Kritikus sűrűség (kozmológia)

Az Univerzum kritikus sűrűsége ρ c az Univerzum  anyagsűrűségének (anyag és energia) megkülönböztető értéke, amelytől a kozmológiai modellekben az univerzum globális geometriai tulajdonságai függenek .

Különösen, ha az Univerzum átlagos sűrűsége kisebb vagy egyenlő, mint a kritikus, akkor egy végtelen univerzum. Ha a sűrűség nagyobb, mint a kritikus, akkor az Univerzum tere végesnek bizonyul:

• ρ < ρ c  - negatív görbületű tér , nyitott univerzum;
• ρ = ρ -vel -  lapos, nyitott univerzum;
• ρ > ρ c  a tér pozitív görbülete, az univerzum zárt.

A WMAP szerint a megfigyelhető univerzum lapos (a hibahatáron belül). Ez alapján a Friedman-modell szerint az Univerzum átlagos sűrűsége megegyezik a kritikussal: ρ = ρ s körülbelül 1%-os pontossággal.

A barion (közvetlen megfigyelések által hozzáférhető) anyag meglehetősen kis mértékben járul hozzá ehhez a sűrűséghez: mindössze (4,54 ± 0,01)%, vagyis köbméterenként 0,25 hidrogénatom. Két másik összetevő, amely sokkal nagyobb mértékben járul hozzá a sűrűséghez, a sötét anyag (22,6%) és a sötét energia (73%). A relativisztikus részecskék [1] , azaz a mikrohullámú háttér fotonjainak hozzájárulása jelenleg rendkívül kicsi: 0,0050% [2] .

Számérték

A kritikus sűrűség értéke a Hubble-állandó értékétől függ :

ahol

A kritikus sűrűség (és más kozmológiai paraméterek) írásakor gyakran használják a h dimenzió nélküli Hubble-állandót , amelyet a következőképpen definiálunk: h = H /(100 (km/s)/ Mpc ) . Ezekben a jelölésekben [3]

ráadásul ezekben a kifejezésekben az együtthatók nem függnek az időtől, ellentétben H -val és h -val .

A Hubble-állandó értékével a modern korban H 0 = 70,4±2,5 (km/s)/Mpc (vagy 2,282⋅10 −18 s −1 ), ami a legjobban írja le a 2012-re rendelkezésre álló megfigyelési adatokat [3] [4 ] , a ρ с kritikus sűrűség 9,31⋅10 -27 kg/m 3 (vagy 5,20⋅10 -6 GeV /cm 3 ). Tekintettel arra, hogy a nukleon tömege (és a hidrogénatom tömege) megközelítőleg 0,94 GeV, a kritikus sűrűség köbméterenként 5,5 hidrogénatomnak felel meg.

Lásd még

• Kozmológiai modellek
• Planck sűrűség

Jegyzetek

1. ↑ A modern kor relativisztikus összetevője csak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fotonjait tartalmazza, mivel a reliktum neutrínók tömege elegendő ahhoz, hogy jelenlegi hőmérsékletükön nem relativisztikus sebességre lassuljanak.
2. ↑ The Cosmological Parameters Archived 2012. november 14., a Wayback Machine // In: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties archiválva 2017. szeptember 7-én a Wayback Machine -nél . Phys. Fordulat. D86, 010001 (2012).
3. ↑ 1 2 Big-Bang Cosmology archiválva : 2012. november 14. a Wayback Machine -nél . 21.1.4. Kozmológiai paraméterek meghatározása // In: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties archiválva 2017. szeptember 7-én a Wayback Machine -nél . Phys. Fordulat. D86, 010001 (2012).
4. ↑ Seven-Year Wilkinson Microwave Anizotropy Probe (WMAP) megfigyelések: Égbolttérképek, szisztematikus hibák és alapvető eredmények Archivált 2012-08-16 .  (Angol)

Linkek

• Weboldal a modern kozmológiáról . Archiválva az eredetiből 2011. augusztus 22-én. (határozatlan)
• Általános asztrofizika előadások fizikusoknak az Astronet honlapján