[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki12\/2020\/12\/26\/dunkle-energie-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki12\/2020\/12\/26\/dunkle-energie-wikipedia\/","headline":"Dunkle Energie – Wikipedia","name":"Dunkle Energie – Wikipedia","description":"before-content-x4 Unbekannte Eigenschaft in der Kosmologie, die die Expansion des Universums beschleunigt. 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In der physikalischen Kosmologie und Astronomie dunkle Energie ist eine unbekannte Energieform, die das Universum auf den gr\u00f6\u00dften Skalen beeinflusst.  Der erste Beobachtungsnachweis f\u00fcr 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 gew\u00f6hnliche Materie, Antimaterie, dunkle Materie und Strahlung.  Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds legen nahe, dass das Universum in einem hei\u00dfen Urknall begann, aus dem die allgemeine Relativit\u00e4tstheorie seine Entwicklung und die anschlie\u00dfende Bewegung im gro\u00dfen Ma\u00dfstab erkl\u00e4rt.  Ohne die Einf\u00fchrung einer neuen Energieform gab es keine M\u00f6glichkeit zu erkl\u00e4ren, wie ein sich beschleunigendes Universum gemessen werden k\u00f6nnte.  Seit den 1990er Jahren ist dunkle Energie die am meisten akzeptierte Voraussetzung f\u00fcr 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 gew\u00f6hnlichen (baryonischen) Materie tr\u00e4gt 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 \u00d7 10\u221230 g \/ cm3), viel weniger als die Dichte gew\u00f6hnlicher oder dunkler Materie in Galaxien.  Es dominiert jedoch die Masse-Energie des Universums, da es \u00fcber den Raum hinweg einheitlich ist.[8][9][10]Zwei vorgeschlagene Formen der Dunklen Energie sind die kosmologische Konstante:[11][12]  Darstellen eines homogenen F\u00fcllraums mit konstanter Energiedichte und skalarer Felder wie Quintessenz oder Module, dynamische Gr\u00f6\u00dfen mit Energiedichten, die zeitlich und r\u00e4umlich variieren k\u00f6nnen.  Beitr\u00e4ge von r\u00e4umlich 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 \u00e4ndern, k\u00f6nnen schwierig von einer kosmologischen Konstante zu unterscheiden sein, da die \u00c4nderung 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 beschw\u00f6ren, wegfallen.  Inhomogene Kosmologien, die versuchen, die R\u00fcckreaktion der Strukturbildung auf der Metrik zu erkl\u00e4ren, erkennen im Allgemeinen keinen Beitrag der Dunklen Energie zur Energiedichte des Universums an.Table of ContentsEntdeckungsgeschichte und fr\u00fchere Spekulationen[edit]Einsteins kosmologische Konstante[edit]Inflation\u00e4re dunkle Energie[edit]\u00c4nderung der Expansion im Laufe der Zeit[edit]Technische Definition[edit]Existenznachweis[edit]Supernovae[edit]Kosmischer Mikrowellenhintergrund[edit]Gro\u00dffl\u00e4chige Struktur[edit]Sp\u00e4tzeitintegrierter Sachs-Wolfe-Effekt[edit]Beobachtungsdaten f\u00fcr Hubble-Konstanten[edit]Direkte Beobachtung[edit]Theorien der dunklen Energie[edit]Kosmologische Konstante[edit]Quintessenz[edit]Interaktion mit dunkler Energie[edit]Variable Modelle mit dunkler Energie[edit]Beobachtungsskepsis[edit]Anderer Mechanismus, der die Beschleunigung antreibt[edit]Modifizierte Schwerkraft[edit]Implikationen f\u00fcr das Schicksal des Universums[edit]In der Wissenschaftsphilosophie[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Externe Links[edit]Entdeckungsgeschichte und fr\u00fchere Spekulationen[edit]Einsteins kosmologische Konstante[edit]Die “kosmologische Konstante” ist ein konstanter Term, der zu Einsteins Feldgleichung der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie hinzugef\u00fcgt werden kann.  Wenn es in der Feldgleichung als “Quellterm” betrachtet wird, kann es als \u00e4quivalent 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 L\u00f6sung der Gravitationsfeldgleichung zu erhalten, die zu einem statischen Universum f\u00fchren w\u00fcrde, wobei dunkle Energie effektiv verwendet wird, um die Schwerkraft auszugleichen.[16]  Einstein gab der kosmologischen Konstante das Symbol \u039b (Hauptstadt Lambda).  Einstein erkl\u00e4rte, dass die kosmologische Konstante voraussetze, dass “der leere Raum die Rolle der Gravitation negativer Massen \u00fcbernimmt, die \u00fcber den gesamten interstellaren Raum verteilt sind”.