Космология — Темная Энергия

Область Темной Энергии является очень серой областью в астрономии, потому что это свободный параметр во всех уравнениях, но нет ясного представления, что именно это такое.

Начнем с уравнений Фридмана,

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

В большинстве элементарных книг по космологии все они начинаются с описания темной энергии из этого эпизода о том, что до наблюдения Хаббла Вселенная была замкнутой и статичной.

Теперь, чтобы юниверс был статичным с правой стороны, оба условия должны совпадать, и они должны быть равны нулю, но если первый член больше второго, то юниверс не будет статичным, поэтому Эйнштейн отбросил свободный параметр ∧ в уравнение поля, чтобы сделать вселенную статической, 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 радиации,

• $-4 \ pi G / 3$ — притяжение, вызванное гравитацией, и

• $\ wedge / 3$ вносит положительный вклад.

$3P / c ^ 2$ — отрицательное давление радиации,

$-4 \ pi G / 3$ — притяжение, вызванное гравитацией, и

$\ wedge / 3$ вносит положительный вклад.

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

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

В то время не было никакого физического объяснения этих космологических параметров, поэтому, когда объяснение расширяющейся вселенной было открыто в 1920-х годах, Эйнштейн немедленно должен был выбросить эту константу.

Объяснение этой космологической постоянной все еще используется, потому что она объясняет другую версию вселенной, но определение этой космологической постоянной, способ интерпретации постоянно менялся со временем.

Теперь понятие этой космологической постоянной было возвращено в космологию по многим причинам. Одна из причин заключается в том, что у нас есть наблюдения за плотностью энергии различных компонентов вселенной (барионная, темная материя, излучение), поэтому мы знаем, что это за параметр. Независимые наблюдения с использованием космического микроволнового фона показывают, что k = 0.

CMB,k=0 rho= rhoc= frac3H208 piG приблизительно10водородatom.m.m−3 $$CMB, k = 0 \: \ rho = \ rho_c = \ frac {3H_0 ^ 2} {8 \ pi G} \ приблизительно 10 \: водород \: atom.m.m ^ {- 3}$$

Чтобы k было 0, $\ rho$ должно быть равно $\ rho_c$, но все, что мы знаем, если сложим 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 из наблюдения сверхновой типа 1, которое происходит, когда белый карлик аккрецирует вещество и превышает предел Чандрашехара, который является очень точным пределом (≈ 1.4M). Теперь каждый раз, когда происходит взрыв сверхновой типа 1, мы имеем одну и ту же массу, что означает, что полная энергия связи системы одинакова, а количество видимой энергии света одинаково.

Конечно, свет сверхновой возрастает, а затем падает, 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 Нулевой срок

В космологических моделях DE (Dark Energy) трактуется 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 разных состояний вещества.

Габаритно 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 в терминах критической плотности.

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

Существует ряд теорий о темной энергии, которая отталкивает вселенную и заставляет вселенную 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, которое связано с пространством, но это не ясно что темная энергия действительно является плотностью энергии вакуума.

Мы знаем, что связь между плотностью и масштабным фактором для темной материи и радиации

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

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

У нас есть график зависимости масштаба от плотности. На том же графике мы видим, что $\ rho_ \ wedge$ является константой с расширением Вселенной, которая не зависит от масштабного коэффициента.

На следующем рисунке показана взаимосвязь между плотностью и масштабным коэффициентом.

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

Независимые наблюдения с использованием космического микроволнового фона показывают, что k = 0.

$\ rho_ \ wedge$ — это константа с расширением Вселенной, которая не зависит от масштабного коэффициента.

Гравитация также меняется со временем, что называется измененной ньютоновской динамикой .