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澳洲代写|天文学代写Astronomy代写|Finite or Infinite Space

Although concordance between the standard model and observed nuclear abundances limits baryon density to well below the critical value needed for closure of a Friedmann universe, the question of finite or infinite space remains observationally undecided owing to other complications. In principle, it should be possible to determine the curvature constant $k$ by direct measurement of the deviation from Hubble’s simple linear relationship between velocity and distance. Unfortunately, substantial deviation is not expected, until sources at distances of the order of $1 / H$ are studied, and galaxies are too faint to have their spectra measured adequately at such distances by present technology. Furthermore, observing galaxies at such distances implies seeing them at earlier times, and estimates of their distance could be subject to systematic errors due to unknown evolution of galactic luminosity.

Since the discovery of quasars by Maarten Schmidt at the Palomar Observatory in 1963, cosmologists have hoped that these most distant observed objects could be used to extend the Hubble relationship to the nonlinear regime and decide the sign of the curvature. Quasars are now known with spectral features up to $6.0$ times their terrestrial wavelengths, corresponding to Doppler recession velocities up to $96 \%$ of the speed of light, placing them at substantial fractions of the distance from us to the horizon of the observable universe. However, uncertainties in estimating very large distances in the universe due to insufficient understanding of the evolution of galaxies, not to mention the structure of quasars, have prevented unambiguous determination of the sign of the curvature. In fact, Hubble’s law is still used to estimate distances to the quasars, rather than they being used to determine both distance and redshift and thus test their relationship. The question of whether space is finite or infinite remains unresolved by observation at this time.

澳洲代写|天文学代写Astronomy代写|Eternal Expansion or an End to Time

In the Friedmann cosmologies of the GIK, a finite space implies an end to proper time in the future, but this is not required in some nonstandard models. Assuming the Robertson-Walker form of the metric for a homogeneous and isotropic space-time, it is convenient to discuss the future evolution of any such expanding universe in terms of a dimensionless deceleration parameter, defined as:
$$
q=-R\left(d^{2} R / d t^{2}\right) /(d R / d t)^{2}
$$
Throughout most of its history, the dynamics of the universe have been dominated by matter in which the average energy density is very much greater than the pressure. Neglecting the pressure of nongravitational fields, space will reverse its expansion and collapse in finite proper time if and only if $q>\frac{1}{2}$. From the Friedmann equation for the Hubble parameter, it is easy to show that $q=\Omega / 2$ in a space-time described by the GTR with zero cosmological constant. In nonstandard models, the deceleration parameter depends on the density, the cosmological constant, and the Hubble parameter in more complicated ways. For some choices of cosmological constant, it is even possible to have an accelerating universe $(q<0)$ with a positive density. However, a cosmological constant whose magnitude substantially exceeded the critical energy density would produce detectable local effects that are not observed. Thus, we can conclude that a sufficiently large density must imply an end to time.

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天文学代写

澳洲代写|天文学代写ASTRONOMY代写|FINITE OR INFINITE SPACE

尽管标准模型和观测到的核丰度之间的一致性将重子密度限制在远低于弗里德曼宇宙闭合所需的临界值,但由于其他复杂性,有限或无限空间的问题在观测上仍未确定。原则上,应该可以确定曲率常数ķ通过直接测量哈勃的速度和距离之间的简单线性关系的偏差。不幸的是,预计不会出现实质性偏差,直到距离大约为1/H正在研究中,星系太微弱,无法通过目前的技术在这样的距离上充分测量它们的光谱。此外,在这样的距离观察星系意味着在更早的时间看到它们,并且由于银河光度的未知演化,对其距离的估计可能会受到系统误差的影响。

自 1963 年 Maarten Schmidt 在帕洛马天文台发现类星体以来,宇宙学家一直希望这些最遥远的观测天体可以用来将哈勃关系扩展到非线性区域并确定曲率的符号。类星体现在已知的光谱特征高达6.0乘以它们的地面波长,对应于多普勒衰退速度高达96%光速,将它们放置在从我们到可观测宇宙视界的相当大的距离上。然而,由于对星系演化的理解不足,更不用说类星体的结构,在估计宇宙中非常大的距离时存在不确定性,这阻碍了对曲率符号的明确确定。事实上,哈勃定律仍然被用来估计到类星体的距离,而不是用来确定距离和红移,从而检验它们之间的关系。空间是有限还是无限的问题目前仍未通过观察得到解决。

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在 GIK 的弗里德曼宇宙学中,有限空间意味着未来适当时间的结束,但在某些非标准模型中这不是必需的。假设均匀和各向同性时空度量的 Robertson-Walker 形式,可以方便地根据无量纲减速参数讨论任何这种膨胀宇宙的未来演化,定义为:
q=−R(d2R/d吨2)/(dR/d吨)2
在其大部分历史中,宇宙的动力学一直由平均能量密度远大于压力的物质主导。忽略非引力场的压力,当且仅当q>12. 根据哈勃参数的弗里德曼方程,很容易证明q=Ω/2在 GTR 描述的时空中,宇宙常数为零。在非标准模型中,减速参数以更复杂的方式取决于密度、宇宙常数和哈勃参数。对于一些宇宙常数的选择,甚至有可能有一个加速的宇宙(q<0)具有正密度。然而,一个幅度大大超过临界能量密度的宇宙学常数会产生可检测到的局部效应,而这些效应是未被观察到的。因此,我们可以得出结论,足够大的密度必然意味着时间的终结。

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微观经济学代写

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线性代数代写

线性代数是数学的一个分支,涉及线性方程,如:线性图,如:以及它们在向量空间和通过矩阵的表示。线性代数是几乎所有数学领域的核心。

博弈论代写

现代博弈论始于约翰-冯-诺伊曼(John von Neumann)提出的两人零和博弈中的混合策略均衡的观点及其证明。冯-诺依曼的原始证明使用了关于连续映射到紧凑凸集的布劳威尔定点定理,这成为博弈论和数学经济学的标准方法。在他的论文之后,1944年,他与奥斯卡-莫根斯特恩(Oskar Morgenstern)共同撰写了《游戏和经济行为理论》一书,该书考虑了几个参与者的合作游戏。这本书的第二版提供了预期效用的公理理论,使数理统计学家和经济学家能够处理不确定性下的决策。

微积分代写

微积分,最初被称为无穷小微积分或 “无穷小的微积分”,是对连续变化的数学研究,就像几何学是对形状的研究,而代数是对算术运算的概括研究一样。

它有两个主要分支,微分和积分;微分涉及瞬时变化率和曲线的斜率,而积分涉及数量的累积,以及曲线下或曲线之间的面积。这两个分支通过微积分的基本定理相互联系,它们利用了无限序列和无限级数收敛到一个明确定义的极限的基本概念 。

计量经济学代写

什么是计量经济学?
计量经济学是统计学和数学模型的定量应用,使用数据来发展理论或测试经济学中的现有假设,并根据历史数据预测未来趋势。它对现实世界的数据进行统计试验,然后将结果与被测试的理论进行比较和对比。

根据你是对测试现有理论感兴趣,还是对利用现有数据在这些观察的基础上提出新的假设感兴趣,计量经济学可以细分为两大类:理论和应用。那些经常从事这种实践的人通常被称为计量经济学家。

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。

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