Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера - Википедия - Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение· Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал

В Фридман – Лемэтр – Робертсон – Уокер (FLRW; /ˈжряdмəплəˈмɛтрə ... /) метрика является точное решение из Полевые уравнения Эйнштейна из общая теория относительности; он описывает однородный, изотропный, расширение (или иначе, договор) вселенная то есть соединенный путём, но не обязательно односвязный.^[1][2][3] Общий вид метрики следует из геометрических свойств однородности и изотропности; Полевые уравнения Эйнштейна нужны только для вывода масштаб Вселенной как функции времени. В зависимости от географических или исторических предпочтений набор из четырех ученых - Александр Фридманн, Жорж Лемэтр, Говард П. Робертсон и Артур Джеффри Уокер - обычно сгруппированы как Фридман или же Фридман – Робертсон – Уокер (FRW) или же Робертсон – Уокер (RW) или же Фридман-Лемэтр (FL). Эту модель иногда называют Стандартная модель современных космология,^[4] хотя такое описание также связано с дальнейшим развитием Лямбда-CDM модель. Модель FLRW была разработана названными авторами независимо друг от друга в 1920-х и 1930-х годах.

Общая метрика

Метрика FLRW начинается с предположения о том, что однородность и изотропия пространства. Также предполагается, что пространственный компонент метрики может зависеть от времени. Общая метрика, удовлетворяющая этим условиям:

${ Displaystyle -c ^ {2} mathrm {d} tau ^ {2} = - c ^ {2} mathrm {d} t ^ {2} + {a (t)} ^ {2} mathrm {d} mathbf { Sigma} ^ {2}}$

куда ${ Displaystyle mathbf { Sigma}}$ распространяется в трехмерном пространстве равномерной кривизны, то есть эллиптическое пространство, Евклидово пространство, или же гиперболическое пространство. Обычно он записывается как функция трех пространственных координат, но для этого существует несколько соглашений, подробно описанных ниже. ${ Displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma}}$ не зависит от т - вся временная зависимость находится в функции а(т), известный как "масштаб ".

Полярные координаты приведенной окружности

В полярных координатах с приведенной окружностью пространственная метрика имеет вид

${ displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma} ^ {2} = { frac { mathrm {d} r ^ {2}} {1-kr ^ {2}}} + r ^ {2} mathrm {d} mathbf { Omega} ^ {2}, quad { text {where}} mathrm {d} mathbf { Omega} ^ {2} = mathrm {d} theta ^ { 2} + sin ^ {2} theta , mathrm {d} phi ^ {2}.}$

k - константа, представляющая кривизну пространства. Есть два общих обозначения единиц измерения:

• k можно принять, чтобы иметь единицы длины⁻², в таком случае р имеет единицы длины и а(т) безразмерен. k тогда Гауссова кривизна пространства в то время, когда а(т) = 1. р иногда называют сокращенным длина окружности потому что он равен измеренной длине окружности (при этом значении р) с центром в начале координат, деленное на 2π (словно р из Координаты Шварцшильда ). В соответствующих случаях а(т) в нынешнюю космологическую эру часто выбирают равным 1, так что ${ Displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma}}$ меры сопутствующее расстояние.
• В качестве альтернативы, k можно считать принадлежащим множеству {−1,0, + 1} (для отрицательной, нулевой и положительной кривизны соответственно). потом р безразмерный и а(т) имеет единицы длины. Когда k = ±1, а(т) это радиус кривизны пространства, а также может быть написано р(т).

Недостатком уменьшенных координат окружности является то, что они покрывают только половину 3-сферы в случае положительной кривизны - окружности за этой точкой начинают уменьшаться, что приводит к вырождению. (Это не проблема, если пространство эллиптический, т.е. 3-сфера с отождествленными противоположными точками.)

