Войти
В физической космологии и астрономия, темная энергия - это неизвестная форма энергия, которая влияет на Вселенную в самых больших масштабах. Получены первые наблюдательные доказательства его существования в результате измерений сверхновых, которые показали, что Вселенная не расширяется с постоянной скоростью; скорее, расширение вселенной - это ускорение. Понимание эволюции Вселенной требует знания ее начальных условий и состава. До этих наблюдений единственными известными формами материи-энергии были обычная материя, антивещество, темная материя и излучение. Измерения космического микроволнового фона предполагают, что Вселенная началась в горячем Большом взрыве, из которого общая теория относительности объясняет ее эволюцию и последующее крупномасштабное движение. Без новой формы энергии невозможно было объяснить, как можно измерить ускоряющуюся Вселенную. С 1990-х темная энергия была наиболее распространенной версии для ускоренного распространения. По состоянию на 2020 год ведутся активные активные области космологических исследований, направленные на понимание фундаментальной природы темной энергии.
Предполагаемая, что лямбда-CDM-модель верна, лучшие измерения тока показывают, что темная энергия составляет 68% от общей энергии в наблюдаемой Вселенной. Масса - энергия темной материи и обычной (барионной) материи составляет 27% и 5% соответственно, а также другие компоненты, такие как нейтрино и фотоны вносят очень небольшой вклад. Плотность темной энергии очень мала (~ 7 × 10 г / см), намного меньше, чем плотность обычной материи или темной материи внутри галактик. Однако она доминирует над массой-энергией Вселенной, потому что она однородна в пространстве.
Две предлагаемые формы темной энергии - это космологическая постоянная, представляющая постоянную плотность энергии, однородно постоянную заполняющую пространство, и скалярные поля, такие как квинтэссенция или модули, динамические величины, удельные плотности энергии, которые изменяются во времени и визу. Вклады от скалярных полей, постоянных в пространстве, обычно также включаются в космологическую постоянную. Космологическая постоянная может быть сформулирована как эквивалент излучения нулевой точки пространства, то есть энергии вакуума. Скалярные поля, которые изменяются в поле зрения, могут быть легко отличить от космологической постоянной.
Из-за игрушечной модели природы конкордантности космологии, некоторые считают, что более точная общая релятивистская трактовка структур, существующая на все масштабы, реальная структура Вселенной может избавить от необходимости призывать темную энергию. Неоднородные космологии, которые пытаются учесть обратную реакцию структуры по метрике , как правило, не признают никакого вклада темной энергии в плотности энергии Вселенной..
«косм постоянная » - это постоянный член, который может быть добавлен к уравнению поля Эйнштейна из общей теории относительности. Если рассматривать его как «исходный член» в уравнении, он может рассматривать как эквивалент массы пустого пространства (концептуально может быть положительным или отрицательным) или «энергии вакуума ».
Космологическая постоянная была впервые предложена Эйнштейном как механизм для достижения гравитационного уравнения поля, которое привело бы к статической Вселенной, используя темную энергию. чтобы уравновесить гравитацию. Эйнштейн дал космологической постоянной символ Λ (заглавная лямбда). Эйнштейн заявлена, что космологическая постоянная требует, чтобы «пустое пространство играло роль позиционирующих отрицательных масс, которые распределены по всему межзвездному пространству».
Этот механизм был примером прекрасного тюнинга, и позже стало ясно, что статическая Вселенная Эйнштейна не будет стабильной: локальные неоднородности в конечном итоге приведут либо к безудержному расширению, либо к сжатию Вселенной. Равновесие нестабильно: если Вселенная немного расширяется, то при расширении высвобождается энергия вакуума, что вызывает еще большее расширение. Точно так же вселенная, которая слегка сжимается, будет продолжать сжиматься. Подобные нарушения неизбежны из-за неравномерного распределения материи во Вселенной. Кроме того, наблюдения, сделанные Эдвином Хабблом в 1929 году, показалось, что Вселенная, похоже, расширяется, а вовсе не статична. По сообщениям, Эйнштейн назвал свою неспособность предсказать идею динамической вселенной в отличие от статической вселенной своей величайшей ошибкой.
