Введение

Уравнение состояния в космологии

В космологии уравнение состояния идеальной жидкости характеризуется безразмерным числом *w*, равным отношению её давления *p* к её плотности энергии *ρ*:

Оно тесно связано с термодинамическим уравнением состояния и законом идеального газа.

Нерелятивистские частицы

Уравнение состояния для обычной нерелятивистской "материи" (например, холодной пыли) имеет вид , что означает, что её плотность энергии убывает как , где – объём. В расширяющейся Вселенной полная энергия нерелятивистской материи остаётся постоянной, при этом её плотность уменьшается с ростом объёма.

Ультрарелятивистские частицы

Уравнение состояния ультрарелятивистского "излучения" (включая нейтрино, и в очень ранней Вселенной другие частицы, которые впоследствии стали нерелятивистскими) означает, что его плотность энергии убывает как. В расширяющейся Вселенной плотность энергии излучения уменьшается быстрее, чем объем расширяется, поскольку происходит красное смещение его длины волны.

Ускорение космической инфляции

Космическая инфляция и ускоренное расширение Вселенной могут быть охарактеризованы уравнением состояния тёмной энергии. В простейшем случае, уравнение состояния космологической постоянной равно В этом случае, вышеуказанное выражение для масштабного фактора недействительно и , где постоянная H — параметр Хаббла. В более общем смысле, расширение Вселенной ускоряется при любом уравнении состояния. Ускоренное расширение Вселенной действительно наблюдается. Согласно наблюдениям, значение уравнения состояния космологической постоянной близко к 1. Гипотетическая энергия фантома имела бы уравнение состояния , и привела бы к Большому Разрыву. Используя существующие данные, пока невозможно различить фантомную и нефантомную энергию.

Жидкости

В расширяющейся Вселенной жидкости с большими уравнениями состояния исчезают быстрее, чем те, у которых уравнения состояния меньше. Это является причиной проблем плоскостности и монополей Большого взрыва: кривизна и монополи имеют , поэтому, если бы они существовали во время раннего Большого взрыва, они должны были бы быть видны и сегодня. Эти проблемы разрешаются космической инфляцией, которая имеет измерение уравнения состояния темной энергии – одна из важнейших задач наблюдательной космологии. Точно измеряя , надеются отделить космологическую постоянную от квинтэссенции, которая имеет .