Гиперсферические координаты

В гиперсферический или же кривизна нормализованная координирует координату р пропорционально радиальному расстоянию; это дает

${ Displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma} ^ {2} = mathrm {d} r ^ {2} + S_ {k} (r) ^ {2} , mathrm {d} mathbf { Omega} ^ {2}}$

куда ${ Displaystyle mathrm {d} mathbf { Omega}}$ как раньше и

${ displaystyle S_ {k} (r) = { begin {cases} { sqrt {k}} ^ {, - 1} sin (r { sqrt {k}}), & k> 0 r , & k = 0 { sqrt {| k |}} ^ {, - 1} sinh (r { sqrt {| k |}}), & k <0. end {cases}}}$

Как и прежде, существует два общих соглашения о единицах измерения:

• k можно принять, чтобы иметь единицы длины⁻², в таком случае р имеет единицы длины и а(т ) безразмерен. k тогда Гауссова кривизна пространства в то время, когда а(т ) = 1. При необходимости а(т ) в нынешнюю космологическую эру часто выбирают равным 1, так что ${ Displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma}}$ меры сопутствующее расстояние.
• В качестве альтернативы, как и раньше, k можно считать принадлежащим множеству {−1,0, + 1} (для отрицательной, нулевой и положительной кривизны соответственно). потом р безразмерный и а(т ) имеет единицы длины. Когда k = ±1, а(т) это радиус кривизны пространства, а также может быть написано р(т ). Обратите внимание, что когда k = +1, р по сути является третьим углом вместе с θ и φ. Письмо χ может использоваться вместор.

Хотя это обычно определяется кусочно, как указано выше, S является аналитическая функция обоих k и р. Его также можно записать как степенной ряд

${ displaystyle S_ {k} (r) = sum _ {n = 0} ^ { infty} { frac {(-1) ^ {n} k ^ {n} r ^ {2n + 1}} { (2n + 1)!}} = R - { frac {kr ^ {3}} {6}} + { frac {k ^ {2} r ^ {5}} {120}} - cdots}$

или как

${ Displaystyle S_ {к} (г) = г ; mathrm {sinc} , (г { sqrt {k}})}$

где sinc ненормализованный функция sinc и ${ displaystyle { sqrt {k}}}$ является одним из мнимых, нулевых или действительных квадратных корней из k. Эти определения действительны для всех k.

Декартовы координаты

Когда k = 0 можно просто написать

${ displaystyle mathrm {d} mathbf { Sigma} ^ {2} = mathrm {d} x ^ {2} + mathrm {d} y ^ {2} + mathrm {d} z ^ {2 }.}$

Это можно расширить до k ≠ 0 путем определения

${ Displaystyle х = г соз тета ,}$,

${ Displaystyle у = г грех тета соз фи ,}$, и

${ Displaystyle Z = г грех тета грех фи ,}$,

куда р - одна из радиальных координат, определенных выше, но встречается редко.

Кривизна

Декартовы координаты

В квартире ${ Displaystyle (к = 0)}$ FLRW пространство с использованием декартовых координат, уцелевшие компоненты Тензор Риччи находятся^[5]

${ displaystyle R_ {tt} = - 3 { frac { ddot {a}} {a}}, quad R_ {xx} = R_ {yy} = R_ {zz} = c ^ {- 2} (a { ddot {a}} + 2 { dot {a}} ^ {2})}$

а скаляр Риччи равен

${ Displaystyle R = 6c ^ {- 2} left ({ frac {{ ddot {a}} (t)} {a (t)}} + { frac {{ dot {a}} ^ { 2} (t)} {a ^ {2} (t)}} right).}$

Сферические координаты

В более общем пространстве FLRW, использующем сферические координаты (названные выше «полярными координатами уменьшенной окружности»), уцелевшие компоненты тензора Риччи^[6]

${ displaystyle R_ {tt} = - 3 { frac { ddot {a}} {a}},}$

${ displaystyle R_ {rr} = { frac {c ^ {- 2} (a (t) { ddot {a}} (t) +2 { dot {a}} ^ {2} (t)) + 2k} {1-kr ^ {2}}}}$

${ displaystyle R _ { theta theta} = r ^ {2} (c ^ {- 2} (a (t) { ddot {a}} (t) +2 { dot {a}} ^ {2 } (t)) + 2k)}$

${ displaystyle R _ { phi phi} = r ^ {2} (c ^ {- 2} (a (t) { ddot {a}} (t) +2 { dot {a}} ^ {2 } (t)) + 2k) sin ^ {2} ( theta)}$

а скаляр Риччи равен

${ Displaystyle R = 6 left ({ frac {{ ddot {a}} (t)} {c ^ {2} a (t)}} + { frac {{ dot {a}} ^ { 2} (t)} {c ^ {2} a ^ {2} (t)}} + { frac {k} {a ^ {2} (t)}} right).}$

