호라이즌 문제

수평선 문제(동질성 문제로도 알려져 있음)는 우주의 빅뱅 모형 내에서 우주론적 미세 조정 문제입니다.이는 모든 곳에서 동일한 초기 조건을 설정하는 메커니즘이 없는 상태에서 인과적으로 분리된 공간의 영역의 관측된 균질성을 설명하는 것이 어렵기 때문에 발생한다.그것은 1956년 ^[1]볼프강 린들러에 의해 처음 지적되었다.

가장 일반적으로 받아들여지는 해결책은 우주 인플레이션이다.빛의 가변 속도에 관한 설명도 제시되었다.

배경

천문학적 거리와 입자 지평선

밤하늘에서 관측할 수 있는 물체의 거리는 과거의 시간과 일치합니다.우리는 이러한 우주론적 거리를 설명하기 위해 광년(빛이 지구 1년 동안 이동할 수 있는 거리)을 사용합니다.100억 광년으로 측정된 은하는 우리에게 100억 년 전과 같이 보입니다. 왜냐하면 빛이 관찰자에게 이동하는 데 그만큼 오래 걸리기 때문입니다.만약 한 방향과 반대 방향으로 100억 광년 떨어진 은하를 본다면, 그들 사이의 총 거리는 200억 광년이다.이것은 우주가 약 138억 년 밖에 되지 않았기 때문에 첫 번째 빛은 아직 두 번째 빛에 도달하지 않았다는 것을 의미한다.좀 더 일반적인 의미에서 우주에는 우리가 볼 수 있지만 서로에게 보이지 않는 부분이 있습니다. 서로의 입자 지평선 바깥에 있습니다.

원인 정보 전파

받아들여진 상대론적 물리 이론에서는 어떤 정보도 빛의 속도보다 더 빨리 이동할 수 없다.이 맥락에서 "정보"는 "모든 종류의 물리적 상호작용"을 의미한다.예를 들어, 열은 자연적으로 뜨거운 영역에서 차가운 영역으로 흐릅니다. 물리학 용어로, 이것은 정보 교환의 한 예입니다.위의 예에서 볼 때, 문제의 두 은하는 어떠한 종류의 정보도 공유할 수 없으며, 인과적 접촉이 없습니다.공통된 초기 조건이 없다면, 사람들은 그들의 물리적 특성이 다를 것이고, 더 일반적으로, 우주 전체가 인과적으로 연결되지 않은 영역에서 다양한 속성을 가질 것이라고 예상할 것이다.

호라이즌 문제

이러한 예상과는 달리, 우주 마이크로파 배경(CMB)과 은하 조사에 대한 관측은 관측 가능한 우주가 거의 등방성이며, 코페르니쿠스 원리를 통해서도 동질성을 ^[2]내포하고 있다는 것을 보여준다.CMB 스카이 서베이에서는 CMB의 온도가${\displaystyle {\mathrm{t}}^{}}$ T /${\displaystyle }$T${\displaystyle {}^{}}$- ${\displaystyle {10}^{}}$ -${\displaystyle {}^{}}$5$$(\ $displaystyle$ \ $Delta$ T$/$$약 10^{-$5$$$})$ 수준으로 조정되는 것으로 나타났다. ${\displaystyle \mathrm{여기}}$서 ${\$ T \ $displaystyle$ \ $Delta$ T는 하늘$$ 영역의 관측 온도와 평균 온도 사이의 차이이다.조정은 전체 하늘, 따라서 관측 가능한 우주 전체가 우주가 열 평형을 이루기에 충분히 오랫동안 인과적으로 연결되어 있었음을 암시한다.

빅뱅 모델에 따르면 팽창하는 우주의 밀도가 떨어지면서 결국 광자가 물질과 열평형에서 떨어지는 온도에 도달했다. 그들은 전자-양성자 플라즈마에서 분리돼 우주를 가로질러 자유유출되기 시작했다.이 순간은 전자와 양성자가 전기적으로 중성인 수소를 형성하도록 결합되었을 때 재결합의 시대라고 불립니다; 광자를 산란하기 위한 자유 전자가 없이, 광자는 자유 스트리밍을 시작했습니다.이것으로 CMB로 인식됩니다.이 시대는 CMB를 통해 관측된다.우리는 CMB를 보다 작은 적색편이의 물체에 대한 배경으로서 관측하기 때문에, 이 시대를 불투명한 우주로부터 투명한 우주로의 이행이라고 표현한다.CMB는 아래 그림과 같이 표면 또는 배경으로 보이는 '마지막 산란의 표면'을 물리적으로 기술합니다.

다음 그림에서는 등각 시간을 사용하고 있습니다.등각 시간은 광자가 관찰자의 위치에서 관측 가능한 가장 먼 거리까지 이동하는 데 걸리는 시간을 나타냅니다(만약 우주가 지금 당장 팽창을 멈춘다면).

디커플링, 즉 마지막 산란은 빅뱅 이후 약 $300{\displaystyle {}_{}}$,000년 후, 또는 $z$ e c$00 1100$의$$적색편이에서 일어난 것으로 생각된다$.$우리는 우주의 대략적인 각지름과 당시 존재했던 입자 지평선의 물리적 크기 모두를 결정할 수 있다.

