Вселенная Эйнштейна-де Ситтера - Einstein–de Sitter universe

В Вселенная Эйнштейна-де Ситтера модель Вселенной, предложенная Альберт Эйнштейн и Виллем де Ситтер в 1932 г.[1] При первом изучении Эдвин Хаббл открытие линейной зависимости между красным смещением галактик и их расстоянием,[2] Эйнштейн установил космологическая постоянная к нулю в Уравнения Фридмана, в результате чего появилась модель расширяющейся Вселенной, известная как Вселенная Фридмана-Эйнштейна.[3][4] В 1932 году Эйнштейн и де Ситтер предложили еще более простую космическую модель, предположив исчезающую пространственная кривизна а также исчезающая космологическая постоянная. Говоря современным языком, Вселенную Эйнштейна – де Ситтера можно описать как космологический модель для плоской материи Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уолкера. (FLRW) вселенная.[5][6][7]

В этой модели Эйнштейн и де Ситтер вывели простую связь между средней плотностью материи во Вселенной и ее расширением согласно формуле ЧАС02 = кρ/ 3, где ЧАС0 это Постоянная Хаббла, ρ - средняя плотность вещества и к это Гравитационная постоянная Эйнштейна. Размер Вселенной Эйнштейна – де Ситтера изменяется со временем как , что делает его нынешний возраст в 2/3 раза больше Время Хаббла. Вселенная Эйнштейна-де Ситтера стала стандартной моделью Вселенной на многие годы из-за своей простоты и из-за отсутствия эмпирических доказательств либо пространственной кривизны, либо космологической постоянной.[8][9] Это также представляет собой важный теоретический случай вселенной с критической плотностью материи, находящейся на грани возможного сжатия. Однако более поздние обзоры космологии Эйнштейном проясняют, что он видел в этой модели лишь одну из нескольких возможностей для расширяющейся Вселенной.[10][11][12]

Вселенная Эйнштейна – де Ситтера была особенно популярна в 1980-х годах, после появления теории космическая инфляция предсказал, что кривизна Вселенной должна быть очень близкой к нулю. Этот случай с нулем космологическая постоянная следует модель Эйнштейна-де Ситтера, а теория холодная темная материя изначально была разработана с бюджетом космического вещества около 95% холодного темного вещества и 5% барионов. Однако в 1990-х годах различные наблюдения, включая кластеризацию галактик и измерения Постоянная Хаббла привело к все более серьезным проблемам для этой модели. После открытия ускоряющаяся вселенная в 1998 г. и наблюдения космический микроволновый фон и галактика обзоры красного смещения в 2000–2003 гг. сейчас принято считать, что темная энергия составляет около 70 процентов нынешней плотности энергии, в то время как холодная темная материя составляет около 25 процентов, как в современном Лямбда-CDM модель.

Модель Эйнштейна-де Ситтера остается хорошим приближением к нашей Вселенной в прошлом при красных смещениях между 300 и 2, то есть намного позже эпохи доминирования излучения, но до того, как темная энергия стала важной.

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ Эйнштейн и де Ситтер (1932). «О связи между расширением и средней плотностью Вселенной». Труды Национальной академии наук. 18 (3): 213–214. Bibcode:1932ПНАС ... 18..213Э. Дои:10.1073 / pnas.18.3.213. ЧВК  1076193. PMID  16587663.
  2. ^ Хаббл, Эдвин (1929). «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Труды Национальной академии наук. 15 (3): 168–173. Bibcode:1929ПНАС ... 15..168Н. Дои:10.1073 / pnas.15.3.168. ЧВК  522427. PMID  16577160.
  3. ^ Эйнштейн, Альберт (1931). "Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie". Sitzungs.König. Прейс. Акад.: 235–237.
  4. ^ О'Рейфартай и Макканн (2014). «Пересмотр космической модели Эйнштейна 1931 года». Евро. Phys. J. H. 39 (1): 63–86. arXiv:1312.2192. Bibcode:2014EPJH ... 39 ... 63O. Дои:10.1140 / epjh / e2013-40038-x.Препринт по физике ArXiv
  5. ^ Ларс Бергстрём & Ариэль Губар: "Космология и частица Астрофизика", 2-е изд. Springer (2004), стр. 70 + 77. ISBN  3-540-43128-4.
  6. ^ Кан, Карла; Кан, Франц (1975). «Письма Эйнштейна де Ситтеру о природе Вселенной». Природа. 257 (5526): 451–454. Bibcode:1975Натура.257..451K. Дои:10.1038 / 257451a0. ISSN  0028-0836.
  7. ^ Эйнштейн, Альберт; де Ситтер, Виллем (1932). «О связи между расширением и средней плотностью Вселенной». Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки. 18 (3): 213–214. Bibcode:1932ПНАС ... 18..213Э. Дои:10.1073 / pnas.18.3.213. ISSN  0027-8424. ЧВК  1076193. PMID  16587663.
  8. ^ Краг, Хельге (1999). Космология и противоречие. Нью-Джерси: Princeton University Press. п.35.
  9. ^ Нуссбаумер, Гарри (2009). Открытие расширяющейся Вселенной. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. С. 144–152.
  10. ^ Эйнштейн, Альберт (1945). Смысл теории относительности (2-е изд.). Нью-Йорк: Рутледж. С. 112–135.
  11. ^ Эйнштейн, Альберт (1933). La Theorie de la Relativité. Париж: Hermann et Cie, стр. 99–109.
  12. ^ О'Рейфартай, О'Киф; Нахм; Миттон (2015). "'Обзор космологии Эйнштейна за 1933 год: новый взгляд на модель космоса Эйнштейна-де Ситтера ». Евро. Phys. J. 40 (3): 63–85. arXiv:1503.08029. Дои:10.1140 / epjh / e2015-50061-y.