Этот документ доступен на arxiv под лицензией CC 4.0.   Авторы:  (1) А. Оливерос, Программа физики, Атлантический университет;  (2) Марио А. Асеро, Программа физики, Университет Атлантики.  Таблица ссылок   Аннотация и введение   Гравитация f(Q): краткий обзор   Космологическая динамика в позднем времени   Ограничения параметров   Выводы   Благодарности и ссылки  3. Космологическая динамика в позднем времени.  В этом разделе мы реализуем приведенные выше результаты с учетом конкретного выбора f(Q) и изучаем результирующую поздневременную космологическую эволюцию на фоновом уровне. Для начала введем гравитационную модель f(Q), которая играет центральную роль в данной работе:   где Λ — космологическая постоянная, а b и n — действительные безразмерные параметры. Эта модель основана на модели, изученной в работах. [47, 48, 49], но в контексте f(R)-гравитации. Очевидно, что при b = 0 модель, заданная уравнением (2). (23) эквивалентно ОТО плюс космологическая постоянная. В частности, из структуры этой модели это можно рассматривать как пертурбативное отклонение от лагранжиана ΛCDM. В этом смысле данная модель может быть сколь угодно близкой к ΛCDM, в зависимости от параметра b. Следует подчеркнуть, что в литературе интенсивно изучаются и другие экспоненциальные модели f(Q)-гравитации (см., например, [18, 24, 25, 26, 31, 32, 33, 36]).  Следуя процедуре, выполненной в Ref. [50] перепишем уравнение. (13) через N = ln a   Теперь, заменив уравнения. (29) и (30) в уравнении. (28) и используя уравнение. Используя (27), получаем приближенное решение для параметра Хаббла H(z):   аналогично параметр замедления q определяется выражением   где штрих означает дифференцирование по z. Используя уравнения. Используя уравнения (19) и (31) и рассматривая разложение до второго порядка по b, получаем приближенные аналитические выражения для указанных выше параметров через красное смещение z следующим образом:   и   Обратите внимание, что, как и следовало ожидать, члены, независимые от b, в каждом из последних выражений соответствуют тем, которые связаны с моделью ΛCDM.  С уравнениями. Используя уравнения (36)–(39), мы можем построить график эволюции каждого параметра через красное смещение z. Кроме того, чтобы сравнить результаты с моделью ΛCDM, мы также включили в соответствующие графики поведение, связанное с каждой величиной, определенной уравнениями. (32)-(35), но используя уравнение. (27) вместо (31).   В целом, исходя из вышеизложенного, мы можем сделать вывод, что с увеличением величины b настоящая модель отклоняется от модели ΛCDM. Такое поведение является ожидаемым, поскольку по построению наше приближенное решение для H(z) строится как возмущение решения модели ΛCDM.

Part of HackerNoon's growing list of open-source research papers, promoting free access to academic material.

cosmological.TECH

Read My Stories

From Big Bang's singularity to galaxies' cosmic dance the universe unfolds its majestic tapestry of space and time.

Cosmological's blog

Этот звук создан на языке оригинала истории!

Слишком долго; Читать

Boost your HackerNoon story @ $159.99! 🚀

Космологическая динамика и ограничения наблюдений: Космологическая динамика в последнее время

About Author

КОММЕНТАРИИ

БИРКИ

ЭТА СТАТЬЯ БЫЛА ПРЕДСТАВЛЕНА В

Related Stories

Valhalla Флоки станет ассоциированным спонсором индийского тура по Шри-Ланке

Как улучшить ваш рабочий процесс в 10 раз: 17 основных приложений

Раскрытие силы ИИ. Систематический обзор передовых методов: Краткое содержание и введение

Valhalla Флоки станет ассоциированным спонсором индийского тура по Шри-Ланке

Как улучшить ваш рабочий процесс в 10 раз: 17 основных приложений

Раскрытие силы ИИ. Систематический обзор передовых методов: Краткое содержание и введение

Light-Mode

Classic

Newspaper

Dark-Mode

Neon Noir

Minty

HN StartUps