Un universo de De Sitter es una solución cosmológica a las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein , que lleva el nombre de Willem de Sitter . Modela el universo como espacialmente plano y descuida la materia ordinaria, por lo que la dinámica del universo está dominada por la constante cosmológica , que se cree que corresponde a la energía oscura en nuestro universo o al campo de inflación en el universo temprano . Según los modelos de inflación y las observaciones actuales del universo en aceleración , los modelos de concordancia de la cosmología física están convergiendo en un modelo consistente en el que nuestro universo fue mejor descrito como un universo de De Sitter aproximadamente segundos después de la singularidad fiduciaria del Big Bang , y lejos en el futuro .
Un universo de De Sitter no tiene contenido de materia ordinaria, pero tiene una constante cosmológica positiva ( ) que establece la tasa de expansión . Una constante cosmológica mayor conduce a una tasa de expansión mayor:
donde las constantes de proporcionalidad dependen de convenciones.
Es común describir una parte de esta solución como un universo en expansión de la forma FLRW donde el factor de escala viene dado por [1]
donde la constante es la tasa de expansión del Hubble y es el tiempo. Como en todos los espacios FLRW, el factor de escala describe la expansión de las distancias espaciales físicas .
Exclusivo de los universos descritos por la métrica FLRW, un universo de Sitter tiene una Ley de Hubble que no solo es consistente en todo el espacio, sino también en todo el tiempo (ya que el parámetro de desaceleración es ), satisfaciendo así el principio cosmológico perfecto que supone isotropía y homogeneidad. a lo largo del espacio y del tiempo. Hay formas de representar el espacio de Sitter con coordenadas estáticas (ver Espacio de Sitter ), por lo que, a diferencia de otros modelos FLRW, el espacio de Sitter puede considerarse como una solución estática a las ecuaciones de Einstein , aunque las geodésicas seguidas por los observadores necesariamente divergen como se esperaba de la expansión de las dimensiones físicas espaciales. Como modelo para el universo, la solución de De Sitter no se consideró viable para el universo observado hasta que se desarrollaron modelos de inflación y energía oscura . Antes de eso, se suponía que el Big Bang implicaba sólo una aceptación del principio cosmológico más débil , que sostiene que la isotropía y la homogeneidad se aplican espacialmente pero no temporalmente. [2]
La expansión exponencial del factor de escala significa que la distancia física entre dos observadores cualesquiera que no aceleran eventualmente crecerá más rápido que la velocidad de la luz . En este punto, esos dos observadores ya no podrán establecer contacto. Por lo tanto, cualquier observador en un universo de De Sitter tendría horizontes cosmológicos más allá de los cuales ese observador nunca podría ver ni aprender ninguna información. Si nuestro universo se está acercando a un universo de Sitter, eventualmente no podremos observar ninguna otra galaxia que no sea nuestra propia Vía Láctea (y cualquier otra en el Grupo Local gravitacionalmente unido , suponiendo que de alguna manera sobrevivieran hasta ese momento sin fusionarse). [3]
El modelo de referencia es un modelo que consta de un universo formado por tres componentes (radiación, materia ordinaria y energía oscura) que se ajustan a los datos actuales sobre la historia del universo. Estos componentes hacen diferentes contribuciones a la expansión del universo a medida que transcurre el tiempo. Específicamente, cuando el universo está dominado por la radiación, el factor de expansión escala como , y cuando el universo está dominado por la materia . Dado que ambos crecen más lentamente que el exponencial, en el futuro el factor de escala estará dominado por el factor exponencial que representa el universo puro de De Sitter. El punto en el que esto comienza a ocurrir se conoce como punto de equivalencia materia-lambda y se cree que el universo actual está relativamente cerca de este punto. [4]
