कॉस्मोलॉजी - डार्क एनर्जी
डार्क एनर्जी का क्षेत्र खगोल विज्ञान में एक बहुत ही ग्रे क्षेत्र है क्योंकि यह सभी समीकरणों में एक निशुल्क पैरामीटर है, लेकिन कोई स्पष्ट विचार नहीं है कि वास्तव में यह क्या है।
हम फ्राइडमैन के समीकरणों के साथ शुरुआत करेंगे,
$ $ \ बाईं (\ frac {\ _ {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} $$
ब्रह्माण्ड विज्ञान पर अधिकांश प्राथमिक पुस्तकें, वे सभी इस कड़ी से अंधेरे ऊर्जा का वर्णन करने के साथ शुरू करते हैं कि हबल के अवलोकन से पहले, ब्रह्मांड बंद और स्थिर है।
अब, ब्रह्मांड के दाईं ओर स्थिर होने के लिए, दोनों शब्दों का मिलान होना चाहिए और वे शून्य होने चाहिए, लेकिन यदि पहला शब्द दूसरे शब्द से अधिक है, तो ब्रह्मांड स्थिर नहीं होगा, इसलिए आइंस्टीन ने मुक्त पैरामीटर को गिरा दिया ∧ ब्रह्मांड को स्थिर बनाने के लिए क्षेत्र समीकरण में, इसलिए उन्होंने तर्क दिया कि दूसरे कार्यकाल की तुलना में पहला शब्द क्या है, आप हमेशा एक स्थिर ब्रह्मांड प्राप्त कर सकते हैं यदि समीकरण में एक और घटक है, जो डिस की भरपाई कर सकता है- इन दो शब्दों के बीच मेल।
$ $ \ बाईं (\ frac {\ _ {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} + \ frac {\ _ वेज} {3} $ $
$$ \ left (\ frac {\ _ d {{a}} {a \ right) = - \ frac {4 \ pi G} {3} \ left (\ rho + \ frac {3P} {c ^ 2}} दाएं) + \ _ frac {\ _ वेज} {3} $ $
जहाँ $ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ और $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ कॉस्मोलॉजिकल पैरामीटर है। (नकारात्मक संकेत केवल आकर्षण के कारण है)
उपरोक्त समीकरण (त्वरण समीकरण) में -
$ 3P / c ^ 2 $ विकिरण के कारण ऋणात्मक दबाव है,
$ -4 \ pi G / 3 $ गुरुत्वाकर्षण के कारण आकर्षण है, और
$ \ wedge / 3 $ सकारात्मक योगदान देता है।
तीसरा शब्द एक प्रतिकारक बल के रूप में कार्य करता है क्योंकि समीकरण का एक और हिस्सा आकर्षक है।
समीकरण का भौतिक महत्व है ˙a = 0क्योंकि कोई भी सबूत नहीं था जो दर्शाता है कि ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। क्या होगा अगर ये दो पद एक दूसरे के साथ मेल नहीं खा रहे हैं, इसलिए एक घटक जोड़ना बेहतर है और ऑफसेट के आधार पर हम हमेशा मुक्त पैरामीटर के मूल्य को बदल सकते हैं।
उस समय इस ब्रह्माण्ड संबंधी मापदंडों के बारे में कोई भौतिक व्याख्या नहीं थी, यही कारण है कि जब 1920 में विस्तार ब्रह्मांड की खोज की गई थी, जहां Einstein तुरंत इस स्थिरांक को बाहर फेंकना पड़ा।
इसका स्पष्टीकरण cosmological constant अभी भी उपयोग में है क्योंकि यह ब्रह्मांड के एक अलग संस्करण की व्याख्या करता है, लेकिन इस ब्रह्मांडीय स्थिरांक की परिभाषा, व्याख्या का तरीका समय के साथ बदलता रहा।
अब इस ब्रह्मांडीय स्थिरांक की अवधारणा को कई कारणों से ब्रह्मांड विज्ञान में वापस लाया गया है। इसका एक कारण यह है कि, हमारे पास ब्रह्माण्ड के विभिन्न घटकों (बैरोनिक, डार्क मैटर, विकिरण) के ऊर्जा घनत्व के लिए अवलोकन है, इसलिए हम जानते हैं कि यह पैरामीटर क्या है। का उपयोग करते हुए स्वतंत्र अवलोकनcosmic microwave background दिखाता है कि के = 0।
$ $ CMB, k = 0 \: \ rho = \ rho_c = \ frac {3H_0 ^ 2} {8 \ pi G} \ लगभग 10 \: हाइड्रोजन \: परमाणु। ^ {- 3}}
के लिए 0 होना चाहिए, $ \ rho $ $ $ rho_c $ के बराबर होना चाहिए, लेकिन हम जो कुछ भी जानते हैं अगर हम इसे जोड़ते हैं जो 0 नहीं देता है, जिसका अर्थ है कि कुछ अन्य घटक है जो दिखाता है कि यह बहुत कम है $ \ rho_c $।
$ $ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ {rad} << \ rho_c $$
