我们分析研究了宇宙膨胀对施瓦西黑洞阴影的影响。我们假设膨胀仅由宇宙常数驱动,并使用Kottler(或Schwarzschild–de Sitter)时空作为嵌入de Sitter-宇宙中的Schwarzschild黑洞的模型。我们计算了与宇宙膨胀共存的观测者阴影的角半径。研究发现,当移动观测器接近无穷大时,阴影的角半径收缩到一个非零的有限值。
内政部:https://doi.org/10.103/PhysRevD.97.104062
©2018美国物理学会
沃尔克·佩利克1,*,Oleg Yu。楚普科2,†、和Gennady S.Bisnovatyi-Kogan公司2,3,‡
第97卷,第。2018年5月10日至15日
Kottler时空的Carter-Penrose图。这张照片只显示了时空中与我们相关的部分:外部通信领域我,黑洞区域我我以及(未来)宇宙视野之外的区域我我我信号(即面向未来的因果世界线)始于外部通信领域的某处,可能会做三件事之一:(i)它可能留在内部我永远,接近未来的时间无限我+;例如,在第页=三米(ii)它可能会穿过黑洞地平线,并在第页=0;例如,正在引入的放射状光测地线。(iii)它可能跨越宇宙视界,走向未来的零无限ℐ+;例如,向外辐射的类光测地线-Gibbons和Hawking首先确定了(最大)Kottler时空的Carter-Penrose图[19]。
角度的定义θ.
Kottler时空中静态观察者看到的阴影的形成。Kottler度量的黑洞事件视界为第页H(H)1宇宙事件视界第页H(H)2。观测者处于径向坐标第页O(运行)在不损失一般性的情况下,我们考虑赤道平面上的光线,并假设观测器位于x个-轴。如果观察者“向过去发射光线”,其中一些光线会在第页H(H)1而其他人,在接近黑洞后,在第页H(H)2这两类之间的边界情况是在第页=三米其中充满了不稳定的圆光轨道。如果光源分布在外部通信区域的任何地方,而不是黑洞和观察者之间,则由螺旋向光子球的光线包围的圆锥体将是空的,因此观察者将把阴影视为具有角半径的黑盘θ统计。我们已经通过直线虚线将切线延伸到坐标图中这些光线的初始方向,直至平面x个=0这个虚线锥并没有坐标依赖意义,但它表明了朴素欧几里德公式的应用棕褐色的θ统计=三米/第页O(运行)给出的阴影角半径小于正确的半径。还要注意,欧几里德公式与Λ而正确的答案是(14),不是。
角半径θ统计相对于观察者位置绘制的阴影第页O(运行)。图片用于Λ/三=H(H)0/c(c)=0.15 米−1.虚线(红色)表示地平线第页=第页H(H)1和第页=第页H(H)2.
移动观察员的世界观第页−t吨坐标系。如图所示4,我们选择了Λ/三=H(H)0/c(c)=0.15 米−1移动观察者的世界线显示在两个地平线之间的区域,同样用虚线(红色)标记。这与区域相对应我在图中1如果延伸到宇宙视界之外,移动的观测者的世界线将填满这些区域我和我我我在图中1终止于ℐ+.
三速v(v)在同一事件中,相对于静态观察者的移动观察者,绘制为半径坐标的函数第页O(运行)。如前所示,我们选择了Λ/三=H(H)0/c(c)=0.15 米−1虚线(红色)表示地平线。
角半径θ科莫夫相对于观察者位置绘制的阴影第页O(运行)和以前一样,我们选择了Λ/三=H(H)0/c(c)=0.15 米−1虚线(红色)表示地平线。
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