Persamaan Friedmann

Bagian dari seri

Ledakan Besar · Alam semesta · Umur alam semesta · Kronologi alam semesta

Alam semesta awal

Latar belakang
Masa Planck Masa penyatuan agung Inflasi Nukleosintesis Ledakan Besar Zaman Kegelapan
Radiasi kosmik (CBR) Gelombang gravitasi (GWB) Gelombang mikro kosmik (CMB) Neutrino kosmik (CNB) Inframerah kosmik (INB)

Ekspansi · Masa depan

Komponen · Struktur

Komponen
Model Lambda-CDM Materi barionik Energi Radiasi Energi gelap Kuintesensi Energi fantom Materi gelap Materi gelap dingin Materi gelap hangat Materi gelap panas Radiasi gelap
Struktur
Bentuk alam semesta Reionisasi · Pembentukan struktur Pembentukan galaksi Struktur skala besar Grup kuasar besar Filamen galaksi Supergugus Gugusan galaksi Grup galaksi Grup Lokal Kekosongan

Eksperimen

Ilmuwan

Sejarah subjek

Persamaan Friedmann adalah serangkaian persamaan dalam bidang kosmologi fisik yang mengatur pengembangan ruang dalam model alam semesta yang homogen dan isotropik dalam konteks relativitas umum. Persamaan ini pertama kali dirumuskan oleh Alexander Friedmann pada tahun 1922^[1] dari persamaan medan gravitasi untuk metrik Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker. Persamaan untuk kurvatur ruang negatif dirumuskan oleh Friedmann pada tahun 1924.^[2]

Persamaan

Terdapat dua persamaan independen untuk permodelan alam semesta yang homogen dan isotropik. Yang pertama adalah:

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

yang berasal dari komponen 00 persamaan medan Einstein, sementara yang kedua adalah:

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

yang berasal dari yang pertama ditambah dengan jejak (trace) persamaan medan Einstein. H ≡ a ˙ a {\displaystyle H\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}} $H\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}$ adalah parameter Hubble, G, Λ, dan c adalah konstanta universal (G adalah konstanta gravitasi Newton, Λ adalah konstanta kosmologis, c adalah kecepatan cahaya dalam vakum). k adalah konstanta dalam solusi tertentu, tetapi mungkin berbeda antara satu solusi dengan solusi lainnya. a, H, ρ, dan p merupakan fungsi waktu. k a 2 {\displaystyle k \over a^{2}} $k \over a^{2}$ adalah kurvatur ruang dalam irisan waktu (time-slice) alam semesta; angkanya sama dengan seperenam kurvatur Ricci karena R = 6 c 2 a 2 ( a ¨ a + a ˙ 2 + k c 2 ) {\displaystyle R={\frac {6}{c^{2}a^{2}}}({\ddot {a}}a+{\dot {a}}^{2}+kc^{2})} $R={\frac {6}{c^{2}a^{2}}}({\ddot {a}}a+{\dot {a}}^{2}+kc^{2})$ dalam model Friedmann. Dapat dilihat bahwa dalam persamaan Friedmann, a(t) hanya bergantung pada ρ, p, Λ, dan kurvatur intrinsik k. Konstanta tersebut tidak bergantung pada sistem koordinat mana yang dipilih untuk irisan ruang.

Rujukan

↑ Friedman, A (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Z. Phys. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. (Jerman) (English translation in: Friedman, A (1999). "On the Curvature of Space". General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741.). The original Russian manuscript of this paper is preserved in the Ehrenfest archive.
↑ Friedmann, A (1924). "Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krümmung des Raumes". Z. Phys. 21 (1): 326–332. Bibcode:1924ZPhy...21..326F. doi:10.1007/BF01328280. (Jerman) (English translation in: Friedmann, A (1999). "On the Possibility of a World with Constant Negative Curvature of Space". General Relativity and Gravitation. 31 (12): 2001–2008. Bibcode:1999GReGr..31.2001F. doi:10.1023/A:1026755309811.)