Equacions de Friedmann

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

Les equacions de Friedmann són un conjunt d'equacions en cosmologia física que governen l'expansió mètrica de l'espai en models homogenis i isòtrops de l'Univers dins del context de la teoria de la relativitat general. Van ser descobertes per Alexander Friedmann el 1922[1] a partir de les equacions de camp d'Einstein per a la mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker i un fluid amb una densitat d'energia (\rho) i una pressió (p) i una pressió (pàg.) determinada.

Les equacions[modifica | modifica el codi]

Les equacions són:

H^2 \equiv \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8 \pi G \rho + \Lambda}{3} - K\frac{c^2}{a^2}
3\frac{\ddot{a}}{a} = \Lambda - 4 \pi G (\rho + \frac{3p}{c^2})
  • \Lambda és la constant cosmològica possiblement causada per l'energia del buit
  • G és la constant de gravitació
  • c és la velocitat de la llum
  • a és el factor d'escala de l'Univers
  • K és la curvatura gaussiana quan a = 1 (per exemple, avui).

Si la forma de l'univers és hiperesfèrica i R és el radi de curvatura (R_0 en el moment actual), llavors a = R/R_0. Generalment, K \over a^2 és la curvatura gaussiana. Si K és positiva, llavors l'Univers és hiperesfèric. Si K és zero, l'Univers és pla i si K és negatiu l'Univers és hiperbòlic. A més, \rho i p són funció de a. El paràmetre de Hubble, H, és la velocitat d'expansió de l'univers.

Aquestes equacions de vegades se simplifiquen redefinint la densitat d'energia i la pressió:

\rho \rightarrow \rho - \frac{\Lambda}{8 \pi G}

p \rightarrow p + \frac{\Lambda c^2}{8 \pi G}

per a obtenir:

H^2 \equiv \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8 \pi G}{3} \rho - K\frac{c^2}{a^2}
3 \, \frac{\ddot{a}}{a} = - 4 \pi G \left(\rho + \frac{3p}{c^2}\right)

El paràmetre de Hubble pot canviar en el temps si altres elements de l'equació són dependents del temps, en particular la densitat d'energia, l'energia del buit i la curvatura. Avaluant el paràmetre de Hubble en el moment actual surt que la constant de Hubble és la constant de proporcionalitat de la llei de Hubble. Si s'aplica a un fluid amb una equació d'estat determinada, les equacions de Friedmann donen com a resultat l'evolució en el temps i la geometria de l'Univers com a funció de la densitat del fluid.

Alguns cosmòlegs anomenen la segona d'aquestes dues equacions l'equació d'acceleració i es reserven el terme equació de Friedmann només per a la primera equació.

El paràmetre de densitat[modifica | modifica el codi]

El paràmetre de densitat, \Omega, es defineix com la relació de la densitat actual, o observada, \rho respecte a la densitat crítica \rho_c de l'Univers de Friedmann. Una expressió per a la densitat crítica es troba assumint que \Lambda és zero, com ho és per a tots els universos de Friedmann bàsics, i establint la curvatura K igual a zero. Quan se substitueixen aquests paràmetres a la primera equació de Friedmann trobem que:

\rho_c = \frac{3 H^2}{8 \pi G}

I l'expressió per al paràmetre de densitat, útil per a comparar diferents models cosmològics, és:

\Omega \equiv \frac{\rho}{\rho_c} = \frac{8 \pi G}{3 H^2}\rho

Aquest terme originalment va ser utilitzat com una manera de determinar la geometria del camp en el qual \rho_c és la densitat crítica per a la qual la geometria és plana. Assumint una densitat d'energia del buit nul·la, si \Omega és més gran que un, la geometria és tancada i l'Univers eventualment pararà la seva expansió i llavors es col·lapsarà. Si \Omega és menor que u, serà obert i l'Univers s'expandirà per sempre. Tanmateix, també es poden sintetitzar els termes de curvatura i de l'energia del buit en una expressió més general per a en el cas que aquest paràmetre de densitat d'energia sigui exactemente igual a la unitat. Llavors és una qüestió de mesurar els diferents components, normalment designats per subíndexs. D'acord amb el model Lambda-CDM, hi ha importants components de \Omega a causa de barions, matèria fosca freda i energia fosca. La geometria de l'espai-temps va ser mesurada pel satèl·lit WMAP estant a prop de ser una geometria plana, és a dir, el paràmetre de curvatura K és aproximadament zero.

La primera Equació de Friedmann sovint s'escriu formalment amb els paràmetres de densitat.

\frac{H^2}{H_0^2} = \Omega_R a^{-4} + \Omega_M a^{-3} + \Omega_{\Lambda} - K c^2 a^{-2}
  • \Omega_R és la densitat de radiació actual;
  • \Omega_M és la densitat de matèria actual (la fosca més la bariònica);
  • \Omega_\Lambda és la constant cosmològica o la densitat de buit actual.

Els valors acceptats en l'actualitat per a aquests paràmetres són de 0,002 per a la densitat de radiació, 0,29±0,03 per a la densitat de matèria fosca i bariònica en l'actualitat, i de 0,71±0,03 per la densitat de l'energía del buit.

Equació de Friedmann reescalada[modifica | modifica el codi]

Establint que a=\tilde{a}a_0, \rho_c=3H_0^2/8\pi G, \rho=\rho_c \Omega, t=\tilde{t}/H_0, \Omega_c = -K/H_0^2 a_0^2 on a_0 i H_0 són separadament el factor d'escala i el paràmetre d'Hubble actuals. Llavors podem trobar que:

\frac{1}{2}\left( \frac{d\tilde{a}}{d\tilde{t}}\right)^2 + U_{\rm eff}(\tilde{a})=\frac{1}{2}\Omega_c

on U_{eff}(\tilde{a}) = \Omega\tilde{a}^2/2. Per a qualsevol forma del potencial efectiu U_{eff}(\tilde{a}), hi ha una equació d'estat p = p(\rho) que la produirà.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Friedmann, A: "Über die Krümmung des Raumes", Z. Phys. 10 (1922), 377-386. (Traducció a l'anglès a Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)