[17][18]  Der Mechanismus war ein Beispiel f\u00fcr die Feinabstimmung, und sp\u00e4ter wurde erkannt, dass Einsteins statisches Universum nicht stabil sein w\u00fcrde: Lokale Inhomogenit\u00e4ten w\u00fcrden letztendlich entweder zur au\u00dfer Kontrolle geratenen Expansion oder Kontraktion des Universums f\u00fchren.  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 St\u00f6rungen sind aufgrund der ungleichm\u00e4\u00dfigen Verteilung der Materie im gesamten Universum unvermeidlich.  Ferner zeigten Beobachtungen von Edwin Hubble aus dem Jahr 1929, dass sich das Universum auszudehnen scheint und \u00fcberhaupt nicht statisch.  Einstein bezeichnete Berichten zufolge sein Versagen, die Idee eines dynamischen Universums im Gegensatz zu einem statischen Universum vorherzusagen, als seinen gr\u00f6\u00dften Fehler.[19]Inflation\u00e4re dunkle Energie[edit]Alan Guth und Alexei Starobinsky schlugen 1980 vor, dass ein Unterdruckfeld, das im Konzept der Dunklen Energie \u00e4hnelt, die kosmische Inflation im sehr fr\u00fchen Universum antreiben k\u00f6nnte.  Die Inflation postuliert, dass eine Absto\u00dfungskraft, die der Dunklen Energie qualitativ \u00e4hnlich ist, kurz nach dem Urknall zu einer enormen und exponentiellen Expansion des Universums f\u00fchrte.  Eine solche Erweiterung ist ein wesentliches Merkmal der meisten aktuellen Modelle des Urknalls.  Die Inflation muss jedoch bei einer viel h\u00f6heren Energiedichte aufgetreten sein als die dunkle Energie, die wir heute beobachten, und es wird angenommen, dass sie vollst\u00e4ndig beendet ist, als das Universum nur einen Bruchteil einer Sekunde alt war.  Es ist unklar, welche Beziehung zwischen dunkler Energie und Inflation besteht, wenn \u00fcberhaupt.  Selbst nachdem Inflationsmodelle akzeptiert wurden, wurde angenommen, dass die kosmologische Konstante f\u00fcr 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% gew\u00f6hnliche 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 f\u00fcr die Hubble-Konstante, der niedriger war als von Beobachtungen bevorzugt, und das Modell untersch\u00e4tzte Beobachtungen von gro\u00dfen -skalierte Galaxienhaufen.  Diese Schwierigkeiten versch\u00e4rften 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 geh\u00f6rten das Lambda-CDM-Modell und ein gemischtes kalt \/ hei\u00dfes Dunkel Materiemodell.  Der erste direkte Beweis f\u00fcr dunkle Energie ergab sich aus Supernova-Beobachtungen von 1998 \u00fcber eine beschleunigte Expansion in Riess et al.[20]  und in Perlmutter et al.,[21]  und das Lambda-CDM-Modell wurde dann das f\u00fchrende Modell.  Bald darauf wurde die Dunkle Energie durch unabh\u00e4ngige Beobachtungen gest\u00fctzt: 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 betr\u00e4gt kritische Dichte.  Im Jahr 2001 ergab die 2dF Galaxy Redshift Survey starke Beweise daf\u00fcr, dass die Materiedichte etwa 30% der kritischen Dichte betr\u00e4gt.  Der gro\u00dfe Unterschied zwischen diesen beiden unterst\u00fctzt eine glatte Komponente der dunklen Energie, die den Unterschied ausmacht.  Viel genauere Messungen von WMAP in den Jahren 2003\u20132010 haben das Standardmodell weiterhin unterst\u00fctzt und liefern genauere Messungen der Schl\u00fcsselparameter.Der Begriff “Dunkle Energie”, der Fritz Zwickys “Dunkle Materie” aus den 1930er Jahren widerspiegelt, wurde 1998 von Michael Turner gepr\u00e4gt.[22]\u00c4nderung 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 \u00fcber Zeit und Raum \u00e4ndert, sind hochpr\u00e4zise Messungen der Expansion des Universums erforderlich.  In der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie wird die Entwicklung der Expansionsrate aus der Kr\u00fcmmung des Universums und der kosmologischen Zustandsgleichung (der Beziehung zwischen Temperatur, Druck und kombinierter Materie, Energie und Vakuumenergiedichte f\u00fcr jede Region des Raums) gesch\u00e4tzt.  Die Messung der Zustandsgleichung f\u00fcr dunkle Energie ist heute eine der gr\u00f6\u00dften Anstrengungen in der Beobachtungskosmologie.  Das Hinzuf\u00fcgen der kosmologischen Konstante zur Standard-FLRW-Metrik der Kosmologie f\u00fchrt zum Lambda-CDM-Modell, das als “Standardmodell der Kosmologie“wegen seiner genauen \u00dcbereinstimmung 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% verh\u00e4lt.