Dunkle Energie – Wikipedia

Posted on by
before-content-x4

Unbekannte Eigenschaft in der Kosmologie, die die Expansion des Universums beschleunigt.

In der physikalischen Kosmologie und Astronomie dunkle Energie ist eine unbekannte Energieform, die das Universum auf den größten Skalen beeinflusst. Der erste Beobachtungsnachweis für seine Existenz stammte aus Supernovae-Messungen, die zeigten, dass sich das Universum nicht mit konstanter Geschwindigkeit ausdehnt; Vielmehr beschleunigt sich die Expansion des Universums.[1][2] Um die Entwicklung des Universums zu verstehen, muss man seine Ausgangsbedingungen und seine Zusammensetzung kennen. Vor diesen Beobachtungen waren die einzigen bekannten Formen von Materie-Energie gewöhnliche Materie, Antimaterie, dunkle Materie und Strahlung. Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds legen nahe, dass das Universum in einem heißen Urknall begann, aus dem die allgemeine Relativitätstheorie seine Entwicklung und die anschließende Bewegung im großen Maßstab erklärt. Ohne die Einführung einer neuen Energieform gab es keine Möglichkeit zu erklären, wie ein sich beschleunigendes Universum gemessen werden könnte. Seit den 1990er Jahren ist dunkle Energie die am meisten akzeptierte Voraussetzung für die beschleunigte Expansion. Ab 2020 gibt es aktive Bereiche der kosmologischen Forschung, die darauf abzielen, die grundlegende Natur der Dunklen Energie zu verstehen.[3]

Unter der Annahme, dass das Lambda-CDM-Modell der Kosmologie korrekt ist, zeigen die besten aktuellen Messungen, dass die Dunkle Energie 69% der Gesamtenergie im heutigen beobachtbaren Universum ausmacht. Die Masse-Energie der Dunklen Materie und der gewöhnlichen (baryonischen) Materie trägt 26% bzw. 5% bei, und andere Komponenten wie Neutrinos und Photonen tragen nur sehr wenig dazu bei.[4][5][6][7] Die Dichte der Dunklen Energie ist sehr gering (~ 7 × 10−30 g / cm3), viel weniger als die Dichte gewöhnlicher oder dunkler Materie in Galaxien. Es dominiert jedoch die Masse-Energie des Universums, da es über den Raum hinweg einheitlich ist.[8][9][10]

Zwei vorgeschlagene Formen der Dunklen Energie sind die kosmologische Konstante:[11][12] Darstellen eines homogenen Füllraums mit konstanter Energiedichte und skalarer Felder wie Quintessenz oder Module, dynamische Größen mit Energiedichten, die zeitlich und räumlich variieren können. Beiträge von räumlich konstanten Skalarfeldern sind in der Regel auch in der kosmologischen Konstante enthalten. Die kosmologische Konstante kann so formuliert werden, dass sie der Nullpunktstrahlung des Raums, dh der Vakuumenergie, entspricht.[13] Skalarfelder, die sich im Raum ändern, können schwierig von einer kosmologischen Konstante zu unterscheiden sein, da die Änderung extrem langsam sein kann.

Aufgrund des Spielzeugmodells der Konkordanzkosmologie glauben einige Experten[14] dass eine genauere allgemeine relativistische Behandlung der Strukturen, die auf allen Skalen existieren[15] im realen Universum kann die Notwendigkeit, dunkle Energie zu beschwören, wegfallen. Inhomogene Kosmologien, die versuchen, die Rückreaktion der Strukturbildung auf der Metrik zu erklären, erkennen im Allgemeinen keinen Beitrag der Dunklen Energie zur Energiedichte des Universums an.

Entdeckungsgeschichte und frühere Spekulationen[edit]

Einsteins kosmologische Konstante[edit]

Die “kosmologische Konstante” ist ein konstanter Term, der zu Einsteins Feldgleichung der allgemeinen Relativitätstheorie hinzugefügt werden kann. Wenn es in der Feldgleichung als “Quellterm” betrachtet wird, kann es als äquivalent zur Masse des leeren Raums (die konzeptionell entweder positiv oder negativ sein kann) oder “Vakuumenergie” angesehen werden.

Die kosmologische Konstante wurde zuerst von Einstein als Mechanismus vorgeschlagen, um eine Lösung der Gravitationsfeldgleichung zu erhalten, die zu einem statischen Universum führen würde, wobei dunkle Energie effektiv verwendet wird, um die Schwerkraft auszugleichen.[16] Einstein gab der kosmologischen Konstante das Symbol Λ (Hauptstadt Lambda). Einstein erklärte, dass die kosmologische Konstante voraussetze, dass “der leere Raum die Rolle der Gravitation negativer Massen übernimmt, die über den gesamten interstellaren Raum verteilt sind”.[17][18]

Der Mechanismus war ein Beispiel für die Feinabstimmung, und später wurde erkannt, dass Einsteins statisches Universum nicht stabil sein würde: Lokale Inhomogenitäten würden letztendlich entweder zur außer Kontrolle geratenen Expansion oder Kontraktion des Universums führen. Das Gleichgewicht ist instabil: Wenn sich das Universum leicht ausdehnt, setzt die Expansion Vakuumenergie frei, die noch mehr Expansion verursacht. Ebenso wird sich ein Universum, das sich leicht zusammenzieht, weiter zusammenziehen. Diese Art von Störungen sind aufgrund der ungleichmäßigen Verteilung der Materie im gesamten Universum unvermeidlich. Ferner zeigten Beobachtungen von Edwin Hubble aus dem Jahr 1929, dass sich das Universum auszudehnen scheint und überhaupt nicht statisch. Einstein bezeichnete Berichten zufolge sein Versagen, die Idee eines dynamischen Universums im Gegensatz zu einem statischen Universum vorherzusagen, als seinen größten Fehler.[19]

Inflationäre dunkle Energie[edit]

Alan Guth und Alexei Starobinsky schlugen 1980 vor, dass ein Unterdruckfeld, das im Konzept der Dunklen Energie ähnelt, die kosmische Inflation im sehr frühen Universum antreiben könnte. Die Inflation postuliert, dass eine Abstoßungskraft, die der Dunklen Energie qualitativ ähnlich ist, kurz nach dem Urknall zu einer enormen und exponentiellen Expansion des Universums führte. Eine solche Erweiterung ist ein wesentliches Merkmal der meisten aktuellen Modelle des Urknalls. Die Inflation muss jedoch bei einer viel höheren Energiedichte aufgetreten sein als die dunkle Energie, die wir heute beobachten, und es wird angenommen, dass sie vollständig beendet ist, als das Universum nur einen Bruchteil einer Sekunde alt war. Es ist unklar, welche Beziehung zwischen dunkler Energie und Inflation besteht, wenn überhaupt. Selbst nachdem Inflationsmodelle akzeptiert wurden, wurde angenommen, dass die kosmologische Konstante für das aktuelle Universum irrelevant ist.

Nahezu alle Inflationsmodelle sagen voraus, dass die Gesamtdichte (Materie + Energie) des Universums sehr nahe an der kritischen Dichte liegen sollte. In den 1980er Jahren konzentrierten sich die meisten kosmologischen Untersuchungen auf Modelle mit nur kritischer Materiedichte, normalerweise 95% kalte dunkle Materie (CDM) und 5% gewöhnliche Materie (Baryonen). Es wurde festgestellt, dass diese Modelle bei der Bildung realistischer Galaxien und Cluster erfolgreich sind, aber einige Probleme traten Ende der 1980er Jahre auf: Insbesondere erforderte das Modell einen Wert für die Hubble-Konstante, der niedriger war als von Beobachtungen bevorzugt, und das Modell unterschätzte Beobachtungen von großen -skalierte Galaxienhaufen. Diese Schwierigkeiten verschärften sich nach der Entdeckung der Anisotropie im kosmischen Mikrowellenhintergrund durch das COBE-Raumschiff im Jahr 1992, und Mitte der neunziger Jahre wurden mehrere modifizierte CDM-Modelle aktiv untersucht: Dazu gehörten das Lambda-CDM-Modell und ein gemischtes kalt / heißes Dunkel Materiemodell. Der erste direkte Beweis für dunkle Energie ergab sich aus Supernova-Beobachtungen von 1998 über eine beschleunigte Expansion in Riess et al.[20] und in Perlmutter et al.,[21] und das Lambda-CDM-Modell wurde dann das führende Modell. Bald darauf wurde die Dunkle Energie durch unabhängige Beobachtungen gestützt: Im Jahr 2000 beobachteten die Experimente BOOMERanG und Maxima Cosmic Microwave Background (CMB) den ersten akustischen Peak im CMB, was zeigt, dass die Gesamtdichte (Materie + Energie) nahezu 100% von beträgt kritische Dichte. Im Jahr 2001 ergab die 2dF Galaxy Redshift Survey starke Beweise dafür, dass die Materiedichte etwa 30% der kritischen Dichte beträgt. Der große Unterschied zwischen diesen beiden unterstützt eine glatte Komponente der dunklen Energie, die den Unterschied ausmacht. Viel genauere Messungen von WMAP in den Jahren 2003–2010 haben das Standardmodell weiterhin unterstützt und liefern genauere Messungen der Schlüsselparameter.

