Kritická hustota (kosmologie)

Kritická hustota vesmíru ρ c  je rozlišená hodnota hustoty hmoty (hmoty a energie) vesmíru , na které závisí globální geometrické vlastnosti vesmíru v kosmologických modelech .

Konkrétně, pokud je průměrná hustota vesmíru menší nebo rovna kritické, pak nekonečno vesmír. Pokud je hustota větší než kritická, pak se prostor vesmíru ukáže jako konečný:

• ρ < ρ c  - prostor s negativním zakřivením , otevřený vesmír;
• ρ = ρ s  - plochý, otevřený vesmír;
• ρ > ρ c  je kladné zakřivení prostoru, vesmír je uzavřený.

Podle WMAP je pozorovatelný vesmír plochý (v mezích chyb). Na základě toho je podle Friedmanova modelu průměrná hustota vesmíru rovna kritické: ρ = ρ s s přesností asi 1 %.

Baryonová (běžná, k přímému pozorování přístupná) hmota přispívá k této hustotě spíše malým dílem: pouze (4,54 ± 0,01) %, neboli 0,25 atomů vodíku na metr krychlový. Dvě další složky, které přispívají k hustotě mnohem více, jsou temná hmota (22,6 %) a temná energie (73 %). Příspěvek relativistických částic [1] , tedy fotonů mikrovlnného pozadí, je v současnosti extrémně malý: 0,0050 % [2] .

Číselná hodnota

Hodnota kritické hustoty závisí na hodnotě Hubbleovy konstanty :

kde

Při zápisu kritické hustoty (a dalších kosmologických parametrů) se často používá bezrozměrná Hubbleova konstanta h , definovaná jako h = H /(100 (km/s)/ Mpc ) . V těchto zápisech [3]

navíc koeficienty v těchto výrazech nezávisí na čase, na rozdíl od H a ​​h .

S hodnotou Hubbleovy konstanty v moderní epoše H 0 = 70,4±2,5 (km/s)/Mpc (neboli 2,282⋅10 −18 s −1 ), která nejlépe vystihuje dostupná pozorovací data pro rok 2012 [3] [4 ] , kritická hustota ρ с je rovna 9,31⋅10 −27 kg/m 3 (nebo 5,20⋅10 −6 GeV /cm 3 ). Vzhledem k tomu, že hmotnost nukleonu (a hmotnost atomu vodíku) je přibližně rovna 0,94 GeV, kritická hustota odpovídá 5,5 atomům vodíku na metr krychlový.

Viz také

• Kosmologické modely
• Planckova hustota

Poznámky

1. ↑ Relativistická složka v moderní době zahrnuje pouze fotony kosmického mikrovlnného záření pozadí, protože reliktní neutrina mají dostatečnou hmotnost, aby se zpomalila na nerelativistické rychlosti při jejich aktuální teplotě.
2. ↑ The Cosmological Parameters Archived 14. listopadu 2012 na Wayback Machine // In: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Archived 7. září 2017 na Wayback Machine . Phys. Rev. D86, 010001 (2012).
3. ↑ 1 2 Big-Bang Cosmology Archivováno 14. listopadu 2012 na Wayback Machine . 21.1.4. Definice kosmologických parametrů // In: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Archived 7. září 2017 na Wayback Machine . Phys. Rev. D86, 010001 (2012).
4. ↑ Sedmiletá pozorování Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropní sondy (WMAP): Mapy oblohy, systematické chyby a základní výsledky archivovány 16. 8. 2012 .  (Angličtina)

Odkazy

• Web o moderní kosmologii . Archivováno z originálu 22. srpna 2011. (neurčitý)
• Přednášky o obecné astrofyzice pro fyziky na stránkách Astronetu