Univers-Univers-Kosmologie Astrophysik der Geistermaterie.3: Die Strahlungsära: Das Problem der „Ursprung“ des Universums.
Das Problem der Homogenität des frühen Universums. (S.5) **
Abbildung 4 : Entwicklung der Planck-Konstante während der Strahlungsära.**
Wenn wir die Kurve zusammenzeichnen:
Abbildung 5 : Die Strahlungsära. ** **
...Dies stellt eine neue Beschreibung der Strahlungsära dar. Die Ära (t < tcr) entspricht dem ursprünglichen Universum und den Phänomenen der Nukleosynthese. Da die Energien während dieser Periode als konstant angenommen werden, sollten alle damit verbundenen Prozesse (Nukleosynthese) in Begriffen von „variablen Konstanten“ neu formuliert werden.
...Und die Reionisation? Nennen wir td den Zeitwert, zu dem die Reionisation stattfindet (im Standardmodell etwa 105 Jahre). Nehmen wir an, tcr £ td /10. Dann verhalten sich die Konstanten, wenn t > 10 tcr, wie absolute Konstanten. Die individuellen Energien der Teilchen sind nicht mehr konstant und die Temperatur des Gemisches wird unter 3000°. Die Reionisation erfolgt, Materie und Strahlung entkoppeln sich usw.
Und das kosmische Hintergrundstrahlung?
...In dieser neuen Beschreibung der Strahlungsära ist die Photonenergie konstant, wenn t < tcr. Aber die Photonen der kosmischen Hintergrundstrahlung sind keine „primordialen Photonen“, sondern „sekundäre“, die zur Zeit der Reionisation emittiert wurden. Für t > td sinkt ihre Energie und Tr nähert sich 2,7°K an.
...Um das Standardmodell mit diesem zu vergleichen, nennen wir Rcr den Wert des Skalenfaktors des Raums, wenn t = tcr, und Rd seinen Wert, wenn t = td (Reionisation).
** ** Abbildung 6 : Vergleichende Entwicklungen: Materiedichte und Strahlungsdichte.
Ähnliche Kurven für die materiedominierte Ära und das Geisteruniversum
(rm » 1/R3 und rr » 1/R4). **Abbildung **7 : Diese Abbildung ist identisch mit Abbildung 1 , mit der Ausnahme, dass R » t2/3 während der (kurzen) Strahlungsära (anstelle von t1/2).
...Nach der Übergangsphase, bevor die Bildung von Geistermaterie-Clustern stattfindet (siehe Artikel [7]), ist die Temperatur der Materie Tm » 1/R2, (während Tm » 1/R2). Wenn wir eine isentrope Expansion annehmen:
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