[23]  J\u00fcngste 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 dar\u00fcber 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 Grundkr\u00e4fte au\u00dfer der Schwerkraft interagiert.  Da es ziemlich verd\u00fcnnt und nicht massiv ist – ungef\u00e4hr 10\u221227 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 verd\u00fcnnt ist, ist, dass sie den ansonsten leeren Raum gleichm\u00e4\u00dfig ausf\u00fcllt.Unabh\u00e4ngig von ihrer tats\u00e4chlichen Natur m\u00fcsste die Dunkle Energie einen starken Unterdruck (absto\u00dfende Wirkung) haben, wie den Strahlungsdruck in einem Metamaterial.[25]  um die beobachtete Beschleunigung der Expansion des Universums zu erkl\u00e4ren.  Gem\u00e4\u00df der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie tr\u00e4gt der Druck innerhalb einer Substanz ebenso wie ihre Massendichte zu ihrer Anziehungskraft auf andere Objekte bei.  Dies geschieht, weil die physikalische Gr\u00f6\u00dfe, 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 Viskosit\u00e4t enth\u00e4lt[dubious  \u2013 discuss].  In der Friedmann-Lema\u00eetre-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 “Gravitationsabsto\u00dfung” 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 W\u00fcrfel des Skalierungsfaktors skaliert, dh \u03c1 \u221d ein\u22123w\u00e4hrend Strahlung alles ist, was auf die inverse vierte Potenz des Skalierungsfaktors skaliert (\u03c1 \u221d ein\u22124).  Dies kann intuitiv verstanden werden: F\u00fcr ein gew\u00f6hnliches Teilchen in einer w\u00fcrfelf\u00f6rmigen Schachtel verringert die Verdoppelung der L\u00e4nge einer Kante der Schachtel die Dichte (und damit die Energiedichte) um den Faktor acht (2)3).  Bei Strahlung ist die Abnahme der Energiedichte gr\u00f6\u00dfer, da eine Zunahme der r\u00e4umlichen Entfernung auch eine Rotverschiebung verursacht.[26]Die letzte Komponente, die Dunkle Energie, ist eine intrinsische Eigenschaft des Raums und hat daher unabh\u00e4ngig vom betrachteten Volumen eine konstante Energiedichte (\u03c1 \u221d ein0).  Im Gegensatz zu gew\u00f6hnlicher Materie wird sie daher nicht mit der Ausdehnung des Raums verd\u00fcnnt.Existenznachweis[edit]Der Beweis f\u00fcr dunkle Energie ist indirekt, stammt jedoch aus drei unabh\u00e4ngigen Quellen:Entfernungsmessungen und ihre Beziehung zur Rotverschiebung, die darauf hindeuten, dass sich das Universum in der letzten H\u00e4lfte seines Lebens weiter ausgedehnt hat.[27]Der theoretische Bedarf an einer Art zus\u00e4tzlicher Energie, die keine Materie oder dunkle Materie ist, um das beobachtungsflache Universum zu bilden (keine erkennbare globale Kr\u00fcmmung).Messungen gro\u00dfr\u00e4umiger Wellenmuster der Massendichte im Universum.Supernovae[edit]  Eine Supernova vom Typ Ia (heller Fleck unten links) in der N\u00e4he einer GalaxieIm Jahr 1998 das High-Z Supernova Search Team[20]  ver\u00f6ffentlichte 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 f\u00fcr Physik 2011 wurde an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam G. Riess f\u00fcr ihre F\u00fchrungsrolle bei der Entdeckung verliehen.[29][30]Seitdem wurden diese Beobachtungen von mehreren unabh\u00e4ngigen Quellen best\u00e4tigt.  Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, der Gravitationslinsen und der gro\u00dfr\u00e4umigen Struktur des Kosmos sowie verbesserte Messungen von Supernovae stimmten mit dem Lambda-CDM-Modell \u00fcberein.[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 Abst\u00e4nde zu einer bestimmten Rotverschiebung gr\u00f6\u00dfer sind als von einem “staubigen” Friedmann-Lema\u00eetre-Universum und der lokal gemessenen Hubble-Konstante zu erwarten w\u00e4re.[32]Supernovae sind n\u00fctzlich f\u00fcr die Kosmologie, da sie \u00fcber kosmologische Entfernungen ausgezeichnete Standardkerzen sind.  Sie erm\u00f6glichen 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 zur\u00fccktritt.  Die Beziehung ist nach Hubbles Gesetz ungef\u00e4hr 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, f\u00fcr die die intrinsische Helligkeit oder absolute Gr\u00f6\u00dfe bekannt ist.  Dadurch kann der Abstand des Objekts von seiner tats\u00e4chlich beobachteten Helligkeit oder scheinbaren Gr\u00f6\u00dfe gemessen werden.  