Horisontproblem - Horizon problem

Når vi ser på CMB , kommer den fra 46 milliarder som kommer lysår unna. Da lyset ble sendt ut, var universet imidlertid mye yngre (300 000 år gammelt). På den tiden ville lyset bare ha nådd så langt som de mindre sirkler. De to punktene som er angitt på diagrammet, ville ikke ha vært i stand til å kontakte hverandre fordi årsakssfærene deres ikke overlapper hverandre.

Det horisont Problemet (også kjent som homogeniteten problem ) er en cosmological finjustering problem innenfor den store smellet modell av universet . Det oppstår på grunn av vanskeligheten med å forklare den observerte homogeniteten til kausalt frakoblede regioner i rommet i fravær av en mekanisme som setter de samme startbetingelsene overalt. Det ble først påpekt av Wolfgang Rindler i 1956.

Den mest aksepterte løsningen er kosmisk inflasjon . En forklaring med hensyn til variabel lyshastighet er også blitt foreslått.

Bakgrunn

Astronomiske avstander og partikkelhorisonter

Avstandene til observerbare gjenstander på nattehimmelen tilsvarer tidene i fortiden. Vi bruker lysåret (avstanden lyset kan reise i løpet av ett jordår) for å beskrive disse kosmologiske avstandene. En galakse målt til ti milliarder lysår ser ut for oss som for ti milliarder år siden, fordi lyset har tatt så lang tid å reise til observatøren. Hvis man skulle se på en galakse ti milliarder lysår unna i en retning og en annen i motsatt retning, er den totale avstanden mellom dem tjue milliarder lysår. Dette betyr at lyset fra det første ennå ikke har nådd det andre fordi universet bare er ca 13,8 milliarder år gammelt. I en mer generell forstand er det deler av universet som er synlige for oss, men usynlige for hverandre, utenfor hverandres respektive partikkelhorisonter .

Forplantning av kausal informasjon

I aksepterte relativistiske fysiske teorier kan ingen informasjon reise raskere enn lysets hastighet . I denne sammenheng betyr "informasjon" "enhver form for fysisk interaksjon". For eksempel vil varme naturlig strømme fra et varmere område til et kjøligere, og i fysikk er dette et eksempel på informasjonsutveksling. Gitt eksemplet ovenfor kan de to galaksene det er snakk om ikke ha delt noen form for informasjon; de er ikke i årsakskontakt . I fravær av vanlige innledende forhold, ville man da forvente at deres fysiske egenskaper ville være forskjellige, og mer generelt, at universet som helhet ville ha varierende egenskaper i årsaksfrakoblede regioner.

Horisontproblem

I motsetning til denne forventningen viser observasjonene av den kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB) og galakseundersøkelsene at det observerbare universet er nesten isotropisk , som gjennom det kopernikanske prinsippet også innebærer homogenitet . CMB-himmelundersøkelser viser at temperaturene på CMB er koordinert til et nivå hvor er forskjellen mellom den observerte temperaturen i et område av himmelen og den gjennomsnittlige temperaturen på himmelen . Denne koordineringen innebærer at hele himmelen, og dermed hele det observerbare universet , må ha vært årsakssammenhengende lenge nok til at universet kom i termisk likevekt. ${\ displaystyle \ Delta T / T \ ca 10 ^ {- 5},}$${\ displaystyle \ Delta T}$${\ displaystyle T}$

I følge Big Bang-modellen, da tettheten i det ekspanderende universet falt, nådde den til slutt en temperatur der fotoner falt ut av termisk likevekt med materie; de dekoblet fra elektron-proton plasma og begynte free-streaming over universet. Dette øyeblikket blir referert til som epoken for rekombinasjon , da elektroner og protoner ble bundet til å danne elektrisk nøytralt hydrogen; uten frie elektroner for å spre fotonene, begynte fotonene å strømme fritt. De blir nå observert som CMB. Denne epoken observeres gjennom CMB. Siden vi observerer CMB som bakgrunn for objekter ved en mindre rødskift, beskriver vi denne epoken som overgangen til universet fra ugjennomsiktig til gjennomsiktig. CMB beskriver fysisk 'overflaten til siste spredning' slik den ser ut for oss som en overflate, eller en bakgrunn, som vist i figuren nedenfor.