Der Begriff “Dunkle Energie”, der Fritz Zwickys “Dunkle Materie” aus den 1930er Jahren widerspiegelt, wurde 1998 von Michael Turner geprägt.[22]

Änderung der Expansion im Laufe der Zeit[edit]

Diagramm, das die beschleunigte Expansion des Universums aufgrund dunkler Energie darstellt.

Um zu verstehen, wie sich die Expansionsrate über Zeit und Raum ändert, sind hochpräzise Messungen der Expansion des Universums erforderlich. In der allgemeinen Relativitätstheorie wird die Entwicklung der Expansionsrate aus der Krümmung des Universums und der kosmologischen Zustandsgleichung (der Beziehung zwischen Temperatur, Druck und kombinierter Materie, Energie und Vakuumenergiedichte für jede Region des Raums) geschätzt. Die Messung der Zustandsgleichung für dunkle Energie ist heute eine der größten Anstrengungen in der Beobachtungskosmologie. Das Hinzufügen der kosmologischen Konstante zur Standard-FLRW-Metrik der Kosmologie führt zum Lambda-CDM-Modell, das als “Standardmodell der Kosmologie“wegen seiner genauen Übereinstimmung mit Beobachtungen.

Ab 2013 steht das Lambda-CDM-Modell im Einklang mit einer Reihe immer strengerer kosmologischer Beobachtungen, darunter das Planck-Raumschiff und die Supernova Legacy Survey. Erste Ergebnisse der SNLS zeigen, dass sich das durchschnittliche Verhalten (dh die Zustandsgleichung) der Dunklen Energie wie Einsteins kosmologische Konstante mit einer Genauigkeit von 10% verhält.[23] Jüngste Ergebnisse des Hubble-Weltraumteleskop-Higher-Z-Teams zeigen, dass dunkle Energie seit mindestens 9 Milliarden Jahren und in der Zeit vor der kosmischen Beschleunigung vorhanden ist.

Die Natur der Dunklen Energie ist hypothetischer als die der Dunklen Materie, und viele Dinge darüber bleiben im Bereich der Spekulation.[24] Dunkle Energie wird als sehr homogen und nicht sehr dicht angesehen, und es ist nicht bekannt, dass sie durch eine der Grundkräfte außer der Schwerkraft interagiert. Da es ziemlich verdünnt und nicht massiv ist – ungefähr 10−27 kg / m3– Es ist unwahrscheinlich, dass es in Laborexperimenten nachweisbar ist. Der Grund, warum dunkle Energie eine so tiefgreifende Wirkung auf das Universum haben kann und 68% der universellen Dichte ausmacht, obwohl sie so verdünnt ist, ist, dass sie den ansonsten leeren Raum gleichmäßig ausfüllt.

Unabhängig von ihrer tatsächlichen Natur müsste die Dunkle Energie einen starken Unterdruck (abstoßende Wirkung) haben, wie den Strahlungsdruck in einem Metamaterial.[25] um die beobachtete Beschleunigung der Expansion des Universums zu erklären. Gemäß der allgemeinen Relativitätstheorie trägt der Druck innerhalb einer Substanz ebenso wie ihre Massendichte zu ihrer Anziehungskraft auf andere Objekte bei. Dies geschieht, weil die physikalische Größe, die bewirkt, dass Materie Gravitationseffekte erzeugt, der Spannung-Energie-Tensor ist, der sowohl die Energie- (oder Materie-) Dichte eines Stoffes als auch seinen Druck und seine Viskosität enthält[dubious – discuss]. In der Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Metrik kann gezeigt werden, dass ein starker konstanter Unterdruck im gesamten Universum eine Beschleunigung der Expansion bewirkt, wenn sich das Universum bereits ausdehnt, oder eine Verlangsamung der Kontraktion, wenn sich das Universum bereits zusammenzieht. Dieser beschleunigende Expansionseffekt wird manchmal als “Gravitationsabstoßung” bezeichnet.

Technische Definition[edit]

In der Standardkosmologie gibt es drei Komponenten des Universums: Materie, Strahlung und Dunkle Energie. Materie ist alles, dessen Energiedichte mit dem inversen Würfel des Skalierungsfaktors skaliert, dh ρ ∝ ein−3während Strahlung alles ist, was auf die inverse vierte Potenz des Skalierungsfaktors skaliert (ρ ∝ ein−4). Dies kann intuitiv verstanden werden: Für ein gewöhnliches Teilchen in einer würfelförmigen Schachtel verringert die Verdoppelung der Länge einer Kante der Schachtel die Dichte (und damit die Energiedichte) um den Faktor acht (2)3). Bei Strahlung ist die Abnahme der Energiedichte größer, da eine Zunahme der räumlichen Entfernung auch eine Rotverschiebung verursacht.[26]

Die letzte Komponente, die Dunkle Energie, ist eine intrinsische Eigenschaft des Raums und hat daher unabhängig vom betrachteten Volumen eine konstante Energiedichte (ρ ∝ ein0). Im Gegensatz zu gewöhnlicher Materie wird sie daher nicht mit der Ausdehnung des Raums verdünnt.

Existenznachweis[edit]

Der Beweis für dunkle Energie ist indirekt, stammt jedoch aus drei unabhängigen Quellen:

  • Entfernungsmessungen und ihre Beziehung zur Rotverschiebung, die darauf hindeuten, dass sich das Universum in der letzten Hälfte seines Lebens weiter ausgedehnt hat.[27]
  • Der theoretische Bedarf an einer Art zusätzlicher Energie, die keine Materie oder dunkle Materie ist, um das beobachtungsflache Universum zu bilden (keine erkennbare globale Krümmung).
  • Messungen großräumiger Wellenmuster der Massendichte im Universum.

Supernovae[edit]

Eine Supernova vom Typ Ia (heller Fleck unten links) in der Nähe einer Galaxie

Im Jahr 1998 das High-Z Supernova Search Team[20] veröffentlichte Beobachtungen von Supernovae vom Typ Ia (“one-A”). Im Jahr 1999 das Supernova Cosmology Project[21] gefolgt von der Annahme, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt.[28] Der Nobelpreis für Physik 2011 wurde an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam G. Riess für ihre Führungsrolle bei der Entdeckung verliehen.[29][30]

Seitdem wurden diese Beobachtungen von mehreren unabhängigen Quellen bestätigt. Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, der Gravitationslinsen und der großräumigen Struktur des Kosmos sowie verbesserte Messungen von Supernovae stimmten mit dem Lambda-CDM-Modell überein.[31] Einige Leute argumentieren, dass die einzigen Hinweise auf die Existenz dunkler Energie Beobachtungen von Entfernungsmessungen und den damit verbundenen Rotverschiebungen sind. Anisotropien des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und akustische Baryonenschwingungen zeigen nur, dass die Abstände zu einer bestimmten Rotverschiebung größer sind als von einem “staubigen” Friedmann-Lemaître-Universum und der lokal gemessenen Hubble-Konstante zu erwarten wäre.[32]

Supernovae sind nützlich für die Kosmologie, da sie über kosmologische Entfernungen ausgezeichnete Standardkerzen sind. Sie ermöglichen es Forschern, die Expansionsgeschichte des Universums zu messen, indem sie die Beziehung zwischen der Entfernung zu einem Objekt und seiner Rotverschiebung untersuchen, die angibt, wie schnell es von uns zurücktritt. Die Beziehung ist nach Hubbles Gesetz ungefähr linear. Es ist relativ einfach, die Rotverschiebung zu messen, aber es ist schwieriger, die Entfernung zu einem Objekt zu finden. Normalerweise verwenden Astronomen Standardkerzen: Objekte, für die die intrinsische Helligkeit oder absolute Größe bekannt ist. Dadurch kann der Abstand des Objekts von seiner tatsächlich beobachteten Helligkeit oder scheinbaren Größe gemessen werden. Supernovae vom Typ Ia sind aufgrund ihrer extremen und gleichmäßigen Leuchtkraft die bekanntesten Standardkerzen über kosmologische Entfernungen hinweg.

Jüngste Beobachtungen von Supernovae stimmen mit einem Universum überein, das 71,3% der Dunklen Energie und 27,4% einer Kombination aus Dunkler Materie und Baryonischer Materie ausmacht.[33]

Kosmischer Mikrowellenhintergrund[edit]

Geschätzte Aufteilung der Gesamtenergie im Universum in Materie, Dunkle Materie und Dunkle Energie basierend auf fünfjährigen WMAP-Daten.[34]

Die Existenz dunkler Energie, in welcher Form auch immer, ist erforderlich, um die gemessene Geometrie des Raums mit der Gesamtmenge an Materie im Universum in Einklang zu bringen. Messungen der Anisotropien des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) zeigen, dass das Universum nahezu flach ist. Damit die Form des Universums flach ist, muss die Masse-Energie-Dichte des Universums gleich der kritischen Dichte sein. Die Gesamtmenge an Materie im Universum (einschließlich Baryonen und dunkler Materie), gemessen aus dem CMB-Spektrum, macht nur etwa 30% der kritischen Dichte aus. Dies impliziert die Existenz einer zusätzlichen Energieform, um die verbleibenden 70% zu erklären.[31] Die siebenjährige Analyse der Raumsonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) schätzte ein Universum, das aus 72,8% Dunkler Energie, 22,7% Dunkler Materie und 4,5% gewöhnlicher Materie besteht.[6]

Die 2013 auf der Grundlage der Planck-Raumfahrzeugbeobachtungen des CMB durchgeführten Arbeiten ergaben eine genauere Schätzung von 68,3% Dunkler Energie, 26,8% Dunkler Materie und 4,9% gewöhnlicher Materie.[35]

Großflächige Struktur[edit]

Die Theorie der großräumigen Struktur, die die Bildung von Strukturen im Universum (Sterne, Quasare, Galaxien und Galaxiengruppen und -cluster) regelt, legt auch nahe, dass die Materiedichte im Universum nur 30% der kritischen Dichte beträgt.

