w0waCDM公司¶
- class astropy.cosmology.w0waCDM(H0, Om0, Ode0, w0=-1.0, wa=0.0, Tcmb0=<Quantity 0. K>, Neff=3.04, m_nu=<Quantity 0. eV>, Ob0=None, *, name=None, meta=None)[源代码]¶
基类:
FLRW
具有CPL暗能量状态方程和曲率的FLRW宇宙学。
暗能量状态方程使用Cpl形式,如Chvallier&Polarski中所述 [1] 和Linder [2]: \(w(z) = w_0 + w_a (1-a) = w_0 + w_a z / (1+z)\) 。
- 参数
- H0浮点型或标量型 ['frequency']
Z=0时的哈勃常数。如果是浮点型,则必须在 [km/sec/Mpc] 。
- Om0浮动
欧米茄物质:非相对论性物质的密度,以z=0时的临界密度为单位。
- Ode0浮动
暗能量:在z=0时,以临界密度为单位的暗能量密度。
- w0可选浮动
z=0(a=1)时的暗能量状态方程。这是暗能量的压力/密度,单位为c=1。
- wa可选浮动
暗能量状态方程对标度因子的负导数。一个宇宙常数有w0=-1.0和wa=0.0。
- Tcmb0浮点型或标量型 ['temperature'] ,可选
CMB的温度z=0。如果是浮球,必须在 [K] . 默认值:0 [K] . 将其设置为零将同时关闭光子和中微子(甚至是大质量的)。
- Neff可选浮动
中微子有效种数。默认值3.04。
- m_nu类数量 [“能量”、“质量”] 或类似数组的、可选的
每种中微子的质量 [eV] (启用质量-能量等效性)。如果这是一个标量,那么所有的中微子物种都假定有这个质量。否则,每个物种的质量。中微子物种的实际数量(因此,如果m_nu不是标量的,也就是m_nu的元素数量)必须是NEFF的下限。通常情况下,这意味着你应该提供三个中微子质量,除非你考虑的是像不孕中微子这样的东西。
- Ob0浮动或无,可选
欧米茄重子:在z=0时以临界密度为单位的重子物质的密度。如果将其设置为“无”(默认值),则任何需要其值的计算都将引发异常。
- name字符串或无(可选,仅关键字)
这个宇宙物体的名称。
- meta映射或无(可选,仅关键字)
用于宇宙学的元数据,例如引用。
工具书类
- 1
谢瓦利耶,M.和波拉斯基,D.(2001)。通过缩放暗物质加速宇宙。国际现代物理杂志D,10(2),213-223。
- 2
Linder,E.(2003)。探索宇宙的扩张史。太棒了。雷特牧师,90,091301岁。
实例
>>> from astropy.cosmology import w0waCDM >>> cosmo = w0waCDM(H0=70, Om0=0.3, Ode0=0.7, w0=-0.9, wa=0.2)
红移z处Mpc中的共移动距离:
>>> z = 0.5 >>> dc = cosmo.comoving_distance(z)
属性摘要
Z=0时的暗能量状态方程。
暗能量状态方程的负导数。
方法总结
de_density_scale
\(Z)评估暗能量密度的红移依赖性。
w
\(Z)返回红移时暗能量状态方程
z
.属性文档
- w0¶
Z=0时的暗能量状态方程。
- wa¶
暗能量状态方程的负导数w.r.t.一个。
方法文件
- de_density_scale(z)[源代码]¶
评估暗能量密度的红移依赖性。
- 参数
- z :类似数量的 ['redshift'] 、类似数组的,或
Number
类数量 ['redshift'] 、类似数组的,或 输入红移。
- z :类似数量的 ['redshift'] 、类似数组的,或
- 返回
- Indarray或浮动
暗能量的能量密度随红移的标度。退货
float
如果输入是标量。
笔记
比例因子i由下式定义 \(\rho(z) = \rho_0 I\) ,在这种情况下是由
\[I = \left(1 + z\right)^{3 \left(1 + w_0 + w_a\right)} \exp \left(-3 w_a \frac{z}{1+z}\right)\]