Kosmochronologie

@article{levitt1952the,
    author = "Levitt, I.M.",
    title = "The astronomical universe",
    year = "1952",
    journal = "Journal of the Franklin Institute",
    url = "https://doi.org/10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    doi = "10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    number = "6",
    openalex = "W2320479335",
    pages = "614",
    volume = "253"
}

@article{krogdahl1953the,
    author = "Krogdahl, Wasley S. und Riggs, Philip S.",
    title = "The Astronomical Universe",
    year = "1953",
    journal = "American Journal of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1119/1.1933353",
    doi = "10.1119/1.1933353",
    number = "1",
    openalex = "W1997173335",
    pages = "69-69",
    volume = "21"
}

Es werden photometrische, Zählungs- und spektroskopische Beweise vorgelegt, um zu zeigen, dass die meisten blauen, sternähnlichen Objekte schwächer als mpg = 16"' in Farbumfragen von Hoch4itud-Feldern gefunden werden, extragalaktisch sind und eine völlig neue Klasse von Objekten darstellen. Mitglieder der hier als quasi-stellare Galaxien (QSG) bezeichneten Klasse ähneln den quasi-stellaren Radiquellen (QSS) in vielen optischen Eigenschaften, sind aber radioleise. Die QSG, die heller als `npg = 19"' sind, sind 10-mal zahlreicher pro Quadratgrad als die QSS, die heller als 9 Flusseinheiten sind. Die Flächendichte von QSG beträgt etwa 4 Objekte pro Quadratgrad bis `npg = 19"'. Die Beweise werden in drei Teilen entwickelt: (1) Photoelektrische Photometrie zeigt, dass sich die Farbverteilung von blauen Objekten in hohen Breiten bei etwa V = 14."'5 grundlegend ändert. Heller als dies fallen die Objekte nahe der Leuchtkraftklasse-V-Linie des U - B, B - V-Diagramms. Schwächer als dies liegen 80 Prozent der Objekte in der besonderen Region, die von den quasi-stellaren Radiquellen besetzt ist. (2) Die beobachtete integrale Zählkurve, log N(m), für Objekte im Haro-Luyten-Katalog erfährt zwischen `npg = 12"' und `npg = 15"' eine tiefgreifende Änderung der Steigung, wird steiler und erreicht für mpg schwächer als 16"' eine konstante Steigung. Dieses Größenintervall ist dasselbe, in dem sich die Farbverteilung ändert, wie oben diskutiert. Die Steigung schwächer als 16"' ist d log N(m)/dm = 0.383. Es wird gezeigt, dass dies der erwartete Wert aus der Theorie der kosmologischen Zählungen für gleichmäßig verteilte Objekte mit großen Rotverschiebungen ist. (3) Spektren von fünf der schwachen blauen Objekte sind ähnlich zu Spektren von quasi-stellaren Radiquellen. Intensive, scharfe Emissionslinien verbotener [0 iii], [0 ii] und [Ne iii], zusammen mit sehr breiten (35 Å breit) Linien von H, H, H, Ho und [Ne v], sind in zwei der fünf vorhanden. Zwei breite Emissionslinien sind in einem weiteren bei X 3473 und X 4279 vorhanden, identifiziert als C lv (1550) und C iii (1909). Die anderen beiden Objekte haben strukturlose Spektren, bei denen nur ein blauer Kontinent sichtbar ist. Die Rotverschiebungen (AX/ 0) für die drei Objekte mit Linien betragen 0.0877, 0.1307 und 1.2410. Die Position der Objekte im Rotverschiebung-Scheinbare-Größen-Diagramm zeigt, dass jedes der drei überleuchtend ist. Die Raumdichte der quasi-stellaren Galaxien wird auf etwa 5 X 10-00 QSG/cm3 geschätzt, was mit der Raumdichte normaler Galaxien von etwa 1 X 10-70 Galaxien/cm3 verglichen werden muss. Das Verhältnis von QSG zu QSS pro Volumeneinheit wird auf 500 geschätzt, was eine Lebensdauer der QSG-Phase von 5 X 108 Jahren ergibt, wenn die Lebensdauer der Radiquelle 108 Jahre beträgt. Die Objekte scheinen von großer Bedeutung für die Lösung des kosmologischen Problems zu sein. Sie können aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft in großen Entfernungen gefunden werden. QSG bei B = 22"' werden geschätzt, einen mittleren Rotverschiebungswert von Ax/x0 5 für ein Modelluniversum von qo = +1 zu haben. Bei diesen Rotverschiebungen sampeln wir das Universum in der Tiefe bis zu 0,63 der Entfernung zum Horizont (für qo = + 1) und blicken in die Vergangenheit mehr als 0,9 des Weges zum „Schöpfungsereignis" in einem evolutionären Modell. Die Untersuchung der [m, z]- und log N(m)-Kurven unter Verwendung der QSG sollte schließlich einen entscheidenden Test für verschiedene kosmologische Modelle liefern. Aber noch wichtiger ist, dass ein vergleichender Studien der quasi-stellaren Galaxien und der eng verbundenen quasistellaren Radiquellen erwartet wird, Licht auf die evolutionären Prozesse der gewalttätigen Ereignisse zu werfen, die die beiden Klassen kennzeichnen.