Eine Umfrage von 2011, die WiggleZ-Galaxienuntersuchung von mehr als 200.000 Galaxien, lieferte weitere Beweise für die Existenz dunkler Energie, obwohl die genaue Physik dahinter unbekannt bleibt.[36][37] Die WiggleZ-Umfrage des Australian Astronomical Observatory untersuchte die Galaxien, um ihre Rotverschiebung zu bestimmen. Durch Ausnutzung der Tatsache, dass akustische Baryonenschwingungen regelmäßig Hohlräume mit einem Durchmesser von ~ 150 Mpc hinterlassen haben, die von den Galaxien umgeben sind, wurden die Hohlräume als Standardlineale verwendet, um Entfernungen zu Galaxien bis zu 2.000 Mpc (Rotverschiebung 0,6) abzuschätzen, was eine genaue Genauigkeit ermöglicht Schätzung der Geschwindigkeit von Galaxien aus ihrer Rotverschiebung und Entfernung. Die Daten bestätigten die kosmische Beschleunigung bis zur Hälfte des Alters des Universums (7 Milliarden Jahre) und beschränkten seine Inhomogenität auf 1 von 10 Teilen.[37] Dies liefert eine Bestätigung für die kosmische Beschleunigung unabhängig von Supernovae.

Spätzeitintegrierter Sachs-Wolfe-Effekt[edit]

Eine beschleunigte kosmische Expansion führt dazu, dass sich Brunnen und Hügel mit Gravitationspotential abflachen, wenn Photonen durch sie hindurchtreten, wodurch kalte und heiße Stellen auf dem CMB entstehen, die mit riesigen Supervoiden und Superclustern ausgerichtet sind. Dieser sogenannte spätintegrierte integrierte Sachs-Wolfe-Effekt (ISW) ist ein direktes Signal für dunkle Energie in einem flachen Universum.[38] Es wurde 2008 von Ho mit hoher Bedeutung berichtet et al.[39] und Giannantonio et al.[40]

Beobachtungsdaten für Hubble-Konstanten[edit]

Ein neuer Ansatz zum Testen von Beweisen für dunkle Energie durch beobachtende Hubble-Konstantendaten (OHD) hat in den letzten Jahren erhebliche Aufmerksamkeit erhalten.[41][42][43][44] Die Hubble-Konstante, H.((z) wird als Funktion der kosmologischen Rotverschiebung gemessen. OHD verfolgt direkt die Expansionsgeschichte des Universums, indem es sich passiv entwickelnde Galaxien vom frühen Typ als „kosmische Chronometer“ betrachtet.[45] Ab diesem Punkt liefert dieser Ansatz Standarduhren im Universum. Der Kern dieser Idee ist die Messung der unterschiedlichen Altersentwicklung als Funktion der Rotverschiebung dieser kosmischen Chronometer. Somit liefert es eine direkte Schätzung des Hubble-Parameters

Das Vertrauen auf eine Differenzmenge, Δz/.Δtkann viele häufig auftretende Probleme und systematische Auswirkungen minimieren; und als direkte Messung des Hubble-Parameters anstelle seines Integrals, wie Supernovae und Baryon-Akustikschwingungen (BAO), bringt es mehr Informationen und ist bei der Berechnung ansprechend. Aus diesen Gründen wurde es häufig verwendet, um die beschleunigte kosmische Expansion zu untersuchen und die Eigenschaften der Dunklen Energie zu untersuchen.

Direkte Beobachtung[edit]

Bei dem Versuch, die Dunkle Energie in einem Labor direkt zu beobachten, konnte keine neue Kraft festgestellt werden.[46]

Theorien der dunklen Energie[edit]

Der Status der Dunklen Energie als hypothetische Kraft mit unbekannten Eigenschaften macht sie zu einem sehr aktiven Forschungsziel. Das Problem wird aus einer Vielzahl von Blickwinkeln angegriffen, z. B. indem die vorherrschende Gravitationstheorie (allgemeine Relativitätstheorie) modifiziert, versucht wird, die Eigenschaften der Dunklen Energie zu bestimmen und alternative Wege zur Erklärung der Beobachtungsdaten zu finden.

Die Zustandsgleichung der Dunklen Energie für 4 gängige Modelle von Redshift.[47]
A: CPL-Modell,
B: Jassal Model,
C: Barboza & Alcaniz-Modell,
D: Wetterich-Modell

Kosmologische Konstante[edit]

Die einfachste Erklärung für dunkle Energie ist, dass es sich um eine intrinsische, fundamentale Energie des Raums handelt. Dies ist die kosmologische Konstante, die normalerweise durch den griechischen Buchstaben Λ (Lambda, daher Lambda-CDM-Modell) dargestellt wird. Da Energie und Masse nach der Gleichung in Beziehung stehen E. = mc2Einsteins allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass diese Energie einen Gravitationseffekt haben wird. Es wird manchmal als Vakuumenergie bezeichnet, da es sich um die Energiedichte des leeren Vakuums handelt.

Die kosmologische Konstante hat einen Unterdruck, der gleich und entgegengesetzt zu ihrer Energiedichte ist, und bewirkt so eine Beschleunigung der Expansion des Universums. Der Grund, warum eine kosmologische Konstante einen Unterdruck hat, ist aus der klassischen Thermodynamik ersichtlich. Im Allgemeinen muss Energie aus dem Inneren eines Containers verloren gehen (der Container muss an seiner Umgebung arbeiten), damit das Volumen zunimmt. Insbesondere eine Änderung der Lautstärke dV erfordert Arbeit, die einer Energiewende gleichkommt –P dV, wo P. ist der Druck. Aber die Energiemenge in einem Behälter voller Vakuum nimmt tatsächlich zu, wenn das Volumen zunimmt, weil die Energie gleich ist ρV, wo ρ ist die Energiedichte der kosmologischen Konstante. Deshalb, P. ist negativ und in der Tat P. = –ρ.

Es gibt zwei Hauptvorteile für die kosmologische Konstante. Das erste ist, dass es einfach ist. Einstein hatte diesen Begriff tatsächlich in seine ursprüngliche Formulierung der allgemeinen Relativitätstheorie eingeführt, um ein statisches Universum zu erhalten. Obwohl er den Begriff später verwarf, nachdem Hubble herausgefunden hatte, dass sich das Universum ausdehnt, kann eine kosmologische Konstante ungleich Null als dunkle Energie wirken, ohne die Einstein-Feldgleichungen anderweitig zu ändern. Der andere Vorteil ist, dass es eine natürliche Erklärung für seine Herkunft gibt. Die meisten Quantenfeldtheorien sagen Vakuumschwankungen voraus, die dem Vakuum diese Art von Energie verleihen würden. Dies hängt mit dem Casimir-Effekt zusammen, bei dem ein geringer Sog in Bereiche erfolgt, in denen die Bildung virtueller Partikel geometrisch verhindert wird (z. B. zwischen Platten mit winzigem Abstand).

Ein großes offenes Problem ist, dass dieselben Quantenfeldtheorien eine riesige kosmologische Konstante vorhersagen, die mehr als 100 Größenordnungen zu groß ist.[12] Dies müsste fast, aber nicht genau durch einen ebenso großen Term des entgegengesetzten Vorzeichens aufgehoben werden. Einige supersymmetrische Theorien erfordern eine kosmologische Konstante, die genau Null ist.[49] Das hilft nicht, weil die Supersymmetrie gebrochen werden muss. Es ist auch nicht bekannt, ob es in der Stringtheorie einen metastabilen Vakuumzustand mit einer positiven kosmologischen Konstante gibt.[50]

Dennoch ist die kosmologische Konstante die wirtschaftlichste Lösung für das Problem der kosmischen Beschleunigung. Das derzeitige Standardmodell der Kosmologie, das Lambda-CDM-Modell, enthält daher die kosmologische Konstante als wesentliches Merkmal.

Quintessenz[edit]

In Quintessenzmodellen der Dunklen Energie wird die beobachtete Beschleunigung des Skalierungsfaktors durch die potentielle Energie eines dynamischen Feldes verursacht, das als Quintessenzfeld bezeichnet wird. Die Quintessenz unterscheidet sich von der kosmologischen Konstante darin, dass sie räumlich und zeitlich variieren kann. Damit es nicht verklumpt und strukturähnliche Materie bildet, muss das Feld sehr hell sein, damit es eine große Compton-Wellenlänge hat.

Es liegen noch keine Beweise für die Quintessenz vor, aber es wurde auch nicht ausgeschlossen. Es sagt im Allgemeinen eine etwas langsamere Beschleunigung der Expansion des Universums voraus als die kosmologische Konstante. Einige Wissenschaftler glauben, dass der beste Beweis für die Quintessenz aus Verstößen gegen Einsteins Äquivalenzprinzip und der Variation der fundamentalen Konstanten in Raum oder Zeit resultieren würde.[51]Skalarfelder werden vom Standardmodell der Teilchenphysik und der Stringtheorie vorhergesagt, aber ein analoges Problem zum Problem der kosmologischen Konstante (oder dem Problem der Konstruktion von Modellen der kosmologischen Inflation) tritt auf: Die Renormierungstheorie sagt voraus, dass Skalarfelder große Massen annehmen sollten.

