Parametr zwalniania - Deceleration parameter

Parametr hamowania ${\ displaystyle q}$ kosmologii jest bezwymiarowy miarą kosmicznego przyspieszenia do rozszerzania przestrzeni w świata Friedmann-Lemaître-Robertsona-Walkera . Definiuje go:

{\ Displaystyle q \ {\ stackrel {\ mathrm {def}} {=}} \ - {\ frac {{\ ddot {a}} a} {{\ kropka {a}} ^ {2}}}}

gdzie jest współczynnik skali wszechświata, a kropki wskazują pochodne w odpowiednim czasie . Mówi się, że rozszerzanie się wszechświata „przyspiesza”, jeśli (ostatnie pomiary sugerują, że tak) iw tym przypadku parametr opóźnienia będzie ujemny. Znak minus i nazwa „parametr zwalniania” są historyczne; w momencie definiowania oczekiwano, że będzie ujemny, więc w definicji wstawiono znak minus, aby w tym przypadku był dodatni. Ponieważ dowody na przyspieszający wszechświat w erze 1998–2003 są obecnie uważane, że są one dodatnie, zatem dzisiejsza wartość jest ujemna (chociaż w przeszłości była dodatnia, zanim ciemna energia stała się dominująca). Ogólnie zmienia się wraz z czasem kosmicznym, z wyjątkiem kilku specjalnych modeli kosmologicznych; oznaczono wartość bieżącą . ${\ displaystyle a}$ ${\ displaystyle {\ ddot {a}}> 0}$ ${\ displaystyle {\ ddot {a}}}$ ${\ displaystyle q}$ ${\ displaystyle {\ ddot {a}}}$ ${\ displaystyle q_ {0}}$ ${\ displaystyle q}$ ${\ displaystyle q}$ ${\ displaystyle q_ {0}}$

Równań przyspieszenia Friedmann można zapisać

{\ 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 }),}

gdzie suma rozciąga się na różne składniki, materię, promieniowanie i ciemną energię, jest równoważną gęstością masy każdego składnika, jest jego ciśnieniem i jest równaniem stanu dla każdego składnika. Wartość wynosi 0 dla materii nierelatywistycznej (bariony i ciemna materia), 1/3 dla promieniowania i −1 dla stałej kosmologicznej ; dla bardziej ogólnej ciemnej energii może różnić się od -1, w którym to przypadku jest oznaczony lub po prostu . ${\ displaystyle i}$ ${\ displaystyle \ rho _ {i}}$ ${\ displaystyle p_ {i}}$ ${\ Displaystyle w_ {i} = p_ {i} / (\ rho _ {i} c ^ {2})}$ ${\ displaystyle w_ {i}}$ ${\ displaystyle w_ {DE}}$ ${\ displaystyle w}$

Definiowanie gęstości krytycznej jako

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

i parametry gęstości , zastępując w równaniu przyspieszenia ${\ displaystyle \ Omega _ {i} \ equiv \ rho _ {i} / \ rho _ {c}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {i} = \ Omega _ {i} \, \ rho _ {c}}$

{\ 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) \.}

gdzie parametry gęstości są w odpowiedniej epoce kosmicznej. Na dzień dzisiejszy jest znikoma, a jeśli (stała kosmologiczna) to upraszcza ${\ Displaystyle \ Omega _ {rad} \ sim 10 ^ {- 4}}$ ${\ displaystyle w_ {DE} = - 1}$

{\ Displaystyle q_ {0} = {\ Frac {1} {2}} \ Omega _ {m} - \ Omega _ {\ Lambda}.}

gdzie parametry gęstości są wartościami aktualnymi; przy Ω _Λ + Ω _m ≈ 1, i Ω _Λ = 0,7, a następnie Ω _m = 0,3, daje to oszacowanie dla parametrów oszacowanych na podstawie danych ze statku kosmicznego Plancka . (Należy zauważyć, że CMB, jako pomiar z dużym przesunięciem ku czerwieni, nie mierzy bezpośrednio ; ale jego wartość można wywnioskować, dopasowując modele kosmologiczne do danych CMB, a następnie obliczając na podstawie innych mierzonych parametrów, jak powyżej). ${\ displaystyle q_ {0} \ około -0,55}$ ${\ displaystyle q_ {0}}$ ${\ displaystyle q_ {0}}$

Pochodną czasową parametru Hubble'a można zapisać w postaci parametru opóźnienia:

{\ Displaystyle {\ Frac {\ kropka {H}} {H ^ {2}}} = - (1 + q).}

Z wyjątkiem spekulatywnego przypadku energii fantomowej (która narusza wszystkie warunki energetyczne), wszystkie postulowane formy energii masowej dają parametr spowolnienia.Tak więc każdy wszechświat nie-fantomowy powinien mieć zmniejszający się parametr Hubble'a, z wyjątkiem przypadku odległej przyszłości modelu Lambda-CDM , gdzie będzie dążył do -1 od góry, a parametr Hubble'a będzie asymptotował do stałej wartości . ${\ displaystyle q \ geqslant -1.}$ ${\ displaystyle q}$ ${\ displaystyle H_ {0} {\ sqrt {\ Omega _ {\ Lambda}}}}$

Powyższe wyniki sugerują, że Wszechświat zwalniałby dla dowolnego płynu kosmicznego o równaniu stanu większym niż ( robi to każdy płyn spełniający warunek silnej energii , podobnie jak każda forma materii obecna w Modelu Standardowym , ale z wyłączeniem inflacji). Jednak obserwacje odległych supernowych typu Ia wskazują, że jest to wynik ujemny; ekspansja wszechświata przyspiesza. Wskazuje to na to, że grawitacyjne przyciąganie materii w skali kosmologicznej jest bardziej niż przeciwdziałane przez ujemne ciśnienie ciemnej energii , w postaci kwintesencji lub dodatniej stałej kosmologicznej . ${\ displaystyle w}$ ${\ displaystyle - {\ tfrac {1} {3}}}$ ${\ displaystyle q}$

Przed pierwszymi wskazaniami przyspieszającego Wszechświata, w 1998 roku, sądzono, że wszechświat jest zdominowany przez materię o znikomym ciśnieniu, co sugerowało, że parametr opóźnienia byłby równy , np. Dla Wszechświata z zerową gęstością lub dla Model lambda. Eksperymentalne wysiłki mające na celu odróżnienie tych przypadków od supernowych w rzeczywistości ujawniły negatywne dowody na kosmiczne przyspieszenie, które następnie stało się silniejsze. ${\ Displaystyle w \ około 0.}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m.} / 2}$ ${\ displaystyle q_ {0} = 1/2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m.} = 1}$ ${\ displaystyle q_ {0} \ sim 0.1}$ ${\ displaystyle q_ {0} \ sim -0,6 \ pm 0,2}$

Languages

In other projects

Parametr zwalniania - Deceleration parameter

Bibliografia