Constraining the equation of state of the Universe from Distant Type Ia Supernovae and Cosmic Microwave Background Anisotropies
我们分析的约束条件，可以放置在一个宇宙学常数或quintessence类组件相结合的观测Ia型超新星的测量各向异性的宇宙微波背景。我们利用Perlmutter等人最近的超新星样本和CMB各向异性的观测结果，通过似然分析将状态方程（w_Q = p/rho）约束在类五重模型中。如果宇宙被假定为空间平坦的，2 σ的上限是w_Q < -0.6，对于任意空间曲率的宇宙，w_Q < -0.4。对于一个空间平坦的宇宙，得到的上限接近于简单势所允许的下限（w_Q约为-0.7），这意味着可能需要额外的微调来构建一个可行的精粹模型。
1999-04-26 astro-ph
The cosmological lens equation in a universe with non zero cosmological constant
本文导出了具有非零宇宙学常数的Friedman-Robertson-Walker宇宙学模型中的Dyer-Roeder方程，并精确求解了该方程。考虑到非均匀分布的物质，我们使用的唯象块参数。我们还提出了一个一般形式的近似解，它足够简单，在实际应用中是有用的，并在有趣的红移范围内足够准确。
2000-04-27 astro-ph
Universes seen by a Chandrasekhar equation in stellar physics
虽然我们知道量子，相对论和引力物理学控制了大部分自然，但Subrahmanyan Sirrasekhar推导出了一个方程，表明恒星的结构，成分和能量来源。本文将其应用扩展到宇宙。一个模型是由这些物理学得出的，表明我们宇宙的原始质量是有限的，在1.13179 x 10 E +78质子质量。这似乎得到了来自WMAP航天器和其他天文台的两组数据的证实。通过测定质子半径（8.2（+/-0.2）x 10 E-16 m），并采用精确的理论值，更详细地证实了该模型。这是球体的等效半径，而质子的实际形状可能是椭圆形。与暴胀理论一起，该模型预测了产生新宇宙的时空背景的存在。它们都具有相同的物理性质和近临界质量。多元宇宙是一个由越来越多的宇宙组成的层次结构。本文最后提出了一系列预测，并对今后的工作提出了建议
2007-01-12 astro-ph
Force equation of the large-scale structure of the Universe
本文用热力学-力学方法处理了不同质量粒子弛豫分布中两粒子的引力势与关联函数之间的关系（力方程）。这个关系被用于星系通过膨胀中的宇宙中的牛顿势相互作用的情况，即星系的大尺度分布。通过应用这个方程，并从观察到的两点关联函数的星系作为一个$-1.8$指数幂律，我得出的质量-质量关联函数的近似依赖性作为一个$-2.8$指数幂律，即我推断，质量是更相关的星系在短距离，当分布被认为是放松的。
1997-06-02 astro-ph
The Luminosity Distance, the Equation of State, and the Geometry of the Universe
光度距离对红移的二阶导数用减速参数$q_0$表示。指出三阶导数包含了宇宙物质声速和宇宙曲率的信息。我们限制物理上可能的参数范围的系数。发现在有物质的平坦宇宙模型中，各系数之间存在一个关系，即：$c_{s0}(1+w_{\rm x0})=0$（$c_{s0}$是物质成分的总声速，$w_{\rm x0}$ = $p_{\rm x0}/ρ_{\rm x0}$）.
1998-11-02 astro-ph
The dressing procedure for the cosmological equations and the indefinite future of the universe
在本文中，我们提出了一种新的简单的方法，从已知的Freidmann方程的无穷多个解决方案的建设，这使得一个惊人的结论，实际上是不可能的正确预测宇宙的未来动态，这是完全基于天文观测的标度因子的值。此外，我们提出了新构造的解决方案，如那些，描述光滑的动态（去）-phantomization，和缺乏事件视界（在经典和膜世界的情况下）的模型的具体例子。最简单的各向异性宇宙的方法的推广。
2007-02-05 astro-ph
Modified equation of state, scalar field, and bulk viscosity in Friedmann universe
提出了一个描述宇宙演化的广义宇宙尺度因子动力学方程，其中$Λ$ CDM模型是一个特例。并给出了一个一般的例子来说明修正状态方程与标量场模型的等价性。在数学方面，物态方程、标量场势$V(ϕ)$和标度因子$a(t)$都已具有解析解。这样的特征是由于一个简单的形式不变性的方程继承决定了哈勃参数。从物理的角度看，这个动力学方程可以看作是具有宇宙中存在的一种物质体粘滞的$Λ$ CDM模型。我们采用Ia超新星数据和从SDSS数据测量的参数$\mathcal{A}$以及从WMAP数据测量的漂移参数$\mathcal{R}$来约束我们模型中的参数。其结果是，体积粘度的贡献，积累作为一个有效的暗能量负责目前的宇宙加速膨胀，是大约百分之十的宇宙学常数。
2006-03-10 astro-ph
Three-dimensional Burgers' Equation as a Model for the Large-Scale Structure Formation in the Universe
随着星系红移巡天对宇宙的探索越来越深入，他们发现了星系大尺度分布中越来越引人注目的结构。特别是，CfA2和SSRS2的调查，以15.5的视星等极限表现出令人印象深刻的复杂的片，丝，和集群。宇宙中大尺度结构的形成是由于原初密度小扰动的引力放大作用的结果。原始密度微扰作为宇宙极早期的量子涨落，可能揭示早期宇宙的重要信息和基本物理定律。理解大尺度结构形成的主要障碍之一是在可观测结构形成的非线性阶段密度不均匀性演化的复杂性。解决这个问题的一种方法是运行三维数值模拟。本文介绍了另一种基于Burgers非线性扩散方程的非线性引力不稳定性近似解析模型的方法。
1995-09-21 astro-ph
Sources of Radiation in the Early Universe: The Equation of Radiative Transfer and Optical Distances
我们导出了具有特定强度和光谱的点源的辐射传输方程，它起源于早期宇宙的湮灭和复合时期之间，红移为$z_\s =10^8÷10^4$。光源的直接辐射与其产生的漫射辐射分开。从汤姆逊散射和韧致辐射吸收的热背景辐射的最大值的源的光学距离计算作为红移z的函数。随着z的减小，距离急剧增长，接近渐近值，吸收距离增加得更慢，并在较低的z达到其极限值。对于所采用的z值，宇宙的光学参数可以用含尘埃物质和辐射的平板模型来描述，辐射转移可以用灰色近似来处理。
2006-03-11 astro-ph
Indefinite Information Processing in Ever-expanding Universes
我们发现，一般各向异性宇宙任意接近开放的弗里德曼宇宙允许信息处理继续到无限的未来，如果没有宇宙学常数或稳定的引力排斥应力，空间拓扑结构是非紧的。利用引力潮汐能产生的温度梯度的“文明”可以处理无限数量的信息。这些梯度是由维持膨胀剪切和三曲率各向异性的引力波驱动的。
2003-02-18 astro-ph gr-qc
Realistic Equations of State for the Primeval Universe
早期的宇宙状态方程包括组分之间的实际相互作用。在某些合理的假设下，这些方程能够在核合成期之前产生暴胀状态。由此产生的加速膨胀足够强烈，可以解决平坦性和视界问题。在曲率参数κ等于0或+1的情况下，该模型能够避免初始奇点，并为宇宙膨胀提供了自然的解释。
2008-10-21 astro-ph gr-qc
Determining the Equation of State of the Expanding Universe: Inverse Problem in Cosmology
即使使用例如Ia型超新星精确地获得作为红移的函数的光度距离，宇宙的状态方程也不能唯一地确定，而是取决于一个自由参数$Ω_{k0} ={k}/(a_0^2H_0^2)$，其中$a_0$和$H_0$分别是当前的标度因子和哈勃参数。这种简并可能会解决，例如，如果测量类星体的红移的时间变化，最近由勒布提出。因此，宇宙的状态方程（或宇宙的度规）可能在未来不需要对宇宙的物质含量进行任何理论假设的情况下确定。
1999-02-15 astro-ph hep-ph
Acceleration parameter of the Universe expansion and cosmological equation of state
本文已撤回的作者，由于一个错误的方程。(4.4)在引力理论中加入了一个宇宙学常数项。[8]这句话，其实是被禁止的。
2003-11-14 astro-ph hep-ph
The Exact Evolution Equation of the Curvature Perturbation for Closed Universe
众所周知，曲率微扰的精确演化方程在研究平坦宇宙的暴胀功率谱中起着非常重要的作用。然而，对于非平坦宇宙，它的相应的精确延拓还没有明确给出。最近，人们对非平坦的、特别是封闭的宇宙的兴趣正在被唤起。这种扩展的需要是迫切的。我们从最基本的物理考虑出发，最终得到了非平坦宇宙曲率微扰的精确演化方程，以及演化控制参数和方程中变质量的精确表达式。我们近似地对非平坦宇宙的功率谱做了一个原始的、不成熟的分析。这一分析表明，这个非平坦宇宙曲率微扰的精确演化方程是非常复杂的，今后我们需要对这个新方程做大量的数值和解析工作，以便通过理论与观测的比较来判断宇宙是平坦的还是封闭的。
2003-10-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Determination of the equation of the state of the Universe using ~ 0.1 Hz Gravitational Wave Detectors
我们表明，最终的DECIGO（DECihertz干涉引力波天文台）运行10（1）年，可以确定宇宙状态方程，其精度分别为$Ω_m$、$Ω_w$和$w$的0.06%（3%）、0.08%（4%）和0.06%（3%）。在实际的DECIGO或BBO（大爆炸观测者）的更现实的情况下，$w$将在$\sim 10%$内通过十年的观测来确定，假设宇宙模型是平坦的。因此，DECIGO或BBO将给出宇宙状态方程的独立确定。
2004-12-07 astro-ph gr-qc
Primordial Nucleosynthesis as a Test of the Friedmann Equation in the Early Universe
在标准的热大爆炸模型中，早期宇宙的膨胀由弗里德曼方程给出，其能量密度由相对论性粒子主导。由于在各种模型中，这个方程是改变，我们介绍了弗里德曼方程的修改，并表明，我们可以约束它们使用大爆炸核合成数据。当没有中微子/反中微子不对称性时，这些修改是紧密结合的，但在不对称性的存在下，边界变得松散得多。作为一个例子，我们将我们的结果应用到一个模型中，其中第二和第三家庭与第一家庭（非万有引力）不同地耦合到引力。
2003-09-18 astro-ph hep-ph
Equation of State for a van der Waals Universe during Reissner-Nordstrom Expansion
在以前的工作[E. M.普罗达诺夫河伊万诺夫和V.G. Gueorguiev，Reissner-Nordstrom Expansion，Astroparticle Physics 27（150-154）2007]，我们提出了一个经典的宇宙膨胀模型，在辐射主导的时代，基于Reissner-Nordstrom几何的引力排斥-裸奇点描述的粒子，随着温度的下降“增长”。在这项工作中，我们在Reissner-Nordstrom膨胀过程中将宇宙建模为范德华气体，并确定状态方程。
2008-05-31 astro-ph gr-qc hep-th
Generalized Cardassian Expansion: Models in Which the Universe is Flat, Matter Dominated, and Accelerating
卡达西宇宙是对弗里德曼·罗伯逊·沃克（Friedmann Robertson Walker，FRW）方程的修正，其中宇宙是平坦的，物质占主导地位，并且加速。在这里，我们推广了原来的卡达西建议，包括额外的变体FRW方程。提出了具体的例子。在普通FRW方程中，右侧是能量密度$H^2 \sim ρ$的线性函数。这里，相反，FRW方程的右手侧是能量密度$H^2 \sim g(ρ)$的不同函数。这个函数在早期返回到普通的FRW，但在宇宙的晚期修改了膨胀。这个宇宙中唯一的成分是物质和辐射：特别是，有{ \it no}真空的贡献。目前，FRW方程的修正是宇宙加速。宇宙可以是平坦的，但只由物质和辐射组成，并且仍然与观测兼容。闭合宇宙所需的能量密度比标准宇宙学中的小得多，因此物质足以提供平坦的几何形状。修改可能会出现，例如，这是我们可观测的宇宙作为一个三维膜生活在一个更高维度的宇宙中的结果。卡达西模型经受住了几次观测检验，包括宇宙背景辐射、宇宙年龄、星团重子分数和结构形成。正如将在未来的工作中所示，广义卡达西模型的观测测试的预测可能与通用的精髓模型非常不同，无论状态方程是常数还是时间依赖性。
2003-07-30 astro-ph hep-ph
Limitations in using luminosity distance to determine the equation of state of the universe
超新星搜索被认为是一种精确确定导致宇宙加速膨胀的暗能量成分的状态方程$w$的当前值和时间变化的方法。我们表明，该方法是从根本上限制的事实，即光度dista nce取决于$w$通过一个多重积分关系，涂抹出信息的$w$和它的时间变化。该效应降低了可从当前数据获得的$w$的分辨率。
2001-05-03 astro-ph hep-ph
Inhomogeneous Equation of State of the Universe: Phantom Era, Future Singularity and Crossing the Phantom Barrier
考虑了具有非均匀、哈勃参数依赖项的暗能量宇宙状态方程。引入这个术语的动机来自于对时间依赖的粘性的考虑和对广义相对论的修正。对于这样的状态方程的几个明确的例子，它演示了未来奇点的类型如何变化，幻影时代如何出现，以及幻影障碍如何发生。类似的宇宙学制度被认为是两个相互作用的流体的宇宙和宇宙与隐式EOS。例如，由于非均匀项的存在，以更容易的方式实现幻影屏障的跨越。提出了一种新的宇宙暗能量模型，在该模型中，由于越过w=-1势垒，宇宙熵甚至在幻影时代也可能为正。
2005-07-28 astro-ph gr-qc hep-th
Cardassian Expansion: Dark Energy Density from Modified Friedmann Equations
卡达西宇宙是对弗里德曼方程的修正，其中宇宙是平坦的，物质占主导地位，并且加速。在普通的弗里德曼方程中，右手边是能量密度$H^2 \sim ρ$的线性函数。这里，弗里德曼方程的右边是能量密度的不同函数，$H^2 \sim g(ρ)$。这个函数在早期回到了普通的弗里德曼，但在当前的时代驱动了宇宙的加速。这个宇宙中唯一的成分是物质和辐射：特别是，没有真空的贡献。可能会出现所需的新术语，例如，这是我们可观测的宇宙作为一个三维膜生活在一个更高维度的宇宙中的结果。卡达西膨胀的第二种可能的解释是，我们把修改后的弗里德曼方程作为由于流体，其中的能量密度有新的贡献与负压（可能是由于暗物质与自相互作用）。预测显示在未来的超新星调查的广义卡达西模型的观测测试。
2005-01-31 astro-ph hep-ph
Dark Energy Evolution and the Curvature of the Universe from Recent Observations
利用Riess等人对Ia型超新星的观测结果、最近的超新星遗产巡天（SNLS）、SDSS亮红星系巡天中探测到的重子声学振荡峰和宇宙微波背景，讨论了暗能量的时变状态方程和宇宙曲率的限制.由于描述物态方程和宇宙曲率的时间依赖性的参数之间的简并性，当我们试图同时约束它们时，特别是当我们使用单个观测数据时，对它们的约束可能会被削弱。然而，我们表明，我们可以得到相对严重的限制，当我们使用所有的数据集，从上述观察，即使我们考虑的时变状态方程，不假设一个平坦的宇宙。我们还发现，即使我们考虑了暗能量状态方程的时间变化，合并的数据集也倾向于一个平坦的宇宙。
2005-12-06 astro-ph hep-ph
The new form of the equation of state for dark energy fluid and accelerating universe
我们建议通过引入压力松弛方程来推广暗能量状态方程（EoS），这等价于考虑非均匀的EoS宇宙流体，它通常作为弦/膜世界的有效模型出现。作为另一种更广泛的推广，我们讨论了包含压力导数的非齐次EoS。对于几个明确的例子与经典力学的类比的动机加速FRW宇宙学构造。它原来是渐近de Sitter或振荡宇宙可能从减速到加速阶段的过渡。研究了加速FRW宇宙中暗能量与物质的耦合，结果表明，这种耦合与约束（或非均匀）EoS是一致的。
2006-06-29 astro-ph gr-qc hep-th
Measuring the Equation-of-state of the Universe: Pitfalls and Prospects
我们探讨了在确定宇宙中占主导地位并导致当前加速膨胀的暗能量组分的状态方程（w）时的各种陷阱和挑战。我们在早期的论文中证明了简并的存在，使得不可能很好地解决w的值或其时间导数与超新星的数据。在这里，我们考虑标准的做法，如假设先验的w是常数或大于-1，并表明，他们也可以导致严重错误，估计真正的状态方程。我们进一步考虑结合测量的宇宙微波背景各向异性和阿尔科克-Paczynski测试与超新星的数据，并发现，在解决的时间导数的w的改善是边际的，虽然组合可以限制其目前的价值，也许百分之二十的不确定性。
2001-12-21 astro-ph hep-ph
New Globular Cluster Age Estimates and Constraints on the Cosmic Equation of State and The Matter Density of the Universe
球状星团距离的新估计，结合恒星演化代码中输入参数的修订范围和最近对团簇形成最早红移的估计，使我们能够推导出一个新的95%置信水平的宇宙年龄下限为11 Gyr。现在，这肯定与当前允许的哈勃常数范围内的平坦宇宙的膨胀年龄不一致，除非宇宙状态方程被违反强能量条件的成分所支配。这巩固了暗能量占主导地位的宇宙的情况，补充了超新星数据和宇宙中几何形状和物质密度的直接测量。最适合的年龄与一个宇宙学常数占主导地位（w=压力/能量密度= -1）的宇宙相一致。对于Hubble Key项目的哈勃常数的最佳拟合值，我们的年龄限制在68%的置信水平下产生约束w < -0.4和Omega_matter < 0.38，在95%的置信水平下产生约束w < -0.26和Omega_matter < 0.58。
2001-11-30 astro-ph gr-qc hep-ph
Ellipsoidal universe in the brane world
本文研究了在膜世界宇宙学中的一个椭球宇宙方案，其中整体宇宙中存在一个宇宙学常数。从五维爱因斯坦方程出发，导出了相互耦合的宇宙偏心率和尺度因子的演化方程。我们发现，如果我们的宇宙的各向异性起源于一个均匀的磁场内的膜，离心率衰减快，在体相比，一个四维椭球宇宙。我们还研究了膜诱导引力的椭球宇宙，并找到了偏心率的演化方程，偏心率的贡献由四维和五维牛顿常数决定。讨论了偏心率在解释宇宙微波背景四极问题中的作用。
2007-05-18 astro-ph gr-qc hep-th
Linking a Minimal Theoretical Model of Scale Factor Evolution with Observational Universe Information
我们研究了几种通过匹配不同阶段的标度因子定律来构造宇宙演化的极小模型的方法。我们讨论的连续性的过渡阶段和所涉及的时间变量之间。我们开发了一种方法来模拟这些转变，而不会损失观测的可预测性。关键是尺度因子及其与最小但已确立的观测信息（转变时间和膨胀率）的联系。这种构造在度规微扰类型的计算中显然是有用的，但它可以应用于涉及不同演化阶段的宇宙学的任何主题。
1999-07-25 astro-ph gr-qc hep-ph
A SCHRÖdinger Equation for Mini Universes
讨论了在有限自由度的拉格朗日量正则化处理中如何确定规范，并赋予其时间重参数化不变性。运动可以用作用在规范壳正则空间上的有效哈密顿量来描述。然后，该系统适合于量化。我们将这种处理应用到Robertson-Walker度规与玻色场零模相互作用的情形，并写出了壳层上波函数的§方程。
1994-02-17 astro-ph gr-qc hep-th
Magnetic relaxation in the Bianchi-I universe
本文讨论了扩展的Einstein-Maxwell模型及其在磁化边池Ⅰ宇宙演化问题中的应用。介质磁化强度的演化受弛豫型扩展本构方程控制。得到了扩展主方程的一系列精确解，并进行了讨论。Bianchi-I宇宙的各向异性膨胀在两个主要方向（沿磁场和与之正交）上都是非单调的（加速/减速）。当磁化强度有效地屏蔽了磁场，而磁场从引力场方程中消失时，就会出现一种特殊类型的膨胀，即所谓的隐磁场演化。
2007-10-02 astro-ph gr-qc hep-th
Classifying the Future of Universes with Dark Energy
我们对未来的宇宙进行了分类，一般的宇宙学模型包括物质和暗能量。如果暗能量的状态方程小于-1，宇宙的年龄就变得有限。我们计算宇宙的其余年龄为这样的宇宙模型。还研究了未来物质密度扰动增长的行为。我们发现，当暗能量的状态方程小于-1时，球形超密度区的坍缩发生了很大的变化。
2005-07-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Inhomogeneous dusty Universes and their deceleration
直接来自爱因斯坦方程的精确结果意味着，具有消失压力密度的非均匀宇宙只能减速，除非宇宙的能量密度变为负值。最近的提议似乎认为，非均匀（但各向同性）的时空，只充满不相干的物质，可能会变成加速宇宙足够晚的时间。为了仔细研究这些情况，完全非齐次爱因斯坦方程在同步系统中进行了讨论。在尘埃主导的宇宙中，减速参数的非均匀推广总是半正定的，这意味着没有加速发生。
2005-06-09 astro-ph gr-qc hep-ph
