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|Thermal history
We first want to work out the history of the falling temperature of the early universe. In this section we will look back only to a time when the temperature was between $10^{4} \mathrm{~K}$ and $10^{11} \mathrm{~K}$, which is low enough so that muon-antimuon and hadron-antihadron pairs were no longer being produced in appreciable numbers.
There are two circumstances that greatly simplify this task. The first is that the collision rate of photons with electrons and other charged particles during this era was so much greater than the expansion rate of the universe that the photons and charged particles can be assumed to have been in thermal equilibrium, with a common falling temperature. At sufficiently early times even the neutrinos and perhaps the cold dark matter particles were also in thermal equilibrium with the photons and charged particles; later, when no longer colliding rapidly with other particles, they can be treated separately as free particles. The other circumstance is that the number density of baryons (or more strictly, the number density of baryons minus the number density of antibaryons) is so much less than the number density of photons that we can ignore the chemical potential associated with baryon number. Baryons will be put back into the picture in the following section. Also, because the electron/photon number ratio is so small now, it is reasonable to assume that the universe has always had a very small net lepton number density (the number density of leptons of all sorts minus that of antileptons) per photon. This means that even at temperatures of order $10^{10} \mathrm{~K}$, when electron-positron pairs were abundant and the energy density and pressure were not simply proportional to $T^{4}$ and the entropy density was not simply proportional to $T^{3}$, the entropy density, energy density, and pressure were functions $s(T), \rho(T)$, and $p(T)$ of the temperature alone.
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Cosmological nucleosynthesis
We have worked out the thermal history of the universe from temperatures above $10^{10} \mathrm{~K}$ down to the crossover temperature $\approx 10^{4} \mathrm{~K}$, ignoring the presence of a small number of nucleons (and a small excess of electrons over positrons). Now let us consider what happens to the nucleons during this era. ${ }^{1}$
The weak interactions allow neutron-proton conversion through six processes:
$$
n+v \rightleftharpoons p+e^{-}, \quad n+e^{+} \rightleftharpoons p+\bar{v}, \quad n \rightleftharpoons p+e^{-}+\bar{v} .
$$
(Here $v$ is $v_{e}$; the other neutrino flavors do not contribute to these reactions.) In this range of temperatures $k_{\mathcal{B}} T \ll m_{N}$, so the nucleons can be treated as essentially at rest. The initial and final lepton energies are therefore simply related, by
$$
\begin{array}{ll}
E_{e}-E_{v}=Q & \text { for } n+v \rightleftharpoons p+e^{-} \
E_{v}-E_{e}=Q & \text { for } n+e^{+} \rightleftharpoons p+\bar{v} \
E_{v}+E_{e}=Q & \text { for } n \rightleftharpoons p+e^{-}+\bar{v}
\end{array}
$$
where
$$
Q=m_{n}-m_{p}=1.293 \mathrm{MeV} .
$$
The total rates at which an individual neutron is converted to a proton or a proton to a neutron take the form
$$
\lambda(n \rightarrow p)=A \int\left(1-\frac{m_{e}^{2}}{(Q+q)^{2}}\right)^{1 / 2} \frac{(Q+q)^{2} q^{2} d q}{\left(1+e^{q / k_{\mathcal{B}} T_{v}}\right)\left(1+e^{-(Q+q) / k_{\mathcal{B}} T}\right)},
$$
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Baryonsynthesis and leptonsynthesis
We saw in the previous section that the ratio $\eta$ of nucleons to photons at the time of nucleosynthesis had the tiny value $\simeq 5 \times 10^{-10}$. At earlier times, when the temperature was above $10^{13} \mathrm{~K}$, nucleons would not yet have formed from their three constituent quarks, and there would have been roughly as many quark-antiquark pairs in thermal equilibrium as photons. But the conservation of baryon number (one-third the number of quarks minus the number of antiquarks) during the annihilation process tells us that before annihilation there must have been a slight excess, roughly of order $\eta$ per photon, of quarks over antiquarks, so that some quarks would survive to form nucleons when all the antiquarks had annihilated with quarks. There was also a slight excess of electrons over positrons, to maintain the charge neutrality of the universe. It is conceivable that there is a compensating excess of antineutrinos over neutrinos, so that the total lepton number density (the number density of electrons, muons, tauons, and neutrinos, minus the number density of their antiparticles) vanishes, but it seems more natural to assume that before lepton-antilepton annihilation there was also a slight imbalance of leptons and antileptons, comparable to the excess of quarks over antiquarks.