@article{doi101086148245,
    author = "Sandage, Allan",
    title = "The Existence of a Major New Constituent of the Universe: the Quasistellar Galaxies.",
    year = "1965",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {Photometrische, Zählungs- und spektroskopische Beweise werden vorgelegt, um zu zeigen, dass die meisten blauen, sternähnlichen Objekte schwächer als mpg = 16"' in Farbumfragen von Hoch4atitude-Feldern gefunden werden, extragalaktisch sind und eine völlig neue Klasse von Objekten darstellen. Mitglieder der hier als quasi-stellare Galaxien (QSG) bezeichneten Klasse ähneln den quasi-stellaren Radiquellen (QSS) in vielen optischen Eigenschaften, sind aber radioleise. Die QSG, die heller als `npg = 19"' sind, sind 10-mal zahlreicher pro Quadratgrad als die QSS, die heller als 9 Fluss-Einheiten sind. Die Flächendichte von QSG beträgt etwa 4 Objekte pro Quadratgrad bei `npg = 19"'. Die Beweise werden in drei Teilen entwickelt: (1) Photoelektrische Photometrie zeigt, dass sich die Farbverteilung von blauen Objekten in hohen Breiten bei etwa V = 14."'5 fundamental ändert. Heller als dies fallen die Objekte nahe der Leuchtkraftklasse-V-Linie des U - B, B - V-Diagramms. Schwächer als dies liegen 80 Prozent der Objekte in der besonderen Region, die von den quasi-stellaren Radiquellen besetzt ist. (2) Die beobachtete integrale Zählkurve, log N(m), für Objekte im Haro-Luyten-Katalog erfährt zwischen `npg = 12"' und `npg = 15"' eine tiefgreifende Änderung der Steigung, wird steiler und erreicht für mpg schwächer als 16"' eine konstante Steigung. Dieses Magnitudenintervall ist dasselbe, in dem sich die Farbverteilung ändert, wie oben diskutiert. Die Steigung schwächer als 16"' ist d log N(m)/dm = 0.383. Es wird gezeigt, dass dies der erwartete Wert aus der Theorie der kosmologischen Zählungen für gleichmäßig verteilte Objekte mit großen Rotverschiebungen ist. (3) Spektren von fünf der schwachen blauen Objekte sind ähnlich Spektren von quasi-stellaren Radiquellen. Intensive, scharfe Emissionslinien verbotener [0 iii], [0 ii] und [Ne iii], zusammen mit sehr breiten (35 Å breit) Linien von H, H, H, Ho und [Ne v] sind in zwei der fünf vorhanden. Zwei breite Emissionslinien sind in einem anderen bei X 3473 und X 4279 vorhanden, identifiziert als C lv (1550) und C iii (1909). Die anderen beiden Objekte haben strukturlose Spektren mit nur einem blauen Kontinuum. Die Rotverschiebungen (AX/ 0) für die drei Objekte mit Linien sind 0.0877, 0.1307 und 1.2410. Die Position der Objekte im Rotverschiebung-Scheinbare-Magnituden-Diagramm zeigt, dass jedes der drei überleuchtend ist. Die Raumdichte der quasi-stellaren Galaxien wird auf etwa 5 X 10-00 QSG/cm3 geschätzt, was mit der Raumdichte von normalen Galaxien von etwa 1 X 10-70 Galaxien/cm3 verglichen werden muss. Das Verhältnis, pro Volumeneinheit, von QSG zu QSS wird auf 500 geschätzt, was eine Lebensdauer der QSG-Phase von 5 X 108 Jahren ergibt, wenn die Lebensdauer der Radiquelle 108 Jahre beträgt. Die Objekte scheinen von großer Bedeutung für die Lösung des kosmologischen Problems zu sein. Sie können aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft in großen Entfernungen gefunden werden. QSG bei B = 22"' werden geschätzt, einen mittleren Rotverschiebungswert von Ax/x0 5 für ein Modelluniversum von qo = +1 zu haben. Bei diesen Rotverschiebungen sampeln wir das Universum in der Tiefe bis zu 0,63 der Entfernung zum Horizont (für qo = + 1) und blicken in die Vergangenheit mehr als 0,9 des Weges zum „Schöpfungsereignis" in einem evolutionären Modell. Die Untersuchung der [m, z]- und log N(m)-Kurven unter Verwendung der QSG sollte schließlich einen entscheidenden Test für verschiedene kosmologische Modelle liefern. Aber noch wichtiger ist, dass der vergleichende Studien der quasi-stellaren Galaxien und der eng verbundenen quasi-stellaren Radiquellen erwartet wird, Licht auf die evolutionären Prozesse der gewaltsamen Ereignisse zu werfen, die die beiden Klassen charakterisieren.},
    url = "https://doi.org/10.1086/148245",
    doi = "10.1086/148245",
    openalex = "W1989052264"
}

@misc{freske1980evidence4,
    author = "Freske, S",
    title = "Belege für ein hohes Alter des Universums",
    year = "1980",
    howpublished = "Creation/ Evolution, v. 1, p. 34-39",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Freske, S., 1980, Belege für ein hohes Alter des Universums: Creation/ Evolution, v. 1, p. 34-39.}"
}

@misc{slusher1980age10,
    author = "Slusher, H. S",
    title = "Alter des Kosmos",
    year = "1980",
    howpublished = "ICR Technical Monograph, v. 9; Institute for Creation Research, 76 pp",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Slusher, H. S., 1980, Alter des Kosmos: ICR Technical Monograph, v. 9; Institute for Creation Research, 76 pp.}"
}

