Параметр замедления

Эта статья требует дополнительных ссылок для проверки . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив цитаты из надежных источников . Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. Найти источники:  «Параметр замедления»  -  новости  · газеты  · книги  · ученый  · JSTOR ( февраль 2011 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение-шаблон )

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Состав Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновой датчик анизотропии Уилкинсона (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Параметр замедления${\ displaystyle q}$ в космологии является безразмерной мерой космического ускорения от расширения пространства в вселенной Фридман-Леметр-Robertson-Walker . Это определяется:

${\ displaystyle q \ {\ stackrel {\ mathrm {def}} {=}} \ - {\ frac {{\ ddot {a}} a} {{\ dot {a}} ^ {2}}}}$

где - масштабный коэффициент Вселенной, а точками обозначены производные по собственному времени . Расширение Вселенной считается «ускоряющимся», если (недавние измерения предполагают, что это так), и в этом случае параметр замедления будет отрицательным. ^[1] Знак минус и название «параметр замедления» являются историческими; во время определения ожидалось, что оно будет отрицательным, поэтому в определение был вставлен знак минус, чтобы сделать положительным в этом случае. Поскольку свидетельства ускорения Вселенной в эпоху 1998–2003 годов теперь считаются положительными, поэтому современное значение отрицательно (хотя${\ displaystyle a}$${\ displaystyle {\ ddot {a}}> 0}$${\ Displaystyle {\ ddot {а}}}$${\ displaystyle q}$${\ Displaystyle {\ ddot {а}}}$${\ displaystyle q_ {0}}$${\ displaystyle q}$был положительным в прошлом до того, как темная энергия стала доминирующей). Обычно меняется в зависимости от космического времени, за исключением нескольких специальных космологических моделей; обозначается текущая стоимость . ${\ displaystyle q}$${\ displaystyle q_ {0}}$

Уравнение ускорения Фридмана можно записать как

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\sum _{i}(\rho _{i}+{\frac {3\,p_{i}}{c^{2}}})=-{\frac {4\pi G}{3}}\sum _{i}\rho _{i}(1+3w_{i}),}$

где сумма распространяется на различные компоненты, материю, излучение и темную энергию, - эквивалентная массовая плотность каждого компонента, - его давление и - уравнение состояния для каждого компонента. Значение равно 0 для нерелятивистской материи (барионы и темная материя), 1/3 для излучения и -1 для космологической постоянной ; для более общей темной энергии он может отличаться от -1, и в этом случае он обозначается или просто .${\displaystyle i}$${\displaystyle \rho _{i}}$${\displaystyle p_{i}}$${\displaystyle w_{i}=p_{i}/(\rho _{i}c^{2})}$${\displaystyle w_{i}}$${\displaystyle w_{DE}}$${\displaystyle w}$

Определив критическую плотность как

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$

а параметры плотности , подставленные в уравнение ускорения, дают${\displaystyle \Omega _{i}\equiv \rho _{i}/\rho _{c}}$${\displaystyle \rho _{i}=\Omega _{i}\,\rho _{c}}$

${\displaystyle q={\frac {1}{2}}\sum \Omega _{i}(1+3w_{i})=\Omega _{rad}(z)+{\frac {1}{2}}\Omega _{m}(z)+{\frac {1+3w_{DE}}{2}}\Omega _{DE}(z)\ .}$

где параметры плотности относятся к соответствующей космической эпохе. В настоящее время пренебрежимо мало, и если (космологическая постоянная) это упрощается до ${\displaystyle \Omega _{rad}\sim 10^{-4}}$${\displaystyle w_{DE}=-1}$

${\displaystyle q_{0}={\frac {1}{2}}\Omega _{m}-\Omega _{\Lambda }.}$

где параметры плотности - современные значения; при Ω _Λ + Ω _m ≈ 1 и Ω _Λ = 0,7, а затем Ω _m = 0,3, это дает оценку для параметров, оцененных по данным космического аппарата Planck . ^[2] (Обратите внимание, что CMB, как измерение с большим красным смещением, не измеряется напрямую ; но его значение может быть получено путем подгонки космологических моделей к данным CMB, а затем вычислений по другим измеренным параметрам, как указано выше).${\displaystyle q_{0}\approx -0.55}$${\displaystyle q_{0}}$${\displaystyle q_{0}}$

Производную по времени от параметра Хаббла можно записать через параметр замедления:

${\displaystyle {\frac {\dot {H}}{H^{2}}}=-(1+q).}$

За исключением умозрительного случая фантомной энергии (которая нарушает все энергетические условия), все постулируемые формы масса-энергия дают параметр замедления. Таким образом, любая нефантомная вселенная должна иметь убывающий параметр Хаббла, за исключением случая далекого будущего. модели Лямбда-CDM , где будет стремиться к -1 сверху, а параметр Хаббла будет асимптотически соответствовать постоянному значению .${\displaystyle q\geqslant -1.}$${\displaystyle q}$${\displaystyle H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}}}$

Приведенные выше результаты подразумевают, что Вселенная будет замедляться для любой космической жидкости с уравнением состояния больше, чем (любая жидкость, удовлетворяющая условию сильной энергии, делает это, как и любая форма материи, присутствующая в Стандартной модели , но исключая инфляцию). Однако наблюдения далеких сверхновых типа Ia показывают, что это отрицательно; расширение Вселенной ускоряется. Это показатель того, что гравитационному притяжению материи в космологическом масштабе более чем противодействует отрицательное давление темной энергии в форме либо квинтэссенции, либо положительной космологической постоянной .${\displaystyle w}$${\displaystyle -{\tfrac {1}{3}}}$${\displaystyle q}$

До появления первых признаков ускоряющейся Вселенной в 1998 году считалось, что во Вселенной преобладает материя с незначительным давлением. Это означало, что параметр замедления будет равен , например, для Вселенной с нулевой плотностью или для нее. Лямбда-модель. Экспериментальные попытки отличить эти случаи от сверхновых на самом деле выявили отрицательные доказательства космического ускорения, которые впоследствии стали сильнее.${\displaystyle w\approx 0.}$${\displaystyle \Omega _{m}/2}$${\displaystyle q_{0}=1/2}$${\displaystyle \Omega _{m}=1}$${\displaystyle q_{0}\sim 0.1}$${\displaystyle q_{0}\sim -0.6\pm 0.2}$

Ссылки [ править ]