Kosmologie - Dunkle Energie

Das Gebiet der Dunklen Energie ist in der Astronomie ein sehr graues Gebiet, da es in allen Gleichungen ein freier Parameter ist, aber es gibt keine klare Vorstellung davon, was genau dies ist.

Wir werden mit den Friedmannschen Gleichungen beginnen,

$$ \ left (\ frac {\ dot {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} $$

Die meisten elementaren Bücher über Kosmologie beginnen mit der Beschreibung der dunklen Energie aus dieser Episode, dass das Universum vor Hubbles Beobachtung geschlossen und statisch ist.

Damit das Universum auf der rechten Seite statisch ist, sollten beide Terme übereinstimmen und Null sein. Wenn der erste Term jedoch größer als der zweite Term ist, ist das Universum nicht statisch, sodass Einstein den freien Parameter fallen ließ ∧ in die Feldgleichung, um das Universum statisch zu machen, so argumentierte er, dass unabhängig davon, was der erste Term mit dem zweiten Term verglichen wird, man immer ein statisches Universum erhalten kann, wenn es eine weitere Komponente in der Gleichung gibt, die die Störung kompensieren kann Übereinstimmung zwischen diesen beiden Begriffen.

$$ \ left (\ frac {\ dot {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} + \ frac {\ wedge} {3} $$

$$ \ left (\ frac {\ ddot {a}} {a} \ right) = - \ frac {4 \ pi G} {3} \ left (\ rho + \ frac {3P} {c ^ 2} \ rechts) + \ frac {\ wedge} {3} $$

Wobei $ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ und $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ der kosmologische Parameter ist. (Negatives Vorzeichen ist nur wegen der Anziehung)

In der obigen Gleichung (Beschleunigungsgleichung) -

$ 3P / c ^ 2 $ ist der Unterdruck aufgrund von Strahlung,
$ -4 \ pi G / 3 $ ist die Anziehungskraft aufgrund der Schwerkraft und
$ \ wedge / 3 $ leistet einen positiven Beitrag.

Der dritte Term wirkt als Abstoßungskraft, weil ein anderer Teil der Gleichung attraktiv ist.

Die physikalische Bedeutung der Gleichung ist die folgende ˙a = 0weil es keine Beweise gab, die zeigen, dass sich das Universum ausdehnt. Was ist, wenn diese beiden Begriffe nicht miteinander übereinstimmen? Es ist daher besser, eine Komponente hinzuzufügen, und je nach Versatz können wir den Wert des freien Parameters jederzeit ändern.

Zu dieser Zeit gab es keine physikalische Erklärung für diese kosmologischen Parameter, weshalb, als die Erklärung des expandierenden Universums in den 1920er Jahren entdeckt wurde, wo Einstein musste sofort diese Konstante rauswerfen.

Die Erklärung dafür cosmological constant wird immer noch verwendet, weil es eine andere Version des Universums erklärt, aber die Definition dieser kosmologischen Konstante, die Art der Interpretation, änderte sich mit der Zeit.

Nun wurde das Konzept dieser kosmologischen Konstante aus vielen Gründen auf die Kosmologie zurückgeführt. Einer der Gründe ist, dass wir Beobachtungen zur Energiedichte verschiedener Komponenten des Universums (Baryon, Dunkle Materie, Strahlung) haben, sodass wir wissen, was dieser Parameter ist. Unabhängige Beobachtungen mitcosmic microwave background zeigt, dass k = 0 ist.

$$ CMB, k = 0 \: \ rho = \ rho_c = \ frac {3H_0 ^ 2} {8 \ pi G} \ ca. 10 \: Wasserstoff \: Atome.m ^ {- 3} $$

Damit k 0 ist, sollte $ \ rho $ gleich $ \ rho_c $ sein, aber alles, was wir wissen, wenn wir es addieren, ergibt nicht 0, was bedeutet, dass es eine andere Komponente gibt, die zeigt, dass es viel kleiner als ist $ \ rho_c $.

$$ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ {rad} << \ rho_c $$

Ein weiterer Beweis für dunkle Energie kommt von der Type 1 Supernova ObservationDies tritt auf, wenn der Weiße Zwerg die Materie anreichert und die Chandrashekhar-Grenze überschreitet, die eine sehr genaue Grenze ist (≈ 1,4 M). Jedes Mal, wenn eine Supernova-Explosion vom Typ 1 auftritt, haben wir dieselbe Masse, was bedeutet, dass die gesamte Bindungsenergie des Systems gleich ist und die Menge an Lichtenergie, die wir sehen können, gleich ist.

