Kriittinen tiheys (kosmologia)

Universumin kriittinen tiheys ρ c  on maailmankaikkeuden aineen (aineen ja energian) tiheyden erottuva arvo, josta riippuvat universumin globaalit geometriset ominaisuudet kosmologisissa malleissa .

Erityisesti, jos maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys on pienempi tai yhtä suuri kuin kriittinen tiheys, niin ääretön universumi. Jos tiheys on suurempi kuin kriittinen, niin universumin avaruus osoittautuu äärelliseksi:

• ρ < ρ c  - avaruus negatiivisella kaarevalla , avoin universumi;
• ρ = ρ kanssa  - tasainen, avoin universumi;
• ρ > ρ c  on avaruuden positiivinen kaarevuus, universumi on suljettu.

WMAP :n mukaan havaittava maailmankaikkeus on litteä (virhemarginaalissa). Tämän perusteella Friedman-mallin mukaan universumin keskimääräinen tiheys on yhtä suuri kuin kriittinen: ρ = ρ s noin 1 %:n tarkkuudella.

Baryon-aine (tavallinen, suorien havaintojen käytettävissä) vaikuttaa tähän tiheyteen melko vähän: vain (4,54 ± 0,01) % eli 0,25 vetyatomia kuutiometrissä. Kaksi muuta komponenttia, jotka vaikuttavat paljon enemmän tiheyteen, ovat pimeä aine (22,6 %) ja pimeä energia (73 %). Relativististen hiukkasten [1] eli mikroaaltotaustan fotonien osuus on tällä hetkellä erittäin pieni: 0,0050 % [2] .

Numeerinen arvo

Kriittisen tiheyden arvo riippuu Hubble-vakion arvosta :

missä

Kriittistä tiheyttä (ja muita kosmologisia parametreja) kirjoitettaessa käytetään usein dimensiotonta Hubble-vakiota h , joka määritellään h = H /(100 (km/s)/ Mpc ) . Näissä merkinnöissä [3]

lisäksi kertoimet näissä lausekkeissa eivät riipu ajasta, toisin kuin H ja h .

Hubble-vakion arvolla nykyaikana H 0 = 70,4±2,5 (km/s)/Mpc (tai 2,282⋅10 −18 s −1 ), mikä kuvaa parhaiten vuodelta 2012 saatavilla olevaa havaintodataa [3] [4 ] , kriittinen tiheys ρ с on 9,31⋅10 −27 kg/m 3 (tai 5,20⋅10 −6 GeV /cm 3 ). Ottaen huomioon, että nukleonin massa (ja vetyatomin massa) on suunnilleen 0,94 GeV, kriittinen tiheys vastaa 5,5 vetyatomia kuutiometrissä.

Katso myös

• Kosmologiset mallit
• Planckin tiheys

Muistiinpanot

1. ↑ Nykyajan relativistinen komponentti sisältää vain kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn fotoneja, koska jäänneneutriinojen massa on riittävä hidastumaan ei-relativistisiin nopeuksiin nykyisessä lämpötilassaan.
2. ↑ The Cosmological Parameters arkistoitu 14. marraskuuta 2012 Wayback Machinessa // In: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Arkistoitu 7. syyskuuta 2017 Wayback Machinessa . Phys. Rev. D86, 010001 (2012).
3. ↑ 1 2 Big-Bang Cosmology Arkistoitu 14. marraskuuta 2012 Wayback Machinessa . 21.1.4. Kosmologisten parametrien määritelmä // Teoksessa: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Arkistoitu 7. syyskuuta 2017 Wayback Machinessa . Phys. Rev. D86, 010001 (2012).
4. ↑ Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) -havainnot: Sky Maps, Systemaattiset virheet ja perustulokset Arkistoitu 16.8.2012 .  (Englanti)

Linkit

• Internet-sivusto modernista kosmologiasta . Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. (määrätön)
• Luennot yleisestä astrofysiikasta fyysikoille Astronetin verkkosivuilla