적색 편이 z의 관점에서 각 직경 거리는 ${\displaystyle d_{}}$ A${\displaystyle {}_{}}$(${\displaystyle z}$ ) $=$ (${\displaystyle z}$)${\displaystyle }$/ (${\displaystyle 1}$ +${\displaystyle z}$) { $displaystyle d_{A}(z$)=$r(z)/(1+z$로 설명합니다.만약 우리가 평평한 우주론을 가정한다면,

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

$재결합$의 기원은 우주 물질 지배 시대에 발생했기 때문에 우리는 H(z)를 ${\displaystyle {H\mathrm{}}^{}}$2 ($z)$ ${\displaystyle \approx }$ ${\displaystyle {\omega }_{}}$ h$m$${\displaystyle {}_{}{}_{}^{}}$2 ($1$ +${\displaystyle {}^{}z}$ )$3$으로 근사할 수 있다$.$$H_{0}^{2}(1+z)^{3}}$을 종합하면 적색 ${\displaystyle {편이}_{}}$ z ${\displaystyle r_{}}$ e ${\displaystyle c_{}00}$ 1100({$displaystyle z_{rec}\약$ 1100$)$에 대해 관측 가능한 우주의 거리 또는 크기는 다음과 같습니다.

$display style$$H_{0}}\int \int _{0}^{z}dz/(1+z)^{3/2}=black {2}{\blackrt {\Omega _{m}}}$$H_{0}}(1-{\frac {1}{\sqrt {1+z$

$z{\displaystyle 1}$1(\$displaystyle$z\$g$1$)$이므로${\displaystyle }$r ( ${\displaystyle z\frac{\mathrm{}}{}}$ ${\displaystyle )\approx }$ 2 Ω ${\displaystyle \frac{\sqrt{{}_{}}{}_{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{H\mathrm{}}_{}}{}}$0(\$display$ r$(z)\apprough {$2}{\sqrt {\$sqrt${\$Omega$ _${m}}})$을 구할 수 있습니다.$H_{0$

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

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

입자 지평선은 우주의 나이가 주어졌을 때 빛 입자들이 관측자에게 이동할 수 있는 최대 거리를 나타냅니다.재결합 시 우주의 나이에 대한 결합 거리는 이전부터의 r(z)를 사용하여 결정할 수 있습니다.

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

파티클 $D$의$$$물리적$ 크기를 확인하려면

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

$(\displaystyle D(1100)\약 0.03\약 2도)$

각도가 2도 이내인 CMB의 모든 영역이 인과적 접촉에 있을 것으로 예상하지만, 2°보다 큰 규모에서는 정보의 교환이 없어야 한다.

2° 이상 떨어져 있는 CMB 영역은 서로의 입자 지평선 바깥에 있으며 원인적으로 분리되어 있다.수평선 문제는 전체 하늘이 열 평형을 설정하기 위해 인과적 접촉이 없음에도 불구하고 전체 하늘의 CMB 온도에서 등방성을 본다는 사실을 설명한다.이 문제의 시각화에 대해서는, 우측의 타임 스페이스 다이어그램을 참조해 주세요.

만약 우주가 서로 다른 장소에서 조금이라도 다른 온도에서 시작한다면, CMB는 분리될 때까지 온도를 방출하는 메커니즘이 없는 한 등방성이 되어서는 안 된다.실제로 CMB는 전체 하늘의 온도가 2.726±^[3]0.001K로 동일하다.

인플레이션 모형

우주팽창이론은 스칼라장 ^[4]상호작용에 의해 우주의 역사 중 첫 번째 1초에 10초간의⁻³² 기하급수적 팽창을 가정함으로써 이 문제를 해결하려고 시도했다.인플레이션 모델에 따르면, 우주는 거의 ^[5]평형 상태에 있는 작고 인과적으로 연결된 지역에서 10배²² 이상 크기가 증가했다.그리고 나서 인플레이션은 우주를 빠르게 확장하여, 인과적 접촉의 한계를 넘어 성장함으로써 시공간 근처 지역을 고립시켰고, 먼 거리에서의 균일성을 효과적으로 "가둬" 놓았다.본질적으로, 인플레이션 모델은 우주가 아주 초기 우주에서 전적으로 인과적 접촉에 있었다는 것을 암시한다.그 후 인플레이션은 이 우주를 약 60개의 e-폴딩(스케일 계수 a는 $계수{\displaystyle {}^{}}$ $({$})$$만큼 증가)으로 확장한다.우리는 인플레이션이 매우 대규모로 발생한 후에 CMB를 관찰한다.인플레이션으로 인한 급격한 확대로 인해 열 평형을 이 정도로 유지하였다.

우주 팽창의 결과 중 하나는 양자 변동으로 인한 빅뱅의 이방성이 감소하지만 완전히 제거되지는 않는다는 것이다.우주 배경의 온도 차이는 우주 팽창에 의해 완화되지만 여전히 존재한다.이 이론은 마이크로파 배경의 이방성 스펙트럼을 예측하며, 이는 WMAP 및 COBE의 ^[6]관측과 대부분 일치한다.

그러나 중력만으로도 이 ^[7]균질성을 설명하기에 충분할 수 있다.

가변 광속 이론

우주 팽창의 수평선 문제를 해결하고 대안을 제공하기 위해 가변 빛의 속도를 사용하는 우주론적 모델이 제안되었습니다.VSL 모델에서는 초기 우주에서는 진공에서의 빛의 속도를 나타내는 기본 상수 c가 현재 값보다 커 CMB의 관측된 등방성을 설명하기에 충분히 디커플링 시 입자의 지평선을 효과적으로 증가시킨다.

「 」를 참조해 주세요.

• 평탄도 문제
• 자기 단극자

레퍼런스

외부 링크

• 우주론의 다른 지평선