Wenn wir sehr lange extrem rotverschobene Galaxien am Rand des beobachtbaren Universums beobachten würden, wie würden sie sich verändern? Würden mehr erscheinen?

tl;dr Ihre Rotverschiebung würde zunächst abnehmen$\infty$Zu$\sim60$, dann auf erhöhen$\infty$nochmal. Und schließlich tauchen noch mehr auf.

Die Antwort auf diese Frage ist etwas nicht trivial und hängt von der Kosmologie des Universums ab, das Sie in Betracht ziehen. Aber in unserem Universum, in dem dunkle Energie angeblich die Expansion beschleunigt, kann das, was passiert, wie folgt zusammengefasst werden:

Qualitative Beschreibung

Mit der Zeit wird Licht aus immer weiter entfernten Regionen Zeit gehabt haben, uns zu erreichen, so dass ständig neue Materie in unseren (Teilchen-)Horizont eindringt. Für einen verschwindend kleinen Zeitraum die Rotverschiebung$z$dieser Materie ist unendlich, wird aber mit der Zeit abnehmen, wenn sich die Materie weiter in unser beobachtbares Universum bewegt. Irgendwann später wird die beschleunigte Expansion die Angelegenheit jedoch beschleunigen und ihre Rotverschiebung erhöhen.

Quantitative Beschreibung

Das Verhalten lässt sich am besten verstehen, wenn man sich mitbewegende Koordinaten verwendet, dh die Koordinaten, die sich zusammen mit dem Universum ausdehnen. In diesen Koordinaten bleiben Galaxien und andere Materie ortsfest (bis auf eine eigentümliche Geschwindigkeit, die für das Prinzip ohne Bedeutung ist). Das Verhältnis zwischen realen, physikalischen Entfernungen und mitbewegten Entfernungen ist

Stellen Sie sich einen Beobachter zu einer Zeit vor, als der Skalierungsfaktor des Universums war$a_1$, wobei Licht beobachtet wird, das früher emittiert wurde, als der Skalierungsfaktor war$a_2 < a_1$. Die Rotverschiebung$z_{12}$von diesem Beobachter beobachtet wird

Die numerische Lösung der Friedmann-Gleichung kann auch die Entfernung zu einem beobachteten Objekt ergeben. Auf diese Weise können Sie eine Rotverschiebung oder einen entsprechenden Skalierungsfaktor in eine Entfernung umrechnen. Aber Sie können auch das Gegenteil tun ; das heißt, konvertieren Sie jeweils eine gegebene beobachtete Rotverschiebung$t_1=t(a_1)$des Lichts, das zur Zeit emittiert wird$t_2=t(a_2)$auf eine (mitkommende) Entfernung$d_{12}$.

Ich kann den vollständigen Satz von Gleichungen hinzufügen, wenn Sie möchten, oder Sie können sich dies und diese Antworten auf Physics.SE ansehen . Im Moment habe ich sie nur in Python implementiert und das (hoffentlich) aufschlussreiche Diagramm unten gezeichnet.

Beispiel

Unten ist ein Raumzeitdiagramm , das das Universum zu jeder Zeit zeigt (entlang der$y$Achse) und dementsprechend bei allen Skalenfaktoren als Funktion der sich bewegenden Entfernungen (entlang der$x$Achse). Eine bestimmte Epoche ist eine horizontale Linie (z. B. „jetzt“), und eine bestimmte Position – auch Weltlinie genannt – liegt entlang einer vertikalen Linie (z. B. „hier“).

Horizonte im Raumzeitdiagramm

Alles, was wir beobachten, liegt auf unserem Teillichtkegel (rot), der im Laufe der Zeit auf unseren Ereignishorizont (orange) zuläuft; der Teil des Universums, den wir jemals sehen werden. Das beobachtbare Universum ist der Teil der „Jetzt“-Linie innerhalb der grünen Linien, die den Teilchenhorizont markieren.

Kurven konstanter Rotverschiebung

Die gestrichelten, cyanfarbenen Linien zeigen die wie oben beschrieben berechneten Kurven konstanter Rotverschiebung . Das heißt, zu jeder Zeit (gegeben durch einen horizontalen Schnitt Ihrer Wahl) wird eine Rotverschiebung (gegeben durch eine der gestrichelten Linien Ihrer Wahl) für Objekte beobachtet, die in einer gemeinsamen Entfernung liegen, die durch das Kreuzen dieser beiden gewählten Linien gegeben ist .

Betrachten wir als Beispiel die Galaxie mit der höchsten beobachteten Rotverschiebung, GN-z11 , die derzeit bei beobachtet wird$z=11.1$.

Die Weltlinie von GN-z11 ist als schwarze, gestrichelte Linie dargestellt, und unsere heutige Sicht auf GN-z11 ist durch einen Stern markiert, der auf unserem vergangenen Lichtkegel liegt. GN-z11 befand sich zu der Zeit, als wir es heute sehen, nicht in unserem beobachtbaren Universum; es trat erst in unseren kosmischen Horizont (die grüne Linie) ein, als das Universum gerade vorbei war$t = 4\,\mathrm{Gyr}$alt. Mit der Zeit nahm seine Rotverschiebung ab$\infty$, Zu$100$bei$t\sim6\,\mathrm{Gyr}$, Zu$30$bei$t\sim8\,\mathrm{Gyr}$, Zu$11.1$Heute.

In Zukunft wird die Rotverschiebung von GN-z11 weiter auf etwa abnehmen$t\sim20\,\mathrm{Gyr}$, zu welchem ​​Zeitpunkt wir es beobachten werden$z\sim9$. Danach wird es ohne Grenzen steigen.

Beispiel #2

Jetzt fragst du gezielt nach "extrem rotverschobenen Galaxien", also jetzt erscheinenden Galaxien (die wir "beim Urknall" und damit noch nicht als Galaxie sehen würden). Die Distanz zu einer solchen (Proto-)Galaxie — nennen wir sie "$\textsf{uhoh}$" — wäre (fast) gleich der Entfernung zum Teilchenhorizont. Seine Weltlinie ist im Raumzeitdiagramm markiert, und wie angedeutet, werden wir sehen, wie seine Rotverschiebung abnimmt$\infty$Zu$z\simeq60$, und zurück zu$\infty$.

Wenn wir beobachten$z_\mathsf{uhoh}\simeq60$, das Zeitalter des Universums wird gerade vorbei sein$t=30\,\mathrm{Gyr}$, aber wir werden sehen$\textsf{uhoh}$wie es war, als das Universum war$t\simeq\mathrm{200}\,\mathrm{Myr}$was zufällig genau zu der Zeit war, als sich die ersten Galaxien bildeten.

Dies kann man daran erkennen, dass die Weltlinie von$\textsf{uhoh}$nur streift die$z_\mathrm{obs}=60$Linie bei$t\sim30\,\mathrm{Gyr}$, dann nach dem$45\circ$Linie vom Punkt$\{t,d\}=\{30,0\}$(unser vergangener Lichtkegel in der Zukunft) zurück zu$\textsf{uhoh}$'s Weltlinie, da sich diese Linien bei kreuzen$t\simeq200\,\mathrm{Gyr}$.

In ferner Zukunft, als$z_\mathsf{uhoh}\rightarrow\infty$, wir werden sehen$\textsf{uhoh}$konvergieren auf ein Alter von$t\simeq500\,\mathrm{Myr}$, denn hier ist es$\textsf{uhoh}$überquert unseren Ereignishorizont.