.Study uses thermodynamics to describe expansion of the universe
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우주의 팽창을 설명하기 위해 열역학을 사용한 연구
호세 타데우 아란테스(José Tadeu Arantes), FAPESP 출처: 물리학 결과 (2024). DOI: 10.1016/j.rinp.2024.107344 APRIL 15, 2024
우주가 팽창하고 있다는 생각은 거의 한 세기 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. 1998년 초신성 우주론 프로젝트(Supernova Cosmology Project)와 High-Z 초신성 탐색팀(High-Z Supernova Search Team)이 아주 멀리 떨어진 초신성을 관측한 결과 우주가 중력 에 의해 느려지는 것이 아니라 팽창하면서 가속되고 있음이 밝혀지면서 놀라운 새로운 요소가 모델에 추가되었습니다. 가정하고 있었습니다.
이 발견으로 암흑에너지라는 개념이 탄생하게 되었는데, 암흑에너지는 현재 관측 가능한 우주 전체 에너지의 68% 이상을 차지하는 것으로 추정되며, 암흑물질 과 일반물질은 각각 약 27%와 5%를 차지한다고 여겨진다. 상파울루 주립대학교(UNESP) 물리학과 교수인 마리아노 데 수자(Mariano de Souza)는 “적색편이를 측정한 결과, 가속팽창은 단열(열 전달 없이)이고 이방성(다른 방향으로 측정했을 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 . 이제 Souza와 UNESP의 동료 연구원들은 Results in Physics 저널에 게재된 논문에서 Grüneisen 매개변수를 사용하여 우주 팽창의 복잡한 측면을 설명했습니다 . 현재 Souza의 감독하에 박사후 연구원인 제1저자 Lucas Squillante의 연구입니다. "우주 팽창과 관련된 역학은 일반적으로 상태 방정식이 Ω = p/ρ인 완벽한 유체로 모델링됩니다. 여기서 Ω[오메가]는 상태 매개변수 방정식, p는 압력, ρ[rho]는 다음과 같습니다.
에너지 밀도 는 널리 사용되지만, 그 물리적 의미는 아직까지 우주의 각 시대에 대한 상수로 취급되지 않았습니다. Mie-Grüneisen 상태 방정식을 사용한 Grüneisen 매개변수입니다."라고 Souza는 말했습니다. Mie-Grüneisen 상태 방정식은 압력, 부피 및 온도와 관련이 있으며 종종 충격 압축 고체의 압력을 결정하는 데 사용됩니다. 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 다음과 같은 가능성을 배제하지 않습니다. 빅 립." 소우자가 말했다.
2003년 Physical Review Letters 에 게재 된 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. "또한 Grüneisen 매개변수의 관점에서 우리는 [복사 및 물질이 지배하는 시대의] 감속 팽창 체제에서 [암흑 에너지가 지배하는 시대의] 가속 팽창 체제로의 전환이 열역학적 위상 전이와 유사하다고 추측합니다. 이는 팽창이 감속에서 가속으로 바뀔 때 Γ eff가 부호를 변경하기 때문입니다 . 부호 변화는 응집 물질 물리학에서 위상 전이의 전형적인 특징과 유사합니다."라고 Souza는 말했습니다.
암흑 에너지는 종종 1917년 아인슈타인이 우주를 정적 평형 상태로 유지하는 데 필요한 반발력으로 도입한 우주 상수 Λ [람다]와 관련이 있습니다. 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 가정한다.
그러나 다른 모델에서는 암흑 에너지의 밀도, 즉 Λ가 시간에 따라 변한다고 가정합니다. "람다에 고정 값을 할당한다는 것은 오메가에도 고정 값을 할당한다는 의미이지만, Ω를 효과적인 Grüneisen 매개변수로 인식하면 암흑 에너지가 지배하는 시대에 우주가 팽창함에 따라 Ω에 대한 시간 종속성을 추론할 수 있습니다. 이는 직접적으로 시간 종속성을 수반합니다. Λ, 즉 만유인력상수에 대한 것입니다."라고 Souza는 말했습니다.