Решения

Часть цикла статей о
Общая теория относительности
${ Displaystyle G _ { mu nu} + Lambda g _ { mu nu} = { frac {8 pi G} {c ^ {4}}} T _ { mu nu}}$
Вступление История Математическая формулировка Тесты
Основные концепции Принцип относительности Теория относительности Точка зрения Инерциальная система отсчета Рама отдыха Рамка центра импульса Световой конус Принцип эквивалентности Эквивалентность массы и энергии Специальная теория относительности Двойная специальная теория относительности инвариант де Ситтера специальная теория относительности Масштаб относительности Мировая линия Подходящее время Риманова геометрия Энергетическое состояние
Явления Гравитоэлектромагнетизм Проблема Кеплера Сила тяжести Гравитационное поле Гравитационный колодец Гравитационное линзирование Гравитационные волны Гравитационное красное смещение Красное смещение Синее смещение Замедление времени Гравитационное замедление времени Задержка Шапиро Гравитационный потенциал Гравитационное сжатие Гравитационный коллапс Перетаскивание кадра Геодезический эффект Видимый горизонт Горизонт событий Гравитационная сингулярность Обнаженная особенность Черная дыра Белая дыра Пространство-время Космос Время Диаграммы пространства-времени Пространство-время Минковского Замкнутая временная кривая (СТС) Червоточина Червоточина Эллиса
Уравнения Формализмы Уравнения Линеаризованная гравитация Уравнения поля Эйнштейна Фридман Геодезические Матиссон – Папапетру – Диксон Гамильтон – Якоби – Эйнштейн Инвариант кривизны (общая теория относительности) Лоренцево многообразие Формализмы ADM БССН Ньюман – Пенроуз Постньютоновский Продвинутая теория Теория Калуцы – Клейна Квантовая гравитация Супергравитация
Решения Шварцшильд (интерьер ) Рейсснер-Нордстрём Гёдель Керр Керр – Ньюман Kasner Лемэтр – Толман Тауб-ОРЕХ Milne Робертсон – Уокер pp-волна van Stockum пыль Вейль – Льюис – Папапетру Вакуумный раствор
Теоремы Теорема Биркгофа Теорема Героха о расщеплении Теорема Гольдберга – Сакса. Теорема Лавлока Теорема об отсутствии волос Теоремы Пенроуза – Хокинга об особенностях Теорема положительной энергии
Ученые Эйнштейн Лоренц Гильберта Пуанкаре Шварцшильд де Ситтер Рейсснер Nordström Weyl Эддингтон Фридман Milne Цвикки Лемэтр Гёдель Уиллер Робертсон Бардин Уокер Керр Чандрасекхар Элерс Пенроуз Хокинг Райчаудхури Тейлор Hulse van Stockum Тауб Новичок Яу Торн другие

Полевые уравнения Эйнштейна не используются при выводе общей формы для метрики: это следует из геометрических свойств однородности и изотропности. Однако определение временной эволюции ${ Displaystyle а (т)}$ требует уравнения поля Эйнштейна вместе со способом вычисления плотности, ${ Displaystyle rho (т),}$ например, космологическое уравнение состояния.

Эта метрика имеет аналитическое решение Полевые уравнения Эйнштейна ${ Displaystyle G _ { mu nu} + Lambda g _ { mu nu} = { frac {8 pi G} {c ^ {4}}} T _ { mu nu}}$ давая Уравнения Фридмана когда тензор энергии-импульса аналогично предполагается изотропным и однородным. В результате получаются следующие уравнения:^[7]

${ displaystyle left ({ frac { dot {a}} {a}} right) ^ {2} + { frac {kc ^ {2}} {a ^ {2}}} - { frac { Lambda c ^ {2}} {3}} = { frac {8 pi G} {3}} rho}$

${ displaystyle 2 { frac { ddot {a}} {a}} + left ({ frac { dot {a}} {a}} right) ^ {2} + { frac {kc ^ {2}} {a ^ {2}}} - Lambda c ^ {2} = - { frac {8 pi G} {c ^ {2}}} p.}$

