[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki20\/2021\/01\/01\/beschleunigung-der-expansion-des-universums\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki20\/2021\/01\/01\/beschleunigung-der-expansion-des-universums\/","headline":"Beschleunigung der Expansion des Universums","name":"Beschleunigung der Expansion des Universums","description":"Lambda-CDM, beschleunigte Expansion des Universums. 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Die Zeitlinie in diesem schematischen Diagramm erstreckt sich von der Urknall- \/ Inflations-\u00c4ra vor 13.7 Byr bis zur gegenw\u00e4rtigen kosmologischen Zeit.Das Beschleunigung der Expansion des Universums ist die Beobachtung, dass die Expansion des Universums so ist, dass die Geschwindigkeit, mit der sich eine entfernte Galaxie vom Beobachter zur\u00fcckzieht, mit der Zeit kontinuierlich zunimmt.[1][2][3]  Die beschleunigte Expansion wurde 1998 von zwei unabh\u00e4ngigen Projekten entdeckt, dem Supernova Cosmology Project und dem High-Z Supernova Search Team, die beide entfernte Supernovae vom Typ Ia zur Messung der Beschleunigung verwendeten.[4][5][6]  Die Idee war, dass Supernovae vom Typ Ia fast die gleiche Eigenhelligkeit haben (eine Standardkerze), und da weiter entfernte Objekte dunkler erscheinen, k\u00f6nnen wir die beobachtete Helligkeit dieser Supernovae verwenden, um den Abstand zu ihnen zu messen.  Die Entfernung kann dann mit der kosmologischen Rotverschiebung der Supernovae verglichen werden, die misst, wie stark sich das Universum seit dem Auftreten der Supernova ausgedehnt hat.[7]  Das unerwartete Ergebnis war, dass sich Objekte im Universum schneller voneinander entfernen.  Die damaligen Kosmologen erwarteten, dass sich die Rezessionsgeschwindigkeit aufgrund der Anziehungskraft der Materie im Universum immer verlangsamen w\u00fcrde.  Drei Mitglieder dieser beiden Gruppen wurden anschlie\u00dfend f\u00fcr ihre Entdeckung mit Nobelpreisen ausgezeichnet.[8]  Best\u00e4tigende Beweise wurden in akustischen Baryonenschwingungen und in Analysen der Clusterbildung von Galaxien gefunden.Es wird angenommen, dass die beschleunigte Expansion des Universums begonnen hat, seit das Universum vor ungef\u00e4hr 4 Milliarden Jahren in seine von dunkler Energie dominierte \u00c4ra eingetreten ist.[9][notes 1]  Eine beschleunigte Expansion kann im Rahmen der Allgemeinen Relativit\u00e4tstheorie durch einen positiven Wert der kosmologischen Konstante erkl\u00e4rt werden \u039bDies entspricht dem Vorhandensein einer positiven Vakuumenergie, die als “dunkle Energie” bezeichnet wird.  W\u00e4hrend es alternative m\u00f6gliche Erkl\u00e4rungen gibt, geht die Beschreibung von dunkler Energie aus (positiv \u039b) wird im aktuellen Standardmodell der Kosmologie verwendet, das auch kalte dunkle Materie (CDM) umfasst und als Lambda-CDM-Modell bekannt ist.Table of ContentsHintergrund[edit]Verh\u00e4ltnis zur Inflation[edit]Technische Definition[edit]Beweis f\u00fcr Beschleunigung[edit]Supernova-Beobachtung[edit]Baryon akustische Schwingungen[edit]Galaxienhaufen[edit]Alter des Universums[edit]Gravitationswellen als Standardsirenen[edit]Erkl\u00e4rende Modelle[edit]Dunkle Energie[edit]Phantomenergie[edit]Alternative Theorien[edit]Theorien f\u00fcr die Folgen f\u00fcr das Universum[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Hintergrund[edit]-13 –– –  -12 –– –-11 –– –-10 –– –-9 –– –-8 –– –-7 –– –-6 –– –-5 –– –-4 –– –-3 –– –-2 –– –-1 –– –0 –In den Jahrzehnten seit der Erkennung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) im Jahr 1965[10]  Das Urknallmodell ist das am meisten akzeptierte Modell, das die Entwicklung unseres Universums erkl\u00e4rt.  