如果你也在 怎样代写宇宙学Cosmology这个学科遇到相关的难题，请随时右上角联系我们的24/7代写客服。宇宙学Cosmology是玄学的一个分支，涉及宇宙的性质。宇宙学一词于1656年在托马斯-布朗特的Glossographia中首次使用，1731年由德国哲学家克里斯蒂安-沃尔夫在拉丁文的Cosmologia Generalis中使用。宗教或神话宇宙学是基于神话、宗教和神秘文学以及创造神话和末世论传统的信仰体系。在天文学科学中，它关注的是对宇宙年表的研究。
宇宙学Cosmology物理宇宙学是研究可观察到的宇宙的起源，它的大尺度结构和动力学，以及宇宙的最终命运，包括支配这些领域的科学规律。它由科学家，如天文学家和物理学家，以及哲学家，如形而上学家、物理学哲学家、空间和时间哲学家进行研究。由于与哲学的这种共同范围，物理宇宙学的理论可能包括科学和非科学的命题，并可能取决于无法检验的假设。物理宇宙学是天文学的一个分支，关注的是整个宇宙。现代物理宇宙学以大爆炸理论为主导，该理论试图将观测天文学和粒子物理学结合起来；更具体地说，大爆炸的标准参数化与暗物质和暗能量，被称为Lambda-CDM模型。
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物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Scalar fluctuations during inflation
We will first consider the simplest model of inflation, with a single real “inflaton” field $\varphi(x)$, and an action (B.63):
$$
I_{\varphi}=\int d^{4} x \sqrt{-\operatorname{Detg}}\left[-\frac{1}{2} g^{\mu \nu} \frac{\partial \varphi}{\partial x^{\mu}} \frac{\partial \varphi}{\partial x^{\nu}}-V(\varphi)\right],
$$
involving an arbitrary real potential $V(\varphi)$. This is not the only possibility; we will take up the question of its plausibility at the end of this section.
In line with the observed isotropy and homogeneity of the universe on the average, we take the scalar field as an unperturbed term $\bar{\varphi}(t)$ that depends only on time, plus a small perturbation $\delta \varphi(\mathbf{x}, t)$ :
$$
\varphi(\mathbf{x}, t)=\bar{\varphi}(t)+\delta \varphi(\mathbf{x}, t) .
$$
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Tensor fluctuations during inflation
The fluctuations in the tensor field $D_{i j}(\mathbf{x}, t)$ during inflation can be treated in much the same way as the scalar fluctuations considered in the previous section. Since the tensor anisotropic inertia $\pi_{i j}^{T}$ vanishes for scalar field theories, the field equation (5.1.53) for the tensor modes takes the simple form
$$
\nabla^{2} D_{i j}-a^{2} \ddot{D}{i j}-3 a \dot{a} \dot{D}{i j}=0 .
$$
We recall also that $D_{i j}$ satisfies conditions that eliminate any vector or scalar contributions:
$$
D_{i j}=D_{j i}, \quad D_{i i}=0, \quad \partial_{i} D_{i j}=0 .
$$
The plane wave solutions have the form $e_{i j} \mathcal{D}{q}(t) e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}}$, where $\mathcal{D}{q}(t)$ satisfies the differential equation
$$
\ddot{\mathcal{D}}{q}+3 H \dot{\mathcal{D}}{q}+\left(q^{2} / a^{2}\right) \mathcal{D}{q}=0 $$ and $e{i j}$ is a time-independent polarization tensor satisfying the conditions
$$
e_{i j}=e_{j i}, \quad e_{i i}=0, \quad q_{i} e_{i j}=0 .
$$
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Fluctuations during inflation: The slow-roll approximation
It is not possible to calculate the scalar and tensor perturbations $\mathcal{R}{q}(t)$ and $\mathcal{D}{q}(t)$ analytically for general potentials. However, the need (discussed in Chapter 4) for a substantial number of $e$-foldings of expansion during inflation suggests that $H$ should have been slowly varying during an era long compared with $1 / H$. We will therefore now assume that $H$ varies little throughout a “slow-roll” era, during which $q / a H$ goes from much less to much greater than unity. We saw in Sections $10.1$ and $10.2$ that the asymptotic values $\mathcal{R}{q}^{o}$ and $\mathcal{D}{q}^{o}$ depend only on the evolution of the fields around the time of horizon crossing, when $q / a \approx H$, so it will not be necessary for us to assume that the slow-roll era extends back to the beginning of the expansion, or forward to the end of inflation.
We will work with the Mukhanov-Sasaki equation (10.1.35): ${ }^{1}$
$$
\frac{d^{2} \mathcal{R}{q}}{d \tau^{2}}+\frac{2}{z} \frac{d z}{d \tau} \frac{d \mathcal{R}{q}}{d \tau}+q^{2} \mathcal{R}_{q}=0,
$$
where $\tau$ is the conformal time, and
$$
z \equiv \frac{a \dot{\bar{\varphi}}}{H} .
$$
宇宙学代考
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|SCALAR FLUCTUATIONS DURING INFLATION
我们将首先考虑最简单的暴胀模型，只有一个真正的“暴胀”场披(X), 和一个动作乙.63:
一世披=∫d4X−检测[−12Gμν∂披∂Xμ∂披∂Xν−在(披)],
涉及任意真实势在(披). 这不是唯一的可能性。我们将在本节末尾讨论其合理性问题。
根据观测到的平均宇宙的各向同性和均匀性，我们将标量场作为未受扰项披¯(吨)这仅取决于时间，加上一个小的扰动d披(X,吨) :
$$
\varphi(\mathbf{x}, t)=\bar{\varphi}(t)+\delta \varphi(\mathbf{x}, t) .
