.How Thermodynamics Unlocks the Secrets of an Expanding Universe
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.How Thermodynamics Unlocks the Secrets of an Expanding Universe
열역학이 팽창하는 우주의 비밀을 밝히는 방법
주제:천체물리학암흑에너지상파울루 연구 재단열역학 José Tadeu Arantes 작성 , 상파울루 연구 재단(FAPESP) 2024년 4월 17일 천체 물리학 우주 확장 아트 일러스트레이션 연구자들은 열역학과 우주론을 연결하여 우주 팽창을 연구하는 데 Grüneisen 매개변수를 활용했습니다. 그들의 발견은 우주의 지속적인 냉각이 단열 팽창과 관련되어 있으며 우주 상수의 잠재적 변동성이 전통적인 모델에 도전하고 있음을 시사합니다. 신용: SciTechDaily.com
-감속 팽창 체제(방사선 및 물질 지배 시대)에서 가속 팽창 체제(암흑 에너지 지배 시대)로의 전환은 열역학적 상전이와 유사하다고 과학자들이 Results in Physics에 게재했습니다.
-상파울루 주립대학교. 우주가 팽창하고 있다는 생각은 거의 100년 전부터 시작되었습니다. 이는 1927년 벨기에 우주론자 조르주 르메트르(1894~1966)가 처음 제시했고, 2년 뒤 미국 천문학자 에드윈 허블(1889~1953)이 관측을 통해 확인했다. 허블은 천체로부터 받은 빛의 전자기 스펙트럼의 적색편이가 지구로부터의 거리에 직접적으로 비례한다는 것을 관찰했습니다.
-이는 지구에서 멀리 있는 물체가 더 빨리 멀어지고 우주가 팽창하고 있음을 의미합니다. 가속팽창의 발견 1998년 초신성 우주론 프로젝트(Supernova Cosmology Project)와 High-Z 초신성 탐색팀(High-Z Supernova Search Team)이 아주 먼 거리에 있는 초신성을 관측한 결과, 우주가 중력에 의해 느려지는 것이 아니라 팽창하면서 가속되고 있다는 사실이 밝혀지면서 놀라운 새로운 요소가 모델에 추가되었습니다. 가정하고 있었습니다. 이 발견으로 암흑에너지 라는 개념이 탄생하게 되었는데 , 암흑에너지는 현재 관측 가능한 우주 전체 에너지의 68% 이상을 차지하는 것으로 추정되며, 암흑물질과 일반물질은 각각 약 27%와 5%를 차지한다고 여겨진다.
우주 시대 방사선, 물질, 암흑 에너지 (a) 방사선, (b) 물질, (c) 암흑 에너지 등 우주 시대의 표현은 상태 방정식 Ω = Γeff의 해당 값을 사용합니다. 여기서 Γeff는 유효 Grüneisen 매개변수입니다. 암흑 에너지가 지배적이 되면서 Γeff는 부호를 변경하고 응집 물질 물리학의 위상 전이를 에뮬레이트합니다. 크레딧: 물리학 결과
우주론에 열역학 적용 상파울루 주립대학교(UNESP) 물리학과 교수인 마리아노 데 수자(Mariano de Souza)는 “적색편이를 측정한 결과, 가속팽창은 단열( 열 전달 없이 )이고 이방성( 다른 방향으로 측정할 때 크기가 다양함 )임을 시사합니다.”라고 말했습니다. 브라질 리오클라로에서. "열역학의 기본 개념을 통해 단열 팽창은 Grüneisen 비율 [ Γ , 감마 ] 로 정량화되는 바로칼로리 효과[ 압력으로 인한 열 변화 ] 로 인해 항상 냉각이 수반된다는 것을 추론할 수 있습니다 ."
-1908년 독일의 물리학자 Eduard August Grüneisen(1877-1949) 은 물질의 열탄성 거동을 설명하는 방정식에서 종종 발생하는 지구물리학의 중요한 양인 유효 Grüneisen 매개변수인 Γ eff 에 대한 수학적 표현을 제안했습니다 . 이는 팽창 계수, 비열 및 등온 압축성의 세 가지 물리적 특성을 결합합니다. 거의 100년 후인 2003년에 Lijun Zhu와 공동 연구자들은 Grüneisen 비율이라고 불리는 Grüneisen 매개변수의 특정 부분(비열에 대한 열팽창 비율로 정의됨)이 양자 임계점 근처에서 크게 증가한다는 것을 입증했습니다 . 엔트로피 축적. 2010년에 Souza와 두 명의 독일 공동 연구자는 유한 온도 임계점 근처에서 동일한 일이 발생한다는 것을 보여주었습니다 .
Grüneisen 매개변수를 이용한 최근 연구 이제 Souza와 UNESP의 동료 연구원들은 Results in Physics 저널에 게재된 기사에서 Grüneisen 매개변수를 사용하여 우주 팽창의 복잡한 측면을 설명했습니다 .
