osmology En el cosmología, la ecuación del estado de un líquido perfecto es caracterizada por un sin dimensiones w del número, iguala al cociente de su p de la presión a su &rho de la densidad de energía ;: $w=p/\backslash \; rho$. Es estrechamente vinculado a la ecuación termodinámica estado y la ley de gas ideal . La ecuación estado se puede utilizar en ecuaciones del Friedmann-Lemaître-Robertson-Caminante para describir la evolución de un universo isotrópico llenado de un líquido perfecto. Si el un es el a^ del $\backslash \; de\; rho\; \backslash \; del\; propto\; del\; delfactor\; de\; posicionamientoentonces\; \{-\; 3\; (1+w)\}.$ Si el líquido es la forma dominante de materia en un universo plano, entonces $a\; del\; \backslash \; el\; t^\; del\; propto\; \{\backslash \; frac\; \{2\}\; \{3\; (1+w)\}\},$ donde está el apropiado $t$ medir el tiempo.

En general la ecuación de la aceleración de Friedmann es el
$3\; del$
\ = \ lambda - 4 \ pi G (\ rho + 3p) del frac {\ ddot {a}} {a} donde está el $\backslash \; Lambda$ el constante cosmológico y $G$ es constante de Newton, y el $\backslash \; el\; ddot\; \{a\}$ es el derivado apropiado del tiempo del segundo del factor de posicionamiento.

Si definimos (qué se pudo llamar " effective") densidad y presión de energía como $del\; \backslash \; rho^\; \backslash \; prima\; \backslash \; equivalente\; \backslash \; rho\; +\; \backslash $ p^\; frac\; \{\backslash \; lambda\}\; \{8\; \backslash \; pi\; G\}$\backslash \; prima\; \backslash \; -\; equivalente\; \backslash \; frac\; \{\backslash \; lambda\}\; \{8\; \backslash \; pi\; G\}$ de p y p^ del $del\; \backslash \; prima\; =\; w^\; \backslash \; prima\; \backslash \; rho^\; \backslash \; prime$ aceleración ecuación puede estar escrito como

$\backslash \; frac\; \{\backslash \; ddot\; a\}\; \{a\}\; =\; \backslash \; frac\; \{4\}\; \{3\}\; \backslash \; pi\; G\; \backslash \; se\; fue\; (\backslash \; rho^\; \backslash \; prima\; +\; 3p^\; \backslash \; prima\; \backslash \; derecho)\; =\; -\; \backslash \; frac\; \{4\}\; \{3\}\; \backslash \; pi\; G\; ()\; \backslash \; rho^\; \backslash \; prime$ de 1+3w^ \ de la prima

La ecuación estado non- ordinario que la materia relativista de (e. polvo frío) es $w=0$, así que él significa que está diluida como =V^ del a^ del $\backslash \; de\; rho\; \backslash \; del\; propto\; \{-\; 3\}\; \{-\; 1\}$, donde está el volumen $V$. Esto significa que los desplazamientos hacia el rojo de la densidad de energía como el volumen, que es natural para la materia relativista non- ordinario . La ecuación estado de la materia relativista ultra- (e. la radiación, pero también importa en el universo muy temprano) es $w=1/3$ que significa que está diluido como $a^\; \{-\; 4\}$. En un universo de extensión, la densidad de energía disminuye más rápidamente que la extensión de volumen, porque la radiación tiene ímpetu y, por la hipótesis de De Broglie una longitud de onda, que es rojo-cambiado de puesto .

La inflación cósmica y la extensión acelerada del universo se pueden caracterizar por la ecuación estado de la energía oscura . En el caso más simple, la ecuación estado del constante cosmológico es $w=-1$. En este caso, la expresión antedicha para el factor de posicionamiento es el e^ inválido y del $a\; \backslash \; del\; propto\; \{Ht\}$, donde está el parámetro el constante H de Hubble. Más generalmente, la extensión del universo está acelerando para cualquier ecuación estado . La energía fantasma tiene ecuación estado , y causas un rasgón grande .

En un universo de extensión, los líquidos con ecuaciones estado más grandes desaparecen más rápidamente que ésos con ecuaciones estado más pequeñas. Éste es el origen de la llanura y de los problemas monopolares de la explosión grande : La curvatura tiene $w=-1/3$ y los monopoles tienen $w=0$, así que si estaban alrededor a la hora de la explosión grande temprana, deben todavía ser visibles hoy. Estos problemas son solucionados por la inflación cósmica que tiene el $w\; \backslash \; aproximadamente\; -1$. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los esfuerzos más grandes del cosmología de observación . Exactamente midiendo el w, es esperado que el constante cosmológico podría ser distinguido de la quintaesencia que tiene $w\; \backslash \; ne\; -1$.

escalar campo $\backslash \; phi$ puede estar visto como clase de perfecto líquido con ecuación estado

$\{w=\; \backslash \; frac\; \{\backslash \; frac\; \{1\}\; \{2\}\; \backslash \; punto\; \{\backslash \; phi\}\; ^2-V\; (\backslash \; phi)\}\{\backslash \; frac\; \{1\}\; \{2\}\; \backslash \; punto\; \{\backslash \; phi\}\; ^2+V\; (\backslash \; phi)\},\}$ donde está el tiempo-derivado el $\backslash \; el\; punto\; \{\backslash \; phi\}$ del $\backslash \; phi$ y $V\; (\backslash \; phi)$ es la energía potencial. ($V=0$) un campo escalar libre tiene $w=1$, y uno con energía cinética vanishing es equivalente a un constante cosmológico: $w=-1$. Cualquier ecuación estado es mientras tanto realizable, que hace los campos escalares los modelos útiles para muchos fenómenos en cosmología.