Das Standardmodell der heißen Urknall-Kosmologie erfordert Anfangsbedingungen, die aus zwei Gründen problematisch sind: (1) Das frühe Universum wird als hochgradig homogen angenommen, obwohl getrennte Regionen kausal voneinander getrennt waren (Horizontproblem); und (2) der Anfangswert der Hubble-Konstante muss auf außergewöhnliche Genauigkeit eingestellt werden, um ein Universum zu erzeugen, das so flach (d. h. nahe der kritischen Massendichte) ist wie das, das wir heute sehen (Flachheitsproblem). Diese Probleme würden verschwinden, wenn das Universum in seiner frühen Geschichte auf Temperaturen abgekühlt wäre, die 28 oder mehr Größenordnungen unter der kritischen Temperatur für einen Phasenübergang liegen. Ein riesiger Expansionsfaktor würde dann aus einer Periode des exponentiellen Wachstums resultieren, und die Entropie des Universums würde vervielfacht, wenn die latente Wärme freigesetzt wird. Ein solches Szenario ist im Kontext von Grand Unified Models der Elementarteilchen-Wechselwirkungen völlig natürlich. In solchen Modellen ist die Unterkühlung auch für das Problem der Monopolunterdrückung relevant. Leider scheint das Szenario zu einigen inakzeptablen Konsequenzen zu führen, so dass Modifikationen gesucht werden müssen.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "The standard model of hot big-bang cosmology requires initial conditions which are problematic in two ways: (1) The early universe is assumed to be highly homogeneous, in spite of the fact that separated regions were causally disconnected (horizon problem); and (2) the initial value of the Hubble constant must be fine tuned to extraordinary accuracy to produce a universe as flat (i.e., near critical mass density) as the one we see today (flatness problem). These problems would disappear if, in its early history, the universe supercooled to temperatures 28 or more orders of magnitude below the critical temperature for some phase transition. A huge expansion factor would then result from a period of exponential growth, and the entropy of the universe would be multiplied by a huge factor when the latent heat is released. Such a scenario is completely natural in the context of grand unified models of elementary-particle interactions. In such models, the supercooling is also relevant to the problem of monopole suppression. Unfortunately, the scenario seems to lead to some unacceptable consequences, so modifications must be sought.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.23.347",
    doi = "10.1103/physrevd.23.347",
    openalex = "W2134251287",
    references = "doi1010160003491675902110, doi1010160016003274900623, doi1010160550321374904866, doi1010880305447098029, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd161762, doi101103physrevd71888, doi101103physrevd93320, doi101103physrevlett32438, doi101103revmodphys51591"
}

@misc{setterfield1981the6,
    author = "Setterfield, B",
    title = "Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums",
    year = "1981",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1981, Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums: Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48.}"
}

@misc{vandenbergh1981size11,
    author = "Van den Bergh, S",
    title = "Größe und Alter des Universums",
    year = "1981",
    howpublished = "Science, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Größe und Alter des Universums: Science, v. 213, p. 825- 830.}"
}

Die Detektion eines periodischen Signals, das in Rauschen versteckt ist, ist häufig ein Ziel in der Analyse astronomischer Daten. Dieser Artikel führt keine neue Detektionsmethode ein, sondern untersucht die Zuverlässigkeit und Effizienz der Detektion mit der am häufigsten verwendeten Methode, dem Periodogramm, im Fall unregelmäßig abgetasteter Beobachtungszeiten. Diese Wahl wurde getroffen, weil unter den derzeit verwendeten Methoden diese die einfachste statistische Verhaltensweise aufzuweisen scheint. Eine Modifikation der klassischen Definition des Periodogramms ist notwendig, um das einfache statistische Verhalten des gleichmäßig abgetasteten Falls beizubehalten. Mit dieser Modifikation sind die Periodogramm-Analyse und die Anpassung von Sinusschwingungen an die Daten mittels Kleinster-Quadrate-Verfahren exakt äquivalent. Bestimmte Schwierigkeiten bei der Verwendung des Periodogramms sind weniger wichtig als allgemein angenommen im Fall der Detektion streng periodischer Signale. Zusätzlich kann die Standardmethode zur Minderung dieser Schwierigkeiten (Tapering) ebenso gut verwendet werden, wenn die Abtastung unregelmäßig ist. Eine Analyse der statistischen Signifikanz von Signal-Detektionen wird vorgestellt, mit Beispielen

@article{doi101086160554,
    author = "Scargle, J. D.",
    title = "Studies in astronomischer Zeitreihenanalyse. II - Statistische Aspekte der Spektralanalyse unregelmäßig abgetasteter Daten",
    year = "1982",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Detection of a periodic signal hidden in noise is frequently a goal in astronomical data analysis. This paper does not introduce a new detection technique, but instead studies the reliability and efficiency of detection with the most commonly used technique, the periodogram, in the case where the observation times are unevenly spaced. This choice was made because, of the methods in current use, it appears to have the simplest statistical behavior. A modification of the classical definition of the periodogram is necessary in order to retain the simple statistical behavior of the evenly spaced case. With this modification, periodogram analysis and least-squares fitting of sine waves to the data are exactly equivalent. Certain difficulties with the use of the periodogram are less important than commonly believed in the case of detection of strictly periodic signals. In addition, the standard method for mitigating these difficulties (tapering) can be used just as well if the sampling is uneven. An analysis of the statistical significance of signal detections is presented, with examples",
    url = "https://doi.org/10.1086/160554",
    doi = "10.1086/160554",
    openalex = "W1986316936"
}