-소우자의 감독. “우주 팽창과 관련된 역학은 일반적으로 상태 방정식이 Ω = p/ρ 인 완벽한 유체로 모델링됩니다 . 여기서 Ω [ omega ]는 상태 매개변수 방정식이고 p 는 압력이며 ρ [ rho ]는 다음과 같습니다. 에너지 밀도. Ω는 널리 사용 되지만 , 그 물리적 의미는 아직 적절하게 논의되지 않았습니다. 그것은 우주의 각 시대에 대한 단지 상수로 취급되었습니다.
-우리 연구의 중요한 결과 중 하나는 Mie-Grüneisen 상태 방정식을 통해 효과적인 Grüneisen 매개변수로 Ω를 식별하는 것입니다.”라고 Souza는 말했습니다. Mie-Grüneisen 상태 방정식은 압력, 부피 및 온도와 관련이 있으며 종종 충격 압축 고체의 압력을 결정하는 데 사용됩니다. 열역학과 우주의 이방성 팽창 저자는 Grüneisen 매개변수를 사용하여 우주의 지속적인 냉각이 압력 및 온도와 관련되고 우주의 단열 팽창으로 인해 발생하는 바로칼로리 효과와 연관되어 있음을 보여줍니다. 이를 바탕으로 그들은 그뤼나이젠 매개변수가 암흑 에너지가 지배하는 시대(현재 우주 시대)에서 시간 의존적이라고 제안합니다.
-이 연구의 흥미로운 측면 중 하나는 우주의 이방성 팽창을 설명하기 위해 열역학과 응력 및 변형과 같은 고체 물리학 개념을 사용한다는 것입니다. “우리는 Grüneisen 매개변수가 아인슈타인의 유명한 장 방정식의 에너지-운동량 응력 텐서에 자연스럽게 구현되어 우주 팽창과 관련된 이방성 효과를 조사할 수 있는 새로운 방법을 열었음을 보여줍니다. 이는 Big Rip의 가능성을 배제하지 않습니다.”라고 Souza는 말했습니다.
-2003년 Physical Review Letters 에 발표된 기사에서 처음 제시된 Big Rip 가설은 암흑 에너지의 양이 임계 속도 이상으로 우주 팽창을 가속하기에 충분할 경우 우주의 "구조"가 찢어질 수 있다고 가정합니다. -시간이 지나고 우주가 찢어집니다. 암흑에너지와 이론적 함의 “또한 Grüneisen 매개변수의 관점에서 우리는 [ 복사 및 물질이 지배하는 시대의 ] 감속 팽창 체제에서 [ 암흑 에너지가 지배하는 시대의 ] 가속 팽창 체제로 의 전환이 열역학적 위상 전환과 유사하다고 추측합니다. 이는 팽창이 감속에서 가속으로 바뀔 때 Γ eff의 부호가 바뀌기 때문입니다 . 부호 변화는 응집 물질 물리학에서 위상 전이의 전형적인 신호와 유사합니다.”라고 Souza는 말했습니다.
-암흑 에너지는 종종 우주 상수 Λ [ 람다 ]와 연관되어 있는데, 이는 원래 1917년 아인슈타인이 우주를 정적 평형 상태로 유지하는 데 필요한 반발력으로 도입한 것입니다. 일부 기록에 따르면 아인슈타인은 나중에 이 개념을 거부했다고 합니다. 우주의 팽창이 감속 대신 가속되는 것으로 밝혀지면서 복원되었습니다. Λ-CMD(Lambda-Cold Dark Matter)로 알려진 헤게모니 모델은 우주 상수에 고정된 값을 제공합니다. 즉, 우주가 팽창함에 따라 암흑에너지의 밀도는 일정하게 유지된다고 가정합니다. 그러나 다른 모델에서는 암흑 에너지의 밀도, 즉 Λ가 시간에 따라 변한다고 가정합니다.
-“람다에 고정 값을 할당한다는 것은 오메가에도 고정 값을 할당하는 것을 의미하지만, Ω를 효과적인 Grüneisen 매개변수로 인식하면 암흑 에너지가 지배하는 시대에 우주가 팽창함에 따라 Ω 에 대한 시간 의존성을 추론할 수 있습니다 . 이는 Λ 또는 만유인력 상수에 대한 시간 의존성을 직접적으로 수반합니다.”라고 Souza는 말했습니다. 이 연구는 열역학과 응집 물질 물리학의 관점에서 우주 팽창에 대한 새로운 해석을 엿볼 수 있는 한 중요한 발전으로 이어질 수 있습니다.
