Kosmologia - ciemna energia

Obszar ciemnej energii jest bardzo szarym obszarem w astronomii, ponieważ jest wolnym parametrem we wszystkich równaniach, ale nie ma jasnego pojęcia, co to dokładnie jest.

Zaczniemy od równań Friedmanna,

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

Większość podstawowych książek o kosmologii, wszystkie zaczynają się od opisu ciemnej energii z tego epizodu, że przed obserwacją Hubble'a wszechświat jest zamknięty i statyczny.

Teraz, aby wszechświat był statyczny po prawej stronie, oba wyrazy powinny być zgodne i powinny wynosić zero, ale jeśli pierwszy człon jest większy niż drugi, to wszechświat nie będzie statyczny, więc Einstein porzucił dowolny parametr ∧ do równania pola, aby uczynić wszechświat statycznym, więc argumentował, że bez względu na to, jaki składnik pierwszy jest porównywany z drugim, zawsze można uzyskać statyczny wszechświat, jeśli w równaniu jest jeszcze jeden składnik, który może skompensować dys- pasuje między tymi dwoma terminami.

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

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

Gdzie $ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ i $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ to parametr kosmologiczny. (Znak minus jest tylko z powodu przyciągania)

W powyższym równaniu (równanie przyspieszenia) -

• 3 $ P / c ^ 2 $ to podciśnienie spowodowane promieniowaniem,

• $ -4 \ pi G / 3 $ to przyciąganie spowodowane grawitacją, a

• $ \ wedge / 3 $ ma pozytywny wpływ.

Trzeci człon działa jako siła odpychająca, ponieważ inna część równania jest atrakcyjna.

Fizyczne znaczenie tego równania jest takie ˙a = 0ponieważ nie było żadnych dowodów wskazujących, że wszechświat się rozszerza. A co jeśli te dwa terminy nie pasują do siebie, więc lepiej jest dodać komponent iw zależności od offsetu zawsze możemy zmienić wartość parametru free.

W tamtym czasie nie było fizycznego wyjaśnienia tych parametrów kosmologicznych, dlatego też, gdy wyjaśnienie rozszerzającego się wszechświata zostało odkryte w latach dwudziestych XX wieku, Einstein natychmiast musiałem wyrzucić tę stałą.

Wyjaśnienie tego cosmological constant jest nadal w użyciu, ponieważ wyjaśnia inną wersję wszechświata, ale definicja tej stałej kosmologicznej, sposób interpretacji zmieniał się w czasie.

Teraz koncepcja tej stałej kosmologicznej została przywrócona do kosmologii z wielu powodów. Jednym z powodów jest to, że mamy obserwacje gęstości energii różnych składników Wszechświata (barionowej, ciemnej materii, promieniowania), więc wiemy, jaki jest ten parametr. Niezależne obserwacje przy użyciucosmic microwave background pokazuje, że k = 0.

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

Aby k było równe 0, $ \ rho $ powinno być równe $ \ rho_c $, ale wszystko, co wiemy, jeśli dodamy to, co nie daje 0, co oznacza, że ​​istnieje inny składnik, który pokazuje, że jest znacznie mniejszy niż $ \ rho_c $.

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

Jeszcze jeden dowód ciemnej energii pochodzi z Type 1 Supernova Observationco ma miejsce, gdy biały karzeł nagromadzi materię i przekroczy granicę Chandrashekhar, która jest bardzo precyzyjną granicą (≈ 1,4 M). Teraz za każdym razem, gdy dochodzi do wybuchu supernowej typu 1, mamy taką samą masę, co oznacza, że ​​całkowita energia wiązania układu jest taka sama, a ilość energii światła, którą widzimy, jest taka sama.

Oczywiście światło supernowej wzrasta, a następnie słabnie, ale jeśli mierzysz szczytową jasność, zawsze będzie ona taka sama, co czyni ją standardowym kandydatem. Tak więc za pomocą supernowej typu 1 wykorzystaliśmy do pomiaru kosmologicznego składnika Wszechświata, a astronomowie odkryli, że supernowa z dużym przesunięciem ku czerwieni jest o 30% - 40% słabsza niż supernowa o niskim przesunięciu ku czerwieni i można to wyjaśnić, jeśli nie ma -zero∧ semestr.

W modelach kosmologicznych DE (Dark Energy)jest traktowany jako płyn, co oznacza, że ​​możemy dla niego zapisać równanie stanu. Równanie stanu jest równaniem, które łączy zmienne, takie jak ciśnienie, gęstość, temperatura i objętość, dwóch różnych stanów materii.

Wymiarowo widzimy,

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

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

Gęstość energii DE,

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

Parametr gęstości energii ciemnej,

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

$ \ Omega_ \ wedge $ to gęstość ciemnej energii pod względem gęstości krytycznej.

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

Istnieje wiele teorii na temat ciemnej energii, która odpycha wszechświat i powoduje jego rozszerzanie się. Jedna z hipotez głosi, że ta ciemna energia może być gęstością energii próżni. Załóżmy, że sama przestrzeń przetwarza pewną energię i kiedy policzysz ilość materii barionowej, ciemnej materii i promieniowania w jednostkowej objętości przestrzeni, liczysz również ilość energii związanej z przestrzenią, ale nie jest to jasne że ciemna energia jest w rzeczywistości gęstością energii próżni.

Wiemy, że związek między gęstością a współczynnikiem skali dla ciemnej materii i promieniowania to:

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

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

Mamy wykres współczynnika skali gęstości v / s. Na tym samym wykresie widzimy, że $ \ rho_ \ wedge $ jest stałą z ekspansją wszechświata, która nie zależy od współczynnika skali.

Poniższy obraz przedstawia zależność między gęstością a współczynnikiem skali.

‘ρ’ v/s ‘a’(współczynnik skali, który jest powiązany z czasem) na tym samym wykresie ciemna energia jest modelowana jako stała. Zatem każda ciemna energia, którą mierzymy w obecnym wszechświecie, jest stałą.

Punkty do zapamiętania

• Niezależne obserwacje przy użyciu kosmicznego mikrofalowego tła pokazują, że k = 0.

• $ \ rho_ \ wedge $ jest stałą z rozszerzaniem wszechświata, która nie zależy od współczynnika skali.

• Grawitacja również zmienia się z czasem, co się nazywa modified Newtonian dynamics.