Supernovae vom Typ Ia sind aufgrund ihrer extremen und gleichm\u00e4\u00dfigen Leuchtkraft die bekanntesten Standardkerzen \u00fcber kosmologische Entfernungen hinweg.J\u00fcngste Beobachtungen von Supernovae stimmen mit einem Universum \u00fcberein, das 71,3% der Dunklen Energie und 27,4% einer Kombination aus Dunkler Materie und Baryonischer Materie ausmacht.[33]Kosmischer Mikrowellenhintergrund[edit]  Gesch\u00e4tzte Aufteilung der Gesamtenergie im Universum in Materie, Dunkle Materie und Dunkle Energie basierend auf f\u00fcnfj\u00e4hrigen 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 (einschlie\u00dflich Baryonen und dunkler Materie), gemessen aus dem CMB-Spektrum, macht nur etwa 30% der kritischen Dichte aus.  Dies impliziert die Existenz einer zus\u00e4tzlichen Energieform, um die verbleibenden 70% zu erkl\u00e4ren.[31]  Die siebenj\u00e4hrige Analyse der Raumsonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) sch\u00e4tzte ein Universum, das aus 72,8% Dunkler Energie, 22,7% Dunkler Materie und 4,5% gew\u00f6hnlicher Materie besteht.[6]Die 2013 auf der Grundlage der Planck-Raumfahrzeugbeobachtungen des CMB durchgef\u00fchrten Arbeiten ergaben eine genauere Sch\u00e4tzung von 68,3% Dunkler Energie, 26,8% Dunkler Materie und 4,9% gew\u00f6hnlicher Materie.[35]Gro\u00dffl\u00e4chige Struktur[edit]Die Theorie der gro\u00dfr\u00e4umigen 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 betr\u00e4gt.Eine Umfrage von 2011, die WiggleZ-Galaxienuntersuchung von mehr als 200.000 Galaxien, lieferte weitere Beweise f\u00fcr 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 regelm\u00e4\u00dfig Hohlr\u00e4ume mit einem Durchmesser von ~ 150 Mpc hinterlassen haben, die von den Galaxien umgeben sind, wurden die Hohlr\u00e4ume als Standardlineale verwendet, um Entfernungen zu Galaxien bis zu 2.000 Mpc (Rotverschiebung 0,6) abzusch\u00e4tzen, was eine genaue Genauigkeit erm\u00f6glicht Sch\u00e4tzung der Geschwindigkeit von Galaxien aus ihrer Rotverschiebung und Entfernung.  Die Daten best\u00e4tigten die kosmische Beschleunigung bis zur H\u00e4lfte des Alters des Universums (7 Milliarden Jahre) und beschr\u00e4nkten seine Inhomogenit\u00e4t auf 1 von 10 Teilen.[37]  Dies liefert eine Best\u00e4tigung f\u00fcr die kosmische Beschleunigung unabh\u00e4ngig von Supernovae.Sp\u00e4tzeitintegrierter Sachs-Wolfe-Effekt[edit]Eine beschleunigte kosmische Expansion f\u00fchrt dazu, dass sich Brunnen und H\u00fcgel mit Gravitationspotential abflachen, wenn Photonen durch sie hindurchtreten, wodurch kalte und hei\u00dfe Stellen auf dem CMB entstehen, die mit riesigen Supervoiden und Superclustern ausgerichtet sind.  Dieser sogenannte sp\u00e4tintegrierte integrierte Sachs-Wolfe-Effekt (ISW) ist ein direktes Signal f\u00fcr 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 f\u00fcr Hubble-Konstanten[edit]Ein neuer Ansatz zum Testen von Beweisen f\u00fcr 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 fr\u00fchen Typ als \u201ekosmische Chronometer\u201c 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 Sch\u00e4tzung des Hubble-ParametersH.((z)=– –11+zdzdt\u2248– –11+z\u0394z\u0394t.{ displaystyle H (z) = – { frac {1} {1 + z}} { frac {dz} {dt}}  approx – { frac {1} {1 + z}} { frac {  Delta z} { Delta t}}.}Das Vertrauen auf eine Differenzmenge, \u0394z\/.\u0394tkann viele h\u00e4ufig 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 Gr\u00fcnden wurde es h\u00e4ufig 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 Relativit\u00e4tstheorie) modifiziert, versucht wird, die Eigenschaften der Dunklen Energie zu bestimmen und alternative Wege zur Erkl\u00e4rung der Beobachtungsdaten zu finden.  Die Zustandsgleichung der Dunklen Energie f\u00fcr 4 g\u00e4ngige Modelle von Redshift.[47]  A: CPL-Modell,  B: Jassal Model,  C: Barboza & Alcaniz-Modell, D: Wetterich-ModellKosmologische Konstante[edit]  Die einfachste Erkl\u00e4rung f\u00fcr 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 \u039b (Lambda, daher Lambda-CDM-Modell) dargestellt wird.  Da Energie und Masse nach der Gleichung in Beziehung stehen E. = mc2Einsteins allgemeine Relativit\u00e4tstheorie 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 \u00c4nderung der Lautst\u00e4rke dV erfordert Arbeit, die einer Energiewende gleichkommt –P dV, wo P. ist der Druck.  