डार्क एनर्जी का एक और सबूत इससे मिलता है Type 1 Supernova Observationजो तब होता है जब श्वेत बौना पदार्थ को ग्रहण करता है और चंद्रशेखर सीमा से अधिक हो जाता है, जो एक बहुत ही सटीक सीमा (M 1.4M) है। अब हर बार जब टाइप 1 सुपरनोवा धमाका होता है, तो हमारे पास एक ही द्रव्यमान होता है जिसका मतलब है कि सिस्टम की कुल बाध्यकारी ऊर्जा समान है और जितनी प्रकाश ऊर्जा हम देख सकते हैं, उतनी ही है।
बेशक, सुपरनोवा प्रकाश बढ़ता है और फिर बेहोश हो जाता है, लेकिन अगर आप चोटी की चमक को मापते हैं तो यह हमेशा वही होता है जो इसे एक मानक उम्मीदवार बनाता है। इसलिए, एक प्रकार 1 सुपरनोवा के साथ हम ब्रह्मांड के ब्रह्माण्ड संबंधी घटक को मापने के लिए इस्तेमाल किया और खगोलविदों ने पाया कि उच्च लाल पारी के साथ सुपरनोवा 30% है - कम लाल पारी सुपरनोवा की तुलना में 40% बेहोशी है और यह समझाया जा सकता है कि क्या कोई गैर है शून्य∧ अवधि।
कॉस्मोलॉजिकल मॉडल में DE (Dark Energy)एक तरल पदार्थ के रूप में माना जाता है, जिसका अर्थ है कि हम इसके लिए राज्य का समीकरण लिख सकते हैं। राज्य का समीकरण वह समीकरण है जो पदार्थ के दो अलग-अलग अवस्थाओं जैसे दबाव, घनत्व, तापमान और आयतन को जोड़ता है।
सामान्य रूप से हम देखते हैं,
$$ \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho = \ frac {\ wedge} {3} 5%
$ $ \ rho_ \ wedge = \ frac {\ wedge} {8 \ pi G} $ $
DE का ऊर्जा घनत्व,
$$ \ epsilon_ \ wedge = \ rho_ \ wedge \ ast c ^ 2 = \ frac {\ wedge c ^ 2} {8 \ pi G} $ $
डार्क एनर्जी डेंसिटी पैरामीटर,
$$ \ Omega_ \ wedge = \ frac {\ rho_ \ wedge} {\ rho_c} $ $
$ \ Omega_ \ wedge $ अंधेरे घनत्व का घनत्व महत्वपूर्ण घनत्व के संदर्भ में है।
$ $ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ \ wedge $ $
डार्क एनर्जी के बारे में कई सिद्धांत हैं, जो ब्रह्मांड को खदेड़ रहे हैं और जिससे ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। एक परिकल्पना यह है कि यह गहरी ऊर्जा एक वैक्यूम ऊर्जा घनत्व हो सकती है। मान लीजिए कि अंतरिक्ष खुद कुछ ऊर्जा का प्रसंस्करण कर रहा है और जब आप अंतरिक्ष की इकाई मात्रा के भीतर बायोनिक पदार्थ, डार्क मैटर और विकिरण की मात्रा की गणना करते हैं, तो आप ऊर्जा की मात्रा भी गिन रहे हैं जो अंतरिक्ष से जुड़ी है, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि अंधेरे ऊर्जा वास्तव में एक वैक्यूम ऊर्जा घनत्व है।
हम जानते हैं कि घनत्व और डार्क फैक्टर और रेडिएशन के पैमाने के बीच संबंध हैं,
$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 3} $ $
$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $ $
हमारे पास घनत्व v / s स्केल फैक्टर प्लॉट है। उसी भूखंड में, हम देख सकते हैं कि $ \ rho_ \ wedge $ ब्रह्मांड के विस्तार के साथ एक स्थिर है जो स्केल फैक्टर पर निर्भर नहीं करता है।
निम्न छवि घनत्व और पैमाने कारक के बीच संबंध को दर्शाती है।
‘ρ’ v/s ‘a’(स्केल फैक्टर जो समय से संबंधित है) उसी ग्राफ में, डार्क एनर्जी को एक स्थिरांक के रूप में तैयार किया जाता है। इसलिए, हम वर्तमान ब्रह्मांड में जो भी अंधेरे ऊर्जा को मापते हैं, वह एक स्थिर है।
याद दिलाने के संकेत
कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड का उपयोग करने वाली स्वतंत्र टिप्पणियों से पता चलता है कि k = 0।
$ \ rho_ \ wedge $ ब्रह्मांड के विस्तार के साथ एक स्थिर है जो स्केल फैक्टर पर निर्भर नहीं करता है।
गुरुत्वाकर्षण भी समय के साथ बदल रहा है जिसे कहा जाता है modified Newtonian dynamics।