Tillståndsekvation (kosmologi)

Tillståndsekvationen för den kosmologiska modellen är tryckets beroende av massenergitätheten hos mediet i denna modell. $p(\varepsilon )$

I Friedmanns teori skapas gravitationen inte bara av materiens densitet, utan också av mediets tryck: densiteten för den effektiva gravitationsenergin där är mediets tryck och är mediets energitäthet, där är mediets massenergitäthet, är ljusets hastighet. $\varepsilon _{G}=\varepsilon +3\cdot p,$ $sid$ $\varepsilon$ $\varepsilon =c^{2}\cdot \rho ,$ $\rho$ $c$

Trycket uttrycks genom tillståndsekvationen eller en dimensionslös parameter används - förhållandet mellan tryck och energitäthet, då är tillståndsekvationen: $p(\varepsilon ),$ $w={\frac {p}{\varepsilon )),$

p=w\cdot \varepsilon .

Det har olika betydelser för olika miljöer . Nedan antar vi att mediets densitet är över noll. Följande 9 alternativ är möjliga: $w$

1. Fantomenergi (fantomenergi) (se fantomkosmologi ) - ett medium med negativ gravitation större ( modulo ) än vakuumets.

w<-1.

Med en sådan tillståndsekvation ökar mediets densitet med tiden, negativ gravitation ökar och kommer efter en ändlig tid att bli oändlig, och Big Rip kommer att inträffa i universum . En annan egenskap hos ett sådant medium är att ljudets hastighet i det är högre än ljusets hastighet. $c.$

2. Vakuum är ett medium med negativ gravitation.

w=-1.

Respektive:

p_{V}=-\varepsilon _{V}

(endast en sådan tillståndsekvation är förenlig med definitionen av vakuum som en form av energi med överallt och alltid konstant densitet, oavsett referensram).

\varepsilon _{G}=-2\cdot \varepsilon _{V}.

I Einsteins ekvationer beskrivs vakuumenergin av den kosmologiska konstanten $\Lambda ={\frac {8\cdot \pi \cdot G}{c^{4))}\cdot \varepsilon _{V}.$

Enligt de senaste uppgifterna [1] är vakuumenergidensiteten i universum lika med den kritiska densiteten . ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }=0{,}728_{-0{,}016}^{+0{,}015))$

3. Quintessence - ett medium med negativ gravitation lägre än vakuum.

-1<w<-{\frac {1}{3)).

Endast när existerar negativ gravitation, därför inträffar endast under detta tillstånd accelerationen av universums expansion, det vill säga att den mörka energins natur är antingen vakuum eller fantomenergi eller kvintessens. $w<-{\frac {1}{3}}$

4. En miljö där både positiv och negativ gravitation saknas.

w=-{\frac {1}{3)).

5. En miljö där gravitationen är lägre än damms.

-{\frac {1}{3}}<w<0.

6. Dammmoln, vanlig baryonisk materia och kall mörk materia (mediets tryck saknas, ). $p=0$

w=0.

Respektive:

p_{M}=0;

\varepsilon _{G}=\varepsilon _{M}.

Enligt de senaste uppgifterna [1] är energitätheten för vanlig kall baryonisk materia i universum från den kritiska densiteten , och densiteten för kall mörk materia är från den kritiska densiteten, som totalt ger från den kritiska densiteten. $\Omega _{b}=0{,}0456\pm 0{,}0016$ $\Omega _{c}=0{,}227\pm 0{,}014$ $\Omega _{m}=0{,}272_{-0{,}015}^{+0{,}016}$

7. En miljö där gravitationen är högre än damms, men lägre än strålningens.

0<w<{\frac {1}{3)).

8. Ultrarelativistiskt medium (strålning, fotoner och andra ultrarelativistiska partiklar), inklusive relikstrålning ; även massiva partiklar i det tidiga universum, när temperaturen (uttryckt i energienheter) avsevärt överstiger partikelmassorna:

w={\frac {1}{3)).

Universums beteende bestämdes av en tillståndsekvation nära detta i tidsintervallet från Planck-epoken till rekombinationsepoken.

Respektive:

p_{R}={\frac {1}{3}}\cdot \varepsilon _{R};

\varepsilon _{G}=2\cdot \varepsilon _{R}.

9. En miljö där gravitationen är högre än strålningens.

{\frac {1}{3}}<w.

På samma sätt, när ljudets hastighet i ett sådant medium är högre än ljusets hastighet . $w>1$ $c$

Anteckningar

↑ 1 2 Parametrar för ΛCDM-modellen från WMAP-data (WMAP Seven-year Cosmological Parameter Summary) Arkiverad 23 mars 2021 på Wayback Machine

Länkar

Webbplats om modern kosmologi

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi