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 perturbations – kinetic theory
It seems highly likely that from the beginning of the period of interest here, from just after $e^{+}-e^{-}$annihilation at a temperature $T \approx 10^{9} \mathrm{~K}$, down to the time of last scattering when $T \simeq 3,000 \mathrm{~K}$, the universe consisted of just four components: photons, cold dark matter, neutrinos, and a baryonic plasma consisting of free electrons, ions, and neutral atoms. In this section we will consider the perturbations in scalar modes to each of these four constituents in turn, adopting for this purpose the synchronous gauge described in Section 5.3. Each perturbed quantity $X(\mathbf{x}, t)$ (such as $\delta \rho, \delta p$, $A, B$, etc.) is written as a Fourier integral and a sum over modes, as in Eq. (5.2.1):
$$
X(\mathbf{x}, t)=\sum_{n} \int d^{3} q \alpha_{n}(\mathbf{q}) X_{n q}(t) e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}},
$$
where $\alpha_{n}(\mathbf{q})$ is the stochastic parameter for the $n$-th mode. In particular, the metric perturbation in synchronous gauge is given by $\delta g_{00}=0, \delta g_{i 0}=0$, and
$$
\delta g_{i j}(\mathbf{x}, t)=a^{2}(t) \sum \int d^{3} q \alpha_{n}(\mathbf{q})\left[A_{n q}(t) \delta_{i j}-q_{i} q_{j} B_{n q}(t)\right] e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}}
$$
(Note that $q$ is the co-moving wave number, related to the physical wave number $k$ by $k=q / a$. It is common to define $a$ so that $a=1$ at the present time, so that the co-moving wave number equals the present value of the physical wave number, in which case the co-moving wave number is often denoted $k$. We will instead leave the normalization of $a$ arbitrary, and reserve the symbol $k$ for the physical wave number $q / a$.) In this section we will consider any one mode, dropping the label $n$; the equations we find will have a number of solutions, which define the various modes.
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Scalar perturbations – the hydrodynamic limit
The system of equations described in the previous section is much too complicated to allow an analytic solution. Fortunately, until near the time of recombination the rate of collisions of photons with free electrons was so great that photons were in local thermal equilibrium with the baryonic plasma, and so photons at these times can be treated hydrodynamically, like the plasma and cold dark matter. This approach loses its validity around the time of recombination, but a fair degree of accuracy will be preserved in Section $6.4$ by taking into account the damping caused by the growing mean free times in this era. After the time of recombination photons traveled more or less freely, and their path can be followed by solving their equation of motion. Neutrinos are more of a problem, but at very early times perturbations were outside the horizon, so at these times $q^{2} \pi_{v q}^{S}$ and $q \delta u_{v q}$ were negligible and Eqs. (6.1.49)-(6.1.51) show that $\delta \rho_{v q}=3 \delta p_{v q}$, just as if the neutrinos were in local thermal equilibrium, while at late times the universe became matter dominated and neutrinos made only a small contribution to the cosmic gravitational field.
物理代写|宇宙学作业代写Cosmology代考|Scalar perturbations – long wavelengths
We first consider perturbations with wavelengths that are long enough so that they are still outside the horizon at the time of radiation-matter equality. As discussed at the end of the previous section, such perturbations are responsible for multipole moments of the cosmic microwave background anisotropies with $\ell<140$. Because $q \bar{\rho}{R} / a H \bar{\rho}{M}$ is constant during the radiation dominated era, when $a \propto \sqrt{t}$ and $H \propto a^{-2}$, and we are here assuming it is much less than one when $\bar{\rho}{M}=\bar{\rho}{R}$, it follows that for these wavelengths we have
$$
\frac{q}{a H} \ll \frac{\bar{\rho}{M}}{\bar{\rho}{R}}
$$
throughout the radiation-dominated era. (Recall that $\bar{\rho}{M} \equiv \bar{\rho}{D}+\bar{\rho}{B}$ and $\bar{\rho}{R} \equiv \bar{\rho}{\gamma}+\bar{\rho}{v}$.) On the other hand, during the matter-dominated era when $a \propto t^{2 / 3}$ and $H \propto a^{-3 / 2}$, it is $q^{2} \bar{\rho}{R} / a^{2} H^{2} \bar{\rho}{M}$ that remains constant, and since this quantity is assumed to be much less than one when $\bar{\rho}{M}=\bar{\rho}{R}$, for these wavelengths we have
$$
\frac{q^{2}}{a^{2} H^{2}} \ll \frac{\bar{\rho}{M}}{\bar{\rho}{R}}
$$
throughout the matter-dominated era.