Aber die Energiemenge in einem Beh\u00e4lter voller Vakuum nimmt tats\u00e4chlich zu, wenn das Volumen zunimmt, weil die Energie gleich ist \u03c1V, wo \u03c1 ist die Energiedichte der kosmologischen Konstante.  Deshalb, P. ist negativ und in der Tat P. = –\u03c1.Es gibt zwei Hauptvorteile f\u00fcr die kosmologische Konstante.  Das erste ist, dass es einfach ist.  Einstein hatte diesen Begriff tats\u00e4chlich in seine urspr\u00fcngliche Formulierung der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie eingef\u00fchrt, um ein statisches Universum zu erhalten.  Obwohl er den Begriff sp\u00e4ter 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 \u00e4ndern.  Der andere Vorteil ist, dass es eine nat\u00fcrliche Erkl\u00e4rung f\u00fcr seine Herkunft gibt.  Die meisten Quantenfeldtheorien sagen Vakuumschwankungen voraus, die dem Vakuum diese Art von Energie verleihen w\u00fcrden.  Dies h\u00e4ngt 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 gro\u00dfes offenes Problem ist, dass dieselben Quantenfeldtheorien eine riesige kosmologische Konstante vorhersagen, die mehr als 100 Gr\u00f6\u00dfenordnungen zu gro\u00df ist.[12]  Dies m\u00fcsste fast, aber nicht genau durch einen ebenso gro\u00dfen 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 L\u00f6sung f\u00fcr das Problem der kosmischen Beschleunigung.  Das derzeitige Standardmodell der Kosmologie, das Lambda-CDM-Modell, enth\u00e4lt 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 r\u00e4umlich und zeitlich variieren kann.  Damit es nicht verklumpt und struktur\u00e4hnliche Materie bildet, muss das Feld sehr hell sein, damit es eine gro\u00dfe Compton-Wellenl\u00e4nge hat.Es liegen noch keine Beweise f\u00fcr 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 f\u00fcr die Quintessenz aus Verst\u00f6\u00dfen gegen Einsteins \u00c4quivalenzprinzip und der Variation der fundamentalen Konstanten in Raum oder Zeit resultieren w\u00fcrde.[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 gro\u00dfe Massen annehmen sollten.Das Zufallsproblem fragt, warum die Beschleunigung des Universums begann, als es geschah.  Wenn die Beschleunigung fr\u00fcher im Universum begonnen h\u00e4tte, h\u00e4tten Strukturen wie Galaxien niemals Zeit gehabt, sich zu bilden, und das Leben h\u00e4tte, zumindest wie wir es kennen, niemals eine Chance gehabt zu existieren.  Bef\u00fcrworter des anthropischen Prinzips betrachten dies als Unterst\u00fctzung f\u00fcr ihre Argumente.  Viele Modelle der Quintessenz haben jedoch ein sogenanntes “Tracker” -Verhalten, das dieses Problem l\u00f6st.  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 f\u00fchrt, dass sich die Quintessenz als dunkle Energie verh\u00e4lt und schlie\u00dflich das Universum dominiert.  Dies legt nat\u00fcrlich 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 m\u00f6glicherweise die kosmologische Konstantengrenze (w = -1) von oben nach unten \u00fcberschritten hatte.  Es wurde ein No-Go-Theorem bewiesen, das diesem Szenario mindestens zwei Freiheitsgrade verleiht, wie sie f\u00fcr Modelle mit dunkler Energie erforderlich sind.  Dieses Szenario ist ein sogenanntes Quintom-Szenario.Einige spezielle F\u00e4lle von Quintessenz sind Phantomenergie, bei der die Energiedichte der Quintessenz tats\u00e4chlich mit der Zeit zunimmt, und k-Essenz (kurz f\u00fcr kinetische Quintessenz), die eine nicht standardm\u00e4\u00dfige Form kinetischer Energie wie eine negative kinetische Energie aufweist.[54]  Sie k\u00f6nnen ungew\u00f6hnliche Eigenschaften haben: Phantomenergie kann beispielsweise einen gro\u00dfen 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 Ph\u00e4nomen zu entwickeln, das die Gesetze der Schwerkraft auf verschiedenen Skalen modifiziert.  Dies k\u00f6nnte zum Beispiel dunkle Energie und dunkle Materie als unterschiedliche Facetten derselben unbekannten Substanz behandeln,[55]  oder postulieren, dass kalte dunkle Materie in dunkle Energie zerf\u00e4llt.[56]  Eine andere Klasse von Theorien, die dunkle Materie und dunkle Energie vereint, werden als kovariante Theorien modifizierter Gravit\u00e4ten vorgeschlagen.  