timpul conformal este timpul necesar unui foton pentru a călători de unde ne aflăm până la cea mai îndepărtată distanță observabilă, presupunând că universul încetează să se extindă. Astfel, nu este un timp semnificativ din punct de vedere fizic (de fapt, acest timp nu a sosit încă), deși, așa cum se va arăta mai târziu, orizontul de particule cu care este asociat este o distanță semnificativă conceptual. $\eta _{0}$

Orizontul particulelor scade constant cu timpul, în timp ce timpul conformator crește. Astfel, dimensiunea observată a Universului este mereu în creștere [1] [3] . Deoarece distanța corectă până la orizontul particulelor la un moment dat în timp este pur și simplu distanța de comutare multiplicată cu factorul de scară [4] (cu distanța de comodare definită de obicei ca fiind egală cu distanța adecvată în momentul prezent, deci în momentul prezent ), la momentul de timp este dat de [5] : $a(t_{0})=1$ $t$

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

și pentru astăzi, adică la : $t=t_{0}$

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

Gpc de un miliard de ani lumină.

=46,9

Evoluția orizontului particulelor

În contextul modelului cosmologic FLRU [6] , Universul poate fi aproximat ca fiind alcătuit din componente care nu interacționează, fiecare dintre acestea fiind un fluid ideal cu densitate , presiune parțială și ecuație de stare , astfel încât acestea să ajungă la un total densitatea și presiunea totală [7] . Definim urmatoarele functii: $\rho _{i}$ $p_{i}$ $p_{i}=\omega _{i}\rho _{i)$ $\rho$ $p$

Funcția Hubble $H={\frac {\dot {a}}{a}}$
Densitatea critică $\rho _{c}={\frac {3}{8\pi G}}H^{2}$
I - a densitate energetică fără dimensiuni $\Omega _{i}={\frac {\rho _{i)} {\rho _{c))}$
Densitate energetică fără dimensiuni $\Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c)}}=\sum \Omega _{i)$
Redshift dat de formula $z$ $1+z={\frac {a_{0}}{a(t)))$

În plus, orice funcție cu indice zero denotă funcția în curs de evaluare (sau echivalent ). Ultimul termen se consideră egal cu , inclusiv ecuația stării de curbură [8] . Se poate demonstra că funcția Hubble este dată de: $t_0$ $z=0$ $unu$

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

Unde:

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

Aici adăugarea se extinde la toate componentele parțiale posibile și, în special, pot fi numărate infinite dintre ele. În aceste notații avem [8] :

Un orizont de particule există dacă și numai dacă ,

H_{p}

N>2

Unde:

N

- cel mai mare (posibil infinit).

n_{i}

Evoluția orizontului de particule pentru Universul în expansiune ( ) [8] : ${\dot {a}}>0$

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

Unde:

c

- viteza luminii și poate fi luată egală cu (unitatea naturală).

unu

Aici derivata este luată în raport cu timpul FLRU [6] în timp ce funcțiile sunt estimate în raport cu deplasarea la roșu , care sunt legate așa cum sa menționat mai devreme. Există un rezultat similar, dar ușor diferit pentru orizontul evenimentului . $t$ $z$

Problema orizontului

Conceptul de orizont de particule poate fi folosit pentru a ilustra binecunoscuta problemă a orizontului, care este o problemă nerezolvată asociată cu modelul Big Bang. Extrapolând înapoi la momentul recombinării , când a fost emis fondul cosmic cu microunde (CMB), obținem orizontul particulelor aproximativ egal cu:

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

Mpc

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

care corespunde mărimii potrivite la acel moment:

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

pda

Deoarece radiația de fundal cosmică cu microunde observată este emisă în principal din orizontul modern de particule ( Mpc Gpc), ne putem aștepta ca părțile fondului cosmic cu microunde (fondul cosmic cu microunde), care sunt separate pe cer printr-o fracțiune de cerc mare . , sunt aproximativ egale cu: $284$ $\ll 14.4$

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

( dimensiunea unghiulară ) [9] trebuie să fie în afara contactului cauzal unul cu celălalt. Că toată radiația CMB este în echilibru termic și este o bună aproximare a unui corp negru nu este explicat prin descrierile standard ale modului în care are loc expansiunea Universului . Cea mai populară soluție la această problemă este inflația cosmică . $\theta \sim 1,7^{\circ }$

Vezi și

Link -uri

↑ 1 2 Edward Robert Harrison. Cosmologie: Știința Universului . — Cambridge University Press , 2000. — P. 447–. — ISBN 978-0-521-66148-5 .
↑ Andrew R. Liddle. Inflația cosmologică și structura pe scară largă / Andrew R. Liddle, David Hilary Lit. - Cambridge University Press, 13 aprilie 2000. - P. 24–. - ISBN 978-0-521-57598-0 .
↑ Michael Paul Hobson. Relativitatea generală: o introducere pentru fizicieni / Michael Paul Hobson, George Efstatiou, Anthony N. Lasenby. — Cambridge University Press, 2006. — P. 419–. - ISBN 978-0-521-82951-9 .
↑ Tamara M. Davis; Charles H. Lineweaver (2004). „Extinderea confuziei: concepții greșite comune despre orizonturile cosmologice și expansiunea supraluminală a universului.” Publicații ale Societății Astronomice din Australia . 21 (1): 97. arXiv : astro-ph/0310808 . Bibcode : 2004PASA...21...97D . DOI : 10.1071/AS03040 .
↑ Massimo Giovannini. Un primer despre fizica fundalului cosmic cu microunde . - World Scientific , 2008. - P. 70 -. — ISBN 978-981-279-142-9 .
↑ 1 2 Abreviere pentru " Friedmann -Lemeter - Robertson - Woker Metric "
↑ Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (21 decembrie 2012). „Evoluția orizonturilor cosmologice într-un univers consistent”. Jurnalul de Cosmologie și Fizica Particulelor Astronomice . 2012 (12): 035.arXiv : 1302.1609 . Cod biblic : 2012JCAP ...12..035M . DOI : 10.1088/1475-7516/2012/12/035 .
↑ 1 2 3 Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (8 februarie 2013). „Evoluția orizonturilor cosmologice în Univers cu un număr infinit infinit de ecuații de stare”. Jurnalul de Cosmologie și Fizica Particulelor Astronomice . 015.2013 (2) : 015.arXiv : 1302.2186 . Cod biblic : 2013JCAP ...02..015M . DOI : 10.1088/1475-7516/2013/02/015 .
↑ Înțelegerea spectrului de putere al temperaturii de fundal cosmice cu microunde . Preluat: 5 noiembrie 2015. (nedefinit)