Алан Гут и Алексей Старобинский предположил в 1980 году, что поле отрицательного давления, подобное понятию темной энергии, могло вызвать космическую инфляцию в очень ранней Вселенной. Инфляция постулирует, что некая сила отталкивания, качественно подобная темная энергия, привела к огромному и экспоненциальному расширению Вселенной вскоре после Большого взрыва. Такое расширение - это широкая модель современного Большого взрыва. Инфляция должна была произойти при гораздо более высокой плотности энергии, чем темная энергия, которую мы наблюдаем сегодня, и считается, что она полностью прекратилась. Неясно, какая связь существует между темной энергией и инфляцией, если таковая существует. Даже после того, как были приняты инфляционные модели, считалось, что космологическая постоянная не имеет отношения к текущей Вселенной.
Почти все модели инфляции предсказывают, что полная (материя + энергия) плотность Вселенной должна быть очень близка к критической плотности. В течение 1980-х годов большинства космологических исследований было сосредоточено на моделях с критической плотностью только материи, обычно 95% холодной темной материи (CDM) и 5% обычной материи (барионы). Было обнаружено, что эти модели успешно формируются в реалистичных галактики и скопления, но в конце 1980-х годов возникли некоторые проблемы: в частности, для модели требовалось значение для Хаббла ниже, чем предполагалось по наблюдениям, а модель плохо предсказанные наблюдения крупномасштабной кластеризации галактик. Эти трудности усилились после открытия анизотропии в космическом микроволновом фоне космическим кораблем COBE в 1992 году, и несколько модифицированных моделей CDM стали предметом активного изучения в середина 1990-х: они включали модель лямбда-CDM и модель смешанной холодной / горячей темной материи. Первое прямое свидетельство наличия темной энергии было получено в результате наблюдений за сверхновыми в 1998 г. ускоренного расширения в Riess et al. и в Перлмуттер и др., а затем модель Lambda-CDM стала ведущей моделью. Вскоре после этой темной энергии была подтверждена независимыми наблюдениями: в 2000 году эксперименты BOOMERanG и Maxima космического микроволнового фона (CMB) наблюдали первый акустический пик в CMB, показывающий, что полная плотность (материя + энергия) близка к 100% критической плотности. Затем в 2001 году Обзор красного с территории галактики 2dF дал убедительные доказательства того, что плотность вещества составляет около 30% от критической. Большая разница между этими двумя поддерживает плавный компонент темной энергии, составляющий разницу. Более точные измерения с WMAP в 2003–2010 гг. Продолжали поддерживать стандартную модель и давать более точные измерения ключевых параметров.
Термин «темная энергия», перекликающийся с «темной материей» Фрица Цвикки из 1930-х годов, был придуман Майклом Тернером в 1998 году.
Диаграмма, показывающая ускоренное расширение Вселенной из-за темной энергии. Высокоточные измерения расширения Вселенной необходимы, чтобы понять, как скорость расширения во времени и рекламе. В общей теории относительности эволюции скорости расширения оценивается по кривизне Вселенной и космологическому уравнению состояния (соотношение между температурой, давлением и объединенным веществом, энергией, и плотность энергии вакуума для любой области пространства). Измерение уравнения состояния темной энергии сегодня является одним из направлений наблюдательной космологии. Добавление космологической постоянной к стандартной космологической метрике FLRW приводит к модели Лямбда-CDM, которую называют стандартной моделью космологии из-за ее точного согласия с наблюдениями.