@misc{setterfield1982the7,
    author = "Setterfield, B",
    title = "Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums",
    year = "1982",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (International Edition), p. 53-93",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1982, Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums: Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (International Edition), p. 53-93.}"
}

@misc{abell1983the1,
    author = "Abell, G. O",
    title = "The Ages of the Earth and the Universe, in Godfrey, L",
    year = "1983",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Abell, G. O., 1983, The Ages of the Earth and the Universe, in Godfrey, L.}"
}

Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor der einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes skalares Feld der einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, aber die eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als einen zusammenhängenden Bestandteil der raumartigen Fläche enthält.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. und Hawking, S. W.",
    title = "Wellenfunktion des Universums",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = {Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor der einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes skalares Feld der einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, aber die eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als einen zusammenhängenden Bestandteil der raumartigen Fläche enthält.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.28.2960",
    doi = "10.1103/physrevd.28.2960",
    openalex = "W2147762346",
    references = "doi101007354012291524, doi101007bf01626516, doi1010160370269382908668, doi101016055032137890161x, doi101049sqj19660063, doi101103physrev1601113, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd272848, doi101103physrevlett281082, doi101103revmodphys20367"
}

@misc{setterfield1983the8,
    author = "Setterfield, B",
    title = "Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums",
    year = "1983",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (International Edition), p. 41-46",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1983, Die Lichtgeschwindigkeit und das Alter des Universums: Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (International Edition), p. 41-46.}"
}

@article{fackerell1984the2,
    author = "Fackerell, E",
    title = "The age of the astronomical universe",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Fackerell, E., 1984, The age of the astronomical universe: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94.}"
}

@inproceedings{gentry1984radioactive5,
    author = "Gentry, R. V",
    title = "Radioactive Halos in a Radiochronological and Cosmological Perspective, in Awbery, F. T., and Thwaites, W. M., eds., Evolutionisten stellen Kreationisten gegenüber",
    year = "1984",
    booktitle = "San Francisco, Ca., American Association for the Advancement of Science, v. 1, Teil 3, S. 38-65; Proceedings of the 63rd Annual Meeting of the Pacific Division",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Gentry, R. V., 1984, Radioactive Halos in a Radiochronological and Cosmological Perspective, in Awbery, F. T., and Thwaites, W. M., eds., Evolutionisten stellen Kreationisten gegenüber: San Francisco, Ca., American Association for the Advancement of Science, v. 1, Teil 3, S. 38-65; Proceedings of the 63rd Annual Meeting of the Pacific Division.}"
}

@article{setterfield1984the9,
    author = "Setterfield, B",
    title = "The age of the astronomical universe--a reply",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1984, The age of the astronomical universe--a reply: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104.}"
}

Dieser Artikel rekapituliert die Theorie inflationärer Universumsmodelle, wobei besonderes Gewicht auf die Frage der Entstehung und des Wachstums von Energiedichtefluktuationen in diesen neuen Kosmologien gelegt wird. Die ersten vier Abschnitte bilden eine pädagogische Einführung in einige der wichtigen Methoden der Quantenfeldtheorie, die in inflationären Universumszenarien verwendet werden: Berechnung des effektiven Potentials, Quantenfeldtheorie bei endlicher Temperatur, Analyse des Zerfalls eines metastabilen Quantenzustands und freie Feldtheorie in gekrümmter Raumzeit.

@article{doi101103revmodphys571,
    author = "Brandenberger, Robert",
    title = "Quantum field theory methods and inflationary universe models",
    year = "1985",
    journal = "Reviews of Modern Physics",
    abstract = "Dieser Artikel rekapituliert die Theorie inflationärer Universumsmodelle, wobei besonderes Gewicht auf die Frage der Entstehung und des Wachstums von Energiedichtefluktuationen in diesen neuen Kosmologien gelegt wird. Die ersten vier Abschnitte bilden eine pädagogische Einführung in einige der wichtigen Methoden der Quantenfeldtheorie, die in inflationären Universumszenarien verwendet werden: Berechnung des effektiven Potentials, Quantenfeldtheorie bei endlicher Temperatur, Analyse des Zerfalls eines metastabilen Quantenzustands und freie Feldtheorie in gekrümmter Raumzeit.",
    url = "https://doi.org/10.1103/revmodphys.57.1",
    doi = "10.1103/revmodphys.57.1",
    openalex = "W2002313202"
}

Die beobachtete Anzahl weißer Zwerge in einem gegebenen Volumen des Raums nimmt monoton mit abnehmender Leuchtkraft zu, wie von Erwägungen der Abkühlungsrate erwartet. Allerdings fällt ihre Anzahl abrupt bei einer Leuchtkraft von log (L/L_sun;) ≈ -4,5, aufgrund des endlichen Alters unserer Galaxie. Durch Vergleich dieses plötzlichen Abfalls in der beobachteten Leuchtkraftverteilung mit den besten theoretischen evolutionären Modellen weißer Zwerge leiten die Autoren ein Alter für die Galaktische Scheibe von 9,3±2,0 Gyr ab. Um das Alter des Universums zu erhalten, muss die Zeit zwischen dem Urknall und dem ersten Auftreten von Sternen in der Galaktischen Scheibe hinzugefügt werden. Die Autoren wählen einen Wert (und einen angegebenen Fehler), der alle derzeit vernünftigen Modelle beschreiben kann, die diese frühe Ära darstellen. Sie schätzen das Alter des Universums auf 10,3±2,2 Gyr.