Natürlich nimmt das Supernova-Licht zu und fällt dann in Ohnmacht, aber wenn Sie die Spitzenhelligkeit messen, wird es immer gleich sein, was es zu einem Standardkandidaten macht. Mit einer Supernova vom Typ 1 haben wir die kosmologische Komponente des Universums gemessen, und Astronomen stellten fest, dass die Supernova mit hoher Rotverschiebung 30% - 40% schwächer ist als die Supernova mit niedriger Rotverschiebung, und es kann erklärt werden, ob es keine gibt -Null∧ Begriff.

In kosmologischen Modellen DE (Dark Energy)wird als Flüssigkeit behandelt, was bedeutet, dass wir die Zustandsgleichung dafür schreiben können. Die Zustandsgleichung ist die Gleichung, die die Variablen wie Druck, Dichte, Temperatur und Volumen zweier verschiedener Zustände der Materie verbindet.

Dimensional sehen wir,

$$ \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho = \ frac {\ wedge} {3} $$

$$ \ rho_ \ wedge = \ frac {\ wedge} {8 \ pi G} $$

Energiedichte von DE,

$$ \ epsilon_ \ wedge = \ rho_ \ wedge \ ast c ^ 2 = \ frac {\ wedge c ^ 2} {8 \ pi G} $$

Dunkler Energiedichteparameter,

$$ \ Omega_ \ wedge = \ frac {\ rho_ \ wedge} {\ rho_c} $$

$ \ Omega_ \ wedge $ ist die Dichte der dunklen Energie in Bezug auf die kritische Dichte.

$$ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ \ wedge $$

Es gibt eine Reihe von Theorien über dunkle Energie, die das Universum abstoßen und dazu führen, dass sich das Universum ausdehnt. Eine Hypothese ist, dass diese dunkle Energie eine Vakuumenergiedichte sein könnte. Angenommen, der Raum selbst verarbeitet etwas Energie, und wenn Sie die Menge an baryonischer Materie, dunkler Materie und der Strahlung innerhalb des Raumvolumens zählen, zählen Sie auch die Energiemenge, die mit dem Raum verbunden ist, aber es ist nicht klar dass die dunkle Energie wirklich eine Vakuumenergiedichte ist.

Wir wissen, dass die Beziehung zwischen Dichte und Skalierungsfaktor für dunkle Materie und Strahlung ist,

$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 3} $$

$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $$

Wir haben das Diagramm des Dichte-V / S-Skalierungsfaktors. In derselben Darstellung können wir sehen, dass $ \ rho_ \ wedge $ eine Konstante mit der Expansion des Universums ist, die nicht vom Skalierungsfaktor abhängt.

Das folgende Bild zeigt die Beziehung zwischen Dichte und Skalierungsfaktor.

‘ρ’ v/s ‘a’(Skalierungsfaktor, der sich auf die Zeit bezieht) In demselben Diagramm wird die Dunkle Energie als Konstante modelliert. Was auch immer dunkle Energie wir im gegenwärtigen Universum messen, es ist eine Konstante.

Punkte, die man sich merken sollte

Unabhängige Beobachtungen unter Verwendung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zeigen, dass k = 0 ist.
$ \ rho_ \ wedge $ ist eine Konstante mit der Expansion des Universums, die nicht vom Skalierungsfaktor abhängt.
Die Schwerkraft ändert sich auch mit der Zeit, die genannt wird modified Newtonian dynamics.