宇宙学代考
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|SCALAR PERTURBATIONS – KINETIC THEORY
似乎很有可能从这里感兴趣的时期开始，就在之后和+−和−在一定温度下湮灭吨≈109 ķ, 直到最后一次散射的时间吨≃3,000 ķ，宇宙仅由四个组成部分组成：光子、冷暗物质、中微子和由自由电子、离子和中性原子组成的重子等离子体。在本节中，我们将依次考虑标量模式对这四个成分中的每一个的扰动，为此采用第 5.3 节中描述的同步规范。每个扰动量X(X,吨) s在CH一种s$dρ,dp$,$一种,乙$,和吨C.写成傅里叶积分和模式总和，如方程。5.2.1:
X$X(\mathbf{x}, t)$ (such as $\delta \rho, \delta p$, $A, B$, etc.) is written as a Fourier integral and a sum over modes, as in Eq. (5.2.1):
$$
X(\mathbf{x}, t)=\sum_{n} \int d^{3} q \alpha_{n}(\mathbf{q}) X_{n q}(t) e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}},
$$
where $\alpha_{n}(\mathbf{q})$ is the stochastic parameter for the $n$-th mode. In particular, the metric perturbation in synchronous gauge is given by $\delta g_{00}=0, \delta g_{i 0}=0$, and
$$
\delta g_{i j}(\mathbf{x}, t)=a^{2}(t) \sum \int d^{3} q \alpha_{n}(\mathbf{q})\left[A_{n q}(t) \delta_{i j}-q_{i} q_{j} B_{n q}(t)\right] e^{i \mathbf{q} \cdot \mathbf{x}}
(Note that $q$ is the co-moving wave number, related to the physical wave number $k$ by $k=q / a$. It is common to define $a$ so that $a=1$ at the present time, so that the co-moving wave number equals the present value of the physical wave number, in which case the co-moving wave number is often denoted $k$. We will instead leave the normalization of $a$ arbitrary, and reserve the symbol $k$ for the physical wave number $q / a$.)在本节中，我们将考虑任何一种模式，删除标签n; 我们找到的方程将有许多解，它们定义了各种模式。
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|SCALAR PERTURBATIONS – THE HYDRODYNAMIC LIMIT
上一节中描述的方程组过于复杂，无法提供解析解。幸运的是，直到接近复合时间，光子与自由电子的碰撞率如此之高，以至于光子与重子等离子体处于局部热平衡状态，因此此时的光子可以像等离子体和冷暗物质一样进行流体动力学处理. 这种方法在重组时失去了有效性，但在第 1 节中将保留相当程度的准确性6.4考虑到这个时代不断增长的平均空闲时间所造成的阻尼。在重组时间之后，光子或多或少地自由行进，并且可以通过求解它们的运动方程来遵循它们的路径。中微子是一个更大的问题，但在很早的时候，扰动是在视界之外的，所以在这些时候q2圆周率在q小号和qd在在q可以忽略不计，方程式。6.1.49-6.1.51显示dρ在q=3dp在q，就好像中微子处于局部热平衡状态一样，而在后期，宇宙变成了物质主导，中微子对宇宙引力场的贡献很小。
物理代写|宇宙学作业代写COSMOLOGY代考|SCALAR PERTURBATIONS – LONG WAVELENGTHS
我们首先考虑波长足够长的扰动，以便在辐射物质相等时它们仍在视界之外。正如上一节末尾所讨论的，这种扰动是造成宇宙微波背景各向异性的多极矩的原因ℓ<140. 因为 $q \bar{\rho} {R} / a H \bar{\rho} {M}一世sC这ns吨一种n吨d在r一世nG吨H和r一种d一世一种吨一世这nd这米一世n一种吨和d和r一种,在H和n一个 \proto \sqrt{t}一种ndH \proto a^{-2},一种nd在和一种r和H和r和一种ss在米一世nG一世吨一世s米在CHl和ss吨H一种n这n和在H和n\bar{\rho} {M}=\bar{\rho} {R},一世吨F这ll这在s吨H一种吨F这r吨H和s和在一种在和l和nG吨Hs在和H一种在和$
$$
\frac{q}{a H} \ll \frac{\bar{\rho}{M}}{\bar{\rho}{R}}
$$
throughout the radiation-dominated era. (Recall that $\bar{\rho}{M} \equiv \bar{\rho}{D}+\bar{\rho}{B}$ and $\bar{\rho}{R} \equiv \bar{\rho}{\gamma}+\bar{\rho}{v}$.) On the other hand, during the matter-dominated era when $a \propto t^{2 / 3}$ and $H \propto a^{-3 / 2}$, it is $q^{2} \bar{\rho}{R} / a^{2} H^{2} \bar{\rho}{M}$ that remains constant, and since this quantity is assumed to be much less than one when $\bar{\rho}{M}=\bar{\rho}{R}$, for these wavelengths we have
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\frac{q^{2}}{a^{2} H^{2}} \ll \frac{\bar{\rho}{M}}{\bar{\rho}{R}}
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在物质主导的整个时代。
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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。