Die Friedmann-Gleichung definiert, wie die Energie im Universum ihre Expansion antreibt.H.2=((ein\u02d9ein)2=8\u03c0G3\u03c1– –\u03bac2ein2{ displaystyle H ^ {2} = { left ({ frac { dot {a}} {a}}  right)} ^ {2} = { frac {8 { pi} G} {3} }  rho – { frac {{ kappa} c ^ {2}} {a ^ {2}}}wo \u03ba repr\u00e4sentiert die Kr\u00fcmmung des Universums, ein((t) ist der Skalierungsfaktor, \u03c1 ist die Gesamtenergiedichte des Universums und H. ist der Hubble-Parameter.[11]Wir definieren eine kritische Dichte\u03c1c=3H.28\u03c0G{ displaystyle  rho _ {c} = { frac {3H ^ {2}} {8 { pi} G}}}und der Dichteparameter\u03a9=\u03c1\u03c1c{ displaystyle  Omega = { frac { rho} { rho _ {c}}}}Wir k\u00f6nnen dann den Hubble-Parameter als umschreibenH.((ein)=H.0\u03a9kein– –2+\u03a9mein– –3+\u03a9rein– –4+\u03a9D.E.ein– –3((1+w){ displaystyle H (a) = H_ {0} { sqrt {{ Omega _ {k} a ^ {- 2} +  Omega} _ {m} a ^ {- 3} +  Omega _ {r} a ^ {- 4} +  Omega _ { mathrm {DE}} a \u200b\u200b^ {- 3 (1 + w)}}}Dabei sind die vier derzeit angenommenen Faktoren, die zur Energiedichte des Universums beitragen, Kr\u00fcmmung, Materie, Strahlung und Dunkle Energie.[12]  Jede der Komponenten nimmt mit der Ausdehnung des Universums ab (zunehmender Skalierungsfaktor), mit Ausnahme des Begriffs der dunklen Energie.  Es sind die Werte dieser kosmologischen Parameter, mit denen Physiker die Beschleunigung des Universums bestimmen.Die Beschleunigungsgleichung beschreibt die zeitliche Entwicklung des Skalierungsfaktorsein\u00a8ein=– –4\u03c0G3((\u03c1+3P.c2){ displaystyle { frac { ddot {a}} {a}} = – { frac {4 { pi} G} {3}}  left ( rho + { frac {3P} {c ^ { 2}}}  right)}wo der Druck P. wird durch das gew\u00e4hlte kosmologische Modell definiert.  (siehe Erkl\u00e4rungsmodelle unten)Fr\u00fcher waren sich die Physiker der Verlangsamung der Expansion des Universums so sicher, dass sie einen sogenannten Verz\u00f6gerungsparameter einf\u00fchrten q0.[13][page\u00a0needed]  Aktuelle Beobachtungen zeigen, dass dieser Verz\u00f6gerungsparameter negativ ist.Verh\u00e4ltnis zur Inflation[edit]Nach der Theorie der kosmischen Inflation erlebte das sehr fr\u00fche Universum eine Zeit sehr schneller, quasi exponentieller Expansion.  W\u00e4hrend die Zeitskala f\u00fcr diese Expansionsperiode weitaus k\u00fcrzer war als die der gegenw\u00e4rtigen Expansion, war dies eine Periode beschleunigter Expansion mit einigen \u00c4hnlichkeiten zur gegenw\u00e4rtigen Epoche.Technische Definition[edit]Die Definition von “beschleunigter Expansion” ist, dass die zweite Ableitung des kosmischen Skalierungsfaktors, ein\u00a8{ displaystyle { ddot {a}}}ist positiv, was dem Verz\u00f6gerungsparameter entspricht, q{ displaystyle q}negativ sein.  Beachten Sie jedoch, dass dies der Fall ist nicht Dies bedeutet, dass der Hubble-Parameter mit der Zeit zunimmt.  Da der Hubble-Parameter definiert ist als "},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki20\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki20\/2021\/01\/01\/beschleunigung-der-expansion-des-universums\/#breadcrumbitem","name":"Beschleunigung der Expansion des Universums"}}]}]