$$
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|TENSOR FLUCTUATIONS DURING INFLATION
张量场的波动D一世j(X,吨)通货膨胀期间的处理方式与上一节中考虑的标量波动大致相同。由于张量各向异性惯性圆周率一世j吨对标量场论消失，场方程5.1.53张量模式采用简单的形式
$$
\nabla^{2} D_{i j}-a^{2} \ddot{D}{i j}-3 a \dot{a} \dot{D}{i j}=0 .
$$
We recall also that $D_{i j}$ satisfies conditions that eliminate any vector or scalar contributions:
$$
D_{i j}=D_{j i}, \quad D_{i i}=0, \quad \partial_{i} D_{i j}=0 .
$$
The plane wave solutions have the form $e_{i j} \mathcal{D}{q}(t) e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}}$, where $\mathcal{D}{q}(t)$ satisfies the differential equation
$$
\ddot{\mathcal{D}}{q}+3 H \dot{\mathcal{D}}{q}+\left(q^{2} / a^{2}\right) \mathcal{D}{q}=0 $$ and $e{i j}$ is a time-independent polarization tensor satisfying the conditions
$$
e_{i j}=e_{j i}, \quad e_{i i}=0, \quad q_{i} e_{i j}=0 .
$$
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|FLUCTUATIONS DURING INFLATION: THE SLOW-ROLL APPROXIMATION
无法计算标量和张量扰动$\mathcal{R}{q}(t)$ and $\mathcal{D}{q}(t)$ analytically for general potentials. However, the need (discussed in Chapter 4) for a substantial number of $e$-foldings of expansion during inflation suggests that $H$ should have been slowly varying during an era long compared with $1 / H$. We will therefore now assume that $H$ varies little throughout a “slow-roll” era, during which $q / a H$ goes from much less to much greater than unity. We saw in Sections $10.1$ and $10.2$ that the asymptotic values $\mathcal{R}{q}^{o}$ and $\mathcal{D}{q}^{o}$ depend only on the evolution of the fields around the time of horizon crossing, when $q / a \approx H$, so it will not be necessary for us to assume that the slow-roll era extends back to the beginning of the expansion, or forward to the end of inflation.
We will work with the Mukhanov-Sasaki equation (10.1.35): ${ }^{1}$
$$
\frac{d^{2} \mathcal{R}{q}}{d \tau^{2}}+\frac{2}{z} \frac{d z}{d \tau} \frac{d \mathcal{R}{q}}{d \tau}+q^{2} \mathcal{R}_{q}=0,
$$
where $\tau$ is the conformal time, and
$$
z \equiv \frac{a \dot{\bar{\varphi}}}{H} .
$$
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电磁学代考
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光学代考
光学（Optics），是物理学的分支，主要是研究光的现象、性质与应用，包括光与物质之间的相互作用、光学仪器的制作。光学通常研究红外线、紫外线及可见光的物理行为。因为光是电磁波，其它形式的电磁辐射，例如X射线、微波、电磁辐射及无线电波等等也具有类似光的特性。
大多数常见的光学现象都可以用经典电动力学理论来说明。但是，通常这全套理论很难实际应用，必需先假定简单模型。几何光学的模型最为容易使用。
相对论代考
上至高压线，下至发电机，只要用到电的地方就有相对论效应存在！相对论是关于时空和引力的理论，主要由爱因斯坦创立，相对论的提出给物理学带来了革命性的变化，被誉为现代物理性最伟大的基础理论。
流体力学代考
流体力学是力学的一个分支。 主要研究在各种力的作用下流体本身的状态，以及流体和固体壁面、流体和流体之间、流体与其他运动形态之间的相互作用的力学分支。
随机过程代写
随机过程，是依赖于参数的一组随机变量的全体，参数通常是时间。 随机变量是随机现象的数量表现，其取值随着偶然因素的影响而改变。 例如，某商店在从时间t0到时间tK这段时间内接待顾客的人数，就是依赖于时间t的一组随机变量，即随机过程
Matlab代写
MATLAB 是一种用于技术计算的高性能语言。它将计算、可视化和编程集成在一个易于使用的环境中，其中问题和解决方案以熟悉的数学符号表示。典型用途包括：数学和计算算法开发建模、仿真和原型制作数据分析、探索和可视化科学和工程图形应用程序开发，包括图形用户界面构建MATLAB 是一个交互式系统，其基本数据元素是一个不需要维度的数组。这使您可以解决许多技术计算问题，尤其是那些具有矩阵和向量公式的问题，而只需用 C 或 Fortran 等标量非交互式语言编写程序所需的时间的一小部分。MATLAB 名称代表矩阵实验室。MATLAB 最初的编写目的是提供对由 LINPACK 和 EISPACK 项目开发的矩阵软件的轻松访问，这两个项目共同代表了矩阵计算软件的最新技术。MATLAB 经过多年的发展，得到了许多用户的投入。在大学环境中，它是数学、工程和科学入门和高级课程的标准教学工具。在工业领域，MATLAB 是高效研究、开发和分析的首选工具。MATLAB 具有一系列称为工具箱的特定于应用程序的解决方案。对于大多数 MATLAB 用户来说非常重要，工具箱允许您学习和应用专业技术。工具箱是 MATLAB 函数（M 文件）的综合集合，可扩展 MATLAB 环境以解决特定类别的问题。可用工具箱的领域包括信号处理、控制系统、神经网络、模糊逻辑、小波、仿真等。
