Kozmoloji - Kara Enerji

Karanlık Enerji alanı astronomide çok gri bir alandır çünkü tüm denklemlerde serbest bir parametredir, ancak bunun tam olarak ne olduğu konusunda net bir fikir yoktur.

Friedmann'ın denklemleriyle başlayacağız,

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

Kozmoloji hakkındaki temel kitapların çoğu, hepsi Hubble'ın gözleminden önce evrenin kapalı ve durağan olduğu bu bölümdeki karanlık enerjiyi açıklamakla başlıyor.

Şimdi, evrenin sağ tarafta durağan olması için, her iki terim de eşleşmeli ve sıfır olmalıdır, ancak ilk terim ikinci terimden büyükse, o zaman evren statik olmayacak, bu nedenle Einstein serbest parametreyi bıraktı Evreni statik yapmak için alan denklemine girdi, bu yüzden ilk terim ikinci terimle karşılaştırıldığında ne olursa olsun, denklemde diski telafi edebilecek bir bileşen daha varsa her zaman statik bir bu iki terim arasında eşleşir.

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

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

$ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ ve $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ burada Kozmolojik Parametredir. (Negatif işaret sadece çekimden kaynaklanmaktadır)

Yukarıdaki denklemde (ivme denklemi) -

  • $ 3P / c ^ 2 $, radyasyondan kaynaklanan negatif basınçtır,

  • $ -4 \ pi G / 3 $, yerçekiminden kaynaklanan çekimdir ve

  • $ \ wedge / 3 $ olumlu bir katkı sağlar.

Üçüncü terim itici bir kuvvet görevi görür çünkü denklemin başka bir kısmı çekici.

Denklemin fiziksel önemi şudur: ˙a = 0çünkü evrenin genişlediğini gösteren herhangi bir kanıt yoktu. Ya bu iki terim birbiriyle eşleşmiyorsa, bir bileşen eklemek daha iyidir ve ofsete bağlı olarak her zaman serbest parametrenin değerini değiştirebiliriz.

O zamanlar bu kozmolojik parametreler hakkında fiziksel bir açıklama yoktu, bu nedenle genişleyen evrenin açıklaması 1920'lerde keşfedildiğinde, Einstein hemen bu sabiti atmak zorunda kaldı.

Bunun açıklaması cosmological constant hala kullanılıyor çünkü evrenin farklı bir versiyonunu açıklıyor, ancak bu kozmolojik sabitin tanımı, yorumlama yolu zamanla değişmeye devam ediyor.

Şimdi, bu kozmolojik sabit kavramı birçok nedenden dolayı kozmolojiye geri getirildi. Bunun nedenlerinden biri, evrenin farklı bileşenlerinin (baryonik, karanlık madde, radyasyon) enerji yoğunluğu için gözlemlerimiz olması, dolayısıyla bu parametrenin ne olduğunu biliyoruz. Kullanarak bağımsız gözlemlercosmic microwave background k = 0 olduğunu gösterir.

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

K'nin 0 olması için $ \ rho $, $ \ rho_c $ 'a eşit olmalıdır, ancak onu toplarsak bildiğimiz her şey 0 vermez; $ \ rho_c $.

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

Karanlık enerjinin bir kanıtı daha geliyor Type 1 Supernova Observationbeyaz cüce maddeyi topladığında ve çok kesin bir sınır olan Chandrashekhar sınırını aştığında (≈ 1.4M) meydana gelir. Şimdi Tip 1 Süpernova Patlaması her meydana geldiğinde, aynı kütleye sahibiz, bu da sistemin toplam bağlanma enerjisinin aynı olduğu ve görebildiğimiz ışık enerjisi miktarının aynı olduğu anlamına gelir.

Tabii ki, süpernova ışığı artar ve sonra söner, ancak en yüksek parlaklığı ölçerseniz, her zaman aynı olacak ve bu da onu standart bir aday yapar. Böylece, bir Tip 1 Süpernova ile evrenin kozmolojik bileşenini ölçmek için kullandık ve gökbilimciler, yüksek kırmızıya kayan süpernovanın, düşük kırmızıya kayan süpernovadan% 30 -% 40 daha soluk olduğunu ve herhangi bir -sıfır terim.

Kozmolojik modellerde DE (Dark Energy)bir akışkan olarak ele alınır, bu da onun için durum denklemini yazabileceğimiz anlamına gelir. Durum denklemi, maddenin iki farklı halinin Basınç, Yoğunluk, Sıcaklık ve Hacim gibi değişkenleri birbirine bağlayan denklemdir.

Boyutsal olarak görüyoruz

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

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

DE'nin enerji yoğunluğu,

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

Karanlık enerji yoğunluk parametresi,

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

$ \ Omega_ \ wedge $, kritik yoğunluk cinsinden karanlık enerjinin yoğunluğudur.

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

Evreni iten ve evrenin genişlemesine neden olan karanlık enerji hakkında bir dizi teori var. Bir hipotez, bu karanlık enerjinin bir boşluk enerjisi yoğunluğu olabileceğidir. Uzayın kendisinin bir miktar enerji işlediğini varsayalım ve uzayın birim hacmi içindeki baryonik madde, karanlık madde ve radyasyon miktarını saydığınızda, uzay ile ilişkili enerji miktarını da sayıyorsunuz, ancak bu net değil. karanlık enerjinin gerçekten bir boşluk enerjisi yoğunluğu olduğu.

Karanlık madde ve radyasyon için yoğunluk ve ölçek faktörü arasındaki ilişkinin,

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

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

Yoğunluk v / s ölçek faktör grafiğine sahibiz. Aynı grafikte $ \ rho_ \ wedge $ 'ın ölçek faktörüne bağlı olmayan evrenin genişlemesiyle sabit olduğunu görebiliriz.

Aşağıdaki görüntü, yoğunluk ve ölçek faktörü arasındaki ilişkiyi göstermektedir.

‘ρ’ v/s ‘a’(zamanla ilgili ölçek faktörü) aynı grafikte karanlık enerji sabit olarak modellenmiştir. Yani, mevcut evrende ölçtüğümüz karanlık enerji ne olursa olsun, bu bir sabittir.

Hatırlanacak noktalar

  • Kozmik mikrodalga arka planı kullanan bağımsız gözlemler k = 0 olduğunu gösterir.

  • $ \ rho_ \ wedge $, ölçek faktörüne bağlı olmayan, evrenin genişlemesiyle sabittir.

  • Yerçekimi de zamanla değişiyor modified Newtonian dynamics.