デ・シッター宇宙

ド・ジッター宇宙は、一般相対性理論のアインシュタイン場の方程式に対する宇宙論的解であり、ウィレム・ド・ジッターにちなんで名付けられました。この宇宙論的解は、空間的に平坦な宇宙をモデル化し、通常の物質を無視しているため、宇宙のダイナミクスは、我々の宇宙の暗黒エネルギーまたは初期宇宙のインフレーション場に対応すると考えられる宇宙定数によって支配されます。インフレーションのモデルと加速宇宙の現在の観測によると、物理的宇宙論の一致モデルは、我々の宇宙が約 1000 年頃にド・ジッター宇宙として最もよく説明されたという一貫したモデルに収束しています=${\displaystyle t}$ビッグバンの基準 特異点から10 ⁻³³ 秒後、そしてはるか未来。

デ・ジッター宇宙には通常の物質は含まれず、膨張率を決定する正の宇宙定数( ) を持ちます。宇宙定数が大きいほど、膨張率も大きくなります。 ${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle H}$

${\displaystyle H\propto {\sqrt {\Lambda }},}$

ここで、比例定数は慣例に依存します。

この解のパッチは、FLRW形式の膨張宇宙として記述するのが一般的であり、スケール係数は^{[1]で与えられる。}

${\displaystyle a(t)=e^{Ht},}$

ここで、定数はハッブル膨張率、は時間です。すべての FLRW 空間と同様に、スケール係数 は物理的な空間距離 の膨張を表します。 ${\displaystyle H}$${\displaystyle t}$${\displaystyle a(t)}$

FLRW 計量によって記述される宇宙に特有のものとして、ド・ジッター宇宙は、全空間だけでなく全時間にわたっても一貫したハッブルの法則を持ちます (減速パラメータは であるため)。そのため、空間と時間全体にわたって等方性と均一性を仮定する完全な宇宙論的原理を満たします。静的座標を使用してド・ジッター空間をキャストする方法があるため (ド・ジッター空間 を参照)、他の FLRW モデルとは異なり、観測者が従う測地線が物理的空間次元の拡大から予想されるように必然的に発散する場合でも、ド・ジッター空間はアインシュタイン方程式の静的解として考えることができます。宇宙のモデルとして、インフレーションとダークエネルギーのモデルが開発されるまで、ド・ジッターの解は観測された宇宙には実行可能とは考えられませんでした。それ以前は、ビッグバンは、等方性と均一性が空間的には適用されるが時間的には適用されないとする、より弱い宇宙論的原理の受け入れのみを意味すると想定されていました。 ^[2]${\displaystyle q=-1}$

スケール係数の指数関数的拡大は、加速していない観測者同士の物理的距離が、最終的には光速よりも速く成長することを意味します。この時点で、これら2人の観測者は連絡を取ることができなくなります。したがって、ド・ジッター宇宙の観測者には、その観測者がその先を見ることも情報を得ることもできない宇宙の地平線があります。私たちの宇宙がド・ジッター宇宙に近づいている場合、最終的には、私たちの天の川銀河（および重力で束縛された局部銀河群内の他の銀河。ただし、それらの銀河が何らかの形でその時まで融合せずに生き残ったと仮定した場合）以外の銀河を観測できなくなります。^[3]

ベンチマークモデルは、宇宙が放射線、通常の物質、暗黒エネルギーの3つの要素から構成されるモデルであり、宇宙の歴史に関する現在のデータに適合しています。これらの要素は、時間の経過とともに宇宙の膨張にさまざまな貢献をします。具体的には、宇宙が放射線優勢の場合、膨張係数は に比例し、宇宙が物質優勢の場合、膨張係数は に比例します。これらは両方とも指数関数よりもゆっくりと増加するため、将来的には、純粋なド・ジッター宇宙を表す指数関数がスケール係数を支配するようになります。これが発生し始めるポイントは、物質-ラムダ等価点として知られており、現代の宇宙はこの点に比較的近いと考えられています。^[4]${\displaystyle a\propto t^{\frac {1}{2}}}$${\displaystyle a\propto t^{\frac {2}{3}}}$${\displaystyle a\propto e^{H_{0}t}}$

• 宇宙のインフレーション
• ド・ジッター空間– さらなる数学的性質について
• 減速パラメータ
• 因果パッチ
• ラムダCDMモデル