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|Spacetime geometry
As preparation for working out the spacetime metric, we first consider the geometry of a three-dimensional homogeneous and isotropic space. As discussed in Appendix B, geometry is encoded in a metric $g_{i j}(\mathbf{x})$ (with $i$ and $j$ running over the three coordinate directions), or equivalently in a line element $d s^{2} \equiv g_{i j} d x^{i} d x^{j}$, with summation over repeated indices understood. (We say that $d s$ is the proper distance between $\mathbf{x}$ and $\mathbf{x}+d \mathbf{x}$, meaning that it is the distance measured by a surveyor who uses a coordinate system that is Cartesian in a small neighborhood of the point $\mathbf{x}$.) One obvious homogeneous isotropic three-dimensional space with positive definite lengths is flat space, with line element
$$
d s^{2}=d \mathbf{x}^{2} .
$$
The coordinate transformations that leave this invariant are here simply ordinary three-dimensional rotations and translations. Another fairly obvious possibility is a spherical surface in four-dimensional Euclidean space with some radius $a$, with line element
$$
d s^{2}=d \mathbf{x}^{2}+d z^{2}, \quad z^{2}+\mathbf{x}^{2}=a^{2} .
$$
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|The cosmological redshift
The general arguments of the previous section gave no indication whether the scale factor $a(t)$ in the Robertson-Walker metric (1.1.9) is increasing, decreasing, or constant. This information comes to us from the observation of a shift in the frequencies of spectral lines from distant galaxies as compared with their values observed in terrestrial laboratories.
To calculate these frequency shifts, let us adopt a Robertson-Walker coordinate system in which we are at the center of coordinates, and consider a light ray coming to us along the radial direction. A ray of light obeys the equation $d \tau^{2}=0$, so for such a light ray Eq. (1.1.11) gives
$$
d t=\pm a(t) \frac{d r}{\sqrt{1-K r^{2}}}
$$
For a light ray coming toward the origin from a distant source, $r$ decreases as $t$ increases, so we must choose the minus sign in Eq. (1.2.1). Hence if light leaves a source at co-moving coordinate $r_{1}$ at time $t_{1}$, it arrives at the origin $r=0$ at a later time $t_{0}$, given by
$$
\int_{t_{1}}^{t_{0}} \frac{d t}{a(t)}=\int_{0}^{r_{1}} \frac{d r}{\sqrt{1-K r^{2}}} .
$$
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Distances at small redshift: The Hubble constant
We must now think about how astronomical distances are measured. In this section we will be considering objects that are relatively close, say with $z$ not much greater than $0.1$, so that effects of the spacetime curvature and cosmic expansion on distance determinations can be neglected. These measurements are of cosmological importance in themselves, as they are used to learn the value of the Hubble constant $H_{0}$. Also, distance measurements at larger redshift, which are used to find the shape of the function $a(t)$, rely on the observations of “standard candles,” objects of known intrinsic luminosity, that must be identified and calibrated by studies at these relatively small redshifts. Distance determinations at larger redshift will be discussed in Section 1.6, after we have had a chance to lay a foundation in Sections $1.4$ and $1.5$ for an analysis of the effects of expansion and spacetime geometry on measurements of distances of very distant objects.
It is conventional these days to separate the objects used to measure distances in cosmology into primary and secondary distance indicators. The absolute luminosities of the primary distance indicators in our local group of galaxies are measured either directly, by kinematic methods that do not depend on an a priori knowledge of absolute luminosities, or indirectly, by observation of primary distance indicators in association with other primary distance indicators whose distance is measured by kinematic methods. The sample of these relatively close primary distance indicators is large enough to make it possible to work out empirical rules that give their absolute luminosities as functions of various observable properties. Unfortunately, the primary distance indicators are not bright enough for them to be studied at distances at which $z$ is greater than about $0.01$, redshifts at which cosmological velocities $c z$ would be greater than typical random departures of galactic velocities from the cosmological expansion, a few hundred kilometers per second. Thus they cannot be used directly to learn about $a(t)$. For this purpose it is necessary to use secondary distance indicators, which are bright enough to be studied at these large distances, and whose absolute luminosities are known through the association of the closer ones with primary distance indicators.