Merk at vi bruker konform tid i følgende diagrammer. Konform tid beskriver hvor lang tid det vil ta et foton å reise fra observatørens plassering til den lengste observerbare avstanden (hvis universet slutter å utvide seg akkurat nå).

Den blå sirkelen er CMB-overflaten som vi observerer på tidspunktet for siste spredning. De gule linjene beskriver hvordan fotoner ble spredt før rekombinasjonstiden og ble strømmet etter. Observatøren sitter i sentrum for øyeblikket. For referanse .

Frakoblingen, eller den siste spredningen, antas å ha skjedd omtrent 300 000 år etter Big Bang, eller ved en rød forskyvning på omtrent . Vi kan bestemme både den omtrentlige vinkeldiameteren til universet og den fysiske størrelsen på partikkelhorisonten som hadde eksistert på dette tidspunktet. ${\ displaystyle z_ {rec} \ ca 1100}$

Den vinkeldiameter avstand , i form av redshift z, er beskrevet av . Hvis vi antar en flat kosmologi, ${\ displaystyle d_ {A} (z) = r (z) / (1 + z)}$

${\ displaystyle r (z) = \ int \ limits _ {t_ {em}} ^ {t_ {0}} dt / a (t) = \ int \ limits _ {a_ {em}} ^ {1} da / a ^ {2} H (a) = \ int \ grenser _ {0} ^ {z} dz / H (z).}$

Rekombineringsperioden skjedde i løpet av en materiedominert æra av universet, så vi kan tilnærme H (z) når vi setter den sammen, vi ser at avstanden til vinkeldiameteren, eller størrelsen på det observerbare universet, for en rød forskyvning er, ${\ displaystyle H ^ {2} (z) \ approx \ Omega _ {m} H_ {0} ^ {2} (1 + z) ^ {3}.}$${\ displaystyle z_ {rec} \ ca 1100}$

${\ displaystyle r (z) = \ int \ limits _ {0} ^ {z} dz / H (z) = {\ frac {1} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0} }} \ int \ limits _ {0} ^ {z} dz / (1 + z) ^ {3/2} = {\ frac {2} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0 }}} (1 - {\ frac {1} {\ sqrt {1 + z}}})}$ .

Siden vi kan tilnærme oss , ${\ displaystyle z \ gg 1}$${\ displaystyle r (z) \ approx {\ frac {2} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0}}}}$

${\ displaystyle d_ {A} (z) \ approx {\ frac {2} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0}}} / (1 + z)}$

${\ displaystyle d_ {A} (1100) \ ca 14 \ Mpc}$

Den partikkel horisont beskriver den maksimale avstand lette partikler kunne ha reist til observatøren gitt alder av universet. Vi kan bestemme avstanden for universets alder på rekombinasjonstidspunktet ved hjelp av r (z) fra tidligere,

${\ displaystyle d_ {hor, rec} (z) = \ int \ limits _ {0} ^ {t (z)} dt / a (t) = \ int \ limits _ {z} ^ {\ infty} dz / H (z) \ approx {\ frac {2} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0}}} \ left [{\ frac {1} {\ sqrt {1 + z}}} \ right] _ {z} ^ {\ infty} \ approx {\ frac {2} {{\ sqrt {\ Omega _ {m}}} H_ {0}}} {\ frac {1} {\ sqrt {1 + z}}}}$

Dette romtidsdiagrammet viser hvordan lyskeglene for to lyspartikler med avstand fra hverandre på tidspunktet for siste spredning (ls) ikke krysser hverandre (dvs. de er årsakssammenkoblet). Den horisontale aksen er avkjørt avstand, den vertikale aksen er konform tid, og enhetene har lysets hastighet som 1. Til referanse .