참고 자료: Lucas Squillante, Gabriel O. Gomes, Isys F. Mello, Guilherme Nogueira, Antonio C. Seridonio, Roberto E. Lagos-Monaco 및 Mariano de Souza의 "Grüneisen 매개변수를 사용한 우주 팽창 탐색", 1월 17일, , 물리학 의 결과 DOI: 10.1016/j.rinp.2024.107344 Souza와 Squillante 외에도 이 기사의 다른 공동 저자로는 Antonio Seridonio(UNESP Ilha Solteira), Roberto Lagos-Monaco(UNESP Rio Claro), Gabriel Gomes(상파울루 대학 IAG 천문학, 지구물리학 및 대기 과학 연구소)가 있습니다. -USP), Guilherme Nogueira(UNESP Rio Claro), 박사 후보 Isys Mello가 Souza의 감독을 받습니다. 이 연구는 두 가지 프로젝트(11/22050-4 및 18/09413-0)를 통해 FAPESP의 지원을 받았습니다.
https://scitechdaily.com/how-thermodynamics-unlocks-the-secrets-of-an-expanding-universe/
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메모 2404180703 나의 사고실험 qpeoms 스토리텔링
우주가 팽창하는 이유가 있다. msbase.n2가 oss 경로를 통해 여전히 확장으로 질주하기 때문이다. oss와 nonmatch된 n2는 우주 상수 Λ와 연관되어 있는데, 이는 원래 1917년 아인슈타인이 우주를 정적 평형 상태로 유지하는 데 필요한 반발력으로 도입한 것이다. 우주의 팽창이 감속 대신 가속되는 것으로 밝혀지면서 복원되었다.
그런데 감속되어지는 것이 oss와 nonmatch된 n2우주 상수 Λ(dark energy)이기 때문에 아위쉬타인의 먼저 주장대로 보통물질과 평형질량을 유지하기 위해 banc.n2Λ가 쿼시 별(Quasi-Star) 또는 준항성을 대량으로 만들어내어 중간크기 블랙홀이 드문 상황까지 연출한다. 허허.
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메모 2404180358
별이 가장 가벼우면 1일 것이다. 가장 무거우면 n의 제곱인 ms이다. 1<qstar<n2가 존재할 것으로 보는 이유이다. n2는 유동적으로 계속 진행형으로 커진다.
n2m1 하나의 질량으로 보면 가장 큰수는 계속 진행 중인 이는 qpeoms의 중첩의 최대값이거나 qms.qvier.quasar일 것이다. 그런데 중간크기로 진행중인 이유로 잠시 멈추지 않으면 거의 드물게 특정지어 보인다. 진행중인 쵝대값에서 한두개, 여러 중에 나머지들로 oss에 non-match 되어, 바로 잠시 멈출 때, 중간크기 qbanc_star들도 점차 어둠 속에서 자기 존재를 드러내기듯, n2pms(odd), n2oms(vevn) banc 그룹이 존재할 것이다. 허허.
Memo 2404180703 My thought experiment qpeoms storytelling
There is a reason why the universe is expanding. This is because msbase.n2 is still running as an extension via the oss path. n2, which does not match oss, is associated with the cosmological constant Λ, which was originally introduced by Einstein in 1917 as the repulsive force necessary to maintain the universe in static equilibrium. It was restored when the expansion of the universe was found to be accelerating instead of decelerating.
However, since what is being slowed down is the n2 cosmological constant Λ (dark energy) that does not match oss, banc.n2Λ must create a quasi-star or quasi-star to maintain equilibrium mass with ordinary matter, as Awischstein first argued. By producing them in large quantities, it creates a situation where medium-sized black holes are rare. haha.
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Memo 2404180358
The lightest star would be 1. The heaviest is ms, which is the square of n. This is why 1<qstar<n2 is believed to exist. n2 continues to grow fluidly and progressively.
n2m1 As a single mass, the largest number is the maximum of the ongoing overlap of qpeoms or qms.qvier.quasar. However, if you do not stop for a while due to the medium size, it appears to be very rare. In the ongoing super value, one or two, among many others, are non-matched to the oss and immediately stop for a moment. As if the medium-sized qbanc_stars are gradually revealing their presence in the dark, the n2pms(odd) and n2oms(vevn) banc groups It will exist. haha.
Sample oms.vix.a (standard2)
2401030806
vix.a'6//vixx.a(b1,g3,k3,o5,n6)
b0acfd0000e0
000ac0f00bde
0c0fab000e0d
e00d0c0b0fa0
f000e0b0dac0
d0f000cae0b0
0b000f0ead0c
0deb00ac000f
ced0ba00f000
a0b00e0dc0f0
0ace00df000b
0f00d0e0bc0a
sample qoms (standard)
0000000011=2,0
0000001100
0000001100
0000010010
0001100000
0101000000
0010010000
0100100000
2000000000
0010000001
sample pms (standard)
q0000000000
00q00000000
0000q000000
000000q0000
00000000q00
0000000000q
0q000000000
000q0000000
00000q00000
0000000q000
000000000q0
A path of qpeoms.msbase.oss
Sample oss.base (standard)
zxdxybzyz
zxdzxezxz
xxbyyxzz
zybzzfxzy
cadccbcdc
cdbdcbdbb
xzezxdyyx
zxezybzyy
bddbcbdca
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