Horizonte de partículas

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El horizonte de partículas (también llamado horizonte cosmológico , horizonte compañero (en el texto de Dodelson) u horizonte de luz cósmica ) es la distancia máxima que la luz de una partícula podría viajar a un observador durante la edad del universo . Al igual que el concepto de horizonte terrestre , representa el límite entre las regiones observables e inobservables del universo [1] , por lo que la distancia hasta él en la era actual determina el tamaño del universo observable [2] . Debido a la expansión del universo, no es simplemente la edad del universo por la velocidad de la luz (aproximadamente 13,8 mil millones de años luz ), sino más bien la velocidad de la luz por el tiempo conforme . La existencia, las propiedades y el significado del horizonte cosmológico dependen del modelo cosmológico específico .

El tiempo conforme y el horizonte de partículas

En términos de distancia de comovimiento , el horizonte de la partícula es igual al tiempo conforme transcurrido desde el Big Bang multiplicado por la velocidad de la luz . En general, el tiempo conforme en un tiempo particular viene dado por: $\eta$ $C$ $t$

\eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')}}~,

dónde:

a)

es el factor de escala en la métrica de Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker .

Supongamos que el Big Bang ocurrió en . Deje que el subíndice 0 signifique hoy , entonces el tiempo conforme es hoy: $t=0$

\eta (t_{0})=\eta _{0}=1,48\times 10^{18}{\text{ s}}~.

El tiempo conforme no es la edad del universo , el tiempo conforme es la cantidad de tiempo que tarda un fotón en viajar desde donde estamos hasta la distancia observable más lejana, suponiendo que el universo deja de expandirse. Por lo tanto, no es un tiempo físicamente significativo (de hecho, este tiempo aún no ha llegado), aunque, como se verá más adelante, el horizonte de partículas con el que está asociado es una distancia conceptualmente significativa. $\eta _{0}$

El horizonte de partículas disminuye constantemente con el tiempo, mientras que el tiempo conforme aumenta. Por lo tanto, el tamaño observado del Universo siempre está aumentando [1] [3] . Dado que la distancia correcta al horizonte de partículas en un momento dado es simplemente la distancia de comovimiento multiplicada por el factor de escala [4] (con la distancia de comovimiento generalmente definida como igual a la distancia adecuada en el momento actual, por lo tanto en el momento actual ), en el momento del tiempo está dado por [5] : ${\ estilo de visualización a (t_ {0}) = 1}$ $t$

a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {c\,dt'}{a(t')))

y para hoy, es decir, en : $t=t_{0}$

H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14,4

Gpc de mil millones de años luz.

{\ estilo de visualización = 46,9}

Evolución del horizonte de partículas

En el contexto del modelo cosmológico FLRU [6] , el Universo se puede aproximar como compuesto por componentes que no interactúan, cada uno de los cuales es un fluido ideal con densidad , presión parcial y ecuación de estado , de modo que suman un total densidad y presión total [7] . Definimos las siguientes funciones: $\rho _{i}$ $Pi}$ ${\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i))$ $\rho$ $pags$

Función Hubble $H={\frac {\dot {a}}{a}}$
Densidad crítica $\rho _{c}={\frac {3}{8\pi G}}H^{2}$
Adimensional i -ésima densidad de energía ${\ Displaystyle \ Omega _ {i} = {\ frac {\ rho _ {i}} {\ rho _ {c}}}}$
Densidad de energía adimensional ${\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c))}=\sum \Omega _{i))$
Desplazamiento al rojo dado por fórmula $z$ $1+z={\frac {a_{0}}{a(t)))$

Además, cualquier función con índice cero denota la función que se está evaluando actualmente (o su equivalente ). El último término se toma igual a , incluyendo la ecuación de estado de curvatura [8] . Se puede demostrar que la función de Hubble está dada por: $t_0$ $z=0$ $una$

H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i))))~,

dónde:

n_{i}=3(1+\omega _{i})~.

