A felvázolt mértékinvariáns mennyiségeket Bardeen vezette be elsőként [25]. E mennyiségeket alkalmazó lineáris perturbációszámítást
Bardeen-formalizmusnak nevezik. A
,
Bardeen-potenciálok és a
,
,
,
kozmikus folyadék perturbációk fejlődését
az Einstein-egyenletek adják meg. Közönséges differenciálegyenteket nyerünk,
ha a térbeli függést harmonikusok szerinti kifejtéssel leválasztjuk az időbeli függéstől. A harmonikusok a
Laplace-Beltrami-egyenlet megoldásai (
az állandó görbületű 3-dimenziós tér Laplace-operátora,
a hullámszám).
Az alábbiakban a sík (
) Friedmann-téridő perturbációjával foglalkozunk.
A harmonikusok szerinti kifejtés ekkor a szokásos Fourier-transzformációt
jelenti:
ahol az integrálási mérték
, az
a képzetes egység,
az együttmozgó hullámszám-vektor, a szorzatpont két vektor skalárszorzatát jelöli a 3-dimenziós euklideszi térben és
az együttmozgó hullámszám. Mivel az
Univerzummal együttmozgó rendszerben a távolságokat
adja, így a fizikai hullámszám
. A perturbatív mennyiségek Fourier-transzformáltjait hullámvonal jelöli.
Az egyenletek egyszerűbb alakot öltenek, ha áttérünk az
konformis idő
szerinti6.9deriváltra a
 |
(6.80) |
reláción keresztül és bevezetjük a
 |
(6.81) |
konformis Hubble-paramétert (ez megegyezik a korábban használt
mennyiséggel). Az
konformis idő és a
kozmológiai idő közötti összefüggés a sugárzás, por, illetve kozmológiai állandó által dominált
univerzumokban:
 |
 |
sugárzás |
|
 |
 |
por |
|
 |
 |
kozmológiai állandó . |
(6.82) |
A folytonossági és Friedmann-egyenletekből általános
és
esetén
levezethető, hogy
 |
(6.83) |
A mértékinvariáns perturbációs változókra az Einstein-egyenletek a következőket adják [26]:6.10
 |
(6.84) |
 |
(6.85) |
|
|
 |
|
|
|
 |
(6.86) |
 |
(6.87) |
az energia-impulzus tenzor divergenciamentességének idő- és térkomponensei
pedig:
 |
(6.88) |
![$\displaystyle \frac{d\widetilde{V}}{d\eta }+\mathcal{H}\left( 1-3c_{s}^{2}\righ...
...{1+w}\left( \widetilde{\Gamma }-\frac{2}{3}\widetilde{\Pi } \right) \right] .$](img1399.png) |
(6.89) |
Utóbbiak nem függetlenek az Einstein-egyenletektől, azonban sok esetben a (6.85) és (6.86) Einstein-egyenletek helyett a (6.88)
és (6.89) divergenciaegyenletek alkalmazása a célszerűbb. A fenti
egyenletek adják meg a perturbációk dinamikáját, így szerepük a struktúra
kialakulásában lényeges.
Szeged
2013-05-01