По состоянию на 2013 год модель Lambda-CDM согласуется с рядом всех более строгих космологических наблюдений, включая космический аппарат Planck и исследования сверхновых звезд. Первые результаты SNLS показывают, что среднее поведение (то есть уравнение состояния) темной энергии ведет себя как космологическая постоянная Эйнштейна с точностью до 10%. Недавние результаты команды космического телескопа Хаббла Higher-Z показывают, что темная энергия присутствует как минимум 9 миллиардов лет и в период, предшествующий космическому ускорению.
Природа темной энергии более гипотетична, чем природа темной материи, и многое о ней остается в сфере предположений. Считается, что темная энергия очень однородна и не очень плотна, и, как известно, не взаимодействует ни одна из фундаментальных сил, кроме гравитации. Он довольно разреженный и немассивный - примерно 10 кг / м3, его вряд ли можно будет построить в лабораторных экспериментах. Причина, по которой темная энергия может создавать такое сильное влияние на Вселенную, составляющую 68% универсальной плотности, несмотря на то, что она разбавляет, заключается в том, что она равномерно заполняет пустое пространство.
Независимо от своей реальной природы, темная энергия должна иметь сильное отрицательное давление (отталкивающее действие), такое как радиационное давление в метаматериале, чтобы обеспечить наблюдаемое ускорение расширения вселенной. Согласно общей теории относительности, давление внутри вещества его гравитационному притяжению к другим объектам, как и его плотность массы. Это происходит потому, что эта физическая величиной, которая заставляет материю создавать эффекты, является тензор энергии-импульса, который содержит как плотность (или материи) вещества, так и его давление и вязкость. В метрике Фридмана - Лемэтра - Робертсона - Уокера можно показать, что сильное постоянное отрицательное давление во всей Вселенной вызывает ускорение расширения, если Вселенная уже расширяется, или замедление при сжатии, если Вселенная уже сжимается. Этот эффект ускоренного расширения иногда называют «гравитационным отталкиванием».
Стандартная космология есть три компонента Вселенной: материя, излучение и темная энергия. Материя - это все, чья плотность энергии масштабируется с обратным кубом масштабного коэффициента, то есть ρ a, излучение - это все, что масштабируется до обратной четвертой степени масштабного коэффициента (ρ a). Это можно понять интуитивно: для обычных частиц в кубическом ящике удвоение длины края ящика плотности (и, следовательно, энергии) в восемь раз (2). Простое уменьшение плотности энергии.
Последний компонент, темная энергия, является внутренним свойством пространства и поэтому имеет постоянную плотность независимо от рассматриваемого объема (ρ ∝ a). Таким образом, в особой от обычной материи, она не растворяется при расширении пространства.
Доказательства темной энергии связаны с другими источниками:
Сверхновая типа Ia (яркое пятно в нижнем левом углу) около галактики В 1998 Группа поиска сверхновых высокого года опубликовала наблюдения типа Ia (" one-A ") сверхновых. В 1999 г. в рамках проекта «Космология сверхновых» было высказано предположение, что расширение Вселенной ускоряется. Нобелевская премия по физике 2011 года была присуждена Саулу Перлмуттеру, Брайану П. Шмидту и Адаму Г. Риссу за их лидерство в открытии.
С тех пор эти наблюдения были подтверждены независимыми источниками. Измерения космического микроволнового фона, гравитационного линзирования и крупномасштабной структуры космоса, а также улучшенные измерения сверхновых были согласованы с моделью Лямбда-CDM. Некоторые люди утверждают, что единственными признаками существования темной энергии являются индикаторы расстояния между ними. Анизотропия космического микроволнового фона и барионные акустические колебания среды для демонстрации того, что расстояния до данного красного с территории больше, чем можно было бы ожидать от "пы" Вселенной Фридмана - Леметра и неизмененной постоянной Хаббла.
