宇宙視界

宇宙視界（英語：Cosmological Horizon），是指能夠接收信息的可測量距離。這種對觀測的限制來源於廣義相對論，和宇宙學標準模型。宇宙學視界界定了我們可觀測宇宙的範圍。本文將解釋宇宙學上的幾種不同的視界的定義。本文中所用的距離單位是千秒差距（Kpc）或百萬秒差距（Mpc）。

粒子視界

粒子視界是指在某個時刻${\displaystyle t=t_{0}}$的觀察者能夠接收到其他地方的光信號的邊界。粒子視界代表我們能夠從過去獲取信息的最遠距離，通常這也是可觀測宇宙的大小。其對應的視界半徑可表示為：

${\displaystyle d_{H}=a(t_{0})\int _{0}^{t_{0}}ca(t)^{-1}\mathrm {d} t}$，

其中 ${\displaystyle a(t)}$對應於FRW度規中的尺度因子。

事件視界

事件視界跟粒子視界有所不同，粒子視界是指在某個指定時刻遠處光子能夠到達觀察者的最遠同移距離，而事件視界指的是某個時刻發射的光子在未來所能傳播的最大同移距離，這裡所說的未來時間由時空幾何本身決定，值得一提的是它未必是正無窮。一般時刻t發出的光子對應的固有距離可表示為：

${\displaystyle d_{e}(t)=a(t)\int _{t}^{t_{max}}ca(t')^{-1}\mathrm {d} t'}$，

其中${\displaystyle t_{max}}$是宇宙坐標系時間軸的最大值，當宇宙一直膨脹時，它是正無窮。在宇宙學標準模型中，${\displaystyle d_{e}(t_{0})<\infty }$。

哈勃視界

所謂的哈勃視界指的是如果宇宙不膨脹的話，一個光子可以傳播的距離，這個距離是 ${\displaystyle \chi =ct}$， 其中t是從大爆炸開始的回視時間（宇宙年齡），根據弗里德曼方程，

${\displaystyle t=\int _{0}^{a}{\frac {}{H_{0}{\sqrt {\Omega _{\gamma }a^{-2}+\Omega _{m}a^{-1}+\Omega _{\Lambda }a^{2}}}}}\mathrm {d} a}$

其中${\displaystyle H_{0}}$是哈勃常數，${\displaystyle \Omega _{\gamma }}$,${\displaystyle \Omega _{m}}$,${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$是密度參數，分別對應輻射、物質、暗能量的相對能量密度。今天大概的 ${\displaystyle \chi _{0}\approx {\frac {c}{H_{0}}}}$,

算得哈勃視界半徑約為4.2Gpc。注意，這個尺度不是真正物理的尺度，但是由於歷史的原因，通常我們用這個名詞表示宇宙的半徑。

未來視界

在一個正在加速膨脹的宇宙中，事件在未來無窮遠（${\displaystyle t\to \infty }$）將不可能被觀測到，這是因為在比如指數膨脹的德西特時空中，事件信號將會被紅移到無限長的波長，直至不可探測到。若以今天的固有距離來衡量，這給出了可以接收信號的最遠距離的一個上限。更確切的說，選定參考系中同一時刻不同空間位置發生的某些事件將永遠不可能被我們觀測到，即使我們可以觀測到過去同一空間位置的事件的信號。也就是說，我們可以一直接收到此地事件發出的信號，但是無論多長時間，我們也不可能接受到那個空間位置事件發生的信號。實際上，從那個空間位置發出的信號的能量將會越來越弱，頻率也會越來越低，也就是說不可觀測到。在一個暗能量主導的加速膨脹的宇宙中，尺度因子指數增長，在Kapteyn宇宙中被引力所束縛的銀河系最終也將變得不可觀測。

參考文獻