宇宙学代考
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|SPACETIME GEOMETRY
作为制定时空度量的准备，我们首先考虑三维均匀和各向同性空间的几何形状。正如附录 B 中所讨论的，几何被编码在一个度量中$g_{i j}(\mathbf{x})$ (with $i$ and $j$ running over the three coordinate directions), or equivalently in a line element $d s^{2} \equiv g_{i j} d x^{i} d x^{j}$, with summation over repeated indices understood. (We say that $d s$ is the proper distance between $\mathbf{x}$ and $\mathbf{x}+d \mathbf{x}$, meaning that it is the distance measured by a surveyor who uses a coordinate system that is Cartesian in a small neighborhood of the point $\mathbf{x}$.).一个明显的具有正定长度的均匀各向同性三维空间是平面空间，具有线元
ds2=dX2.
保持这个不变的坐标变换在这里只是普通的三维旋转和平移。另一个相当明显的可能性是具有一定半径的四维欧几里得空间中的球面一种, 带线元素
ds2=dX2+d和2,和2+X2=一种2.
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|THE COSMOLOGICAL REDSHIFT
上一节的一般论点没有说明比例因子是否一种(吨)在罗伯逊-沃克度量中1.1.9增加、减少或恒定。这些信息来自于我们观察到来自遥远星系的谱线频率与在陆地实验室观察到的值相比的变化。
为了计算这些频移，让我们采用我们位于坐标中心的 Robertson-Walker 坐标系，并考虑沿径向向我们射来的光线。一束光线服从方程dτ2=0，所以对于这样的光线方程。1.1.11给
d吨=±一种(吨)dr1−ķr2
对于从远处射向原点的光线，r减少为吨增加，所以我们必须选择等式中的减号。1.2.1. 因此，如果光以共同移动的坐标离开光源r1有时吨1, 到达原点r=0晚些时候吨0, 由
∫吨1吨0d吨一种(吨)=∫0r1dr1−ķr2.
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|DISTANCES AT SMALL REDSHIFT: THE HUBBLE CONSTANT
我们现在必须考虑如何测量天文距离。在本节中，我们将考虑相对接近的对象，例如和不大于0.1，因此时空曲率和宇宙膨胀对距离确定的影响可以忽略不计。这些测量本身具有宇宙学重要性，因为它们被用来学习哈勃常数的值H0. 此外，在较大红移处的距离测量，用于查找函数的形状一种(吨)，依赖于对“标准蜡烛”的观察，即已知固有光度的物体，必须通过研究这些相对较小的红移来识别和校准。在我们有机会在第 1.6 节中奠定基础之后，将在第 1.6 节讨论较大红移处的距离确定1.4和1.5用于分析膨胀和时空几何对非常遥远物体距离测量的影响。
如今，将用于测量宇宙学距离的物体分为主要和次要距离指标是传统的做法。我们当地星系群中主要距离指标的绝对光度可以通过不依赖于绝对光度先验知识的运动学方法直接测量，或者通过观察与其他主要距离相关的主要距离指标来间接测量通过运动学方法测量距离的指标。这些相对接近的主要距离指示器的样本足够大，可以制定出经验规则，将它们的绝对光度作为各种可观测属性的函数。不幸的是，主要的距离指标不够亮，无法在一定距离进行研究。和大于约0.01, 宇宙学速度的红移C和将大于银河系速度与宇宙膨胀的典型随机偏差，即每秒几百公里。因此它们不能直接用于学习一种(吨). 为此，有必要使用次要距离指示器，这些距离指示器足够亮，可以在这些大距离进行研究，并且通过将较近的距离指示器与主要距离指示器相关联，可以知道其绝对光度。
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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。
