Средняя скорость расширения для больших масштабов парсек и выше измеренного составляет . Это расширение рассчитывается для средних плотностей объема пространства по всему пространству. Однако это расширение должно значительно различаться между пустотами и большими массовыми концентрациями.
Мой вопрос в связи с этим заключается в том, увеличивается ли влияние на расширение линейно с линейным уменьшением плотности массы или нет. Значение для того, есть ли другие эффекты для этого расширения, даже если минимальные, которые не учитываются массой.
Стандартная космологическая модель, Модель CDM, преобразованная из уравнений Фридмана, выглядит так:
Это предполагает нулевую кривизну пространства, довольно хорошо измеренную сейчас (обратите внимание, не нулевую кривизну пространства-времени, а только пространственные срезы). H — параметр Хаббла как функция времени от Большого взрыва. теперь Х. Н = где а — параметр масштаба Вселенной, который растет с момента Большого взрыва. H — скорость расширения на единицу расстояния, часто выражаемая в км/сек/Мпарсек. Сегодня она составляет около 67,74 км/сек/Мпарсек. Это и другие числа в этом посте взяты из измерений космического микроволнового фона со спутника Planck и совместной работы. – плотность материи, включая нормальную и темную материю. это плотность излучения, такие вещи, как фотоны. - плотность темной энергии. Все буквы L выражены в процентах от общей плотности материи-энергии Вселенной и в сумме дают 1. {Примечание: в большинстве статей и учебников греческая буква используется вместо L}
Очевидно, член доминирует, когда а очень мало, то по мере его увеличения доминирует, и по мере увеличения термин является доминирующим.
в настоящее время составляет около 31% от общей плотности энергии Вселенной. слишком мал, чтобы считать сейчас. Для малого а в начале расширения Большого взрыва он доминировал. Его эффект снизился, как увеличился, и доминировали после эпохи радиации. В течение нескольких миллиардов лет это была эпоха господства материи. в настоящее время составляет около 69% всей энергии Вселенной и сегодня доминирует в расчете параметра Хаббла H.
Итак, вы видите, материя действительно была важна в течение миллиардов лет, не линейно, но она доминировала над влиянием на H, т.е. расширением. В настоящее время это темная энергия.
Теперь, прежде чем вы слишком сильно будете беспокоиться о темной энергии, кажется, что она была более или менее постоянной на протяжении всей истории Вселенной в расчете на единицу объема. Но по мере того, как Вселенная расширяется и увеличивается ее объем, она увеличивается, т. е. та же плотность, больше объем, больше энергии. Кажется стабильным в течение следующих нескольких миллиардов лет. Но вы также можете понять, почему возникает интерес к открытию того, что это такое. Мы пока не знаем, хотя есть теории.
Темная материя, составляющая большую часть материи (около 25-26% всей энергии, нормальная материя — около 5%), в некотором смысле менее загадочна. Считается, но пока неизвестно, что это какая-то экзотическая материя, пережившая Большой взрыв, но очень слабо взаимодействующая с обычной материей или излучением. Ожидается, что это будет новый тип частиц, образовавшихся в результате Большого взрыва. Там тоже есть некоторые теории.
Важнейшая часть информации заключается в том, что параметр космологической модели сейчас очень хорошо известен и, как ожидается, со временем будет измерен еще лучше, чтобы попытаться провести различие между различными возможными моделями темной материи и темной энергии, а также эволюции. для образования галактик и звезд. Космологическая модель не является частью мифологической веры, для всего этого есть наблюдения и измерения, с некоторыми неизвестными, такими как темная материя и оставшаяся энергия (хотя измерено, сколько, неизвестно что).
Статьи в Википедии об этом довольно хороши. Также обратите внимание на модель Lambda-CDM. Лямбда — это термин, используемый в уравнениях Эйнштейна для космологической постоянной, представляющей темную энергию. CDM — это холодная темная материя, в отличие от менее актуального сейчас излучения. Полученные уравнения и графики довольно просты.
Надеюсь это поможет
Ответ Боба Би уже содержит много дополнительных деталей, поэтому я просто хочу дать очень краткий ответ на ваш конкретный вопрос. Одна из форм одного из уравнений Фридмана :
Во Вселенной с нулевой глобальной пространственной кривизной ( ), как и у нас считается, то скорость расширения масштабируется как . Не линейно, а к сила . Обратите внимание, что относится к любой плотности (энергии), которая включает в себя массу, а также излучение (фотоны, релятивистские нейтрино) и темную энергию. Долгое время плотность полной энергии определялась плотностью массы, но теперь считается, что мы вступаем в эпоху господства темной энергии. В очень ранней Вселенной излучение было самым важным вкладом.
Любопытный
Любопытный Разум
Барнаби
пела
Барнаби