Cosmology-age-of-universe
宇宙論-エイジオブユニバース
前の章で説明したように、ハッブルパラメーターの時間発展は次のように与えられます-
H(z)= H_0E(z)^ \ {\ frac \ {1} \ {2}}
ここで、 z は赤方偏移で、* E(Z)*は−
E(z)\ equiv \ Omega _ \ {m、0}(1 + z)^ 3 + \ Omega(1 + z)^ 4 + \ Omega _ \ {k、0}(1 + z)^ 2 + \ Omega ^ \ {\ wedge、0}
宇宙の膨張が一定である場合、宇宙の真の年齢は次のように与えられます-
t_H = \ frac \ {1} \ {H_0}
それが物質支配の宇宙、すなわちアインシュタイン・デシッター宇宙である場合、宇宙の真の年齢は
t_H = \ frac \ {2} \ {3H_0}
スケールと赤方偏移は-
a = \ frac \ {a_0} \ {1 + z}
宇宙論的パラメーターの観点からの宇宙の年齢は、次のように導き出されます。
ハッブルパラメータは次のように与えられます-
H = \ frac \ {\ frac \ {da} \ {dt}} \ {a}
差別化、我々は得る-
da = \ frac \ {-dz} \ {(1 + z)^ 2}
ここで、 a〜0〜= 1 (スケール係数の現在値)
\ frac \ {\ mathrm \ {d} a} \ {\ mathrm \ {d} t} = \ frac \ {-1} \ {(1 + z)^ 2}
\ frac \ {\ mathrm \ {d} a} \ {\ mathrm \ {d} t} = \ frac \ {\ mathrm \ {d} a} \ {\ mathrm \ {d} t} \ frac \ {\ mathrm \ {d} z} \ {\ mathrm \ {d} t}
H = \ frac \ {\ dot \ {a}} \ {a} = \ frac \ {\ mathrm \ {d} a} \ {\ mathrm \ {d} t} \ frac \ {\ mathrm \ { d} z} \ {\ mathrm \ {d} t} \ frac \ {1 + z} \ {1}
\ frac \ {\ dot \ {a}} \ {a} = \ frac \ {-1} \ {1 + z} \ frac \ {\ mathrm \ {d} z} \ {\ mathrm \ {d } t} \ frac \ {1} \ {1}
H(z)= H_0E(z)^ \ {\ frac \ {1} \ {2}}
dt = \ frac \ {-dz} \ {H_0E(z)^ \ {\ frac \ {1} \ {2}}(1 + z)}
与えられた赤方偏移 'z' で宇宙の年齢を調べたい場合-
t(z)= \ frac \ {1} \ {H_0} \ int _ \ {\ infty} ^ \ {z_1} \ frac \ {-1} \ {E(z)^ \ {\ frac \ {1 } \ {2}}(1 + z)} dz
ここで、 k は曲率密度パラメーターであり、
E(z)\ equiv \ Omega _ \ {m、0}(1 + z)^ 3 + \ Omega _ \ {rad、0}(1 + z)^ 4 + \ Omega _ \ {k、0}(1 + z)^ 2 + \ Omega _ \ {\ wedge、0}
宇宙の現在の年齢を計算するには、 z〜1〜= 0 を使用します。
t(z = 0)= t _ \ {age} = t_0 = \ frac \ {1} \ {H_0} \ int _ \ {\ infty} ^ \ {z_1} \ frac \ {-1} \ {E( z)^ \ {\ frac \ {1} \ {2}}(1 + z)} dz
Einstein Desitter Modelの場合、すなわち、$ \ Omega_m = 1 $、$ \ Omega _ \ {rad} = 0 $、$ \ Omega_k = 0 $、$ \ Omega_ \ wedge = 0 $、宇宙の年齢の方程式になる-
t _ \ {age} = \ frac \ {1} \ {H_0} \ int _ \ {0} ^ \ {\ infty} \ frac \ {1} \ {(1 + z)^ \ {\ frac \ { 5} \ {2}}} dz
積分を解いた後、-
t_H = \ frac \ {2} \ {3H_0}
夜空は Cosmic Time Machine のようなものです。遠くの惑星、星、または銀河を観測するたびに、数時間、数百年、または数千年前のように見えます。 これは、光が有限の速度(光の速度)で移動し、宇宙に大きな距離があると、オブジェクトが現在のように見えず、光が放射されたときのように見えるためです。 ここで地球上で光を検出してから、元々光源から放射されたまでの時間は、*ルックバック時間(t〜L〜(z〜1〜))*として知られています。
したがって、ルックバック時間は次のように与えられます-
t_1(z_1)= t_0-t(z_1)
Einstein Desitter Universeのルックバック時間は-
t_L(z)= \ frac \ {2} \ {3H_0} \ left [1- \ frac \ {1} \ {(1 + z)^ \ {\ frac \ {3} \ {2}}} \ right]
覚えておくべきポイント
- 遠方の惑星、星、または銀河を観測するときはいつでも、それは数時間、数百年、または数千年前のように見えます。
- 地球上でここで光を検出してから、元々光源から放出されたまでの時間は、ルックバック時間と呼ばれます。