For å få den fysiske størrelsen på partikkelhorisonten , ${\ displaystyle D}$

${\ displaystyle D (z) = a (z) d_ {hor, rec} = d_ {hor, rec} (z) / (1 + z)}$

${\ displaystyle D (1100) \ ca 0,03 \ ca 2 \ grader}$

Vi forventer at et hvilket som helst område av CMB innen 2 grader vinkelseparasjon hadde vært i årsakskontakt, men i enhver skala større enn 2 ° burde det ikke vært noen utveksling av informasjon.

CMB-regioner som er atskilt med mer enn 2 ° ligger utenfor hverandres partikkelhorisonter og er kausalt koblet fra. Horisontproblemet beskriver det faktum at vi ser isotropi i CMB-temperaturen over hele himmelen, til tross for at hele himmelen ikke er i årsakskontakt for å etablere termisk likevekt. Se tidsromdiagrammet til høyre for en visualisering av dette problemet.

Hvis universet startet med til og med litt forskjellige temperaturer forskjellige steder, bør ikke CMB være isotropisk med mindre det er en mekanisme som utjevner temperaturen ved frakoblingstidspunktet. I virkeligheten har det CMB den samme temperatur i hele himmelen, 2,726 ± 0,001 K .

Inflasjonsmodell

Dette romtidsdiagrammet viser hvordan inflasjon forandrer lyskeglene for to lyspartikler med avstand fra hverandre på tidspunktet for siste spredning (ls) for å la dem krysse hverandre. I dette scenariet er de i årsakskontakt og kan utveksle informasjon med hverandre. Den horisontale aksen er avkjørt avstand, den vertikale aksen er konform tid, og enhetene har lysets hastighet som 1. Til referanse .

Teorien om kosmisk inflasjon har forsøkt å løse problemet ved å stille en 10 ^−32- sekunders periode med eksponensiell ekspansjon i det første sekund av universets historie på grunn av en skalar feltinteraksjon. I følge inflasjonsmodellen økte universet i størrelse med en faktor på mer enn 10 ²² , fra en liten og årsakssammenhengende region i nær likevekt. Inflasjonen utvidet deretter universet raskt, og isolerte nærliggende områder av romtiden ved å vokse dem utenfor grensene for årsakskontakt, og effektivt "låse" ensartetheten på store avstander. I hovedsak antyder inflasjonsmodellen at universet var helt i kausal kontakt i det veldig tidlige universet. Inflasjon utvider deretter dette universet med omtrent 60 e-foldinger (skaleringsfaktoren a øker med e60). Vi observerer CMB etter at inflasjon har skjedd i veldig stor skala. Det opprettholdt termisk likevekt til denne store størrelsen på grunn av den raske ekspansjonen fra inflasjon.

En konsekvens av kosmisk inflasjon er at anistropiene i Big Bang på grunn av kvantesvingninger er redusert, men ikke helt eliminert. Forskjeller i temperaturen på den kosmiske bakgrunnen jevnes ut av kosmisk inflasjon, men de eksisterer fortsatt. Teorien forutsier et spektrum for anisotropiene i mikrobølgeovnens bakgrunn, som stort sett er i samsvar med observasjoner fra WMAP og COBE .

Imidlertid kan tyngdekraften alene være tilstrekkelig til å forklare denne homogeniteten.

Teorier om variabel lyshastighet

Kosmologiske modeller som benytter variabel lyshastighet er blitt foreslått for å løse horisontproblemet og gi et alternativ til kosmisk inflasjon . I VSL-modellene er den grunnleggende konstanten c , som betegner lysets hastighet i vakuum, større i det tidlige universet enn den nåværende verdien, noe som effektivt øker partikkelhorisonten på tidspunktet for frakobling tilstrekkelig til å ta hensyn til den observerte isotropien til CMB.

Se også

• Flathetsproblem
• Magnetisk monopol

Referanser

Eksterne linker

• Ulike horisonter i kosmologi