Das Zufallsproblem fragt, warum die Beschleunigung des Universums begann, als es geschah. Wenn die Beschleunigung früher im Universum begonnen hätte, hätten Strukturen wie Galaxien niemals Zeit gehabt, sich zu bilden, und das Leben hätte, zumindest wie wir es kennen, niemals eine Chance gehabt zu existieren. Befürworter des anthropischen Prinzips betrachten dies als Unterstützung für ihre Argumente. Viele Modelle der Quintessenz haben jedoch ein sogenanntes “Tracker” -Verhalten, das dieses Problem löst. In diesen Modellen hat das Quintessenzfeld eine Dichte, die der Strahlungsdichte bis zur Gleichheit von Materie und Strahlung genau folgt (diese jedoch unter dieser liegt), was dazu führt, dass sich die Quintessenz als dunkle Energie verhält und schließlich das Universum dominiert. Dies legt natürlich die Niedrigenergieskala der dunklen Energie fest.[52][53]

Als Wissenschaftler 2004 die Entwicklung der Dunklen Energie mit den kosmologischen Daten in Einklang brachten, stellten sie fest, dass die Zustandsgleichung möglicherweise die kosmologische Konstantengrenze (w = -1) von oben nach unten überschritten hatte. Es wurde ein No-Go-Theorem bewiesen, das diesem Szenario mindestens zwei Freiheitsgrade verleiht, wie sie für Modelle mit dunkler Energie erforderlich sind. Dieses Szenario ist ein sogenanntes Quintom-Szenario.

Einige spezielle Fälle von Quintessenz sind Phantomenergie, bei der die Energiedichte der Quintessenz tatsächlich mit der Zeit zunimmt, und k-Essenz (kurz für kinetische Quintessenz), die eine nicht standardmäßige Form kinetischer Energie wie eine negative kinetische Energie aufweist.[54] Sie können ungewöhnliche Eigenschaften haben: Phantomenergie kann beispielsweise einen großen Riss verursachen.

Interaktion mit dunkler Energie[edit]

Diese Klasse von Theorien versucht, eine umfassende Theorie sowohl der Dunklen Materie als auch der Dunklen Energie als ein einziges Phänomen zu entwickeln, das die Gesetze der Schwerkraft auf verschiedenen Skalen modifiziert. Dies könnte zum Beispiel dunkle Energie und dunkle Materie als unterschiedliche Facetten derselben unbekannten Substanz behandeln,[55] oder postulieren, dass kalte dunkle Materie in dunkle Energie zerfällt.[56] Eine andere Klasse von Theorien, die dunkle Materie und dunkle Energie vereint, werden als kovariante Theorien modifizierter Gravitäten vorgeschlagen. Diese Theorien verändern die Dynamik der Raumzeit derart, dass die modifizierte Dynamik auf das zurückzuführen ist, was der Anwesenheit von dunkler Energie und dunkler Materie zugeordnet wurde.[57]

Variable Modelle mit dunkler Energie[edit]

Die Dichte der dunklen Energie könnte sich im Laufe der Geschichte des Universums zeitlich verändert haben. Moderne Beobachtungsdaten ermöglichen es uns, die gegenwärtige Dichte der dunklen Energie abzuschätzen. Mit Hilfe von akustischen Baryonenschwingungen ist es möglich, die Wirkung der Dunklen Energie in der Geschichte des Universums zu untersuchen und Parameter der Zustandsgleichung der Dunklen Energie zu beschränken. Zu diesem Zweck wurden mehrere Modelle vorgeschlagen. Eines der beliebtesten Modelle ist das Chevallier-Polarski-Linder-Modell (CPL).[58][59] Einige andere gängige Modelle sind (Barboza & Alcaniz. 2008),[60] (Jassal et al. 2005),[61] (Wetterich. 2004),[62] (Oztas et al. 2018).[63][64]

Beobachtungsskepsis[edit]

Einige Alternativen zur Dunklen Energie, wie die inhomogene Kosmologie, zielen darauf ab, die Beobachtungsdaten durch eine verfeinerte Verwendung etablierter Theorien zu erklären. In diesem Szenario existiert Dunkle Energie nicht und ist lediglich ein Messartefakt. Wenn wir uns beispielsweise in einer überdurchschnittlich leeren Region des Raums befinden, könnte die beobachtete kosmische Expansionsrate mit einer zeitlichen Variation oder Beschleunigung verwechselt werden.[65][66][67][68] Ein anderer Ansatz verwendet eine kosmologische Erweiterung des Äquivalenzprinzips, um zu zeigen, wie sich der Raum in den Hohlräumen um unseren lokalen Cluster möglicherweise schneller ausdehnt. Obwohl solche Effekte schwach sind, könnten sie über Milliarden von Jahren kumulativ betrachtet werden und die Illusion einer kosmischen Beschleunigung erzeugen und sie so erscheinen lassen, als ob wir in einer Hubble-Blase leben.[69][70][71] Noch andere Möglichkeiten sind, dass die beschleunigte Expansion des Universums eine Illusion ist, die durch die relative Bewegung von uns zum Rest des Universums verursacht wird.[72][73] oder dass die verwendeten statistischen Methoden fehlerhaft waren.[74][75] Es wurde auch vermutet, dass die Anisotropie des lokalen Universums als dunkle Energie falsch dargestellt wurde. Dieser Behauptung wurde schnell von anderen widersprochen, einschließlich einer Arbeit der Physiker D. Rubin und J. Heitlauf.[76] Bei einem direkten Laborversuch konnte keine mit dunkler Energie verbundene Kraft festgestellt werden.[46]

Eine im Jahr 2020 veröffentlichte Studie stellte die Gültigkeit der wesentlichen Annahme in Frage, dass die Leuchtkraft von Typ Ia-Supernovae nicht mit dem Alter der Sternpopulation variiert, und legt nahe, dass dunkle Energie möglicherweise nicht tatsächlich existiert. Der leitende Forscher der neuen Studie, Young-Wook Lee von der Yonsei University, sagte: “Unser Ergebnis zeigt, dass dunkle Energie aus der SN-Kosmologie, die 2011 zum Nobelpreis für Physik führte, ein Artefakt einer fragilen und falschen Annahme sein könnte.”[77][78] Mehrere Probleme mit diesem Artikel wurden von anderen Kosmologen angesprochen, darunter Adam Riess,[79] der 2011 den Nobelpreis für die Entdeckung der dunklen Energie gewann.

Anderer Mechanismus, der die Beschleunigung antreibt[edit]

Modifizierte Schwerkraft[edit]

Der Beweis für dunkle Energie hängt stark von der allgemeinen Relativitätstheorie ab. Es ist daher denkbar, dass eine Modifikation der allgemeinen Relativitätstheorie auch die Notwendigkeit dunkler Energie beseitigt. Es gibt sehr viele solcher Theorien, und die Forschung ist im Gange.[80][81] Die Messung der Schwerkraftgeschwindigkeit in der ersten Gravitationswelle, gemessen mit nicht-gravitativen Mitteln (GW170817), schloss viele modifizierte Gravitationstheorien als Erklärungen für die Dunkle Energie aus.[82][83][84]

Der Astrophysiker Ethan Siegel gibt an, dass solche Alternativen zwar in der Presse viel Beachtung finden, fast alle professionellen Astrophysiker jedoch zuversichtlich sind, dass dunkle Energie existiert und dass keine der konkurrierenden Theorien Beobachtungen mit der gleichen Präzision wie normale dunkle Energie erfolgreich erklärt.[85]

Implikationen für das Schicksal des Universums[edit]

Kosmologen schätzen, dass die Beschleunigung vor ungefähr 5 Milliarden Jahren begann.[86][notes 1] Zuvor wurde angenommen, dass sich die Expansion aufgrund des attraktiven Einflusses der Materie verlangsamte. Die Dichte der dunklen Materie in einem expandierenden Universum nimmt schneller ab als die der dunklen Energie, und schließlich dominiert die dunkle Energie. Insbesondere wenn sich das Volumen des Universums verdoppelt, halbiert sich die Dichte der dunklen Materie, aber die Dichte der dunklen Energie bleibt nahezu unverändert (sie ist im Fall einer kosmologischen Konstante genau konstant).

