Equacions de Friedmann: diferència entre les revisions

Aquestes equacions de vegades se simplifiquen redefinint la densitat d'energia i la pressió:

<math>\rho \rightarrow \rho - \frac{\Lambda}{8 \pi G}</math>

<math>p \rightarrow p + \frac{\Lambda c^2}{8 \pi G}</math>

 

per a obtenir:

:<math>H^2 \equiv \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8 \pi G}{3} \rho - K\frac{c^2}{a^2}</math>

 

El paràmetre de Hubble pot canviar en el temps si altres elements de l'equació són dependents del temps, en particular la densitat d'energia, l'energia del buit i la curvatura. Avaluant el paràmetre de Hubble en el moment actual surt que la constant de Hubble és la constant de proporcionalitat de la llei de Hubble. Si s'aplica a un fluid amb una equació d'estat determinada, les equacions de Friedmann donen com a resultat l'evolució en el temps i la geometria de l'Univers com a funció de la densitat del fluid.