Kosmologie Ib: Thermische Geschichte des ... - Physik-Institut
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Rekombination<br />
• Nach ca. 3 Minuten ist BBN abgeschlossen; das Universum hat eine Temperatur von T ~ 8×10 8 K<br />
und besteht aus Photonen, Protonen, Helium-Kerne, Spuren anderer leichten Elemente, und<br />
Elektronen; dazu Neutrinos, die zusammen mit den Photonen die Energiedichte und damit die<br />
Expansionsrate dominieren (und wahrscheinlich WIMPs)<br />
• bei weiterer Abkühlung passiert erstmal “nichts Besonderes”<br />
• bei z = zeq beginnt Materie die Energiedichte im Universum zu dominieren; in der Gleichung<br />
H 2 (z) = H 0<br />
2<br />
⎛<br />
Kc 2<br />
(1 + z) 4 Ω r<br />
+ (1+ z) 3 Ω m<br />
− (1+ z) 2 2<br />
⎝<br />
⎜<br />
H 0<br />
+ Ω ⎞<br />
Λ<br />
⎠<br />
⎟<br />
• dominiert der 2. Term, so dass:<br />
H 2 (t) ≈ H 0<br />
2 Ω 0<br />
a 3 (t)<br />
• mit einem Potenzgesetz-Ansatz<br />
a ∝ T β → β = 2 3<br />
, also:<br />
⎛<br />
a(t) = 3 2 Ω H t ⎞<br />
0 0<br />
⎝<br />
⎜<br />
⎠<br />
⎟<br />
2/3<br />
für a eq<br />
a 1<br />
• dieses Verhalten gilt so lange, bis entweder der Krümmungsterm oder, falls dieser 0 ist, der Λ-Term<br />
zu dominieren beginnt<br />
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