Сверхновые полезны для космологии, потому что они превосходны стандартные свечи на космологических расстояниях. Они позволяют измерить расстояние между объектами, измеряющими расстояние между объектами . Отношение примерно линейное, согласно закону Хаббла. Красное смещение относительно легко измерить, но определить до объекта сложнее. Обычно астрономы используют стандартные свечи: объекты, для которых известна собственная яркость или абсолютная звездная величина. Это позволяет измерить расстояние до объекта по его фактической величине яркости или видимой величине. Сверхновые типа Ia - самые известные стандартные свечи на космологических расстояниях из-за их экстремальной и постоянной светимости.
Недавние наблюдения сверхновых согласуются с тем, что Вселенная из 71,3% темной энергии и 27,4% комбинаций темная материя и барионная материя.
Расчетное разделение энергии во Вселенной на материю, темную материю и темную энергию на основе пятилетних данных WMAP. существование темной энергии в любой форме необходимо для примирения измеренной геометрии пространства с общей материи во Вселенной. Измерения космического микроволнового фона (CMB) анизотропии показывают, что Вселенная близка к плоской. Чтобы форма Вселенной была плоской, плотность массы-энергии Вселенной должна быть равна критической плотности. Общее количество материи во Вселенной (включая барионов и темную материю ), измеренное по спектру реликтового излучения, составляет лишь около 30% критической плотности. Это подразумевает наличие дополнительной энергии, которая составляет оставшиеся 70%. Космический аппарат Микроволновый датчик анизотропии (WMAP) семилетний анализ оценил Вселенную, состоящую из 72,8% темной энергии, 22,7% темной материи и 4,5% обычной материи. Работа, выполненная в 2013 году на основе наблюдений реликтового излучения космическим аппаратом Planck, дала более точную оценку 68,3% темной энергии, 26,8% темной материи и 4,9% обычной материи.
Теория крупномасштабной структуры, которая управляет образованием структур во Вселенной (звезды, квазары, галактики и группы и скопления галактик ), также предполагает, что плотность вещества во Вселенной составляет всего 30% от критической плотности.
Обзор 2011 года, обзор галактик WiggleZ, охватывающий более 200 000 галактик, предоставил дополнительные доказательства существования темной энергии, хотя точная физика, стоящая за ней, остается неизвестной. Обзор WiggleZ, проведенный Австралийской астрономической обсерваторией, сканировал галактики, чтобы определить их красное смещение. Затем, используя тот факт, что барионные акустические колебания регулярно оставляли пустоты диаметром ≈150 Мпк, окруженные галактиками, пустоты использовались как стандартные линейки для оценки расстояний до галактик как до 2000 Мпк (красное смещение 0,6), что позволяет точно оценить скорости галактик по их красному смещению и расстоянию. Данные подтверждают космическое ускорение до половины возраста Вселенной (7 миллиардов лет) и ограничивают ее неоднородность до 1 части из 10. Это обеспечивает подтверждение космического ускорения, независимого от сверхновых.
Ускоренное космическое расширение заставляет гравитационные потенциальные ямы и холмы сглаживаться, когда фотоны проходят через них, производя холодные и горячие точки на CMB, совпадающие с огромными супервоями и сверхскоплениями. Этот так называемый интегрированный эффект Сакса – Вульфа (ISW) позднего времени является прямым сигналом темной энергии в плоской Вселенной. В 2008 году Ho et al. и Джаннантонио и др.
Новый подход к проверке свидетельств темной энергии с помощью наблюдательных данных постоянной Хаббла (OHD) в последнее время привлек значительное внимание. лет. Постоянная Хаббла H (z) измеряется как функция космологического красного смещения. OHD непосредственно отслеживает историю расширения Вселенной, принимая пассивно эволюционирующие галактики ранних типов как «космические хронометры». С этого момента этот подход обеспечивает стандартные часы во Вселенной. Суть этой идеи - измерение возрастной эволюции как функции красного смещения этих космических хронометров. Таким образом, он обеспечивает прямую оценку параметра Хаббла
Использование дифференциальной величины Δz / Δt может минимизировать многие общие проблемы и систематические эффекты; и в качестве прямого измеренияПараметр Хаббла вместо его интеграла, как сверхновые и барионные акустические колебания (BAO), он дает больше информации и является привлекательным для вычислений. По этим причинам он широко использовался для изучения ускоренного космического расширения и изучения среды темной энергии.
