Kozmolojik ufuk - Cosmological horizon

Bir kozmolojik ufuk , bir kişinin bilgi alabileceği mesafenin bir ölçüsüdür. Bu gözlemlenebilir kısıtlama, genel göreliliğin çeşitli özelliklerinden , genişleyen evrenden ve Big Bang kozmolojisinin fiziğinden kaynaklanmaktadır . Kozmolojik ufuklar, gözlemlenebilir evrenin boyutunu ve ölçeğini belirler . Bu makale, bu ufuklardan birkaçını açıklamaktadır.

parçacık ufku

(Aynı zamanda kozmik ufuk adlandırılan Comoving ufuk veya kozmik ışık ufuk) partikül ufuk parçacıklarından ışık gözlemciye alması mümkün olan maksimum mesafedir evrenin yaşından . Evrenin gözlemlenebilir ve gözlemlenemez bölgeleri arasındaki sınırı temsil eder, bu nedenle mevcut çağdaki uzaklığı gözlemlenebilir evrenin boyutunu tanımlar. Evrenin genişlemesi nedeniyle, Hubble ufkunda olduğu gibi sadece evrenin yaşı çarpı ışık hızı değil, ışık hızının konformal zamanla çarpımıdır. Bir kozmolojik ufkun varlığı, özellikleri ve önemi, belirli kozmolojik modele bağlıdır.

Gelme mesafesi açısından, parçacık ufku, Big Bang'den bu yana geçen konformal zamana, ışık hızının çarpımına eşittir. Genel olarak, belirli bir zamanda konformal zamanı açısından verilmiştir ölçek faktörü ile, ${\görüntüleme stili bir}$

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

veya

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

Zaten bir gözlemci tarafından gözlenmiştir olaylar tarafından tanımlanan bir bölge ve gözlenemeyen olayların diğer: parçacık ufuk, belirli bir zamanda bir noktada iki bölge arasındaki sınır olan o zaman . Geçmişten bilgi alabileceğimiz en uzak mesafeyi temsil eder ve böylece gözlemlenebilir evreni tanımlar.

Hubble ufku

Hubble yarıçapı, Hubble küresi ( hubble balonu ile karıştırılmamalıdır ), Hubble hacmi veya Hubble ufku, belirli bir zamanda bir gözlemciye göre ışık hızından daha yavaş ve daha hızlı hareket eden parçacıklar arasındaki sınırı tanımlayan kavramsal bir ufuktur. . Bunun parçacığın gözlemlenemez olduğu anlamına gelmediğine dikkat edin; geçmişten gelen ışık gözlemciye ulaşıyor ve bir süre daha ulaşmaya devam edecek. Ayrıca, daha da önemlisi, mevcut genişleme modellerinde Hubble yarıçapından yayılan ışık bize sınırlı bir süre içinde ulaşacaktır. Hubble yarıçapından gelen ışığın bize asla ulaşamayacağı yaygın bir yanılgıdır. H'nin zamanla azaldığını varsayan modellerde (bazı Friedmann evreni durumları ), Hubble yarıçapındaki parçacıklar bizden ışık hızıyla uzaklaşırken, Hubble yarıçapı zamanla büyür, dolayısıyla Hubble yarıçapındaki bir parçacıktan bize doğru yayılan ışık bir süre sonra Hubble yarıçapının içinde olacak. Bu tür modellerde, yalnızca kozmik olay ufkundan veya daha ilerisinden yayılan ışık, sınırlı bir süre içinde bize asla ulaşmayacaktır.

Bir cismin Hubble hızı, Hubble yasası tarafından verilir ,

${\görüntüleme stili v=xH}$.

Işık hızıyla değiştirip uygun mesafeyi çözerek Hubble küresinin yarıçapını şu şekilde elde ederiz: ${\görüntüleme stili v}$${\görüntüleme stili c}$${\metin stili x}$

${\displaystyle r_{\text{HS}}(t)={\frac {c}{H(t)}}}$.