Эти уравнения составляют основу стандартных Большой взрыв космологическая модель, включающая текущую ΛCDM модель.^[8] Поскольку модель FLRW предполагает однородность, в некоторых популярных источниках ошибочно утверждается, что модель Большого взрыва не может объяснить наблюдаемую кусковость Вселенной. В строго модели FLRW нет скоплений галактик, звезд или людей, поскольку эти объекты намного плотнее, чем типичная часть Вселенной. Тем не менее, модель FLRW используется в качестве первого приближения для эволюции реальной, неоднородной Вселенной, поскольку ее легко вычислить, а модели, которые рассчитывают комковатость во Вселенной, добавляются к моделям FLRW в качестве расширений. Большинство космологов сходятся во мнении, что наблюдаемая вселенная хорошо аппроксимируется почти модель FLRW, т.е. модель, которая следует метрике FLRW, кроме изначальные колебания плотности. По состоянию на 2003 год^{[Обновить]}, теоретические последствия различных расширений модели FLRW, по-видимому, хорошо поняты, и цель состоит в том, чтобы согласовать их с наблюдениями из COBE и WMAP.

Если пространство-время многосвязный, то каждое событие будет представлено более чем одним кортеж координат.^{[нужна цитата ]}

Интерпретация

Приведенная выше пара уравнений эквивалентна следующей паре уравнений

${ displaystyle { dot { rho}} = - 3 { frac { dot {a}} {a}} left ( rho + { frac {p} {c ^ {2}}} right )}$

${ displaystyle { frac { ddot {a}} {a}} = - { frac {4 pi G} {3}} left ( rho + { frac {3p} {c ^ {2} }} right) + { frac { Lambda c ^ {2}} {3}}}$

с ${ displaystyle k}$, индекс пространственной кривизны, служащий постоянная интеграции для первого уравнения.

Первое уравнение можно также получить из термодинамические соображения и эквивалентен первый закон термодинамики, предполагая, что расширение Вселенной адиабатический процесс (что неявно предполагается при выводе метрики Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера).

Второе уравнение утверждает, что как плотность энергии, так и давление вызывают скорость расширения Вселенной. ${ displaystyle { dot {a}}}$ уменьшаться, т.е. оба вызывают замедление расширения Вселенной. Это следствие гравитация, при этом давление играет роль, аналогичную плотности энергии (или массы), в соответствии с принципами общая теория относительности. В космологическая постоянная, с другой стороны, вызывает ускорение расширения Вселенной.

Космологическая постоянная

В космологическая постоянная срок можно опустить, если мы сделаем следующие замены

${ displaystyle rho rightarrow rho + { frac { Lambda c ^ {2}} {8 pi G}}}$

${ displaystyle p rightarrow p - { frac { Lambda c ^ {4}} {8 pi G}}.}$

Следовательно космологическая постоянная можно интерпретировать как возникающую из формы энергии, которая имеет отрицательное давление, равное по величине ее (положительной) плотности энергии:

${ displaystyle p = - rho c ^ {2}. ,}$

Такая форма энергии - обобщение понятия космологическая постоянная -известен как темная энергия.

Фактически, чтобы получить член, вызывающий ускорение расширения Вселенной, достаточно иметь скалярное поле что удовлетворяет

${ displaystyle p <- { frac { rho c ^ {2}} {3}}. ,}$

Такое поле иногда называют квинтэссенция.

Ньютоновская интерпретация

Это связано с МакКри и Милном,^[9] хотя иногда ошибочно приписывают Фридману. Уравнения Фридмана эквивалентны этой паре уравнений:

${ displaystyle -a ^ {3} { dot { rho}} = 3a ^ {2} { dot {a}} rho + { frac {3a ^ {2} p { dot {a}} } {c ^ {2}}} ,}$

${ displaystyle { frac {{ dot {a}} ^ {2}} {2}} - { frac {G { frac {4 pi a ^ {3}} {3}} rho} { a}} = - { frac {kc ^ {2}} {2}} ,.}$

Первое уравнение говорит, что уменьшение массы, содержащейся в неподвижном кубе (сторона которого на мгновение а) - это количество, которое уходит через стороны из-за расширения Вселенной, плюс массовый эквивалент работы, совершаемой давлением на изгнанный материал. Это сохранение массы-энергии (первый закон термодинамики ) содержится в части вселенной.

Второе уравнение говорит, что кинетическая энергия (если смотреть из исходной точки) частицы единичной массы, движущейся с расширением, плюс ее (отрицательная) гравитационная потенциальная энергия (относительно массы, содержащейся в сфере материи ближе к исходной точке) равна к константе, связанной с кривизной Вселенной. Другими словами, энергия (относительно начала координат) движущейся частицы в свободном падении сохраняется. Общая теория относительности просто добавляет связь между пространственной кривизной Вселенной и энергией такой частицы: положительная полная энергия подразумевает отрицательную кривизну, а отрицательная полная энергия подразумевает положительную кривизну.