Aquí, la suma se extiende a todos los componentes parciales posibles y, en particular, puede haber infinitos numerables de ellos. En estas notaciones tenemos [8] :

Un horizonte de partículas existe si y sólo si ,

H_{p}

{\ estilo de visualización N> 2}

dónde:

norte

- el más grande (posiblemente infinito).

n_{i}

Evolución del horizonte de partículas para el Universo en expansión ( ) [8] : ${\punto {a}}>0$

{\frac {dH_{p}}{dt}}=H_{p}(z)H(z)+c~,

dónde:

C

- la velocidad de la luz y se puede tomar igual a (unidad natural).

una

Aquí se toma la derivada con respecto al tiempo FLRU [6] mientras que las funciones se estiman con respecto al corrimiento al rojo , las cuales están relacionadas como se indicó anteriormente. Hay un resultado similar pero ligeramente diferente para el horizonte de sucesos . $t$ $z$

El Problema del Horizonte

El concepto de horizonte de partículas se puede utilizar para ilustrar el conocido problema del horizonte, que es un problema sin resolver asociado con el modelo del Big Bang. Extrapolando al tiempo de la recombinación , cuando se emitió el fondo cósmico de microondas (CMB), obtenemos un horizonte de partículas aproximadamente igual a:

H_{p}(t_{\text{KM F)))=c\eta _{\text{KM F))=284

Mpc

=8.9\times 10^{-3}H_{p}(t_{0})~,

que corresponde al tamaño adecuado en ese momento:

a_{\text{KM F}}H_{p}(t_{\text{KM F)))=261

pda

Dado que la radiación de fondo cósmico de microondas observada se emite principalmente desde el horizonte de partículas moderno ( Mpc Gpc), podemos esperar que las partes del fondo cósmico de microondas (fondo cósmico de microondas), que están separadas en el cielo por una fracción de un gran círculo , son aproximadamente iguales a: ${\ estilo de visualización 284}$ ${\ estilo de visualización \ ll 14.4}$

f={\frac {H_{p}(t_{\text{KM F)))}{H_{p}(t_{0)))))

( dimensión angular ) [9] deben estar fuera de contacto causal entre sí. Que toda la radiación CMB esté en equilibrio térmico y sea una buena aproximación de un cuerpo negro no se explica por las descripciones estándar de cómo ocurre la expansión del Universo . La solución más popular a este problema es la inflación cósmica . ${\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ ))$

Véase también

Enlaces

↑ 1 2 Edward Robert Harrison. Cosmología: la ciencia del universo . — Prensa de la Universidad de Cambridge , 2000. — Pág. 447–. — ISBN 978-0-521-66148-5 .
↑ Andrew R.Liddle. Inflación cosmológica y estructura a gran escala / Andrew R. Liddle, David Hilary Lit. - Cambridge University Press, 13 de abril de 2000. - Pág. 24–. - ISBN 978-0-521-57598-0 .
↑ Michael Paul Hobson. Relatividad general: una introducción para físicos / Michael Paul Hobson, George Efstatiou, Anthony N. Lasenby. — Cambridge University Press, 2006. — Pág. 419–. - ISBN 978-0-521-82951-9 .
↑ Tamara M. Davis; Charles H. Lineweaver (2004). "Confusión en expansión: conceptos erróneos comunes sobre los horizontes cosmológicos y la expansión superlumínica del universo". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 21 (1): 97. arXiv : astro-ph/0310808 . Código Bib : 2004PASA...21...97D . DOI : 10.1071/AS03040 .
↑ Massimo Giovannini. Una introducción a la física del fondo cósmico de microondas . - World Scientific , 2008. - Pág . 70 -. — ISBN 978-981-279-142-9 .
↑ 1 2 Abreviatura de " Friedmann -Lemeter - Robertson - Woker Metric "
↑ Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (21 de diciembre de 2012). "La evolución de los horizontes cosmológicos en un universo consistente". Revista de Cosmología y Física de Partículas Astronómicas . 2012 (12): 035.arXiv : 1302.1609 . Código Bib : 2012JCAP...12..035M . DOI : 10.1088/1475-7516/2012/12/035 .
↑ 1 2 3 Bertha Margalef-Bentabol; Juan Margalef-Bentabol; Jordi Sepa (8 de febrero de 2013). “Evolución de los horizontes cosmológicos en el Universo con un número contablemente infinito de ecuaciones de estado”. Revista de Cosmología y Física de Partículas Astronómicas . 015.2013 (2) : 015.arXiv : 1302.2186 . Código Bib : 2013JCAP...02..015M . DOI : 10.1088/1475-7516/2013/02/015 .
↑ Comprender el espectro de potencia de la temperatura de fondo de microondas cósmica . Recuperado: 5 de noviembre de 2015. (indefinido)