Projektionen in die Zukunft können sich für verschiedene Modelle der Dunklen Energie radikal unterscheiden. Für eine kosmologische Konstante oder ein anderes Modell, das vorhersagt, dass die Beschleunigung auf unbestimmte Zeit fortgesetzt wird, wird das Endergebnis sein, dass Galaxien außerhalb der lokalen Gruppe eine Sichtliniengeschwindigkeit haben, die mit der Zeit kontinuierlich zunimmt und schließlich die Geschwindigkeit von weit übersteigt Licht.[87] Dies ist keine Verletzung der speziellen Relativitätstheorie, da sich der hier verwendete Begriff “Geschwindigkeit” von dem Begriff “Geschwindigkeit” in einem lokalen Trägheitsreferenzrahmen unterscheidet, der immer noch auf weniger als die Lichtgeschwindigkeit für ein massives Objekt beschränkt ist (siehe Verwendungen) der richtigen Entfernung für eine Diskussion der Feinheiten der Definition eines Begriffs der Relativgeschwindigkeit in der Kosmologie). Da der Hubble-Parameter mit der Zeit abnimmt, kann es tatsächlich Fälle geben, in denen eine Galaxie, die schneller als Licht von uns zurücktritt, ein Signal aussendet, das uns schließlich erreicht.[88][89] Aufgrund der beschleunigten Expansion wird jedoch davon ausgegangen, dass die meisten Galaxien irgendwann eine Art kosmologischen Ereignishorizont überqueren werden, in dem jedes Licht, das sie über diesen Punkt hinaus emittieren, uns in unendlicher Zukunft zu keinem Zeitpunkt erreichen kann[90] weil das Licht niemals einen Punkt erreicht, an dem seine “eigentümliche Geschwindigkeit” zu uns die von uns entfernte Expansionsgeschwindigkeit überschreitet (diese beiden Geschwindigkeitsbegriffe werden auch in Verwendungen der richtigen Entfernung diskutiert). Unter der Annahme, dass die Dunkle Energie konstant ist (eine kosmologische Konstante), beträgt die aktuelle Entfernung zu diesem kosmologischen Ereignishorizont etwa 16 Milliarden Lichtjahre, was bedeutet, dass ein Signal von einem Ereignis eintritt momentan würde uns möglicherweise in Zukunft erreichen können, wenn das Ereignis weniger als 16 Milliarden Lichtjahre entfernt wäre, aber das Signal würde uns niemals erreichen, wenn das Ereignis mehr als 16 Milliarden Lichtjahre entfernt wäre.[89]

Wenn sich Galaxien dem Punkt nähern, an dem sie diesen kosmologischen Ereignishorizont überqueren, verschiebt sich das Licht von ihnen immer mehr zu dem Punkt, an dem die Wellenlänge zu groß wird, um in der Praxis erfasst zu werden, und die Galaxien scheinen vollständig zu verschwinden[91][92] ((sehen Zukunft eines expandierenden Universums). Der Planet Erde, die Milchstraße und die lokale Gruppe, zu der die Milchstraße gehört, würden praktisch ungestört bleiben, wenn der Rest des Universums zurücktritt und aus dem Blickfeld verschwindet. In diesem Szenario würde die lokale Gruppe letztendlich einen Hitzetod erleiden, so wie es für das flache, von Materie dominierte Universum vor Messungen der kosmischen Beschleunigung angenommen wurde.

Es gibt andere, spekulativere Ideen über die Zukunft des Universums. Das Phantomenergiemodell der Dunklen Energie ergibt abweichend Expansion, was bedeuten würde, dass die effektive Kraft der dunklen Energie weiter wächst, bis sie alle anderen Kräfte im Universum dominiert. In diesem Szenario würde dunkle Energie letztendlich alle gravitativ gebundenen Strukturen, einschließlich Galaxien und Sonnensysteme, zerreißen und schließlich die elektrischen und nuklearen Kräfte überwinden, um Atome selbst auseinander zu reißen, wodurch das Universum in einem “großen Riss” endet. Andererseits kann sich dunkle Energie mit der Zeit auflösen oder sogar attraktiv werden. Solche Unsicherheiten lassen die Möglichkeit offen, dass die Schwerkraft noch den Tag regiert und zu einem Universum führt, das sich in einer “großen Krise” in sich zusammenzieht.[93] oder dass es sogar einen dunklen Energiezyklus geben könnte, der ein zyklisches Modell des Universums impliziert, in dem jede Iteration (Urknall, dann schließlich ein großer Crunch) ungefähr eine Billion dauert (10)12) Jahre.[94][95] Keines davon wird durch Beobachtungen gestützt, aber nicht ausgeschlossen.

In der Wissenschaftsphilosophie[edit]

In der Wissenschaftsphilosophie ist die Dunkle Energie ein Beispiel für eine “Hilfshypothese”, ein Ad-hoc-Postulat, das einer Theorie als Reaktion auf Beobachtungen hinzugefügt wird, die sie verfälschen. Es wurde argumentiert, dass die Dunkle-Energie-Hypothese eine konventionelle Hypothese ist, dh eine Hypothese, die keinen empirischen Inhalt hinzufügt und daher in dem von Karl Popper definierten Sinne nicht fälschbar ist.[96]

Siehe auch[edit]

  1. ^ [86] Frieman, Turner & Huterer (2008) p. 6: “Das Universum hat drei verschiedene Epochen durchlaufen: strahlungsdominiert, z ≳ 3000;; Materie dominiert, 3000 ≳ z ≳ 0,5;; und dunkle Energie dominiert, z ≲ 0,5. Die Entwicklung des Skalierungsfaktors wird durch die dominante Energieform gesteuert: ein((t) ∝ t2/3(1 + w) (für konstant w). Während der strahlungsdominierten Ära ein((t) ∝ t1/2;; während der von der Materie dominierten Ära, ein((t) ∝ t2/3;; und für die von dunkler Energie dominierte Ära, vorausgesetzt w = -1asymptotisch ein((t) ∝ exp (Ht). “
    p. 44: “Zusammengenommen liefern alle aktuellen Daten starke Beweise für die Existenz von Dunkler Energie; sie beschränken den Anteil der kritischen Dichte, der durch Dunkle Energie beigetragen wird, 0,76 ± 0,02, und den Zustandsgleichungsparameter. w ≈ −1 ± 0,1 (stat) ± 0,1 (sys) unter der Annahme, dass w ist konstant. Dies impliziert, dass das Universum bei Rotverschiebung zu beschleunigen begann z ∼ 0,4 und Alter t ∼ 10 Gyr. Diese Ergebnisse sind robust – Daten von einer Methode können entfernt werden, ohne die Einschränkungen zu beeinträchtigen – und sie werden nicht wesentlich geschwächt, wenn die Annahme einer räumlichen Ebenheit fallengelassen wird. “

Verweise[edit]

