Kosmologie Ib: Thermische Geschichte des ... - Physik-Institut
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Zusammenfassung bisher<br />
• Beobachtungen sind verträglich damit, dass unser Universum auf großen Skalen isotrop und<br />
homogen ist<br />
• Das kosmologische Prinzip postuliert die Homogenität und Isotropie <strong>des</strong> Universums<br />
• Die ART erlaubt homogene und isotrope Weltmodelle: es gibt eine Familie von Lösungen der<br />
Einsteinschen Feldgleichung, so dass eine Schar von mitbewegten Beobachtern die gleiche<br />
<strong>Geschichte</strong> <strong>des</strong> Universums sehen; für jeden von diesen ist das Universum isotrop<br />
• Die Form dieser Friedmann-Lemaître Weltmodelle ist charakterisisert durch den Dichteparameter<br />
Ωm und die kosmologische Konstante ΩΛ, die Größe durch die Hubble Konstante H0. Die<br />
kosmologischen Parametert bestimmen die Expansionsrate <strong>des</strong> Universums als Funktion der Zeit.<br />
• Der Skalenfaktor a(t) <strong>des</strong> Universums ist eine bis heute monoton ansteigende Funktion; das<br />
Universum war früher kleiner, dichter und heißer. Es muss einen Zeitpunkt gegeben haben, wo a→ 0,<br />
der Urknall.<br />
• Die Zukunft der Expansion hängt von Ωm und ΩΛ ab.<br />
• Die Expansion <strong>des</strong> Universum verursacht Rotverschiebung von Photonen; je weiter eine Quelle<br />
von uns entfernt ist, umso stärker werden deren Photonen rotverschoben<br />
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