Densitatea critică (cosmologie)

Densitatea critică a Universului ρ c  este valoarea distinctivă a densității materiei (materiei și energiei) a Universului , de care depind proprietățile geometrice globale ale universului în modelele cosmologice .

În special, dacă densitatea medie a Universului este mai mică sau egală cu cea critică, atunci un infinit univers. Dacă densitatea este mai mare decât cea critică, atunci spațiul Universului se dovedește a fi finit:

• ρ < ρ c - spațiu cu curbură  negativă , univers deschis;
• ρ = ρ cu  - plat, deschis univers;
• ρ > ρ c  este curbura pozitivă a spațiului, universul este închis.

Conform WMAP , universul observabil este plat (în marja de eroare). Pe baza acestui fapt, conform modelului Friedman , densitatea medie a Universului este egală cu cea critică: ρ = ρ s cu o precizie de aproximativ 1%.

Materia barionică (obișnuită, accesibilă observațiilor directe) are o contribuție destul de mică la această densitate: doar (4,54 ± 0,01)%, sau 0,25 atomi de hidrogen pe metru cub. Alte două componente care contribuie mult mai mult la densitate sunt materia întunecată (22,6%) și energia întunecată (73%). Contribuția particulelor relativiste [1] , adică a fotonilor de fond de microunde, este în prezent extrem de mică: 0,0050% [2] .

Valoare numerică

Valoarea densității critice depinde de valoarea constantei Hubble :

Unde

Când scrieți densitatea critică (și alți parametri cosmologici), este adesea folosită constanta Hubble adimensională h , definită ca h = H /(100 (km/s)/ Mpc ) . În aceste notații [3]

în plus, coeficienții din aceste expresii nu depind de timp, spre deosebire de H și h .

Cu valoarea constantei Hubble în epoca modernă H 0 = 70,4±2,5 (km/s)/Mpc (sau 2,282⋅10 −18 s −1 ), care descrie cel mai bine datele observaționale disponibile pentru 2012 [3] [4 ] ] , densitatea critică ρ с este egală cu 9,31⋅10 −27 kg/m 3 (sau 5,20⋅10 −6 GeV /cm 3 ). Având în vedere că masa nucleonului (și masa atomului de hidrogen) este aproximativ egală cu 0,94 GeV, densitatea critică corespunde la 5,5 atomi de hidrogen pe metru cub.

Vezi și

• Modele cosmologice
• Densitatea Planck

Note

1. ↑ Componenta relativistă în epoca modernă include doar fotonii radiației cosmice de fond cu microunde, deoarece neutrinii relicte au o masă suficientă pentru a încetini la viteze non-relativiste la temperatura lor actuală.
2. ↑ The Cosmological Parameters Arhivat 14 noiembrie 2012 la Wayback Machine // În: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Arhivat 7 septembrie 2017 la Wayback Machine . Fiz. Rev. D86, 010001 (2012).
3. ↑ 1 2 Big-Bang Cosmology Arhivat 14 noiembrie 2012 la Wayback Machine . 21.1.4. Definirea parametrilor cosmologici // În: J. Beringer et al. (Particle Data Group), Review of Particle Properties Arhivat 7 septembrie 2017 la Wayback Machine . Fiz. Rev. D86, 010001 (2012).
4. ^ Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results Arhivat 2012-08-16 .  (Engleză)

Link -uri

• Site despre cosmologia modernă . Arhivat din original pe 22 august 2011. (nedefinit)
• Prelegeri despre astrofizică generală pentru fizicieni pe site-ul Astronet