  1. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (20. Februar 2017). “Kosmos-Kontroverse: Das Universum dehnt sich aus, aber wie schnell?”. Die New York Times. Abgerufen 21. Februar 2017.
  2. ^ Peebles, PJE; Ratra, Bharat (2003). “Die kosmologische Konstante und dunkle Energie”. Rezensionen der modernen Physik. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph / 0207347. Bibcode:2003RvMP … 75..559P. doi:10.1103 / RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
  3. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (25. Februar 2019). “Haben dunkle Kräfte mit dem Kosmos herumgespielt? – Axionen? Phantomenergie? Astrophysiker versuchen, ein Loch im Universum zu flicken und dabei die kosmische Geschichte neu zu schreiben.”. Die New York Times. Abgerufen 26. Februar 2019.
  4. ^ Ade, PAR; Aghanim, N.; Alves, MIR; et al. (Planck Collaboration) (22. März 2013). “Planck 2013 Ergebnisse. I. Überblick über Produkte und wissenschaftliche Ergebnisse – Tabelle 9”. Astronomie und Astrophysik. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A & A … 571A … 1P. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201321529. S2CID 218716838.
  5. ^ Ade, PAR; Aghanim, N.; Alves, MIR; et al. (Planck Collaboration) (31. März 2013). “Planck 2013 Results Papers”. Astronomie und Astrophysik. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A & A … 571A … 1P. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201321529. S2CID 218716838. Archiviert von das Original am 23. März 2013.
  6. ^ ein b “Erste Planck-Ergebnisse: Das Universum ist immer noch seltsam und interessant”. 21. März 2013.
  7. ^ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dunkle Materie, Dunkle Energie: Die dunkle Seite des Universums, Leitfaden Teil 2 Seite 46. Abgerufen am 7. Oktober 2013, “… dunkle Energie: Eine glatte, beständige Komponente unsichtbarer Energie, von der angenommen wird, dass sie etwa 70 Prozent der aktuellen Energiedichte des Universums ausmacht. Dunkle Energie ist bekannt glatt, weil es sich nicht bevorzugt in Galaxien und Clustern ansammelt … “
  8. ^ Paul J. Steinhardt; Neil Turok (2006). “Warum die kosmologische Konstante klein und positiv ist”. Wissenschaft. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph / 0605173. Bibcode:2006Sci … 312.1180S. doi:10.1126 / science.1126231. PMID 16675662. S2CID 14178620.
  9. ^ “Dunkle Energie”. Hyperphysik. Abgerufen 4. Januar 2014.
  10. ^ Ferris, Timothy (Januar 2015). “Dunkle Materie (Dunkle Energie)”. Abgerufen 10. Juni 2015.
  11. ^ “Mondbefunde trüben das Wasser”. Archiviert von das Original am 22. November 2016. Abgerufen 21. November 2016.
  12. ^ ein b Carroll, Sean (2001). “Die kosmologische Konstante”. Lebende Rezensionen in der Relativitätstheorie. 4 (1): 1. arXiv:astro-ph / 0004075. Bibcode:2001LRR ….. 4 …. 1C. doi:10.12942 / lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856. Archiviert von das Original am 13. Oktober 2006. Abgerufen 28. September 2006.
  13. ^ Kragh, H (2012). “Vorspiele zur Dunklen Energie: Nullpunkt-Energie- und Vakuum-Spekulationen”. Archiv für Geschichte der exakten Wissenschaften. 66 (3): 199–240. arXiv:1111.4623. doi:10.1007 / s00407-011-0092-3. S2CID 118593162.
  14. ^ Buchert, T; Carfora, M; Ellis, GFR; Kolb, EW; MacCallum, MAH; Ostrowski, JJ; Räsänen, S; Roukema, BF; Andersson, L; Coley, AA; Wiltshire, DL (5. November 2015). “Gibt es Beweise dafür, dass die Rückreaktion von Inhomogenitäten in der Kosmologie irrelevant ist?” Klassische und Quantengravitation. 32 (21): 215021. arXiv:1505.07800. Bibcode:2015CQGra..32u5021B. doi:10.1088 / 0264-9381 / 32/21/217521. ISSN 0264-9381. S2CID 51693570.
  15. ^ Clarkson, Chris; Ellis, George; Larena, Julien; Umeh, Obinna (1. November 2011). “Beeinflusst das Wachstum der Struktur unsere dynamischen Modelle des Universums? Die Mittelungs-, Rückreaktions- und Anpassungsprobleme in der Kosmologie.” Berichte über Fortschritte in der Physik. 74 (11): 112901. arXiv:1109,2314. doi:10.1088 / 0034-4885 / 74/11/112901. ISSN 0034-4885. S2CID 55761442.
  16. ^ Harvey, Alex (2012). “Wie Einstein die Dunkle Energie entdeckte”. arXiv:1211,6338 [physics.hist-ph].
  17. ^ Albert Einstein, “Kommentar zu Schrödingers Anmerkung ‘Über ein System von Lösungen für die allgemein kovarianten Gravitationsfeldgleichungen'” https://einsteinpapers.press.princeton.edu/vol7-trans/47
  18. ^ O’Raifeartaigh C., O’Keeffe M., Nahm W. und S. Mitton. (2017). “Einsteins statisches Modell des Universums von 1917: Ein hundertjähriger Rückblick”. EUR. Phys. J. (H) 42: 431–474.
  19. ^ Gamow, George (1970) Meine Weltlinie: Eine informelle Autobiographie. p. 44: “Viel später, als ich mit Einstein über kosmologische Probleme sprach, bemerkte er, dass die Einführung des kosmologischen Begriffs der größte Fehler war, den er jemals in seinem Leben gemacht hatte.” – Hier bezieht sich der “kosmologische Begriff” auf die kosmologische Konstante in den Gleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie, deren Wert Einstein ursprünglich gewählt hatte, um sicherzustellen, dass sich sein Modell des Universums weder ausdehnen noch zusammenziehen würde; Wenn er dies nicht getan hätte, hätte er theoretisch die universelle Expansion vorhergesagt, die zuerst von Edwin Hubble beobachtet wurde.
  20. ^ ein b Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Schmied; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). “Beobachtungsnachweise von Supernovae für ein sich beschleunigendes Universum und eine kosmologische Konstante”. Astronomisches Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph / 9805201. Bibcode:1998AJ …. 116.1009R. doi:10.1086 / 300499. S2CID 15640044.
  21. ^ ein b Perlmutter, S.; Erle; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Bräutigam; Haken; Kim; Kim; Lee; Nunes; Schmerzen; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz-Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). “Messungen von Omega und Lambda aus 42 Supernovae mit hoher Rotverschiebung”. Astrophysikalisches Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph / 9812133. Bibcode:1999ApJ … 517..565P. doi:10.1086 / 307221. S2CID 118910636.
  22. ^ Das erste Auftreten des Begriffs “Dunkle Energie” findet sich in dem Artikel mit einem anderen Kosmologen und Turner-Studenten zu dieser Zeit, Dragan Huterer, “Perspektiven für die Untersuchung der Dunklen Energie über Supernova-Entfernungsmessungen”, der auf ArXiv.org e- veröffentlicht wurde. Archiv drucken in August 1998 und veröffentlicht in Huterer, D.; Turner, M. (1999). “Perspektiven für die Untersuchung der dunklen Energie durch Supernova-Entfernungsmessungen”. Körperliche Überprüfung D.. 60 (8): 081301. arXiv:astro-ph / 9808133. Bibcode:1999PhRvD..60h1301H. doi:10.1103 / PhysRevD.60.081301. S2CID 12777640., obwohl die Art und Weise, wie der Begriff dort behandelt wird, darauf hindeutet, dass er bereits allgemein verwendet wurde. Der Kosmologe Saul Perlmutter hat Turner die Prägung des Begriffs zugeschrieben in einem Artikel Sie schrieben zusammen mit Martin White, wo es in Anführungszeichen gesetzt wird, als wäre es ein Neologismus. Perlmutter, S.; Turner, M.; White, M. (1999). “Beschränkung der Dunklen Energie mit Supernovae vom Typ Ia und großräumiger Struktur”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 83 (4): 670–673. arXiv:astro-ph / 9901052. Bibcode:1999PhRvL..83..670P. doi:10.1103 / PhysRevLett.83.670. S2CID 119427069.
  23. ^ Astier, Pierre (Supernova Legacy Survey); Kerl; Regnault; Schmerzen; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabbro; Fouchez; Haken; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Pritchet; Reich; Sullivan; Taillet; Erle; Antilog; Arsenijevic; Balland; Baumont; Bronder; Courtois; Ellis; Filiol; et al. (2006). “Die Supernova Legacy-Umfrage: Messung von ΩM., ΩΛ und W aus dem Datensatz des ersten Jahres “. Astronomie und Astrophysik. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph / 0510447. Bibcode:2006A & A … 447 … 31A. doi:10.1051 / 0004-6361: 20054185. S2CID 119344498.
  24. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (22. Juli 2003). “Astronomen berichten von ‘dunkler Energie’, die das Universum spaltet”. Die New York Times. Abgerufen 5. August 2015.
  25. ^ Zhong-Yue Wang (2016). “Moderne Theorie für elektromagnetische Metamaterialien”. Plasmonik. 11 (2): 503–508. doi:10.1007 / s11468-015-0071-7. S2CID 122346519.
  26. ^ Daniel Baumann. “Kosmologie: Teil III Mathematische Tripos, Universität Cambridge” (PDF). p. 21-22. Archiviert von das Original (PDF) am 2. Februar 2017. Abgerufen 31. Januar 2017.
