Космология - Темная энергия

Область темной энергии - очень серая область в астрономии, потому что это свободный параметр во всех уравнениях, но нет четкого представления, что именно это такое.

Начнем с уравнений Фридмана,

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

Большинство элементарных книг по космологии, все они начинаются с описания темной энергии из этого эпизода, который до наблюдений Хаббла Вселенная была замкнутой и статичной.

Теперь, чтобы Вселенная была статичной в правой части, оба члена должны совпадать, и они должны быть равны нулю, но если первый член больше, чем второй член, тогда Вселенная не будет статичной, поэтому Эйнштейн исключил свободный параметр ∧ в уравнение поля, чтобы сделать Вселенную статичной, поэтому он утверждал, что независимо от того, какой первый член сравнивается со вторым, вы всегда можете получить статическую Вселенную, если в уравнении есть еще один компонент, который может компенсировать дис- соответствие между этими двумя терминами.

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

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

Где $ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ и $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ - космологический параметр. (Отрицательный знак только из-за влечения)

В приведенном выше уравнении (уравнение ускорения) -

$ 3P / c ^ 2 $ - отрицательное давление из-за излучения,
$ -4 \ pi G / 3 $ - притяжение из-за гравитации, а
$ \ wedge / 3 $ вносит положительный вклад.

Третий член действует как сила отталкивания, потому что другая часть уравнения притягивает.

Физический смысл уравнения заключается в том, что ˙a = 0потому что не было никаких доказательств того, что Вселенная расширяется. Что, если эти два термина не совпадают друг с другом, поэтому лучше добавить компонент, и в зависимости от смещения мы всегда можем изменить значение параметра free.

В то время не было физического объяснения этих космологических параметров, поэтому, когда объяснение расширения Вселенной было открыто в 1920-х годах, когда Einstein сразу пришлось выкинуть эту константу.

Объяснение этому cosmological constant до сих пор используется, потому что объясняет другую версию Вселенной, но определение этой космологической постоянной, способ интерпретации постоянно менялись.

Теперь концепция этой космологической постоянной вернулась в космологию по многим причинам. Одна из причин заключается в том, что у нас есть наблюдения за плотностью энергии различных компонентов Вселенной (барионная энергия, темная материя, излучение), поэтому мы знаем, что это за параметр. Независимые наблюдения с использованиемcosmic microwave background показывает, что k = 0.

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

Чтобы k было 0, $ \ rho $ должно быть равно $ \ rho_c $, но все, что мы знаем, если складываем его, не дает 0, что означает, что есть какой-то другой компонент, который показывает, что он намного меньше, чем $ \ rho_c $.

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

Еще одно свидетельство темной энергии исходит от Type 1 Supernova Observationкоторое происходит, когда белый карлик аккрецирует вещество и превышает предел Чандрашекхара, который является очень точным пределом (≈ 1,4M). Теперь каждый раз, когда происходит взрыв сверхновой звезды 1-го типа, мы имеем одинаковую массу, что означает, что общая энергия связи системы одинакова и количество световой энергии, которое мы видим, одинаково.

Конечно, свет сверхновой увеличивается, а затем ослабевает, но если вы измеряете пиковую яркость, она всегда будет одинаковой, что делает его стандартным кандидатом. Итак, с помощью сверхновой типа 1, которую мы использовали для измерения космологического компонента Вселенной, астрономы обнаружили, что сверхновая с высоким красным смещением на 30-40% слабее, чем сверхновая с низким красным смещением, и это можно объяснить, если есть какие-либо несуществующие -нуль∧ срок.

В космологических моделях DE (Dark Energy)рассматривается как жидкость, а это значит, что мы можем написать для нее уравнение состояния. Уравнение состояния - это уравнение, которое связывает такие переменные, как давление, плотность, температура и объем, двух различных состояний вещества.

В измерениях мы видим,

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

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

Плотность энергии ДЭ,

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

Параметр плотности темной энергии,

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

$ \ Omega_ \ wedge $ - плотность темной энергии через критическую плотность.

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

Существует ряд теорий о темной энергии, которая отталкивает Вселенную и заставляет ее расширяться. Одна из гипотез состоит в том, что эта темная энергия может быть плотностью энергии вакуума. Предположим, что само пространство обрабатывает некоторую энергию, и когда вы подсчитываете количество барионной материи, темной материи и излучения в единице объема пространства, вы также подсчитываете количество энергии, которая связана с пространством, но это не ясно. что темная энергия на самом деле представляет собой плотность энергии вакуума.

Мы знаем, что соотношение между плотностью и масштабным фактором для темной материи и излучения:

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

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

У нас есть график масштабного коэффициента плотности в / с. На том же графике мы видим, что $ \ rho_ \ wedge $ - это константа с расширением Вселенной, которая не зависит от масштабного фактора.

На следующем изображении показано соотношение между плотностью и масштабным коэффициентом.

‘ρ’ v/s ‘a’(масштабный коэффициент, связанный со временем) на том же графике темная энергия моделируется как постоянная. Итак, какую бы темную энергию мы ни измеряли в нынешней Вселенной, она постоянна.

Что следует помнить

Независимые наблюдения с использованием космического микроволнового фона показывают, что k = 0.
$ \ rho_ \ wedge $ - это постоянная с расширением Вселенной, которая не зависит от масштабного фактора.
Гравитация также меняется со временем, что называется modified Newtonian dynamics.