Topologi och geometri för allmän relativitetsteori - Chalmers ...
Topologi och geometri för allmän relativitetsteori - Chalmers ...
Topologi och geometri för allmän relativitetsteori - Chalmers ...
Create successful ePaper yourself
Turn your PDF publications into a flip-book with our unique Google optimized e-Paper software.
∂0Γλ 0λ + Γη00Γλ<br />
λη<br />
− Γη<br />
beräknas på samma sätt. Vi får:<br />
0λ Γλ 0η = 0 − 3 · ∂0Γ 1 01 + 0 − 3 · Γ1 01 Γ1 01<br />
R00 = −3 Ä<br />
A<br />
1<br />
R11 = (ÄA + 2A˙ 1 − kr2 2 + 2k)<br />
R22 = r 2 ( ÄA + 2A˙ 2 + 2k)<br />
R33 = r 2 sin 2 θ( ÄA + 2A˙ 2 + 2k)<br />
Ä = −3 A <strong>och</strong> de andra<br />
Utifrån detta kan vi beräkna den skalära kurvaturen R = g µνRµν =<br />
g00R00 + g11R11 + g22R22 + g33R33 = − 6<br />
A2 ( ÄA + A˙ 2 + k).<br />
Nu har vi kommit så långt att det är möjligt att skriva ut Einsteins<br />
fältekvation (8.13) i komponentform. För 00-komponenten får vi:<br />
R00 − 1<br />
2 g00R = 8πGT00 ⇔ −3 Ä<br />
A<br />
− 1<br />
2<br />
6<br />
(− )(ÄA + A˙ A2 2 + k) = 8πGε<br />
Omskrivning ger nu:<br />
A˙ 2 k 8<br />
+ = πGε (8.16)<br />
A2 A2 3<br />
På grund av antagandet om isotropi är 11-, 22- <strong>och</strong> 33- komponenterna<br />
desamma <strong>och</strong> vi får dessa till<br />
2ÄA + A˙ 2 + k = −8πGpA 2 . (8.17)<br />
Ekvationerna (8.16) <strong>och</strong> (8.17) ovan brukar kallas <strong>för</strong> Friedmannekvationerna<br />
<strong>och</strong> de utgör grunden <strong>för</strong> flera viktiga modeller av vårat universum.<br />
Låt oss undersöka närmare vad Friedmannekvationerna säger. Konstanten<br />
k beskriver formen av universum: För k = 1 har vi ett slutet universum<br />
med positiv kurvatur (dvs. sfärformigt), <strong>för</strong> k = −1 är universums kurvatur<br />
negativt (dvs. hyperboliskt formad) <strong>och</strong> <strong>för</strong> k = 0 är det platt. Skalfaktorn<br />
A(t) beskriver universums expansion eller kontraktion med tiden. Galaxer<br />
som vid en viss tid befinner sig på ett avstånd d0 ifrån varandra, kommer<br />
efter tiden t att befinna sig på ett avstånd d(t) = A(t)d0 ifrån varandra.<br />
Genom att sätta in ˙ A2 från (8.16) i (8.17) fås följande ekvation:<br />
Ä<br />
A<br />
= −4 (ε + 3p). (8.18)<br />
3<br />
Här så syns det hur den (relativa) accelerationen av universums expansion<br />
är relaterad till energitätheten <strong>och</strong> trycket. På grund av det negativa tecknet<br />
kan det direkt synas att universum bör expandera allt långsammare. På<br />
grund av energi-masskonservering bör dessutom både trycket <strong>och</strong> energitätheten<br />
minska när expansion sker <strong>och</strong> där<strong>för</strong> så borde denna deacceleration<br />
140