@article{doi101086184864,
    author = "Winget, D. E. und Hansen, C. und Liebert, James und van Horn, H. M. und Fontaine, G. und Nather, R. E. und Kepler, S. O. und Lamb, D. Q.",
    title = "Eine unabhängige Methode zur Bestimmung des Alters des Universums",
    year = "1987",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Die beobachtete Anzahl weißer Zwerge in einem gegebenen Volumen des Raums nimmt monoton mit abnehmender Leuchtkraft zu, wie von Erwägungen der Abkühlungsrate erwartet. Allerdings fällt ihre Anzahl abrupt bei einer Leuchtkraft von log (L/L\_sun;) ≈ -4,5, aufgrund des endlichen Alters unserer Galaxie. Durch Vergleich dieses plötzlichen Abfalls in der beobachteten Leuchtkraftverteilung mit den besten theoretischen evolutionären Modellen weißer Zwerge leiten die Autoren ein Alter für die Galaktische Scheibe von 9,3±2,0 Gyr ab. Um das Alter des Universums zu erhalten, muss die Zeit zwischen dem Urknall und dem ersten Auftreten von Sternen in der Galaktischen Scheibe hinzugefügt werden. Die Autoren wählen einen Wert (und einen angegebenen Fehler), der alle derzeit vernünftigen Modelle beschreiben kann, die diese frühe Ära darstellen. Sie schätzen das Alter des Universums auf 10,3±2,2 Gyr.",
    url = "https://doi.org/10.1086/184864",
    doi = "10.1086/184864",
    openalex = "W1998520428"
}

@article{gott1987astronomical,
    author = "Gott, J. R. und Rees, M. J.",
    title = "Astronomische Einschränkungen für ein von Strings dominiertes Universum",
    year = "1987",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/227.2.453",
    doi = "10.1093/mnras/227.2.453",
    number = "2",
    openalex = "W2058127636",
    pages = "453-459",
    volume = "227"
}

@misc{ferris1988coming3,
    author = "Ferris, T",
    title = "Coming of Age in the Milky Way",
    year = "1988",
    howpublished = "New York, William Morrow",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ferris, T., 1988, Coming of Age in the Milky Way: New York, William Morrow.}"
}

* Vorwort der Herausgeber * Das beobachtete Universum * Robertson-Walker-Metrik * Standard-Kosmologie * Nukleosynthese im Urknall * Thermodynamik im expandierenden Universum * Baryogenese * Phasenübergänge * Inflation * Strukturbildung * Axionen * Hin zur Planck-Ära * Finale

@book{openalexw3007754162,
    author = "Kolb, Edward W. und Turner, Michael S.",
    title = "The Early Universe",
    year = "1990",
    abstract = "* Vorwort der Herausgeber * Das beobachtete Universum * Robertson-Walker-Metrik * Standard-Kosmologie * Nukleosynthese im Urknall * Thermodynamik im expandierenden Universum * Baryogenese * Phasenübergänge * Inflation * Strukturbildung * Axionen * Hin zur Planck-Ära * Finale",
    openalex = "W3007754162"
}

Vorwort Teil I. Das glatte Universum: 1. Einführung in das Universum 2. Das Friedmann-Modell 3. Thermische Geschichte des Universums Teil II. Das klumpige Universum: 4. Wachstum linearer Störungen 5. Statistische Eigenschaften der Dichtefluktuationen 6. Die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung 7. Die lineare Theorie: Geschwindigkeitsfelder 8. Die nichtlineare Entwicklung 9. Die nichtlineare Theorie: Objekte mit hoher Rotverschiebung Teil III. Hin zu einem vollständigeren Bild: 10. Der Ursprung der Anfangsstörungen 11. Dunkle Materie 12. Nachwort Anhänge Anmerkungen und Referenzen Index.

@book{openalexw1681076102,
    author = "Padmanabhan, Τ.",
    title = "Strukturbildung im Universum",
    year = "1993",
    booktitle = "CERN Document Server (Europäische Organisation für Kernforschung)",
    abstract = "Vorwort Teil I. Das glatte Universum: 1. Einführung in das Universum 2. Das Friedmann-Modell 3. Thermische Geschichte des Universums Teil II. Das klumpige Universum: 4. Wachstum linearer Störungen 5. Statistische Eigenschaften der Dichtefluktuationen 6. Die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung 7. Die lineare Theorie: Geschwindigkeitsfelder 8. Die nichtlineare Entwicklung 9. Die nichtlineare Theorie: Objekte mit hoher Rotverschiebung Teil III. Hin zu einem vollständigeren Bild: 10. Der Ursprung der Anfangsstörungen 11. Dunkle Materie 12. Nachwort Anhänge Anmerkungen und Referenzen Index.",
    openalex = "W1681076102"
}

Das string-dominierte Universum ähnelt lokal einem offenen Universum und passt zu dynamischen Messungen von Leistungsspektren, Häufigkeiten von Clustern, Rotverschiebungsverzerrungen, Linseneffekt-Einschränkungen, Helligkeits- und Winkelgrößen-Entfernungsbeziehungen sowie Mikrowellenhintergrundbeobachtungen. Wir zeigen Beispiele von Netzwerken, die eine jüngste String-Dominierung hervorrufen könnten, ohne dass feinjustierte Parameter erforderlich sind. Wir diskutieren, wie zukünftige Beobachtungen dieses Modell von anderen Kosmologien unterscheiden können. 1.

