de Sitter-Universum - de Sitter universe

Teil einer Serie über
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Kategorie  Astronomieportal
v t e

Ein de Sitter-Universum ist eine kosmologische Lösung der Einstein-Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie , benannt nach Willem de Sitter . Es modelliert das Universum als räumlich flach und vernachlässigt gewöhnliche Materie, so dass die Dynamik des Universums von der kosmologischen Konstante dominiert wird, von der angenommen wird , dass sie der dunklen Energie in unserem Universum oder dem Inflatonfeld im frühen Universum entspricht . Nach den Modellen der Inflation und aktuellen Beobachtungen des Beschleunigungs Universums , die Konkordanz Modelle der physikalischen Kosmologie konvergieren auf einem konsistentes Modell , in dem unser Universum am besten als ein de - Sitter - Universum um eine Zeit beschrieben wurde Sekunden nach dem Passer Big Bang Singularität , und weit in die Zukunft . ${\displaystyle t=10^{-33}}$

Mathematischer Ausdruck

Ein de Sitter-Universum hat keinen gewöhnlichen Materiegehalt, sondern eine positive kosmologische Konstante ( ), die die Expansionsrate festlegt, . Eine größere kosmologische Konstante führt zu einer größeren Expansionsrate: ${\displaystyle \Lambda}$${\displaystyle H}$

${\displaystyle H\propto {\sqrt {\Lambda}},}$

wobei die Proportionalitätskonstanten von Konventionen abhängen.

Entwicklung des de Sitter-Universums (dunkelblau, obere Kurve) im Vergleich zu anderen Modellen.

Es ist üblich, einen Teil dieser Lösung als expandierendes Universum der FLRW- Form zu beschreiben, wobei der Skalierungsfaktor gegeben ist durch

${\displaystyle a(t)=e^{Ht},}$

wobei die Konstante die Hubble-Expansionsrate und die Zeit ist. Wie in allen FLRW Räumen , der Skalierungsfaktor beschreibt, die Erweiterung der physikalischen räumlichen Entfernungen . ${\displaystyle H}$${\displaystyle t}$${\displaystyle a(t)}$

Einzigartig für Universen, die durch die FLRW-Metrik beschrieben werden, hat ein de Sitter-Universum ein Hubble-Gesetz , das nicht nur durch den gesamten Raum, sondern auch durch alle Zeiten konsistent ist (da der Verzögerungsparameter ist ), und erfüllt somit das perfekte kosmologische Prinzip , das Isotropie und Homogenität voraussetzt durch Raum und Zeit. Es gibt Möglichkeiten, den Sitter-Raum mit statischen Koordinaten zu gießen (siehe de Sitter-Raum ), so dass der Sitter-Raum im Gegensatz zu anderen FLRW-Modellen als statische Lösung für Einsteins Gleichungen betrachtet werden kann , obwohl die von Beobachtern verfolgten Geodäten notwendigerweise wie erwartet von . abweichen die Erweiterung physikalischer Raumdimensionen. Als Modell für das Universum wurde de Sitters Lösung für das beobachtete Universum nicht als realisierbar angesehen, bis Modelle für Inflation und dunkle Energie entwickelt wurden. Zuvor wurde angenommen, dass der Urknall nur eine Akzeptanz des schwächeren kosmologischen Prinzips impliziert , das besagt, dass Isotropie und Homogenität räumlich, aber nicht zeitlich gelten. ${\displaystyle q=-1}$

Relative Ausdehnung

Die exponentielle Ausdehnung des Skalierungsfaktors bedeutet, dass die physikalische Distanz zwischen zwei beliebigen nicht beschleunigenden Beobachtern schließlich schneller als die Lichtgeschwindigkeit anwächst . Zu diesem Zeitpunkt können diese beiden Beobachter keinen Kontakt mehr aufnehmen. Daher würde jeder Beobachter in einem de Sitter-Universum Ereignishorizonte sehen, jenseits derer er niemals Informationen sehen oder lernen kann. Wenn sich unser Universum einem de Sitter-Universum nähert, werden wir letztendlich keine anderen Galaxien als unsere eigene Milchstraße beobachten können (und alle anderen in der gravitativ gebundenen Lokalen Gruppe , vorausgesetzt, sie würden bis zu diesem Zeitpunkt irgendwie überleben, ohne zu verschmelzen).

Modellierung der kosmischen Inflation

Eine weitere Anwendung des de Sitter-Raums findet sich im frühen Universum während der kosmischen Inflation . Viele inflationäre Modelle entsprechen ungefähr dem Sitter-Raum und können modelliert werden, indem dem Hubble-Parameter eine leichte Zeitabhängigkeit verliehen wird. Der Einfachheit halber können einige Berechnungen mit Inflation im frühen Universum im De-Sitter-Raum statt in einem realistischeren inflationären Universum durchgeführt werden. Durch die Verwendung des de Sitter-Universums, wo die Expansion wirklich exponentiell ist, gibt es viele Vereinfachungen.

Siehe auch

• Kosmische Inflation
• de Sitter-Raum für mehr mathematische Eigenschaften
• Verzögerungsparameter
• Kausaler Fleck

Verweise