  27. ^ Durrer, R. (2011). “Was wissen wir wirklich über Dunkle Energie?” Philosophische Transaktionen der Royal Society A: Mathematik, Physik und Ingenieurwissenschaften. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098 / rsta.2011.0285. PMID 22084297. S2CID 17562830.
  28. ^ Das erste Papier, das beobachtete Daten verwendete und einen positiven Lambda-Term behauptete, war Paál, G.; et al. (1992). “Inflation und Verdichtung durch Galaxienrotverschiebungen?”. Astrophysik und Weltraumforschung. 191 (1): 107–124. Bibcode:1992Ap & SS.191..107P. doi:10.1007 / BF00644200. S2CID 116951785.
  29. ^ “Der Nobelpreis für Physik 2011”. Nobelstiftung. Abgerufen 4. Oktober 2011.
  30. ^ Der Nobelpreis für Physik 2011. Perlmutter bekam die Hälfte des Preises und die andere Hälfte wurde zwischen Schmidt und Riess geteilt.
  31. ^ ein b Spergel, DN; et al. (WMAP-Zusammenarbeit) (Juni 2007). “Dreijahresergebnisse der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Auswirkungen auf die Kosmologie” (PDF). Die Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph / 0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550. doi:10.1086 / 513700. S2CID 1386346.
  32. ^ Durrer, R. (2011). “Was wissen wir wirklich über dunkle Energie?” Philosophische Transaktionen der Royal Society A.. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098 / rsta.2011.0285. PMID 22084297. S2CID 17562830.
  33. ^ Kowalski, Marek; Rubin, David; Aldering, G.; Agostinho, RJ; Amadon, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Barbary, K.; Blanc, G.; Challis, PJ; Conley, A.; Connolly, NV; Covarrubias, R.; Dawson, KS; Deustua, SE; Ellis, R.; Fabbro, S.; Fadeyev, V.; Fan, X.; Farris, B.; Folatelli, G.; Frye, BL; Garavini, G.; Gates, EL; Deutschland, L.; Goldhaber, G.; Goldman, B.; Goobar, A.; Bräutigam, DE; et al. (27. Oktober 2008). “Verbesserte kosmologische Einschränkungen durch neue, alte und kombinierte Supernova-Datensätze”. Das astrophysikalische Journal. 686 (2): 749–778. arXiv:0804.4142. Bibcode:2008ApJ … 686..749K. doi:10.1086 / 589937. S2CID 119197696.. Sie finden einen Best-Fit-Wert der dunklen Energiedichte ΩΛ von 0,713 + 0,027–0,029 (stat) + 0,036–0,039 (sys) der gesamten Materiedichte ΩM.von 0,274 + 0,016–0,016 (stat) + 0,013–0,012 (sys) mit einer Gleichung des Zustandsparameters w von –0,969 + 0,059–0,063 (stat) + 0,063–0,066 (sys).
  34. ^ “Inhalt des Universums – Kreisdiagramm”. Wilkinson Mikrowellenanisotropiesonde. Nationale Luft- und Raumfahrtbehörde. Abgerufen 9. Januar 2018.
  35. ^ “Big Bangs Nachleuchten zeigt, dass das Universum 80 Millionen Jahre älter ist, als Wissenschaftler zuerst dachten”. Die Washington Post. Archiviert von das Original am 22. März 2013. Abgerufen 22. März 2013.
  36. ^ “Neue Methode” bestätigt dunkle Energie‘“”. BBC News. 19. Mai 2011.
  37. ^ ein b Dunkle Energie ist real, Swinburne University of Technology, 19. Mai 2011
  38. ^ Crittenden; Neil Turok (1996). “Auf der Suche nach $ Lambda $ mit dem Rees-Sciama-Effekt”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 76 (4): 575–578. arXiv:astro-ph / 9510072. Bibcode:1996PhRvL..76..575C. doi:10.1103 / PhysRevLett.76.575. PMID 10061494.
  39. ^ Shirley Ho; Hirata; Nikhil Padmanabhan; Uros Seljak; Neta Bahcall (2008). “Korrelation von CMB mit großräumiger Struktur: I. ISW-Tomographie und kosmologische Implikationen”. Körperliche Überprüfung D.. 78 (4): 043519. arXiv:0801.0642. Bibcode:2008PhRvD..78d3519H. doi:10.1103 / PhysRevD.78.043519. S2CID 38383124.
  40. ^ Tommaso Giannantonio; Ryan Scranton; Crittenden; Nichol; Boughn; Myers; Richards (2008). “Kombinierte Analyse des integrierten Sachs-Wolfe-Effekts und der kosmologischen Implikationen”. Körperliche Überprüfung D.. 77 (12): 123520. arXiv:0801.4380. Bibcode:2008PhRvD..77l3520G. doi:10.1103 / PhysRevD.77.123520. S2CID 21763795.
  41. ^ Zelong Yi; Tongjie Zhang (2007). “Einschränkungen bei holographischen Dunklenergiemodellen unter Verwendung des unterschiedlichen Alters passiv entwickelter Galaxien”. Moderne Physikbuchstaben A.. 22 (1): 41–54. arXiv:astro-ph / 0605596. Bibcode:2007MPLA … 22 … 41Y. doi:10.1142 / S0217732307020889. S2CID 8220261.
  42. ^ Haoyi Wan; Zelong Yi; Tongjie Zhang; Jie Zhou (2007). “Einschränkungen des DGP-Universums mithilfe des Observational Hubble-Parameters”. Physikbuchstaben B.. 651 (5): 1368–1379. arXiv:0706.2723. Bibcode:2007PhLB..651..352W. doi:10.1016 / j.physletb.2007.06.053. S2CID 119125999.
  43. ^ Cong Ma; Tongjie Zhang (2011). “Potenz der Hubble-Parameterdaten für Beobachtungen: eine Zahl für die Erforschung von Verdiensten”. Astrophysikalisches Journal. 730 (2): 74. arXiv:1007,3787. Bibcode:2011ApJ … 730 … 74M. doi:10.1088 / 0004-637X / 730/2/74. S2CID 119181595.
  44. ^ Tongjie Zhang; Cong Ma; Tian Lan (2010). “Einschränkungen auf der dunklen Seite des Universums und Beobachtungsdaten von Hubble-Parametern”. Fortschritte in der Astronomie. 2010 (1): 1. arXiv:1010.1307. Bibcode:2010AdAst2010E..81Z. doi:10.1155 / 2010/184284. S2CID 62885316.
  45. ^ Joan Simon; Licia Verde; Raul Jimenez (2005). “Einschränkungen der Rotverschiebungsabhängigkeit des Dunklenergiepotentials”. Körperliche Überprüfung D.. 71 (12): 123001. arXiv:astro-ph / 0412269. Bibcode:2005PhRvD..71l3001S. doi:10.1103 / PhysRevD.71.123001. S2CID 13215290.
  46. ^ ein b DO Sabulsky; I. Dutta; EA Hinds; B. Elder; C. Burrage; EJ Copeland (2019). “Experiment zum Nachweis dunkler Energiekräfte mittels Atominterferometrie”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 123 (6): 061102. arXiv:1812.08244. Bibcode:2019PhRvL.123f1102S. doi:10.1103 / PhysRevLett.123.061102. PMID 31491160. S2CID 118935116.
  47. ^ von Ehsan Sadri Astrophysics MSc, Azad University, Teheran
  48. ^ “Planck offenbart ein nahezu perfektes Universum”. Planck. ESA. 21. März 2013. Abgerufen 21. März 2013.
  49. ^ Wess, Julius; Bagger, Jonathan (1992). Supersymmetrie und Supergravitation. ISBN 978-0691025308.
  50. ^ Wolchover, Natalie (9. August 2018). “Dunkle Energie kann mit Stringtheorie unvereinbar sein”. Quanta Magazine. Simons Foundation. Abgerufen 2. April 2020.
  51. ^ Carroll, Sean M. (1998). “Quintessenz und der Rest der Welt: Unterdrückung weitreichender Interaktionen”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 81 (15): 3067–3070. arXiv:astro-ph / 9806099. Bibcode:1998PhRvL..81.3067C. doi:10.1103 / PhysRevLett.81.3067. ISSN 0031-9007. S2CID 14539052.
  52. ^ Ratra, Bharat; Peebles, PJE (1988). “Kosmologische Folgen eines rollenden homogenen Skalarfeldes”. Phys. Rev.. D37 (12): 3406–3427. Bibcode:1988PhRvD..37.3406R. doi:10.1103 / PhysRevD.37.3406. PMID 9958635.
  53. ^ Steinhardt, Paul J.; Wang, Li-Min; Zlatev, Ivaylo (1999). “Kosmologische Tracking-Lösungen”. Phys. Rev.. D59 (12): 123504. arXiv:astro-ph / 9812313. Bibcode:1999PhRvD..59l3504S. doi:10.1103 / PhysRevD.59.123504. S2CID 40714104.
  54. ^ RRCaldwell (2002). “Eine Phantombedrohung? Kosmologische Folgen einer dunklen Energiekomponente mit super-negativer Zustandsgleichung”. Physikbuchstaben B.. 545 (1–2): 23–29. arXiv:astro-ph / 9908168. Bibcode:2002PhLB..545 … 23C. doi:10.1016 / S0370-2693 (02) 02589-3. S2CID 9820570.
  55. ^ Siehe dunkle Flüssigkeit.
  56. ^ Rafael JF Marcondes (5. Oktober 2016). “Interaktion von Dunklenergiemodellen in der Kosmologie und groß angelegte Strukturbeobachtungstests”. arXiv:1610.01272 [astro-ph.CO].
  57. ^ Exirifard, Q. (2011). “Phänomenologische kovariante Herangehensweise an die Schwerkraft”. Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation. 43 (1): 93–106. arXiv:0808.1962. Bibcode:2011GReGr..43 … 93E. doi:10.1007 / s10714-010-1073-6. S2CID 119169726.
  58. ^ Chevallier, M; Polarski, D (2001). “Universen mit skalierender Dunkler Materie beschleunigen”. Internationale Zeitschrift für moderne Physik D.. 10 (2): 213–224. arXiv:gr-qc / 0009008. Bibcode:2001IJMPD..10..213C. doi:10.1142 / S0218271801000822. S2CID 16489484.
  59. ^ Linder, Eric V. (3. März 2003). “Erforschung der Expansionsgeschichte des Universums”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 90 (9): 091301. arXiv:astro-ph / 0208512. Bibcode:2003PhRvL..90i1301L. doi:10.1103 / PhysRevLett.90.091301. PMID 12689209. S2CID 16219710.
  60. ^ Alcaniz, EM; Alcaniz, JS (2008). “Ein parametrisches Modell für dunkle Energie”. Physikbuchstaben B.. 666 (5): 415–419. arXiv:0805.1713. Bibcode:2008PhLB..666..415B. doi:10.1016 / j.physletb.2008.08.012. S2CID 118306372.
