معادلات فريدمان - ويكيبيديا

جزء من سلسلة عن
علم الكون الفيزيائي
الانفجار العظيم الفضاء الكوني عمر الكون تاريخ الكون التسلسل الزمني للانفجار العظيم
بدايات الكون التضخم الكوني التخليق النووي بعد الانفجار العظيم الخلفية الكونية لموجة جاذبية إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية إشعاع نيوترينوي للخلفية الكونية
التمدد المستقبل قانون هابل الانزياح نحو الأحمر تمدد الكون إحداثيات روبرتسون-ووكر معادلات فريدمان مصير كون متمدد مصير الكون
التركيب البنية نموذج لامبدا-سي دي إم طاقة مظلمة المادة المظلمة شكل الكون خيط مجرات تشكل وتطور المجرات مجموعة النجوم الزائفة الكبرى الكون المرصود إعادة التأين تشكل البنية
علم الفلك الرصدي تجربة بوميرانج مستكشف الخلفية الكونية مشروع إليوسترس بلانك (مرصد فضائي) مسح سلون الرقمي للسماء مسح الانزياح المجري نحو الأحمر للمجال ذي الدرجتين مسبار ويلكنسون لتباين خواص الأمواج الصغرية
العلماء آرونسون ألففين ألفر برادواج كوبرنيكوس دي سيتر ديك أييلرز أينشتاين إليس فريدمان جاليليو جاموف غوث هوكينغ هابل لوميتر ماثر نيوتن بنروز بينزياس روبين شميدت سموت سينتزيف سنييف تولمان ويلسون زيلدوفيش
علم الكون الفيزيائي اكتشاف إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية تاريخ نظرية الانفجار العظيم التأويلات الدينية لنظرية الانفجار العظيم الخط الزمني لعلم الكون مساهمون لعلم الكون
تصنيف  بوابة علم الكون
ع ن ت

جزء من سلسلة مقالات حول
النسبية العامة
${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}$
مقدمة التاريخ الصياغة الرياضية الاختبارات
المفاهيم الأساسية مبدأ التكافؤ النسبية الخاصة خط العالم متعدد شعب ريماني الزائف
الظواهر مشكلة الجسمين في النسبية العامة عدسة الجاذبية موجة ثقالية تباطؤ الإطار المرجعي تأثير جيوديسي أفق الحدث تفرد جذبوي ثقب أسود زمكان رسم مينكوفسكي البياني مكان مينكوفسكي ثقب دودي
المعادلات الشكليات المعادلات جاذبية خطية معادلات الحقل لأينشتاين فريدمان الجيوديسي في النسبية العامة معادلات ماتيسون بابابترو ديكسون معادلة هاملتون جاكوبي أينشتاين معامل الانحناء متعدد شعب لورينزو الشكليات شكلية ADM شكلية ASSN شكليات بعد نيوتنية نظريات متقدمة نظرية كلوزا-كلاين الجاذبية الكمية الجاذبية الفائقة
الحلول شوارزشيلد (الداخلية) رايسنر-نوردستروم غودل كير كير نيومان كازنر لومتر تولمان تاوب نت ميلن روبرتسون-ووكر موجة بي بي غبار فان ستوكم حل النسبية العامة للفراغ حل النسبية العامة للفراغ
علماء أينشتاين لورينتس هيلبرت بوانكاريه شوارتزشيلد دي سيتر رايسنر نوردستورم فايل إدنغتون فريدمان ميلن زفيكي لومتر غودل ويلر روبرتسون باردين والكر كر تشاندراسخار إهلرس بنروز هوكينج ریجادوری تيلور هالس ستوکام توب نیومان ياو تورن وآخرون
بوابة الفيزياء
ع ن ت

معادلات فريدمان هي مجموعة من المعادلات في علم الكون الفيزيائي تحكم تمدد الكون في نماذج متجانسة ومتحدة الخواص للكون ضمن إطار النظرية النسبية العامة، وقد أشتقها عالم الفيزياء ألكسندر فريدمان في عام 1922م^[1]، من معادلات المجال لآينشتاين للجاذبية إلى مترية (فريدمان- لوميتر-روبرتسون-ووكر) والمائع المثالي مع كثافة كتلة وضغط معينة، أما معادلات انحناء المكاني السالب فقد قدمها فريدمان في عام 1924.^[2]