@article{doi101086311074,
    author = "Spergel, David N. und Pen, Ue‐Li",
    title = "Kosmologie in einem String-dominierten Universum",
    year = "1997",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Das string-dominierte Universum ähnelt lokal einem offenen Universum und passt zu dynamischen Messungen von Leistungsspektren, Häufigkeiten von Clustern, Rotverschiebungsverzerrungen, Linseneffekt-Einschränkungen, Helligkeits- und Winkelgrößen-Entfernungsbeziehungen sowie Mikrowellenhintergrundbeobachtungen. Wir zeigen Beispiele von Netzwerken, die eine jüngste String-Dominierung hervorrufen könnten, ohne dass feinjustierte Parameter erforderlich sind. Wir diskutieren, wie zukünftige Beobachtungen dieses Modell von anderen Kosmologien unterscheiden können. 1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/311074",
    doi = "10.1086/311074",
    openalex = "W2103991091",
    references = "doi1010160370157380900915, doi1010631881088, doi101086177793, doi101086304265, doi1010880305447098029, doi101103revmodphys51591, doi101201b16971, doi105860choice311499, gott1987astronomical, openalexw1800127362, openalexw3007754162"
}

Wir präsentieren spektroskopische und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich dieser erweiterte Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung verschiedener Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Vorläufersternen und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit und) " \ 0 q 0 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. und Filippenko, A. V. und Challis, P. und Clocchiatti, A. und Diercks, Alan H. und Garnavich, P. und Gilliland, Ron und Hogan, Craig J. und Jha, Saurabh W. und Kirshner, R. und Leibundgut, B. und Phillips, M. M. und Reiss, David J. und Schmidt, B. und Schommer, R. A. und Smith, R. Chris und Spyromilio, J. und Stubbs, C. W. und Suntzeff, N. B. und Tonry, J.",
    title = "Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Wir präsentieren spektroskopische und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich dieser erweiterte Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung verschiedener Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Vorläufersternen und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit und) " \ 0 q 0 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

Im Lichte des jüngsten bedeutenden Fortschritts sowohl auf der Beobachtungs- als auch auf der theoretischen Front überblicken wir den Status von Weiß-Zwerg-Sternen als Kosmochronometer. Diese Objekte stellen die Endprodukte der Sternentwicklung für die überwiegende Mehrheit der Sterne dar und können daher verwendet werden, um die Altersbestimmungen verschiedener Populationen entwickelter Sterne in der Galaxie einzuschränken. Zum Beispiel sind die ältesten Weiß-Zwerge in der Sonnenumgebung (die Überreste der allerersten Generation von Sternen mittlerer Masse in der galaktischen Scheibe) noch sichtbar und können in Verbindung mit der Abkühlungstheorie verwendet werden, um das Alter der Scheibe zu schätzen. Neuere Beobachtungen deuten auf die verlockende Möglichkeit hin, dass eine Population sehr alter Weiß-Zwerge die galaktische Halo bevölkert. Eine solche Population könnte erheblich zur baryonischen „dunklen" Materie in der Milchstraße beitragen und könnte verwendet werden, um eine unabhängige Schätzung des Alters der Halo zu erhalten. Darüber hinaus wird die Weiß-Zwerg-Kosmochronologie wahrscheinlich eine sehr bedeutende Rolle in der kommenden Ära der riesigen 8–10 m-Teleskope spielen, in der schwache Weiß-Zwerg-Populationen routinemäßig in offenen und Kugelsternhaufen entdeckt und untersucht werden sollten.

@article{doi101086319535,
    author = "Fontaine, G. und Brassard, P. und Bergeron, P.",
    title = "The Potential of White Dwarf Cosmochronology",
    year = "2001",
    journal = "Publications of the Astronomical Society of the Pacific",
    abstract = {In the light of recent significant progress on both the observational and theoretical fronts, we review the status of white dwarf stars as cosmochronometers. These objects represent the end products of stellar evolution for the vast majority of stars and, as such, can be used to constrain the ages of various populations of evolved stars in the Galaxy. For example, the oldest white dwarfs in the solar neighborhood (the remnants of the very first generation of intermediate‐mass stars in the Galactic disk) are still visible and can be used, in conjunction with cooling theory, to estimate the age of the disk. More recent observations suggest the tantalizing possibility that a population of very old white dwarfs inhabits the Galactic halo. Such a population may contribute significantly to baryonic "dark" matter in the Milky Way and may be used to obtain an independent estimate of the age of the halo. In addition, white dwarf cosmochronology is likely to play a very significant role in the coming era of giant 8–10 m telescopes when faint white dwarf populations should be routinely discovered and studied in open and globular clusters.},
    url = "https://doi.org/10.1086/319535",
    doi = "10.1086/319535",
    openalex = "W2175046768",
    references = "doi101086133661, doi101086146614, doi101086177381, doi101086184864, doi101086191659, doi101086192204, doi101086192264, doi101086320356, doi101146annurevaa13090175000441, doi1015159781400879175"
}

