| dbo:abstract
|
- En cosmologia, el paràmetre de desacceleració és una magnitud adimensional que mesura l'acceleració còsmica de l'expansió de l'espai en un univers amb mètrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker. Es definit com , on és el factor d'escala de l'univers i els punts indiquen derivades (primeres i segones) respecte del . L'expansió de l'univers es diu que es "accelerada" si és positiu (les mesures recents suggereixen que ho és), i en aquest cas el paràmetre de desacceleració és negatiu. El signe menys i el nom "paràmetre de desacceleració" són històrics; quan es va definir es creia que era positiu, mentre que ara es creu que és negatiu. El equació d'acceleració de Friedmann pot ser escrita com On és la de l'univers, és la seva pressió, i és l'equació d'estat de l'univers. Aquesta expressió pot ser reescrita com a utilitzant la primera equació de Friedmann, on és el paràmetre de Hubble i o depenent si l'univers és hiperesfèric, pla o hiperbòlic respectivament. La derivada del paràmetre de Hubble pot ser escrita en funció del paràmetre de desacceleració: Excepte en el cas especulatiu de l'energia fantasma (que viola totes les condicions d'energia), totes les formes postulades de matèria resulten en un paràmetre de desacceleració . Per tant, qualsevol univers en expansió hauria de tenir un paràmetre de Hubble decreixent i l'expansió local de l'espai sempre s'estaria desaccelerant (o, en el cas d'una constant cosmològica, mantenint-se a una velocitat constant, com en el cas de l'). . Les observacions del fons còsmic de microones són consistents amb un univers pla, de forma que: . Això implica que l'univers s'està desaccelerant per a qualsevol fluid còsmic amb equació d'estat més gran que . Qualsevol fluid que satisfà la té aquesta equació d'estat, tal com ho fa tota forma de matèria present al Model Estàndard, a excepció de la inflació. Tanmateix, observacions de supernoves de tipus Ia distants indiquen que és negatiu; i.e. l'expansió de l'univers s'està accelerant. Aquest fet és una indicació que l'atracció gravitacional de la matèria, a escala cosmològica, és més que contrabalançada per la pressió negativa de l'energia fosca, sigui sota la forma de quinta essència o d'una constant cosmològica positiva. Abans de les primeres indicacions d'un univers accelerat el 1998, es creia que l'univers era dominat per pols amb equació d'estat insignificant, , tot suggerint que el paràmetre de desacceleració era igual a 1/2; l'esforç experimental per confirmar aquesta predicció portà a la descoberta de que l'univers s'està accelerant des de fa uns 6 mil milions d'anys (ca)
- The deceleration parameter in cosmology is a dimensionless measure of the cosmic acceleration of the expansion of space in a Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker universe. It is defined by: where is the scale factor of the universe and the dots indicate derivatives by proper time. The expansion of the universe is said to be "accelerating" if (recent measurements suggest it is), and in this case the deceleration parameter will be negative. The minus sign and name "deceleration parameter" are historical; at the time of definition was expected to be negative, so a minus sign was inserted in the definition to make positive in that case. Since the evidence for the accelerating universe in the 1998–2003 era, it is now believed that is positive therefore the present-day value is negative (though was positive in the past before dark energy became dominant). In general varies with cosmic time, except in a few special cosmological models; the present-day value is denoted . The Friedmann acceleration equation can be written as where the sum extends over the different components, matter, radiation and dark energy, is the equivalent mass density of each component, is its pressure, and is the equation of state for each component. The value of is 0 for non-relativistic matter (baryons and dark matter), 1/3 for radiation, and −1 for a cosmological constant; for more general dark energy it may differ from −1, in which case it is denoted or simply . Defining the critical density as and the density parameters , substituting in the acceleration equation gives where the density parameters are at the relevant cosmic epoch. At the present day is negligible, and if (cosmological constant) this simplifies to where the density parameters are present-day values; with ΩΛ + Ωm ≈ 1, and ΩΛ = 0.7 and then Ωm = 0.3, this evaluates to for the parameters estimated from the Planck spacecraft data. (Note that the CMB, as a high-redshift measurement, does not directly measure ; but its value can be inferred by fitting cosmological models to the CMB data, then calculating from the other measured parameters as above). The time derivative of the Hubble parameter can be written in terms of the deceleration parameter: Except in the speculative case of phantom energy (which violates all the energy conditions), all postulated forms of mass-energy yield a deceleration parameter Thus, any non-phantom universe should have a decreasing Hubble parameter, except in the case of the distant future of a Lambda-CDM model, where will tend to −1 from above and the Hubble parameter will asymptote to a constant value of . The above results imply that the universe would be decelerating for any cosmic fluid with equation of state greater than (any fluid satisfying the strong energy condition does so, as does any form of matter present in the Standard Model, but excluding inflation). However observations of distant type Ia supernovae indicate that is negative; the expansion of the universe is accelerating. This is an indication that the gravitational attraction of matter, on the cosmological scale, is more than counteracted by the negative pressure of dark energy, in the form of either quintessence or a positive cosmological constant. Before the first indications of an accelerating universe, in 1998, it was thought that the universe was dominated by matter with negligible pressure, This implied that the deceleration parameter would be equal to , e.g. for a universe with or for a low-density zero-Lambda model. The experimental effort to discriminate these cases with supernovae actually revealed negative , evidence for cosmic acceleration, which has subsequently grown stronger. (en)
- En cosmologie, le paramètre de décélération est la quantité qui décrit l'évolution de l'expansion de l'Univers. Ce paramètre est positif lorsque l'évolution de la distance entre deux objets distants dans l'Univers décélère au cours du temps, et est négatif dans le cas contraire. Il est nul dans le cas limite où toutes les distances dans l'Univers évoluent linéairement dans le temps. (fr)
- Parametr spowolnienia – bezwymiarowa wielkość przyspieszenia Wszechświata występująca w teorii Wielkiego Wybuchu. Zdefiniowany jest on następująco: gdzie jest funkcją czasu nazywaną czynnikiem skali. Kropki nad oznaczają odpowiednio pierwszą i drugą pochodną tej funkcji po czasie. Parametr spowolnienia związany jest też z gęstością masy we Wszechświecie. Związek ten można przedstawić w poniższy sposób: Natomiast gęstość krytyczna Wszechświata jest definiowana jako: W ten sposób można znaleźć związek pomiędzy obiema gęstościami a parametrem spowolnienia. Jeżeli przez oznaczymy stosunek prawdziwej gęstości Wszechświata do gęstości krytycznej, to otrzymamy: Zatem mierząc parametr spowolnienia możemy obliczyć gęstość Znając te wielkości, można z kolei wydedukować wielkoskalową strukturę Wszechświata:
* gdy – Wszechświat otwarty,
* gdy – Wszechświat zamknięty,
* jeśli natomiast w taki sposób, że w jednych miejscach wartość jest lekko powyżej 1, w innych zaś lekko poniżej 1, to nie obowiązuje model Wszechświata Friedmana. Oznaczmy teraz: jako stałą Hubble’a. Możemy znaleźć związek pomiędzy czynnikiem skali w chwili a parametrem spowolnienia w tej samej chwili rozwijając wokół w szereg Tayora: Powyższy wzór przybiera bardziej dogodną postać gdy skorzysta się z pojęcia przesunięcia ku czerwieni: Otrzymamy wtedy: Bywa, że interesuje nas informacja o czasie w którym galaktyki wysłały swoje światło, wtedy powyższą formułę przedstawiamy jako: (pl)
|
| rdfs:comment
|
- En cosmologie, le paramètre de décélération est la quantité qui décrit l'évolution de l'expansion de l'Univers. Ce paramètre est positif lorsque l'évolution de la distance entre deux objets distants dans l'Univers décélère au cours du temps, et est négatif dans le cas contraire. Il est nul dans le cas limite où toutes les distances dans l'Univers évoluent linéairement dans le temps. (fr)
- En cosmologia, el paràmetre de desacceleració és una magnitud adimensional que mesura l'acceleració còsmica de l'expansió de l'espai en un univers amb mètrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker. Es definit com , El equació d'acceleració de Friedmann pot ser escrita com On és la de l'univers, és la seva pressió, i és l'equació d'estat de l'univers. Aquesta expressió pot ser reescrita com a utilitzant la primera equació de Friedmann, on és el paràmetre de Hubble i o depenent si l'univers és hiperesfèric, pla o hiperbòlic respectivament. . (ca)
- The deceleration parameter in cosmology is a dimensionless measure of the cosmic acceleration of the expansion of space in a Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker universe. It is defined by: where is the scale factor of the universe and the dots indicate derivatives by proper time. The expansion of the universe is said to be "accelerating" if (recent measurements suggest it is), and in this case the deceleration parameter will be negative. The minus sign and name "deceleration parameter" are historical; at the time of definition was expected to be negative, so a minus sign was inserted in the definition to make positive in that case. Since the evidence for the accelerating universe in the 1998–2003 era, it is now believed that is positive therefore the present-day value is negative (t (en)
- Parametr spowolnienia – bezwymiarowa wielkość przyspieszenia Wszechświata występująca w teorii Wielkiego Wybuchu. Zdefiniowany jest on następująco: gdzie jest funkcją czasu nazywaną czynnikiem skali. Kropki nad oznaczają odpowiednio pierwszą i drugą pochodną tej funkcji po czasie. Parametr spowolnienia związany jest też z gęstością masy we Wszechświecie. Związek ten można przedstawić w poniższy sposób: Natomiast gęstość krytyczna Wszechświata jest definiowana jako: Oznaczmy teraz: jako stałą Hubble’a. Otrzymamy wtedy: (pl)
|
