ド・ジッター宇宙のソースを表示

{{出典の明記|date=2008年3月}}
'''ド・ジッター宇宙'''（ド・ジッターうちゅう、De Sitter universe）とは、[[ウィレム・ド・ジッター]]が解いた[[アルベルト・アインシュタイン]]の[[一般相対性理論]]の[[重力場方程式]]の三つの解のうちの一つの解であり、密度と圧力がともにゼロで、[[宇宙項]]が正の値をとる宇宙である。この解はド・ジッターの名をとってド・ジッター宇宙と呼ばれるようになった。

この模型では、宇宙は空間的に平坦であり、普通の物質を無視し、そして宇宙の力学は[[宇宙定数]]により支配されている。この宇宙定数は[[ダークエネルギー]]に相当すると考えられている。

== 数式 ==
ド・ジッター宇宙は、普通の物質は含まないが、'''膨張率H'''を決める正の[[宇宙定数]]をもつ。宇宙定数が大きいほど、膨張率も大きくなる。

{{indent|<math>H \propto \frac{\sqrt{\Lambda}}{M_{pl}}</math>,}}

[[比例]]定数は、慣例に従う。宇宙定数は <math>{\Lambda}</math> であり <math>M_{pl}</math> は[[プランク質量]]である。

一般に、この解のパッチは、[[フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量]] (FLRW) の膨張する宇宙として示される。[[スケール因子 (宇宙論)|スケール因子]] は、以下で与えられる。

{{indent|<math>a(t) = e^{Ht} \,</math>,}}

定数'''H'''はハッブル定数であり'''t'''は時刻 (time) である。FLRWの空間では'''スケール因子''' <math>a(t)</math> は、[[空間の測定膨張]] ([[:en:Metric expansion of space]]) を示す。

=== 光速より速く離れると ===
スケール因子の指数関数的膨張は、二つの加速していない[[観測者]]は、最終的には、[[光速]]より速く離れることを示している。二つの観測者が光速より速く離れる時点になると、観測者はもはや接触することができない。そのため、ド・ジッター宇宙での観測者は、[[事象の地平面]]を見ることになる。観測者は、事象の地平面の先は、何も見ることができず、またいかなる情報も取得することはない。もし私たちの宇宙がド・ジッター宇宙に近づいているのなら、私たちはいつか、[[天の川]]や重力に束縛されている[[局所銀河群]]以外の[[銀河]]を観測することができなくなる。<ref>銀河群、[[銀河団]]は、重力に束縛されているが、[[超銀河団]]は重力に束縛されていないため。</ref>

== 宇宙のインフレーションの模型 ==
ド・ジッター宇宙は、最初期宇宙における[[宇宙のインフレーション]]に応用される。宇宙のインフレーション模型の多くは、ド・ジッター宇宙に近似しており、時間に依存するハッブル定数を与えている。膨張している現実の宇宙ではなくド・ジッター宇宙を使うと、最初期宇宙のインフレーションは、より単純に計算される。ド・ジッター宇宙を利用することにより、膨張は指数関数的となるが、多くの単純化が可能となる。

== 脚注 ==
{{reflist}}

{{DEFAULTSORT:としつたあうちゆう}}
[[Category:宇宙論]]
[[Category:一般相対性理論における厳密解]]
[[Category:ウィレム・ド・ジッター]]
[[Category:天文学に関する記事]]
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