Вселенная Эйнштейна -де Ситтера — это модель Вселенной, предложенная Альбертом Эйнштейном и Виллемом де Ситтером в 1932 году. [1] Впервые узнав об открытии Эдвином Хабблом линейной зависимости между красным смещением галактик и расстоянием до них, [ 2] Эйнштейн установил космологическую постоянную равной нулю в уравнениях Фридмана , в результате чего появилась модель расширяющейся Вселенной, известная как Вселенная Фридмана-Эйнштейна . [3] [4] В 1932 году Эйнштейн и Де Ситтер предложили еще более простую космическую модель, предположив исчезающую пространственную кривизну , а также исчезающую космологическую постоянную. Говоря современным языком, вселенную Эйнштейна-де Ситтера можно описать как космологическую модель метрической вселенной Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера (FLRW) , состоящей только из плоской материи . [5] [6] [7]
В модели Эйнштейн и де Ситтер вывели простую связь между средней плотностью материи во Вселенной и ее расширением по закону H 0 2 = кρ /3, где H 0 — постоянная Хаббла , ρ — средняя плотность материи и к — гравитационная постоянная Эйнштейна . Размер Вселенной Эйнштейна-де Ситтера меняется со временем как , в результате чего ее нынешний возраст в 2/3 раза превышает время Хаббла . Вселенная Эйнштейна-де Ситтера стала стандартной моделью Вселенной на многие годы из-за ее простоты и отсутствия эмпирических доказательств пространственной кривизны или космологической постоянной. [8] [9] Это также представляло собой важный теоретический случай Вселенной с критической плотностью материи, находящейся на грани окончательного сжатия. Однако более поздние обзоры Эйнштейна по космологии ясно показывают, что он видел в этой модели лишь одну из нескольких возможностей расширяющейся Вселенной. [10] [11] [12]
Вселенная Эйнштейна-де Ситтера была особенно популярна в 1980-х годах, после того как теория космической инфляции предсказала, что кривизна Вселенной должна быть очень близка к нулю. Этот случай с нулевой космологической постоянной подразумевает модель Эйнштейна-де Ситтера, и была разработана теория холодной темной материи , первоначально с бюджетом космической материи около 95% холодной темной материи и 5% барионов. Однако в 1990-е годы различные наблюдения, включая кластеризацию галактик и измерения постоянной Хаббла, привели к все более серьезным проблемам для этой модели. После открытия ускоряющейся Вселенной в 1998 году и наблюдений космического микроволнового фона и красного смещения галактик в 2000–2003 годах теперь общепринято, что темная энергия составляет около 70 процентов нынешней плотности энергии, в то время как холодная темная материя дает около 70 процентов нынешней плотности энергии. 25 процентов, как в современной модели Lambda-CDM .
Модель Эйнштейна-де Ситтера остается хорошим приближением к нашей Вселенной в прошлом при красных смещениях между 300 и 2, то есть намного позже эпохи доминирования радиации, но до того, как темная энергия стала важной.
