Вселенная Эйнштейна-де Ситтера

Вселенная Эйнштейна-де Ситтера - это модель вселенной, предложенная Альбертом Эйнштейн и Виллем де Ситтер в 1932 году. Узнав об открытии Эдвином Хабблом линейной зависимости между красным смещением галактик и их расстоянием, Эйнштейн установил космологической постоянной к нулю в уравнениях Фридмана, в результате чего получилась модель расширяющейся Вселенной, известная как Вселенная Фридмана-Эйнштейна. В 1932 году Эйнштейн и де Ситтер предложили еще более простую космическую модель, допустив исчезающую пространственную кривизну, а также исчезающую космологическую постоянную. Говоря современным языком, вселенная Эйнштейна – де Ситтера может быть описана как космологическая модель плоской материи метрической (FLRW) вселенной Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера.

В этой модели Эйнштейн и де Ситтер вывели простую связь между средней плотностью материи во Вселенной и ее расширением согласно H 0 = кρ / 3, где H 0 - постоянная Хаббла, ρ - средняя плотность вещества, а к - гравитационная постоянная Эйнштейна. Размер Вселенной Эйнштейна – де Ситтера со временем меняется как $a\; \propto \; t\; 2/3\; \{\backslash \; displaystyle\; a\; \backslash \; propto\; t\; ^\; \{2/3\}\}$, что делает ее нынешний возраст 2/3. умноженное на время Хаббла. Вселенная Эйнштейна – де Ситтера стала стандартной моделью Вселенной на многие годы из-за своей простоты и из-за отсутствия эмпирических доказательств пространственной кривизны или космологической постоянной. 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 рассматривал эту модель только как одну из нескольких возможностей для расширяющейся Вселенной.

Вселенная Эйнштейна-де Ситтера была особенно популярна в 1980-х годах, после теории космическая инфляция предсказала, что кривизна Вселенной должна быть очень близкой к нулю. Этот случай с нулевой космологической постоянной подразумевает модель Эйнштейна-де Ситтера, и была разработана теория холодной темной материи, первоначально с бюджетом космической материи около 95% холодной темной материи и 5 % барионов. Однако в 1990-х годах различные наблюдения, включая кластеризацию галактик и измерения постоянной Хаббла, привели к все более серьезным проблемам для этой модели. После открытия ускоряющейся Вселенной в 1998 году и наблюдений космического микроволнового фона и обзоров красного смещения галактик в 2000–2003 годах, в настоящее время принято считать, что темная энергия составляет около 70 процентов нынешней плотности энергии, в то время как холодная темная материя вносит около 25 процентов, как в современной модели лямбда-CDM.

Эйнштейн- Модель 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.

См. Также

• Форма вселенной
• Вселенная Де Ситтера
• Конечная судьба вселенной

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 : 1932PNAS... 18..213E. doi : 10.1073 / pnas.18.3.213. PMC 1076193. PMID 16587663.
2. ^Хаббл, Эдвин (1929). «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Труды Национальной академии наук. 15 (3): 168–173. Bibcode : 1929PNAS... 15..168H. doi : 10.1073 / pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
3. ^Эйнштейн, Альберт (1931). "Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie". Sitzungs.König. Прейс. Акад.: 235–237.
4. ^О'Рейфартей, Макканн (2014). «Пересмотр космической модели Эйнштейна 1931 года». Евро. Phys. Дж. Х. 39 (1): 63–86. arXiv : 1312.2192. Bibcode : 2014EPJH... 39... 63O. doi : 10.1140 / epjh / e2013-40038-x.Препринт ArXiv по физике
5. ^Ларс Бергстрём : "Космология и астрофизика элементарных частиц", 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 : 1975Natur.257..451K. doi : 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 : 1932PNAS... 18..213E. doi : 10.1073 / pnas.18.3.213. ISSN 0027-8424. PMC 1076193. PMID 16587663.
8. ^Kragh, Helge (1999). Космология и противоречие. Нью-Джерси: Princeton University Press. п. 35.
9. ^Нуссбаумер, Гарри (2009). Открытие расширяющейся Вселенной. Кембридж: Cambridge University Press. С. 144–152.
10. ^Эйнштейн, Альберт (1945). Значение 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'Рейфартей, О'Киф; Нахм; Миттон (2015). «Космологический обзор Эйнштейна за 1933 год: новый взгляд на модель космоса Эйнштейна-де Ситтера». Евро. Phys. J. 40 (3): 63–85. arXiv : 1503.08029. doi :10.1140/epjh/e2015-50061-y.