Sürekli hızlanan bir evrende, eğer iki parçacık birbirinden Hubble yarıçapından daha büyük bir mesafeyle ayrılmışsa, artık birbirleriyle konuşamazlar (geçmişteki gibi değil, şimdi oldukları gibi), birbirlerinin parçacık ufkunun dışındalar, asla iletişim kuramazlardı. Evrenin genişleme biçimine bağlı olarak, gelecekte bilgi alışverişinde bulunabilirler. Bugün,

${\displaystyle r_{\text{HS}}(t_{0})={\frac {c}{H_{0}}}}$,

yaklaşık 4.1 gigaparseklik bir Hubble ufku veriyor. Bu ufuk gerçekten fiziksel bir boyut değildir, ancak kozmolojideki çoğu fiziksel boyut bu faktörler açısından yazılabileceğinden, genellikle yararlı uzunluk ölçeği olarak kullanılır.

Hubble yarıçapını basitçe ölçek faktörüne bölerek birlikte hareket eden bir Hubble ufku da tanımlayabilirsiniz.

${\displaystyle r_{{\text{HS}},\mathrm {geliyor} }(t)={\frac {c}{a(t)H(t)}}}$.

Olay ufku

Kozmik gelen parçacık ufuk farklılık olay ufkundan , parçacık ufuk büyük temsil ettiğini de Comoving mesafe olay ufku büyük Comoving mesafesi ise, ışık belirli bir zaman gözlemci ulaşmış olabilirdi hangi hangi yayılan şimdi yapabilirsiniz ışığın hiç ulaşmak gelecekte gözlemci. Kozmik olay ufkumuza olan mevcut mesafe yaklaşık beş gigaparsek (16 milyar ışıkyılı), parçacık ufku tarafından verilen gözlemlenebilir aralığımız içinde.

Genel olarak, olay ufkuna o andaki uygun mesafe şu şekilde verilir: ${\görüntüleme stili t}$

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

Sonsuza kadar genişleyen bir evren durumunda sonsuz olacak olan evrenin sonunun zaman koordinatı nerede . ${\görüntüleme stili t_{maks}}$

Bizim durumumuz için, karanlık enerjinin kozmolojik bir sabitten kaynaklandığını varsayarsak , . ${\displaystyle d_{e}(t_{0})<\infty }$

Gelecek ufku

Bir In hızlanan evren gibi gözlenemeyen olacak olaylar vardır gelecekteki olayların gelen sinyaller haline olarak kırmızıya kaymış katlanarak genişleyen keyfi uzun dalga boylarına de Sitter uzay . Bu, bugün uygun mesafe birimlerinde ölçüldüğü gibi görebildiğimiz en uzak mesafeye bir sınır koyar. Ya da daha doğrusu, şu anda meydana gelen olayla aynı anda meydana gelen belirli bir referans çerçevesi için uzamsal olarak ayrılmış ve bize hiçbir sinyal ulaşamayacak olan olaylar var , uzayda aynı yerde meydana gelen olayları gözlemleyebilmemize rağmen . uzak geçmişte oldu . Uzayda bu konumdan sinyaller almaya devam edecek olsak da sonsuz bir süre beklesek bile bugün o konumdan ayrılan bir sinyal bize asla ulaşmayacaktır. Ek olarak, o konumdan gelen sinyaller giderek daha az enerjiye sahip olacak ve konum tüm pratik amaçlar için gözlenemez hale gelene kadar giderek daha az sıklıkta olacaktır. Ölçek faktörünün üstel bir genişlemesinden geçen karanlık enerjinin egemen olduğu bir evrende , Kapteyn'in evreninin fütüristik bir versiyonunda, Samanyolu'na göre yerçekimsel olarak bağlı olmayan tüm nesneler gözlemlenemez hale gelecektir . ${\displaystyle t\sağ ok \infty }$

pratik ufuklar

Görelilik veya kozmolojik çözümler nedeniyle gözlemlerin imkansızlığı anlamında teknik olarak "ufuklar" olmasa da , son saçılımın yüzeyinde belirlenen optik ufku içeren pratik ufuklar vardır . Bu, herhangi bir fotonun serbestçe akabileceği en uzak mesafedir. Benzer şekilde, bir nötrino'nun serbestçe akabileceği en uzak mesafe için ayarlanmış bir "nötrino ufku" ve yerçekimi dalgalarının serbestçe akabileceği en uzak mesafede bir yerçekimi dalga ufku vardır . İkincisinin, kozmik enflasyonun sonunun doğrudan bir araştırması olduğu tahmin ediliyor .

Referanslar

Dış bağlantılar

• Klauber, Robert D. (9 Ekim 2018). "Kozmolojide Ufuklar" (PDF) .