تبدأ معادلات «فريدمان» بافتراض مبسط مفاده أن الكون متجانس مكانيًا وموحد الخواص، أي ما يُعرف باسم المبدأ الكوني. تجريبيًا، هذا صحيحٌ على المقاييس الأكبر من 100 مليون فرسخ فلكي تقريبًا. يشير المبدأ الكوني إلى أن مترية الكون يجب أن تكون على الشكل التالي:

${\displaystyle ds^{2}=a(t)^{2}\,ds_{3}^{2}-c^{2}\,dt^{2}}$

حيث ds²₃ هي دالة المسافة ثلاثي الأبعاد التي يجب أن تعبر عن (1) فضاء مسطح، أو (2) كرة ذات انحناء إيجابي ثابت، أو (3) فضاء زائدي مع انحناء سلبي ثابت. قد تساوي قيمة المعامل ${\displaystyle k}$ الموضح في الأسفل 0 أو 1 أو -1 أو الانحناء الغاوسي، في هذه الحالات الثلاثة على التوالي. تسمح لنا هذه الحقيقة بالحديث عن  «عامل التحجيم» ${\displaystyle a(t)}$.

تربط معادلات أينشتاين تطور عامل التحجيم هذا مع ضغط وطاقة المادة في الكون. تُستخدم مترية «فريدمان لوميتر روبرتسون ووكر» (إف إل آر دبليو) لحساب رموز «كريستوفيل»، ثم موتر «ريتشي». باستخدام موتر الإجهاد والطاقة للمائع المثالي، نُعَوِّضها في معادلات أينشتاين للمجال لتنتج المعادلات الموضحة في الأسفل.

من ضمن معادلات فريدمان، هناك معادلتان مستقلتان لنمذجة الكون المتجانس وموحد الخواص. الأولى هي:

${\displaystyle {\frac {{\dot {a}}^{2}+kc^{2}}{a^{2}}}={\frac {8\pi G\rho +\Lambda c^{2}}{3}}}$

التي هي مشتقة من المكون 00 من معادلات أينشتاين للمجال. والثانية هي:

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}}$

التي هي مشتقة من المعادلة الأولى مع أثر معادلات أينشتاين للمجال. a هو عامل التحجيم،${\displaystyle H\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}}$ هو معامل هابل. G و Λ و c هي ثوابت كونية (G هو ثابت الجاذبية لنيوتن، وΛ هو الثابت الكوني، وc هي سرعة الضوء في الفراغ). k هو ثابت خاص بالحل المعين، لكنه قد يختلف من حل إلى آخر.a  وH وρ وp هي دالات تعتمد على الزمن. ρ وp هما الكثافة والضغط على التوالي. ${\displaystyle k \over a^{2}}$ هو الانحناء المكاني في أي شريحة زمنية للكون؛ ويساوي سدس مقياس انحناء ريتشي المكاني R بما أن

${\displaystyle R={\frac {6}{c^{2}a^{2}}}({\ddot {a}}a+{\dot {a}}^{2}+kc^{2})}$

في نموذج فريدمان. نرى في معادلات فريدمان أن a(t) يعتمد فقط على ρ  وp وΛ والانحناء الجوهري k. لا يعتمد a(t) على نظام الإحداثيات الذي نختاره للشرائح المكانية. هناك خياران شائعان لـ k وa يعبران عن نفس المفهوم الفيزيائي:

• K = 1 أو0 أو -1 اعتمادًا على ما إذا كان شكل الكون عبارة عن كرة ثلاثية مغلقة أو مسطح (أي فضاء إقليدي) أو سطح زائد ثلاثي مفتوح على التوالي.^[3] إذا كان k = +1، فإن a هو نصف قطر انحناء الكون. إذا كانت k = 0، فيمكن أن تكون قيمة a أي رقم موجب اعتباطي في وقت معين. إذا كان k = −1، عندئذ يمكن اعتبار أن ia  هو نصف قطر انحناء الكون.
• a هو عامل التحجيم ويساوي 1 في الوقت الحاضر. k هو الانحناء المكاني عندما a =1 (أي في الوقت الحاضر). إذا كان شكل الكون كرويًا فائقًا وباعتبار أن R_t هو نصف قطر الانحناء (في الوقت الحاضر) ، فعندئذٍ ${\displaystyle a=R_{t}/R_{0}}$. إذا كانت قيمة k موجبةً، فإن شكل الكون كروي فائق. إذا كانت القيمة تساوي صفر، فالكون مسطح. وإذا كانت القيمة سالبةً، فإن الكون زائدي.

• مشروع المستعرات العظمى الفلكي
• إحداثيات روبرتسون-ووكر
• شكل الكون