이 연구는 열역학과 응집 물질 물리학의 관점에서 우주 팽창에 대한 새로운 해석을 엿볼 수 있는 한 중요한 발전으로 이어질 수 있습니다. 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 Mello, Souza 감독.
추가 정보: Lucas Squillante 외, Grüneisen 매개변수를 사용하여 우주 팽창 탐색, 물리학 결과 (2024). DOI: 10.1016/j.rinp.2024.107344 저널 정보: 실제 검토 편지 FAPESP 제공
https://phys.org/news/2024-04-thermodynamics-expansion-universe.html
메모 2404171427
우주의 팽창을 설명하기 위해 열역학을 사용하면 하나의 샘플 oms.vix.a() mode를 사용하여 설명된다. 극고온과 극저온이 우주 팽창을 양방향으로 가속한다. 하지만 열평형으로 인하여 우주는 제한적 범위 n^2.qpeooms=0,1,2의 값을 가진다. 허허.
vix.a.(side)는 극저온으로 향하는 벡터값이고 동시에 극고온 벡터는 vix.a.(main)으로 향한다.
관찰자 허블은 우주의 나이 138억년이 지난 우리 은하의 태양 계 지구에서 천체로부터 받은 빛의 전자기 스펙트럼의 적색편이가 지구로부터의 거리에 직접적으로 비례한다는 것을 관찰했다. 이는 지구에서 멀리 있는 물체가 더 빨리 멀어지고 우주가 팽창하고 있음을 의미한다.
허블은 vix.a(main)을 바라보며 극고온 우주의 메인부의 적색편이를 보았음이다.
그리고1998년 초신성 우주론 프로젝트(Supernova Cosmology Project)와 High-Z 초신성 탐색팀(High-Z Supernova Search Team)이 vix.a(side), 아주 멀리 떨어진 초신성을 관측한 결과 우주가 중력 에 의해 느려지는 것이 아니라 팽창하면서 가속되고 있음을 가정하고 새로운 요소가 모델에 추가되었다.
이 발견으로 암흑에너지라는 개념이 탄생하게 되었는데, 암흑에너지는 현재 관측 가능한 우주 전체 에너지의 68% 이상을 차지하는 것으로 추정되며, 암흑물질 과 일반물질은 각각 약 27%와 5%를 차지한다고 여겨졌다.
그런데 암흑물질은 qpeoms 우주의 제한적 범위를 벗어나 n^2.qpeooms=0,1,2의 중력 값을 가진다. 이곳을 oms.vix.a.outside에 있는 암흑물질로 본다. 그들도 중력값을 가진다.
Memo 2404171427
Using thermodynamics to explain the expansion of the universe is illustrated using one sample oms.vix.a() mode. Extremely high and extremely cold temperatures accelerate the expansion of the universe in both directions. However, due to thermal balance, the universe has a limited range of values n^2.qpeooms=0,1,2. haha.
vix.a.(side) is a vector value heading toward extremely low temperatures, and at the same time, the extremely high temperature vector heads toward vix.a.(main).
Observer Hubble observed that the red shift of the electromagnetic spectrum of light received from celestial bodies on Earth in our solar system, which is 13.8 billion years old in the universe, is directly proportional to the distance from Earth. This means that objects farther away from Earth are moving away faster and the universe is expanding.
Hubble looked at vix.a(main) and saw the red shift of the main part of the extremely hot universe.
And in 1998, the Supernova Cosmology Project and the High-Z Supernova Search Team observed a very distant supernova (vix.a(side)) and found that the universe is slowing down due to gravity. Instead, new elements were added to the model, assuming that it was expanding and accelerating.
This discovery gave birth to the concept of dark energy. Dark energy is estimated to account for more than 68% of the total energy in the currently observable universe, and dark matter and normal matter were thought to account for about 27% and 5%, respectively.
However, dark matter goes beyond the limited range of the qpeoms universe and has a gravity value of n^2.qpeooms=0,1,2. This is seen as dark matter located at oms.vix.a.outside. They also have gravity values.
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