Попытка непосредственно вести темную энергию в лаборатории не смогла новую силу.
Статус темной энергии как гипотетическая сила с неизвестными свойствами делает его очень активные исследования. Проблема решающей с самых разных сторон, таких как изменение преобладающей теории гравитации (общая теория относительности), попытки определить свойства темной энергии и поиск альтернативных способов объяснения данных наблюдений.
Уравнение состояния темной энергии для 4 распространенных моделей от Redshift.. A: модель CPL,. B: модель Джассала,. C: модель Барбозы и Альканиза,. D: модель Веттериха 
Расчетное распределение материи и энергии во Вселенной Простейшее объяснение темной энергии в том, что это внутренняя фундаментальная энергия пространства. Это космологическая постоянная, обычно обозначаемая греческой буквой Λ («Лямбда», отсюда модель лямбда-CDM ). Энергия и масса связаны уравнением E = mc, теория общей теории относительности Эйнштейна предсказывает, что эта энергия будет гравитационный эффект. Иногда ее называют энергией вакуума, потому что это плотность энергии пустого вакуума.
. Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, равное и противоположное ее плотности, и поэтому вызывает расширение Вселенной до ускоряется. Причину, по которой космологическая постоянная имеет отрицательное давление, можно увидеть из классической термодинамики. В общем, энергия должна теряться изнутри контейнера (контейнер должен воздействовать на окружающую среду), объем должен увеличиться. В частности, изменение объема dV требует выполнения работы, равной изменению энергии -P dV, где P - давление. В полном объеме энергии в контейнере, полном вакуума, объем объемного сечения объема, используется энергия, равная ρV, где ρ - плотность энергии космологической постоянной. Следовательно, P отрицательно и фактически P = −ρ.
У космологической постоянной есть два основных преимущества. Во-первых, это просто. Фактически Эйнштейн ввел этот термин в свою первоначальную формулировку общей теории относительности, например, чтобы получить статическую Вселенную. Хотя позже он отказался от этого термина после того, как Хаббл обнаружил, что Вселенная расширяется, ненулевая космологическая постоянная постоянная может действовать как темная энергия, не изменяя иначе уравнения поля Эйнштейна. Другое преимущество состоит в том, что существует естественное объяснение его происхождения. Большинство квантовых теорий поля предсказывают флуктуации вакуума, которые дадут вакууму такую энергию. Это связано с эффектом Казимира, при котором происходит небольшое всасывание в области, где геометрически препятствует образованию виртуальных частиц (например, между пластинами с крошечным разделением).
Основная нерешенная проблема заключается в том, что те же квантовые теории поля предсказывают огромную космологическую постоянную, более чем на 100 порядков величина. слишком большой. Это должно быть почти, но не точно, отменено таким же большим противоположным знаком. Некоторые суперсимметричные теории требуют, чтобы космологическая постоянная была точно равна нулю, что не помогает, потому что суперсимметрия должна быть нарушена. Кроме того, неизвестно, существует ли в теории струн метастабильное состояние вакуума с положительной космологической постоянной.
Тем не менее, космологическая постоянная наиболее экономичным решением проблемы. проблема космического ускорения. Таким образом, текущая стандартная модель космологии, модель Lambda-CDM, включает космологическую постоянную как особенность.
В моделях квинтэссенции темной энергии наблюдаемое ускорение масштабного фактора вызвано потенциальной энергией динамического поля, называется полем квинтэссенции. Квинтэссенция отличается от космологической постоянной тем, что может изменяться в пространстве и времени. Чтобы оно не сгустилось и не образовывало , подобную материи, должно быть очень легким, чтобы иметь большую комптоновскую длину волны.