  61. ^ Jassal, HK; Bagla, JS (2010). “Den Ursprung von CMB-Einschränkungen für Dunkle Energie verstehen”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 405 (4): 2639–2650. arXiv:astro-ph / 0601389. Bibcode:2010MNRAS.405.2639J. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16647.x. S2CID 9144993.
  62. ^ Wetterich, C. (2004). “Phänomenologische Parametrisierung der Quintessenz”. Physikbuchstaben B.. 594 (1–2): 17–22. arXiv:astro-ph / 0403289. Bibcode:2004PhLB..594 … 17W. doi:10.1016 / j.physletb.2004.05.008.
  63. ^ Oztas, A.; Dil, E.; Smith, ML (2018). “Die variierende kosmologische Konstante: eine neue Annäherung an die Friedmann-Gleichungen und das Universumsmodell”. Mo. Nicht. R. Astron. Soc. 476 (1): 451–458. Bibcode:2018MNRAS.476..451O. doi:10.1093 / mnras / sty221.
  64. ^ Oztas, A. (2018). “Die Auswirkungen einer unterschiedlichen kosmologischen Konstante auf den Partikelhorizont”. Mo. Nicht. R. Astron. Soc. 481 (2): 2228–2234. Bibcode:2018MNRAS.481.2228O. doi:10.1093 / mnras / sty2375.
  65. ^ Wiltshire, David L. (2007). “Genaue Lösung des Durchschnittsproblems in der Kosmologie”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 99 (25): 251101. arXiv:0709.0732. Bibcode:2007PhRvL..99y1101W. doi:10.1103 / PhysRevLett.99.251101. PMID 18233512. S2CID 1152275.
  66. ^ Ishak, Mustapha; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Delilah; Nwankwo, Anthony; Sussman, Roberto (2008). “Dunkle Energie oder scheinbare Beschleunigung aufgrund eines relativistischen kosmologischen Modells, das komplexer als FLRW ist?” Körperliche Überprüfung D.. 78 (12): 123531. arXiv:0708.2943. Bibcode:2008PhRvD..78l3531I. doi:10.1103 / PhysRevD.78.123531. S2CID 118801032.
  67. ^ Mattsson, Teppo (2010). “Dunkle Energie als Trugbild”. Gen. Rel. Grav. 42 (3): 567–599. arXiv:0711.4264. Bibcode:2010GReGr..42..567M. doi:10.1007 / s10714-009-0873-z. S2CID 14226736.
  68. ^ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro (April 2009). “Existiert Dunkle Energie wirklich?” Wissenschaftlicher Amerikaner. 300 (4): 48–55. Bibcode:2009SciAm.300d..48C. doi:10.1038 / Scientificamerican0409-48. PMID 19363920.
  69. ^ Wiltshire, D. (2008). “Kosmologisches Äquivalenzprinzip und Schwachfeldgrenze”. Körperliche Überprüfung D.. 78 (8): 084032. arXiv:0809.1183. Bibcode:2008PhRvD..78h4032W. doi:10.1103 / PhysRevD.78.084032. S2CID 53709630.
  70. ^ Gray, Stuart (8. Dezember 2009). “Dunkle Fragen bleiben über dunkler Energie”. ABC Science Australia. Abgerufen 27. Januar 2013.
  71. ^ Merali, Zeeya (März 2012). “Ist Einsteins größtes Werk falsch – weil er nicht weit genug gegangen ist?”. Magazin entdecken. Abgerufen 27. Januar 2013.
  72. ^ Wolchover, Natalie (27. September 2011) “Das Universum beschleunigen” könnte nur eine Illusion sein, NBC News
  73. ^ Tsagas, Christos G. (2011). “Eigenartige Bewegungen, beschleunigte Expansion und die kosmologische Achse”. Körperliche Überprüfung D.. 84 (6): 063503. arXiv:1107.4045. Bibcode:2011PhRvD..84f3503T. doi:10.1103 / PhysRevD.84.063503. S2CID 119179171.
  74. ^ JT Nielsen; A. Guffanti; S. Sarkar (21. Oktober 2016). “Randnachweis für kosmische Beschleunigung durch Supernovae vom Typ Ia”. Wissenschaftliche Berichte. 6: 35596. arXiv:1506.01354. Bibcode:2016NatSR … 635596N. doi:10.1038 / srep35596. PMC 5073293. PMID 27767125.
  75. ^ Stuart Gillespie (21. Oktober 2016). “Das Universum expandiert immer schneller – oder doch?”. Universität Oxford – Nachrichten & Veranstaltungen – Wissenschaftsblog (WP: NEWSBLOG).
  76. ^ Rubin, D.; Heitlauf, J. (6. Mai 2020). “Beschleunigt sich die Expansion des Universums? Alle Anzeichen deuten immer noch auf Ja hin: Eine lokale Dipolanisotropie kann die Dunkle Energie nicht erklären.” Das astrophysikalische Journal. 894 (1): 68. arXiv:1912.02191. Bibcode:2020ApJ … 894 … 68R. doi:10.3847 / 1538-4357 / ab7a16. ISSN 1538-4357. S2CID 208637339.
  77. ^ Yonsei Universität (6. Januar 2020). “Neue Erkenntnisse zeigen, dass die Schlüsselannahme bei der Entdeckung der Dunklen Energie falsch ist.”. Phys.org. Abgerufen 6. Januar 2020.
  78. ^ Kang, Yijung; et al. (2020). “Wirtsgalaxien vom frühen Typ vom Typ Ia Supernovae. II. Beweis für die Entwicklung der Leuchtkraft in der Supernova-Kosmologie”. Das astrophysikalische Journal. 889 (1): 8. arXiv:1912.04903. Bibcode:2020ApJ … 889 …. 8K. doi:10.3847 / 1538-4357 / ab5afc. S2CID 209202868.
  79. ^ Januar 2020, Chelsea Gohd 09. “Wurde dunkle Energie entlarvt? Wahrscheinlich nicht”. Space.com. Abgerufen 14. Februar 2020.
  80. ^ Sehen M. Sami; R. Myrzakulov (2015). “Späte kosmische Beschleunigung: ABCD der Dunklen Energie und modifizierte Gravitationstheorien”. Internationale Zeitschrift für moderne Physik D.. 25 (12): 1630031. arXiv:1309.4188. Bibcode:2016IJMPD..2530031S. doi:10.1142 / S0218271816300317. S2CID 119256879. für eine aktuelle Überprüfung
  81. ^ Austin Joyce; Lucas Lombriser; Fabian Schmidt (2016). “Dunkle Energie gegen modifizierte Schwerkraft”. Jahresrückblick auf die Nuklear- und Teilchenforschung. 66 (1): 95. arXiv:1601.06133. Bibcode:2016ARNPS..66 … 95J. doi:10.1146 / annurev-nucl-102115-044553. S2CID 118468001.
  82. ^ Lombriser, Lucas; Lima, Nelson (2017). “Herausforderungen an die Selbstbeschleunigung in modifizierter Schwerkraft durch Gravitationswellen und großräumige Strukturen”. Physikbuchstaben B.. 765: 382–385. arXiv:1602.07670. Bibcode:2017PhLB..765..382L. doi:10.1016 / j.physletb.2016.12.048. S2CID 118486016.
  83. ^ “Die Suche nach einem Rätsel um Einsteins Theorie könnte bald vorbei sein.”. phys.org. 10. Februar 2017. Abgerufen 29. Oktober 2017.
  84. ^ “Theoretischer Kampf: Dunkle Energie gegen modifizierte Schwerkraft”. Ars Technica. 25. Februar 2017. Abgerufen 27. Oktober 2017.
  85. ^ Siegel, Ethan (2018). “Was Astronomen wünschen, dass jeder etwas über Dunkle Materie und Dunkle Energie weiß”. Forbes (Beginnt mit einem Bang-Blog). Abgerufen 11. April 2018.
  86. ^ ein b Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (1. Januar 2008). “Dunkle Energie und das sich beschleunigende Universum”. Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik. 46 (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA & A..46..385F. doi:10.1146 / annurev.astro.46.060407.145243. S2CID 15117520.
  87. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (März 2008). “Das Ende der Kosmologie?”. Wissenschaftlicher Amerikaner. 82. Abgerufen 6. Januar 2011.
  88. ^ Erweitert sich das Universum schneller als die Lichtgeschwindigkeit? Archiviert 23. November 2003 an der Wayback-Maschine (siehe die letzten beiden Absätze)
  89. ^ ein b Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). “Missverständnisse über den Urknall” (PDF). Wissenschaftlicher Amerikaner. Archiviert von das Original (PDF) am 19. Juli 2011. Abgerufen 6. November 2008.
  90. ^ Loeb, Abraham (2002). “Die langfristige Zukunft der extragalaktischen Astronomie”. Körperliche Überprüfung D.. 65 (4): 047301. arXiv:astro-ph / 0107568. Bibcode:2002PhRvD..65d7301L. doi:10.1103 / PhysRevD.65.047301. S2CID 1791226.
  91. ^ Krauss, Lawrence M.; Robert J. Scherrer (2007). “Die Rückkehr eines statischen Universums und das Ende der Kosmologie”. Allgemeine Relativitätstheorie und Gravitation. 39 (10): 1545–1550. arXiv:0704.0221. Bibcode:2007GReGr..39.1545K. doi:10.1007 / s10714-007-0472-9. S2CID 123442313.
  92. ^ Verwenden winziger Partikel zur Beantwortung riesiger Fragen. Wissenschaft Freitag, 3. April 2009. Nach dem TranskriptBrian Greene kommentiert: “Und tatsächlich wird in ferner Zukunft alles, was wir jetzt sehen, außer unserer lokalen Galaxie und einer Region von Galaxien, verschwunden sein. Das gesamte Universum wird vor unseren Augen verschwinden, und das ist eines meiner Argumente Wir müssen es tun, solange wir eine Chance haben. “
  93. ^ Wie das Universum funktioniert 3. Ende des Universums. Discovery Channel. 2014.
  94. ^ ‘Zyklisches Universum’ kann die kosmologische Konstante erklären, NewScientistSpace, 4. Mai 2006
  95. ^ Steinhardt, PJ; Turok, N. (25. April 2002). “Ein zyklisches Modell des Universums”. Wissenschaft. 296 (5572): 1436–1439. arXiv:hep-th / 0111030. Bibcode:2002Sci … 296.1436S. doi:10.1126 / science.1070462. PMID 11976408. S2CID 1346107.
  96. ^ Merritt, David (2017). “Kosmologie und Konvention”. Studium der Geschichte und Wissenschaftstheorie Teil B: Studium der Geschichte und Philosophie der modernen Physik. 57: 41–52. arXiv:1703.02389. Bibcode:2017SHPMP..57 … 41M. doi:10.1016 / j.shpsb.2016.12.002. S2CID 119401938.

Externe Links[edit]


after-content-x4