Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Космологиядағы күй теңдеуі
Equation of state in cosmology
Космологияда, кемел сұйықтың күй теңдеуі, оның қысымының энергия тығыздығына қатынасына тең болатын өлшемсіз санмен сипатталады:
In cosmology, the equation of state of a perfect fluid is characterized by a dimensionless number , equal to the ratio of its pressure to its energy density :
Ол термодинамикалық күй теңдеуімен және идеал газ заңымен тығыз байланысты.
It is closely related to the thermodynamic equation of state and ideal gas law.
Релятивистік емес бөлшектер
Кәдімгі релятивистік емес "материяның" (мысалы, суық шаң) күйінің теңдеуі , яғни оның энергия тығыздығы көлемге қарама-қарсы пропорционалды түрде азаяды, мұндағы – көлем. Кеңейіп жатқан әлемде релятивистік емес материяның жалпы энергиясы тұрақты болып қалады, ал оның тығыздығы көлемнің өсуімен бірге азаяды.
The equation of state for ordinary non relativistic 'matter' (e. g. cold dust) is , which means that its energy density decreases as , where is a volume. In an expanding universe, the total energy of non relativistic matter remains constant, with its density decreasing as the volume increases.
Өте салыстырмалы бөлшектер
Өте салыстырмалы сәулеленудің (нейтриноларды және өте ерте ғаламда кейін салыстырмалы емес болып қалған басқа бөлшектерді қоса алғанда) күйінің теңдеуі: оның энергия тығыздығы кеңейіп жатқан ғаламда көлемнің кеңеюінен гөрі жылдам төмендейді, себебі оның толқын ұзындығы қызылға қарай ығысады.
The equation of state for ultra relativistic 'radiation' (including neutrinos, and in the very early universe other particles that later became non relativistic) is which means that its energy density decreases as In an expanding universe, the energy density of radiation decreases more quickly than the volume expansion, because its wavelength is red shifted.
Космикалық инфляцияның жылдамдауы
Космикалық инфляция және ғаламның жеделдетілген кеңеюі қара энергияның күй теңдеуімен сипатталуы мүмкін. Ең қарапайым жағдайда, космологиялық тұрақтының күй теңдеуі мынаған тең. Бұл жағдайда, жоғарыда көрсетілген масштабтық фактордың өрнегі жарамсыз және , мұндағы H тұрақтысы Хаббл параметрі болып табылады. Жалпы алғанда, ғаламның кеңеюі кез келген күй теңдеуі үшін жылдамдауда. Ғаламның жеделдетілген кеңеюі шынымен байқалды. Байқауларға сәйкес, космологиялық тұрақтының күй теңдеуінің мәні 1-ге жақын. Гипотетикалық фантомдық энергияның күй теңдеуі болады және Үлкен Жыртылуға (Big Rip) себеп болады. Қолда бар деректерді пайдаланып, фантомдық және фантомдық емес энергияны ажырату әлі де мүмкін емес.
Cosmic inflation and the accelerated expansion of the universe can be characterized by the equation of state of dark energy. In the simplest case, the equation of state of the cosmological constant is In this case, the above expression for the scale factor is not valid and , where the constant H is the Hubble parameter. More generally, the expansion of the universe is accelerating for any equation of state The accelerated expansion of the Universe was indeed observed. According to observations, the value of equation of state of cosmological constant is near 1. Hypothetical phantom energy would have an equation of state , and would cause a Big Rip. Using the existing data, it is still impossible to distinguish between phantom and non phantom .
Сұйықтықтар
Кеңейіп жатқан ғаламда үлкен күй теңдеулеріне ие сұйықтықтар кіші күй теңдеулеріне ие сұйықтықтарға қарағанда жылдам жоғалады. Осы себепті Ұлы жарылыстың жазықтық және монополь проблемалары туындайды: қисықтық және монопольдер болған жағдайда, егер олар Ұлы жарылыстың алғашқы кезендерінде болған болса, бүгін де көрінуі керек еді. Бұл проблемалар ғарыштық инфляция арқылы шешіледі, ал қара энергияның күй теңдеуін өлшеу – байқау космологиясының ең маңызды міндеттерінің бірі. Күй теңдеуін дәл өлшеу арқылы космологиялық тұрақтыны квинтэссенциядан ажыратуға үміттеніледі.
In an expanding universe, fluids with larger equations of state disappear more quickly than those with smaller equations of state. This is the origin of the flatness and monopole problems of the Big Bang: curvature has and monopoles have , so if they were around at the time of the early Big Bang, they should still be visible today. These problems are solved by cosmic inflation which has Measuring the equation of state of dark energy is one of the largest efforts of observational cosmology. By accurately measuring , it is hoped that the cosmological constant could be distinguished from quintessence which has .