. Доказательств квинтэссенции пока нет, но у него есть не исключено. Обычно он предсказывает немного более медленное ускорение расширения Вселенной, чем космологическая постоянная. Некоторые ученые считают, что лучшее свидетельство квинтэссенции может быть получено из нарушений принципа эквивалентности Эйнштейна и вариации фундаментальных констант в визу или времени. Скалярные поля предсказываются по Стандартной модели физики элементарных частиц и теории струн, но возникает проблема аналогичная проблема построения моделей космологической инфляции ): теория перенормировки предсказывает, что скалярные поля должны приобретать большие массы.
Проблема совпадений спрашивает, почему ускорение Вселенной началось именно тогда. Такие структуры, как галактики, никогда бы не успели сформироваться, а жизнь, по крайней мере, в том мере, в какой мы ее знаем, никогда бы не имели шанса на существовании.. Сторонники антропного принципа рассматривают это как поддержку своих аргументов. Однако многие модели квинтэссенции так называемое «отслеживающее» поведение, решающее эту проблему. В этих моделях поле квинтэссенции имеет плотность, которая точно отслеживает (но меньше) плотность до равен материи и излучения, которое дает квинтэссенцию, чтобы начать вести себя как темная энергия, в конечном итоге получается доминируя во Вселенной. Это естественным образом устанавливает шкалу энергии темной низкой энергии.
В 2004 году, когда ученые сопоставили эволюцию темной энергии с космологическими данными, они создали, что уравнение состояния, возможно, пересекалось граница космологической постоянной (w = −1) сверху вниз. Доказана запретная теорема, которая дает эту сценарию как минимум две степени свободы, необходимые для моделей темной энергии. Это так называемый сценарий квинтэссенции.
Некоторые частные случаи квинтэссенции: фантомная энергия, в которой плотность энергии квинтэссенции увеличивается со временем, и k-эссенция (сокращение кинетической квинтэссенции.), Которая имеет нестандартную форму кинетической энергии, например, отрицательной кинетической энергии. Они могут обладать необычными свойствами: фантомная энергия, например, может вызвать Большой разрыв.
Этот класс теорий пытается придумать все - охватывая теорию темной материи и темной энергии как единого явления, изменяющего законы гравитации в различных масштабах. Это может, например, рассматривать темную энергию и темную материю как разные грани одного и того же неизвестного вещества или постулировать, что холодная темная материя распадается на темную энергию. Другой классорий, объединяющих темную материю и темную те предложения, предлагается в качестве ковариантных теорий модифицированной гравитации. Эти теории изменяют динамику пространства-времени, так что модифицированная динамика с тем, что было приписано присутствующей темной энергии и темной материи.
Плотность темная энергия изменяться во времени на протяжении истории Вселенной. Современные данные позволяют оценить нынешнюю плотность темной энергии. Используя барионные акустические колебания, можно исследовать влияние темной энергии на историю Вселенной и ограничивать параметры уравнения состояния темной энергии. С этой целью было предложено несколько моделей. Одна из самых популярных моделей - модель Шевалье - Полярского - Линдера (CPL). Некоторые другие распространенные модели: (Barboza Alcaniz. 2008), (Jassal et al. 2005), (Wetterich. 2004), (Oztas et al. 2018).
