Parçacık ufku - Particle horizon

Parçacık ufuk (aynı zamanda kozmik ufuk , Comoving ufuk Dodelson metninde () veya kozmik ışık ufuk ) gelen ışık olan maksimum mesafedir parçacıklar seyahat olabilir gözlemci de evrenin yaşından . Karasal ufuk kavramına çok benzer şekilde , evrenin gözlemlenebilir ve gözlemlenemez bölgeleri arasındaki sınırı temsil eder, bu nedenle mevcut çağdaki uzaklığı gözlemlenebilir evrenin boyutunu tanımlar . Evrenin genişlemesi nedeniyle, sadece evrenin yaşı çarpı ışık hızı (yaklaşık 13,8 milyar ışıkyılı) değil, daha çok ışık hızı çarpı konformal zamandır. Bir kozmolojik ufkun varlığı, özellikleri ve önemi, belirli kozmolojik modele bağlıdır .

Uygun zaman ve parçacık ufku

Açısından mesafe Comoving , parçacık ufuk eşittir konformal zaman geçti büyük Bang , katı ışık hızını . Genel olarak, belirli bir zamandaki konformal zaman şu şekilde verilir: ${\görüntüleme stili \eta }$ ${\görüntüleme stili c}$${\görüntüleme stili t}$

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

nerede olduğu ölçek faktörü arasında Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metrik ve biz olmak Büyük Patlama almış . Geleneksel olarak, 0 alt indisi "bugün"ü belirtir, böylece konformal zaman bugün . Uygun zamanın, yaklaşık olarak tahmin edilen evrenin yaşı olmadığına dikkat edin . Aksine, uyumlu zaman, evrenin genişlemeyi durdurması koşuluyla, bir fotonun bulunduğumuz yerden gözlemlenebilir en uzak mesafeye seyahat etmesi için gereken süredir. Bu nedenle, fiziksel olarak anlamlı bir zaman değildir (bu kadar zaman henüz fiilen geçmemiştir); yine de göreceğimiz gibi, ilişkili olduğu parçacık ufku kavramsal olarak anlamlı bir mesafedir. ${\görüntüleme stili bir(t)}$${\görüntüleme stili t=0}$${\displaystyle \eta (t_{0})=\eta _{0}=1.48\times 10^{18}{\text{ s}}}$${\displaystyle 4.35\time 10^{17}{\text{ s}}}$${\görüntüleme stili \eta _{0}}$

Parçacık ufku, zaman geçtikçe ve uyumlu zaman büyüdükçe sürekli olarak geri çekilir. Bu nedenle, evrenin gözlemlenen boyutu her zaman artar. Belirli bir zamanda uygun mesafe, ölçek faktörünün ( gelen mesafenin normal olarak şimdiki zamanda, yani şu anda, uygun mesafeye eşit olmasıyla tanımlanır) sadece geliş mesafesi çarpı olduğundan, parçacık ufkuna o andaki uygun mesafe şu şekilde verilir: ${\displaystyle a(t_{0})=1}$${\görüntüleme stili t}$

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

ve bugün için ${\görüntüleme stili t=t_{0}}$

${\displaystyle H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14.4{\text{ Gpc}}=46.9{\text{ milyar ışıkyılı}}.}$

Parçacık ufkunun evrimi

Bu bölümde FLRW kozmolojik modelini ele alıyoruz . Bu bağlamda, evren, her biri yoğunluk , kısmi basınç ve durum denklemi ile toplam yoğunluğa ve toplam basınca eklenecek şekilde mükemmel bir akışkan olan, etkileşmeyen bileşenlerden oluştuğu tahmin edilebilir . Şimdi aşağıdaki fonksiyonları tanımlayalım: ${\displaystyle \rho _{i}}$${\displaystyle p_{i}}$${\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i}}$${\görüntüleme stili \rho }$${\görüntüleme stili p}$

• Hubble işlevi ${\displaystyle H={\frac {\dot {a}}{a}}}$
• kritik yoğunluk ${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}{8\pi G}}H^{2}}$
• İ -inci boyutsuz enerji yoğunluğu ${\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i}}{\rho _{c}}}}$
• boyutsuz enerji yoğunluğu ${\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}}}=\sum \Omega _{i}}$
• Formül tarafından verilen kırmızıya kayma${\görüntüleme stili z}$${\displaystyle 1+z={\frac {a_{0}}{a(t)}}}$

Sıfır alt simgeli herhangi bir işlev, o anda (veya eşdeğeri olarak ) değerlendirilen işlevi belirtir . Son terim , eğrilik durumu denklemini içerecek şekilde alınabilir . Hubble fonksiyonunun verildiği kanıtlanabilir. ${\görüntüleme stili t_{0}}$${\görüntüleme stili z=0}$${\görüntüleme stili 1}$

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

nerede . Toplamanın tüm olası kısmi bileşenleri kapsadığına ve özellikle sayılabilir sonsuz sayıda olabileceğine dikkat edin. Bu gösterimle elimizde: ${\displaystyle n_{i}=3(1+\omega _{i})}$

${\displaystyle {\text{Parçacık ufku }}H_{p}{\text{ ancak ve ancak }}N>2} ise mevcuttur$

en büyüğü nerede (muhtemelen sonsuz). Genişleyen bir evren ( ) için parçacık ufkunun evrimi : ${\görüntüleme stili N}$${\displaystyle n_{i}}$${\displaystyle {\dot {a}}>0}$

${\displaystyle {\frac {dH_{p}}{dt}}=H_{p}(z)H(z)+c}$

ışık hızı nerede ve (doğal birimler) olarak alınabilir . Türevin FLRW-zamanına göre yapıldığına dikkat edin , fonksiyonlar daha önce belirtildiği gibi kırmızıya kaymada değerlendirilirken . Olay ufku için benzer fakat biraz farklı bir sonucumuz var . ${\görüntüleme stili c}$${\görüntüleme stili 1}$${\görüntüleme stili t}$${\görüntüleme stili z}$

Ufuk sorunu

Parçacık horizonu kavramı, Big Bang modeliyle ilişkili çözülmemiş bir sorun olan ünlü ufuk sorununu göstermek için kullanılabilir . Zamanına geri ekstrapole rekombinasyon kozmik mikrodalga fon (CMB) yayılan, biz bir parçacık ufuk elde

hangi o zaman uygun bir boyuta karşılık gelir:

Temel olarak parçacık ufkumuzdan ( ) yayılan SPK'yı gözlemlediğimiz için , beklentimiz, kozmik mikrodalga arka planının (CMB) parçalarının , gökyüzü boyunca büyük bir dairenin yaklaşık bir kesriyle ayrılmış olmasıdır . ${\displaystyle 284{\text{ Mpc}}\ll 14.4{\text{ Gpc}}}$

(bir açısal boyutu arasında ) dışında olması gerekir nedensel temas birbirleriyle. Tüm SPK'nın termal dengede olduğu ve bir kara cisme çok iyi yaklaştığı , bu nedenle , evrenin genişlemesinin nasıl ilerlediği hakkındaki standart açıklamalarla açıklanmaz . Bu sorunun en popüler çözümü kozmik enflasyondur . ${\ Displaystyle \ theta \ sim 1.7^{\circ }}$

Ayrıca bakınız

• kozmolojik ufukların listesi
• Gözlemlenebilir evren

Referanslar