Diese Theorien ver\u00e4ndern die Dynamik der Raumzeit derart, dass die modifizierte Dynamik auf das zur\u00fcckzuf\u00fchren ist, was der Anwesenheit von dunkler Energie und dunkler Materie zugeordnet wurde.[57]Variable Modelle mit dunkler Energie[edit]Die Dichte der dunklen Energie k\u00f6nnte sich im Laufe der Geschichte des Universums zeitlich ver\u00e4ndert haben.  Moderne Beobachtungsdaten erm\u00f6glichen es uns, die gegenw\u00e4rtige Dichte der dunklen Energie abzusch\u00e4tzen.  Mit Hilfe von akustischen Baryonenschwingungen ist es m\u00f6glich, die Wirkung der Dunklen Energie in der Geschichte des Universums zu untersuchen und Parameter der Zustandsgleichung der Dunklen Energie zu beschr\u00e4nken.  Zu diesem Zweck wurden mehrere Modelle vorgeschlagen.  Eines der beliebtesten Modelle ist das Chevallier-Polarski-Linder-Modell (CPL).[58][59]  Einige andere g\u00e4ngige 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 erkl\u00e4ren.  In diesem Szenario existiert Dunkle Energie nicht und ist lediglich ein Messartefakt.  Wenn wir uns beispielsweise in einer \u00fcberdurchschnittlich leeren Region des Raums befinden, k\u00f6nnte die beobachtete kosmische Expansionsrate mit einer zeitlichen Variation oder Beschleunigung verwechselt werden.[65][66][67][68]  Ein anderer Ansatz verwendet eine kosmologische Erweiterung des \u00c4quivalenzprinzips, um zu zeigen, wie sich der Raum in den Hohlr\u00e4umen um unseren lokalen Cluster m\u00f6glicherweise schneller ausdehnt.  Obwohl solche Effekte schwach sind, k\u00f6nnten sie \u00fcber 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 M\u00f6glichkeiten 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, einschlie\u00dflich 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 ver\u00f6ffentlichte Studie stellte die G\u00fcltigkeit 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 m\u00f6glicherweise nicht tats\u00e4chlich 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 f\u00fcr Physik f\u00fchrte, ein Artefakt einer fragilen und falschen Annahme sein k\u00f6nnte.”[77][78]  Mehrere Probleme mit diesem Artikel wurden von anderen Kosmologen angesprochen, darunter Adam Riess,[79]  der 2011 den Nobelpreis f\u00fcr die Entdeckung der dunklen Energie gewann.Anderer Mechanismus, der die Beschleunigung antreibt[edit]Modifizierte Schwerkraft[edit]Der Beweis f\u00fcr dunkle Energie h\u00e4ngt stark von der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie ab.  Es ist daher denkbar, dass eine Modifikation der allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie 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 Erkl\u00e4rungen f\u00fcr 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 Pr\u00e4zision wie normale dunkle Energie erfolgreich erkl\u00e4rt.[85]Implikationen f\u00fcr das Schicksal des Universums[edit]Kosmologen sch\u00e4tzen, dass die Beschleunigung vor ungef\u00e4hr 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 schlie\u00dflich 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 unver\u00e4ndert (sie ist im Fall einer kosmologischen Konstante genau konstant).Projektionen in die Zukunft k\u00f6nnen sich f\u00fcr verschiedene Modelle der Dunklen Energie radikal unterscheiden.  F\u00fcr eine kosmologische Konstante oder ein anderes Modell, das vorhersagt, dass die Beschleunigung auf unbestimmte Zeit fortgesetzt wird, wird das Endergebnis sein, dass Galaxien au\u00dferhalb der lokalen Gruppe eine Sichtliniengeschwindigkeit haben, die mit der Zeit kontinuierlich zunimmt und schlie\u00dflich die Geschwindigkeit von weit \u00fcbersteigt Licht.[87]  Dies ist keine Verletzung der speziellen Relativit\u00e4tstheorie, da sich der hier verwendete Begriff “Geschwindigkeit” von dem Begriff “Geschwindigkeit” in einem lokalen Tr\u00e4gheitsreferenzrahmen unterscheidet, der immer noch auf weniger als die Lichtgeschwindigkeit f\u00fcr ein massives Objekt beschr\u00e4nkt ist (siehe Verwendungen) der richtigen Entfernung f\u00fcr eine Diskussion der Feinheiten der Definition eines Begriffs der Relativgeschwindigkeit in der Kosmologie).  Da der Hubble-Parameter mit der Zeit abnimmt, kann es tats\u00e4chlich F\u00e4lle geben, in denen eine Galaxie, die schneller als Licht von uns zur\u00fccktritt, ein Signal aussendet, das uns schlie\u00dflich erreicht.