Некоторые альтернативы темной энергии, такие как неоднородная космология, нацелены на объяснение данных наблюдений более тонким использованием теорий. В этой сценарии существует всего лишь артефактом измерения. Было зафиксировано изменение во времени или за ускорение. Другой подход использует космологическое расширение принципа эквивалентности, чтобы показать, как может казаться, что пространство расширяется быстрее в пустотах, окружающих наше локальное скопление. Несмотря на свою слабость, такие эффекты, совокупно рассматриваемые за миллиарды лет, могут стать значительными, создавая иллюзию космического ускорения и создавая впечатление, будто мы живем в пузыре Хаббла. Еще одна возможность в том, что ускоренное расширение Вселенной - это иллюзия, вызванная нашим относительным движением по отношению к остальной Вселенной, или что использованные статистические методы были ошибочными. Также было высказано предположение, что анизотропия локальной Вселенной искажена как темная энергия. Это утверждение было быстро опровергнуть другими, включая работу физиков Д. Рубина и Дж. Хайтлауфа. Попытка лабораторного обнаружения не смогла никаких сил, связанных с темной энергией.
Исследование, опубликованное в 2020 году, поставлено под сомнение обоснование предположения о том, что светимость сверхновых типа Ia не зависит от возраста звездного населения, и предполагает эта темная энергия может и не существовать. Ведущий исследователь нового исследования, Янг-Ли из Университета Йонсей, сказал: «Наш Ук результат показывает ту темную энергию из космологии сверхновой, которая привела к присуждению Нобелевской премии 2011 г. Физика может быть артефактом хрупкого и ложного предположения ". 223>
Доказательства наличия темной энергии во многом зависит от общей теории относительности. Следовательно, возможно, что модификация общей теории относительности также устраняет необходимость в темной энергии.
Астрофизик Итан. Сигел утверждает, что, хотя такие альтернативы широко освещаются в массовой прессе, почти все профессиональные астрофизики Они уверены, что темная энергия существует, и что ни одна из конкурирующих теорий не объясняет наблюдения с таким же уровнем точности, как стандартная темная энергия.
По оценкам космологов, ускорение началось примерно 5 миллиардов лет назад. До этого считается, что расширение замедлялось из-за притягивающего влияния материи. Плотность темной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем темная энергия, и в конечном итоге темная энергия доминирует. В частности, когда объем Вселенной удваивается, плотность темной материи уменьшается вдвое, но плотность темной энергии почти не изменяется (она точно постоянна в случае космологической постоянной).
Прогнозы в будущее могут радикально отличаться для разных моделей темной энергии. Для космологической постоянной или любой другой модели, которая предсказывает, что ускорение будет продолжаться бесконечно, конечным результатом будет то, что галактики за пределами Местной группы будут иметь лучевую скорость которая со временем постоянно увеличивается, в конечном итоге намного превышая скорость света. Это не является нарушением специальной теории относительности, потому что понятие «скорость», используемое здесь, отличается от понятия скорости в локальной инерциальной системе отсчета, которая по-прежнему ограничена меньшим чем скорость света для любого массивного объекта (см. Использование надлежащего расстояния для обсуждения тонкостей определения любого понятия относительной скорости в космологии). Поскольку параметр Хаббла уменьшается со временем, на самом деле могут быть случаи, когда галактика, удаляющаяся от нас быстрее, чем свет, действительно может излучать сигнал, который в конечном итоге достигает нас. Однако из-за ускоряющегося расширения предполагается, что большинство галактик в конечном итоге пересечет космологический горизонт событий, где любой свет, который они излучают за эту точку, никогда не сможет достичь нас в любое время в бесконечности. в будущем, потому что свет никогда не достигает точки, где его «особая скорость» по направлению к нам превышает скорость расширения вдали от нас (эти два понятия скорости также обсуждаются в Использование надлежащего расстояния ). Если предположить, что темная энергия постоянна (космологическая постоянная ), текущее расстояние до этого космологического горизонта событий составляет около 16 миллиардов световых лет, а это означает, что сигнал от события, происходящего в настоящее время, в конечном итоге сможет достичь нас. в будущем, если бы событие было на расстоянии менее 16 миллиардов световых лет, но сигнал никогда не достиг бы нас, если бы событие находилось на расстоянии более 16 миллиардов световых лет.
Когда галактики приближаются к
