Kritisk densitet (kosmologi)

Universums kritiska täthet ρ c  är det distingerade värdet av materiadensiteten (materia och energi) i universum , som universums globala geometriska egenskaper beror på i kosmologiska modeller .

I synnerhet, om universums genomsnittliga täthet är mindre än eller lika med den kritiska, då en oändlig universum. Om densiteten är större än den kritiska, visar sig universums rymd vara ändlig:

• ρ < ρ c  - rymd med negativ krökning , öppet universum;
• ρ = ρ med  - platt, öppen universum;
• ρ > ρ c  är rymdens positiva krökning, universum är stängt.

Enligt WMAP är det observerbara universum platt (inom felmarginalen). Baserat på detta, enligt Friedman-modellen , är universums genomsnittliga täthet lika med den kritiska: ρ = ρ s med en noggrannhet på cirka 1%.

Baryonmateria (vanlig, tillgänglig för direkta observationer) ger ett ganska litet bidrag till denna densitet: endast (4,54 ± 0,01) %, eller 0,25 väteatomer per kubikmeter. Två andra komponenter som bidrar mycket mer till densiteten är mörk materia (22,6 %) och mörk energi (73 %). Bidraget från relativistiska partiklar [1] , det vill säga fotoner från mikrovågsbakgrunden, är för närvarande extremt litet: 0,0050 % [2] .

Numeriskt värde

Värdet på den kritiska densiteten beror på värdet på Hubble-konstanten :

var

När man skriver den kritiska densiteten (och andra kosmologiska parametrar) används ofta den dimensionslösa Hubble-konstanten h , definierad som h = H /(100 (km/s)/ Mpc ) . I dessa beteckningar [3]

dessutom är koefficienterna i dessa uttryck inte beroende av tid, till skillnad från H och h .

Med värdet på Hubble-konstanten i den moderna epoken H 0 = 70,4±2,5 (km/s)/Mpc (eller 2,282⋅10 −18 s −1 ), vilket bäst beskriver de observationsdata som finns tillgängliga för 2012 [3] [4 ] är den kritiska densiteten ρ с lika med 9,31⋅10 −27 kg/m 3 (eller 5,20 ⋅10 −6 GeV /cm 3 ). Med tanke på att massan av nukleonen (och massan av väteatomen) är ungefär lika med 0,94 GeV, motsvarar den kritiska densiteten 5,5 väteatomer per kubikmeter.

Se även

• Kosmologiska modeller
• Planck densitet

Anteckningar

1. ↑ Den relativistiska komponenten i den moderna eran inkluderar endast fotoner av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, eftersom reliktneutrinerna har en massa som är tillräcklig för att sakta ner till icke-relativistiska hastigheter vid deras nuvarande temperatur.
2. ↑ De kosmologiska parametrarna arkiverade 14 november 2012 på Wayback Machine // I: J. Beringer et al. (Particle Data Group), granskning av partikelegenskaper Arkiverad 7 september 2017 på Wayback Machine . Phys. Varv. D86, 010001 (2012).
3. ↑ 1 2 Big-Bang Cosmology Arkiverad 14 november 2012 på Wayback Machine . 21.1.4. Definition av kosmologiska parametrar // I: J. Beringer et al. (Particle Data Group), granskning av partikelegenskaper Arkiverad 7 september 2017 på Wayback Machine . Phys. Varv. D86, 010001 (2012).
4. ↑ Sjuåriga Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observationer: Sky Maps, systematiska fel och grundläggande resultat Arkiverade 2012-08-16 .  (Engelsk)

Länkar

• Webbplats om modern kosmologi . Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011. (obestämd)
• Föreläsningar om allmän astrofysik för fysiker på Astronets webbplats