宇宙学代考
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|THERMAL HISTORY
我们首先要弄清楚早期宇宙温度下降的历史。在本节中，我们将仅回顾温度介于104 ķ和1011 ķ，它足够低，以至于不再大量产生μ子-反μ子和强子-反强子对。
有两种情况可以大大简化这项任务。首先是这个时代光子与电子和其他带电粒子的碰撞速度远远大于宇宙的膨胀速度，以至于可以假设光子和带电粒子处于热平衡状态，具有共同的下降温度. 在足够早的时候，甚至中微子，或许还有冷暗物质粒子，也与光子和带电粒子处于热平衡状态。之后，当不再与其他粒子快速碰撞时，可以将它们单独视为自由粒子。另一种情况是重子的数量密度这r米这r和s吨r一世C吨l是,吨H和n在米b和rd和ns一世吨是这Fb一种r是这ns米一世n在s吨H和n在米b和rd和ns一世吨是这F一种n吨一世b一种r是这ns远小于光子的数密度，以至于我们可以忽略与重子数相关的化学势。重子将在下一节中重新出现。此外，由于现在电子/光子数比如此之小，因此可以合理地假设宇宙一直具有非常小的净轻子数密度吨H和n在米b和rd和ns一世吨是这Fl和p吨这ns这F一种lls这r吨s米一世n在s吨H一种吨这F一种n吨一世l和p吨这ns每个光子。这意味着即使在有序的温度下1010 ķ，当电子 – 正电子对丰富并且能量密度和压力不是简单地与吨4并且熵密度不是简单地与吨3，熵密度、能量密度和压力是函数s(吨),ρ(吨)， 和p(吨)单独的温度。
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|COSMOLOGICAL NUCLEOSYNTHESIS
我们已经从以上温度计算出宇宙的热历史1010 ķ下降到交叉温度≈104 ķ，忽略少量核子的存在一种nd一种s米一种ll和XC和ss这F和l和C吨r这ns这在和rp这s一世吨r这ns. 现在让我们考虑一下在这个时代核子会发生什么。1
弱相互作用允许通过六个过程进行中子-质子转换：
$$
n+v \rightleftharpoons p+e^{-}, \quad n+e^{+} \rightleftharpoons p+\bar{v}, \quad n \rightleftharpoons p+e^{-}+\bar{v} .
$$
(Here $v$ is $v_{e}$; the other neutrino flavors do not contribute to these reactions.) In this range of temperatures $k_{\mathcal{B}} T \ll m_{N}$, so the nucleons can be treated as essentially at rest. The initial and final lepton energies are therefore simply related, by
$$
\begin{array}{ll}
E_{e}-E_{v}=Q & \text { for } n+v \rightleftharpoons p+e^{-} \
E_{v}-E_{e}=Q & \text { for } n+e^{+} \rightleftharpoons p+\bar{v} \
E_{v}+E_{e}=Q & \text { for } n \rightleftharpoons p+e^{-}+\bar{v}
\end{array}
$$
where
$$
Q=m_{n}-m_{p}=1.293 \mathrm{MeV} .
$$
The total rates at which an individual neutron is converted to a proton or a proton to a neutron take the form
$$
\lambda(n \rightarrow p)=A \int\left(1-\frac{m_{e}^{2}}{(Q+q)^{2}}\right)^{1 / 2} \frac{(Q+q)^{2} q^{2} d q}{\left(1+e^{q / k_{\mathcal{B}} T_{v}}\right)\left(1+e^{-(Q+q) / k_{\mathcal{B}} T}\right)},
$$
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|BARYONSYNTHESIS AND LEPTONSYNTHESIS
我们在上一节中看到，比率这核合成时的核子对光子的值很小≃5×10−10. 早些时候，当温度高于1013 ķ，核子还不会由它们的三个组成夸克形成，并且在热平衡中的夸克-反夸克对与光子的数量大致相同。但重子数守恒这n和−吨H一世rd吨H和n在米b和r这Fq在一种rķs米一世n在s吨H和n在米b和r这F一种n吨一世q在一种rķs在歼灭过程中告诉我们，在歼灭之前一定有轻微的过剩，大致是有序的这每个光子，夸克对反夸克，所以当所有的反夸克都被夸克湮灭时，一些夸克会存活下来形成核子。电子比正电子略多一些，以保持宇宙的电荷中性。可以想象，反中微子对中微子的补偿过量，因此总轻子数密度吨H和n在米b和rd和ns一世吨是这F和l和C吨r这ns,米在这ns,吨一种在这ns,一种ndn和在吨r一世n这s,米一世n在s吨H和n在米b和rd和ns一世吨是这F吨H和一世r一种n吨一世p一种r吨一世Cl和s消失，但更自然的假设是，在轻子-反反轻子湮灭之前，轻子和反轻子之间也存在轻微的不平衡，类似于夸克对反夸克的过剩。
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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。