[88][89]  Aufgrund der beschleunigten Expansion wird jedoch davon ausgegangen, dass die meisten Galaxien irgendwann eine Art kosmologischen Ereignishorizont \u00fcberqueren werden, in dem jedes Licht, das sie \u00fcber diesen Punkt hinaus emittieren, uns in unendlicher Zukunft zu keinem Zeitpunkt erreichen kann[90]  weil das Licht niemals einen Punkt erreicht, an dem seine “eigent\u00fcmliche Geschwindigkeit” zu uns die von uns entfernte Expansionsgeschwindigkeit \u00fcberschreitet (diese beiden Geschwindigkeitsbegriffe werden auch in Verwendungen der richtigen Entfernung diskutiert).  Unter der Annahme, dass die Dunkle Energie konstant ist (eine kosmologische Konstante), betr\u00e4gt die aktuelle Entfernung zu diesem kosmologischen Ereignishorizont etwa 16 Milliarden Lichtjahre, was bedeutet, dass ein Signal von einem Ereignis eintritt momentan w\u00fcrde uns m\u00f6glicherweise in Zukunft erreichen k\u00f6nnen, wenn das Ereignis weniger als 16 Milliarden Lichtjahre entfernt w\u00e4re, aber das Signal w\u00fcrde uns niemals erreichen, wenn das Ereignis mehr als 16 Milliarden Lichtjahre entfernt w\u00e4re.[89]Wenn sich Galaxien dem Punkt n\u00e4hern, an dem sie diesen kosmologischen Ereignishorizont \u00fcberqueren, verschiebt sich das Licht von ihnen immer mehr zu dem Punkt, an dem die Wellenl\u00e4nge zu gro\u00df wird, um in der Praxis erfasst zu werden, und die Galaxien scheinen vollst\u00e4ndig zu verschwinden[91][92]  ((sehen Zukunft eines expandierenden Universums).  Der Planet Erde, die Milchstra\u00dfe und die lokale Gruppe, zu der die Milchstra\u00dfe geh\u00f6rt, w\u00fcrden praktisch ungest\u00f6rt bleiben, wenn der Rest des Universums zur\u00fccktritt und aus dem Blickfeld verschwindet.  In diesem Szenario w\u00fcrde die lokale Gruppe letztendlich einen Hitzetod erleiden, so wie es f\u00fcr das flache, von Materie dominierte Universum vor Messungen der kosmischen Beschleunigung angenommen wurde.Es gibt andere, spekulativere Ideen \u00fcber die Zukunft des Universums.  Das Phantomenergiemodell der Dunklen Energie ergibt abweichend Expansion, was bedeuten w\u00fcrde, dass die effektive Kraft der dunklen Energie weiter w\u00e4chst, bis sie alle anderen Kr\u00e4fte im Universum dominiert.  In diesem Szenario w\u00fcrde dunkle Energie letztendlich alle gravitativ gebundenen Strukturen, einschlie\u00dflich Galaxien und Sonnensysteme, zerrei\u00dfen und schlie\u00dflich die elektrischen und nuklearen Kr\u00e4fte \u00fcberwinden, um Atome selbst auseinander zu rei\u00dfen, wodurch das Universum in einem “gro\u00dfen Riss” endet.  Andererseits kann sich dunkle Energie mit der Zeit aufl\u00f6sen oder sogar attraktiv werden.  Solche Unsicherheiten lassen die M\u00f6glichkeit offen, dass die Schwerkraft noch den Tag regiert und zu einem Universum f\u00fchrt, das sich in einer “gro\u00dfen Krise” in sich zusammenzieht.[93]  oder dass es sogar einen dunklen Energiezyklus geben k\u00f6nnte, der ein zyklisches Modell des Universums impliziert, in dem jede Iteration (Urknall, dann schlie\u00dflich ein gro\u00dfer Crunch) ungef\u00e4hr eine Billion dauert (10)12) Jahre.[94][95]  Keines davon wird durch Beobachtungen gest\u00fctzt, aber nicht ausgeschlossen.In der Wissenschaftsphilosophie[edit]In der Wissenschaftsphilosophie ist die Dunkle Energie ein Beispiel f\u00fcr eine “Hilfshypothese”, ein Ad-hoc-Postulat, das einer Theorie als Reaktion auf Beobachtungen hinzugef\u00fcgt wird, die sie verf\u00e4lschen.  Es wurde argumentiert, dass die Dunkle-Energie-Hypothese eine konventionelle Hypothese ist, dh eine Hypothese, die keinen empirischen Inhalt hinzuf\u00fcgt und daher in dem von Karl Popper definierten Sinne nicht f\u00e4lschbar ist.[96]Siehe auch[edit]^ [86]  Frieman, Turner & Huterer (2008) p.  6: “Das Universum hat drei verschiedene Epochen durchlaufen: strahlungsdominiert, z \u2273 3000;;  Materie dominiert, 3000 \u2273 z \u2273 0,5;;  und dunkle Energie dominiert, z \u2272 0,5.  Die Entwicklung des Skalierungsfaktors wird durch die dominante Energieform gesteuert: ein((t) \u221d t2\/3(1 + w) (f\u00fcr konstant w).  