В космологическая постоянная Предполагается, что член рассматривается как темная энергия и, таким образом, объединен с членами плотности и давления.

Вовремя Эпоха Планка, нельзя пренебрегать квант последствия. Таким образом, они могут вызвать отклонение от уравнений Фридмана.

Имя и история

Советский математик Александр Фридманн впервые получил основные результаты модели FLRW в 1922 и 1924 гг.^[10][11] Хотя престижный физический журнал Zeitschrift für Physik опубликовал его произведение, оставшееся относительно незамеченным современниками. Фридман напрямую общался с Альберт Эйнштейн, который от имени Zeitschrift für Physik, выступил научным рецензентом работы Фридмана. В конце концов Эйнштейн признал правильность расчетов Фридмана, но не смог оценить физическое значение предсказаний Фридмана.

Фридман умер в 1925 году. В 1927 году Жорж Лемэтр, бельгийский священник, астроном и профессор физики Католический университет Левена, независимо пришла к результатам, аналогичным результатам Фридмана, и опубликовала их в Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (Летопись Брюссельского научного общества).^[12][13] Перед лицом наблюдательных свидетельств расширения Вселенной, полученных Эдвин Хаббл в конце 1920-х годов результаты Лемэтра были отмечены, в частности, Артур Эддингтон, а в 1930–31 годах статья Лемэтра была переведена на английский язык и опубликована в Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества.

Говард П. Робертсон из США и Артур Джеффри Уокер из Великобритании исследовали проблему дальше в 1930-е годы.^{[14][15][16][17]} В 1935 году Робертсон и Уокер строго доказали, что метрика FLRW является единственной метрикой в ​​пространстве-времени, которая пространственно однородна и изотропна (как отмечалось выше, это геометрический результат и не привязан конкретно к уравнениям общей теории относительности, которые всегда предполагались Фридмана и Лемэтра).

Это решение, часто называемое Робертсоном – Уокером. метрика поскольку они доказали его общие свойства, отличается от динамического "Фридмана – Леметра" модели, которые являются конкретными решениями для а(т), которые предполагают, что единственные вклады в стресс-энергию вносят холодное вещество («пыль»), излучение и космологическая постоянная.

Радиус Вселенной Эйнштейна

Радиус Вселенной Эйнштейна это радиус кривизны пространства Вселенная Эйнштейна, давно заброшенный статический модель, которая должна была представить нашу Вселенную в идеализированной форме. Положив

${ displaystyle { dot {a}} = { ddot {a}} = 0}$

в уравнении Фридмана радиус кривизны пространства этой Вселенной (радиус Эйнштейна) равен^{[нужна цитата ]}

${ displaystyle R_ {E} = c / { sqrt {4 pi G rho}}}$,

куда ${ displaystyle c}$ это скорость света, ${ displaystyle G}$ это Ньютоновская гравитационная постоянная, и ${ displaystyle rho}$ это плотность пространства этой вселенной. Числовое значение радиуса Эйнштейна порядка 10¹⁰ световых лет.

Свидетельство

Объединив данные наблюдений из некоторых экспериментов, таких как WMAP и Планк с теоретическими результатами Теорема Элерса – Герена – Сакса. и его обобщение,^[18] астрофизики теперь согласны с тем, что Вселенная почти однородна и изотропна (при усреднении по очень большому масштабу) и, следовательно, почти пространство-время FLRW.

Рекомендации

дальнейшее чтение

• Норт Дж. Д: (1965)Мера Вселенной - история современной космологии, Oxford Univ. Press, Dover reprint 1990, ISBN  0-486-66517-8
• Харрисон, Э. Р. (1967), "Классификация однородных космологических моделей", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 137: 69–79, Bibcode:1967МНРАС.137 ... 69Н, Дои:10.1093 / mnras / 137.1.69
• д'Инверно, Рэй (1992), Введение в теорию относительности Эйнштейна, Оксфорд: Издательство Оксфордского университета, ISBN  978-0-19-859686-8. (См. Главу 23 для особенно ясного и краткого введения в модели FLRW.)