W\u00e4hrend der strahlungsdominierten \u00c4ra ein((t) \u221d t1\/2;;  w\u00e4hrend der von der Materie dominierten \u00c4ra, ein((t) \u221d t2\/3;;  und f\u00fcr die von dunkler Energie dominierte \u00c4ra, vorausgesetzt w = -1asymptotisch ein((t) \u221d exp (Ht). “p.  44: “Zusammengenommen liefern alle aktuellen Daten starke Beweise f\u00fcr die Existenz von Dunkler Energie; sie beschr\u00e4nken den Anteil der kritischen Dichte, der durch Dunkle Energie beigetragen wird, 0,76 \u00b1 0,02, und den Zustandsgleichungsparameter. w \u2248 \u22121 \u00b1 0,1 (stat) \u00b1 0,1 (sys) unter der Annahme, dass w ist konstant.  Dies impliziert, dass das Universum bei Rotverschiebung zu beschleunigen begann z \u223c 0,4 und Alter t \u223c 10 Gyr.  Diese Ergebnisse sind robust – Daten von einer Methode k\u00f6nnen entfernt werden, ohne die Einschr\u00e4nkungen zu beeintr\u00e4chtigen – und sie werden nicht wesentlich geschw\u00e4cht, wenn die Annahme einer r\u00e4umlichen Ebenheit fallengelassen wird. “Verweise[edit]^ Auf Wiedersehen, Dennis (20. Februar 2017). “Kosmos-Kontroverse: Das Universum dehnt sich aus, aber wie schnell?”. Die New York Times.  Abgerufen 21. Februar 2017.^ Peebles, PJE;  Ratra, Bharat (2003).  “Die kosmologische Konstante und dunkle Energie”. Rezensionen der modernen Physik. 75 (2): 559\u2013606.  arXiv:astro-ph \/ 0207347.  Bibcode:2003RvMP … 75..559P.  doi:10.1103 \/ RevModPhys.75.559.  S2CID 118961123.^ Auf Wiedersehen, Dennis (25. Februar 2019). “Haben dunkle Kr\u00e4fte 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. 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Der Kosmologe Saul Perlmutter hat Turner die Pr\u00e4gung des Begriffs zugeschrieben in einem Artikel Sie schrieben zusammen mit Martin White, wo es in Anf\u00fchrungszeichen gesetzt wird, als w\u00e4re es ein Neologismus. Perlmutter, S.;  Turner, M.;  White, M. (1999).  “Beschr\u00e4nkung der Dunklen Energie mit Supernovae vom Typ Ia und gro\u00dfr\u00e4umiger Struktur”. Briefe zur k\u00f6rperlichen \u00dcberpr\u00fcfung. 83 (4): 670\u2013673.  arXiv:astro-ph \/ 9901052.  Bibcode:1999PhRvL..83..670P.  doi:10.1103 \/ PhysRevLett.83.670.  S2CID 119427069.^ 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.  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Sie finden einen Best-Fit-Wert der dunklen Energiedichte \u03a9\u039b von 0,713 + 0,027\u20130,029 (stat) + 0,036\u20130,039 (sys) der gesamten Materiedichte \u03a9M.von 0,274 + 0,016\u20130,016 (stat) + 0,013\u20130,012 (sys) mit einer Gleichung des Zustandsparameters w von \u20130,969 + 0,059\u20130,063 (stat) + 0,063\u20130,066 (sys).^ “Inhalt des Universums – Kreisdiagramm”. Wilkinson Mikrowellenanisotropiesonde.  Nationale Luft- und Raumfahrtbeh\u00f6rde.  Abgerufen 9. Januar 2018.^ “Big Bangs Nachleuchten zeigt, dass das Universum 80 Millionen Jahre \u00e4lter ist, als Wissenschaftler zuerst dachten”. Die Washington Post.  Archiviert von das Original am 22. M\u00e4rz 2013.  Abgerufen 22. M\u00e4rz 2013.^ “Neue Methode” best\u00e4tigt dunkle Energie‘“”. BBC News.  19. Mai 2011.^ ein b Dunkle Energie ist real, Swinburne University of Technology, 19. Mai 2011^ Crittenden;  Neil Turok (1996).  “Auf der Suche nach $  Lambda $ mit dem Rees-Sciama-Effekt”. 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Das gesamte Universum wird vor unseren Augen verschwinden, und das ist eines meiner Argumente Wir m\u00fcssen es tun, solange wir eine Chance haben. “^ Wie das Universum funktioniert 3.  Ende des Universums.  Discovery Channel.  2014.^ ‘Zyklisches Universum’ kann die kosmologische Konstante erkl\u00e4ren, NewScientistSpace, 4. Mai 2006^ Steinhardt, PJ;  Turok, N. (25. April 2002).  “Ein zyklisches Modell des Universums”. Wissenschaft. 296 (5572): 1436\u20131439.  arXiv:hep-th \/ 0111030.  Bibcode:2002Sci … 296.1436S.  doi:10.1126 \/ science.1070462.  PMID 11976408.  S2CID 1346107.^ Merritt, David (2017).  “Kosmologie und Konvention”. Studium der Geschichte und Wissenschaftstheorie Teil B: Studium der Geschichte und Philosophie der modernen Physik. 57: 41\u201352.  arXiv:1703.02389.  Bibcode:2017SHPMP..57 … 41M.  doi:10.1016 \/ j.shpsb.2016.12.002.  S2CID 119401938.Externe Links[edit]     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki12\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki12\/2020\/12\/26\/dunkle-energie-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Dunkle Energie – Wikipedia"}}]}]