Zusammenfassung Wir präsentieren eine umfassende Studie der physikalischen Eigenschaften von ∼ 105 Galaxien mit messbarer Sternentstehung in der Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Durch den Vergleich von physikalischen Informationen, die aus Emissionslinien extrahiert wurden, mit Kontinuums-Eigenschaften, erstellen wir ein Bild der Natur von Sternentstehungsgalaxien bei z < 0.2. Wir entwickeln eine Methode zur Aperturkorrektur unter Verwendung aufgelöster Bildgebung und zeigen, dass unsere Methode im Wesentlichen alle Aperturbias in den Schätzungen der Sternentstehungsrate (SFR) eliminiert, was eine genaue Schätzung der gesamten SFRs in Galaxien ermöglicht. Wir bestimmen die SFR-Dichte zu 1.915+0.02−0.01 (zufällig)+0.14−0.42 (systematisch) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 bei z= 0.1 (für eine Kroupa-Initialmassenfunktion) und untersuchen die Verteilung der Sternentstehung als Funktion verschiedener physikalischer Parameter. Der Großteil der Sternentstehung im Universum mit niedriger Rotverschiebung findet in mäßig massereichen Galaxien (1010–1011 M⊙) statt, typischerweise in Scheibengalaxien mit hoher Oberflächenhelligkeit. Etwa 15 Prozent aller Sternentstehung findet in Galaxien statt, die Anzeichen eines aktiven Kerns zeigen. Etwa 20 Prozent findet in Sternentstehungs-Galaxien statt. Durch den Fokus auf die SFR pro Masseneinheit zeigen wir, dass das Verhältnis der gegenwärtigen zur vergangenen durchschnittlichen SFR, der Scalo b-Parameter, über fast drei Größenordnungen in der Masse fast konstant ist und nur bei M* > 1010 M⊙ abnimmt. Der volumenmittelte b-Parameter beträgt 0.408+0.005−0.002 (zufällig)+0.029−0.090 (systematisch)h−170. Wir verwenden diesen Wert, um die Sternentstehungsgeschichte des Universums einzuschränken. Für die Übereinstimmungskosmologie bildet das gegenwärtige Universum Sterne mit mindestens 1/3 seiner vergangenen durchschnittlichen Rate. Für eine exponentiell abnehmende kosmische Sternentstehungsgeschichte entspricht dies einer Zeitskala von 7+0.7−1.5 Gyr. In Übereinstimmung mit anderen Arbeiten finden wir eine Korrelation zwischen b und dem morphologischen Typ sowie eine enge Korrelation zwischen dem 4000-Å-Abschnitt (D4000) und b. Wir diskutieren, wie D4000 verwendet werden kann, um b-Parameter für Galaxien mit hoher Rotverschiebung zu schätzen.

@article{doi101111j13652966200407881x,
    author = "Brinchmann, J. und Charlot, S. und White, Simon D. M. und Tremonti, Christy und Kauffmann, Guinevere und Heckman, Timothy M. und Brinkmann, J.",
    title = "Die physikalischen Eigenschaften von Sternentstehungsgalaxien im Universum mit niedriger Rotverschiebung",
    year = "2004",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Zusammenfassung Wir präsentieren eine umfassende Studie der physikalischen Eigenschaften von ∼ 105 Galaxien mit messbarer Sternentstehung in der Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Durch den Vergleich von physikalischen Informationen, die aus Emissionslinien extrahiert wurden, mit Kontinuums-Eigenschaften, erstellen wir ein Bild der Natur von Sternentstehungsgalaxien bei z \< 0.2. Wir entwickeln eine Methode zur Aperturkorrektur unter Verwendung aufgelöster Bildgebung und zeigen, dass unsere Methode im Wesentlichen alle Aperturbias in den Schätzungen der Sternentstehungsrate (SFR) eliminiert, was eine genaue Schätzung der gesamten SFRs in Galaxien ermöglicht. Wir bestimmen die SFR-Dichte zu 1.915+0.02−0.01 (zufällig)+0.14−0.42 (systematisch) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 bei z= 0.1 (für eine Kroupa-Initialmassenfunktion) und untersuchen die Verteilung der Sternentstehung als Funktion verschiedener physikalischer Parameter. Der Großteil der Sternentstehung im Universum mit niedriger Rotverschiebung findet in mäßig massereichen Galaxien (1010–1011 M⊙) statt, typischerweise in Scheibengalaxien mit hoher Oberflächenhelligkeit. Etwa 15 Prozent aller Sternentstehung findet in Galaxien statt, die Anzeichen eines aktiven Kerns zeigen. Etwa 20 Prozent findet in Sternentstehungs-Galaxien statt. Durch den Fokus auf die SFR pro Masseneinheit zeigen wir, dass das Verhältnis der gegenwärtigen zur vergangenen durchschnittlichen SFR, der Scalo b-Parameter, über fast drei Größenordnungen in der Masse fast konstant ist und nur bei M* \> 1010 M⊙ abnimmt. Der volumenmittelte b-Parameter beträgt 0.408+0.005−0.002 (zufällig)+0.029−0.090 (systematisch)h−170. Wir verwenden diesen Wert, um die Sternentstehungsgeschichte des Universums einzuschränken. Für die Übereinstimmungskosmologie bildet das gegenwärtige Universum Sterne mit mindestens 1/3 seiner vergangenen durchschnittlichen Rate. Für eine exponentiell abnehmende kosmische Sternentstehungsgeschichte entspricht dies einer Zeitskala von 7+0.7−1.5 Gyr. In Übereinstimmung mit anderen Arbeiten finden wir eine Korrelation zwischen b und dem morphologischen Typ sowie eine enge Korrelation zwischen dem 4000-Å-Abschnitt (D4000) und b. Wir diskutieren, wie D4000 verwendet werden kann, um b-Parameter für Galaxien mit hoher Rotverschiebung zu schätzen.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    doi = "10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    openalex = "W2166365370",
    references = "doi101086145971, doi1023071269179, doi1023073556160"
}

Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4 % Baryonen, 20 % dunkler Materie und 76 % dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte von der abstoßenden Schwerkraft dunkler Energie herrühren – zum Beispiel der Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen zusammenbricht und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. und Turner, Michael S. und Huterer, Dragan",
    title = "Dunkle Energie und das beschleunigte Universum",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4\% Baryonen, 20\% dunkler Materie und 76\% dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte von der abstoßenden Schwerkraft dunkler Energie herrühren – zum Beispiel der Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen zusammenbricht und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    doi = "10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    openalex = "W2102197207",
    references = "doi101073pnas153168, doi10108811266708200006006, doi101093mnras1085372, doi101103physrevd68023509, doi101103physrevlett592607, doi105860choice311499, openalexw3098371892"
}

@incollection{crossref2009radioactive,
    title = "Radioactive cosmochronology",
    year = "2009",
    booktitle = "Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511812170.012",
    doi = "10.1017/cbo9780511812170.012",
    openalex = "W1014328234",
    pages = "327-344"
}

@article{crossref2009the,
    title = "The Birds and the Dinosaurs",
    year = "2009",
    journal = "Science",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.324\_565d",
    doi = "10.1126/science.324\_565d",
    number = "5927",
    pages = "565-565",
    volume = "324"
}

Astronomische Spektrographen analysieren Licht, das von der Sonne, Sternen, Galaxien und anderen Objekten im Universum emittiert wird, und werden seit dem frühen 19. Jahrhundert in der Astronomie eingesetzt. Dieses Buch bietet eine umfassende Darstellung von Spektrographen aus historischer Perspektive, von ihrer Theorie und Entwicklung über die letzten zweihundert Jahre bis zu den jüngsten Fortschritten des frühen 21. Jahrhunderts. Der Autor kombiniert die theoretischen Prinzipien hinter dem Design astronomischer Spektrographen mit ihrer historischen Entwicklung. Spektrographen aller Arten werden betrachtet, mit Prismen, Gittern oder Grismen als dispersiven Elementen. Eingebunden sind Cassegrain-, Coudé-, Primärfokus-, Échelle-, Faser-zugeführte-, Ultraviolett-, Nebel-, Objektprisma-, Multi-Objekt-Instrumente sowie solche, die bodengestützt, auf Raketen und Ballons oder im Weltraum betrieben werden. Das Buch enthält mehrere Tabellen, die die bedeutendsten Instrumente auflisten, etwa 900 Referenzen und über 150 Bilder, wodurch es eine unverzichtbare Referenz für professionelle Astronomen, Doktoranden, fortgeschrittene Amateurastronomen und Wissenschaftshistoriker ist.

@book{doi101017cbo9780511735288,
    author = "Hearnshaw, J. B.",
    title = "Astronomical Spectrographs and their History",
    year = "2009",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Astronomical spectrographs analyse light emitted by the Sun, stars, galaxies and other objects in the Universe, and have been used in astronomy since the early nineteenth century. This book provides a comprehensive account of spectrographs from an historical perspective, from their theory and development over the last two hundred years, to the recent advances of the early twenty-first century. The author combines the theoretical principles behind astronomical spectrograph design with their historical development. Spectrographs of all types are considered, with prism, grating or grism dispersing elements. Included are Cassegrain, coudé, prime focus, échelle, fibre-fed, ultraviolet, nebular, objective prism, multi-object instruments and those which are ground-based, on rockets and balloons or in space. The book contains several tables listing the most significant instruments, around 900 references, and over 150 images, making it an indispensable reference for professional astronomers, graduate students, advanced amateur astronomers, and historians of science.",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511735288",
    doi = "10.1017/cbo9780511735288",
    openalex = "W1665688180"
}

Warum Spektren astronomischer Objekte aufnehmen? Die Natur von Spektren Atomarer Wasserstoff Komplexe Atome Helium-Spektren Alkalimetall-Atome Spektren von Nebeln Röntgenspektren Molekülstruktur Molekülspektren

@article{doi105860choice491435,
    title = "Astronomische Spektroskopie: Eine Einführung in die atomare und molekulare Physik astronomischer Spektren",
    year = "2011",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "Warum Spektren astronomischer Objekte aufnehmen? Die Natur von Spektren Atomarer Wasserstoff Komplexe Atome Helium-Spektren Alkalimetall-Atome Spektren von Nebeln Röntgenspektren Molekülstruktur Molekülspektren",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.49-1435",
    doi = "10.5860/choice.49-1435",
    openalex = "W1635040702"
}

Die kontinuierliche Abkühlung eines Weißen Zwerges wird durch Ereignisse unterbrochen, die seine Abkühlrate beeinflussen. Das bedeutendste dieser Ereignisse ist die Kristallisation seines Kerns, ein Phasenübergang, der eintritt, sobald das C/O-Innere unter eine kritische Temperatur abgekühlt ist. Dieser Übergang setzt latente Wärme sowie Gravitationsenergie aufgrund der Umverteilung der C- und O-Ionen während der Erstarrung frei, wodurch die Entwicklung des Weißen Zwerges verlangsamt wird. Das eindeutige beobachtbare Merkmal der Kernkristallisation – ein Anstau von Objekten in der Abkühlsequenz – wurde kürzlich berichtet. Allerdings haben bestehende Evolutionsmodelle Schwierigkeiten, dieses Merkmal quantitativ nachzubilden, was Zweifel an ihrer Genauigkeit wirft, wenn sie zur Bestimmung der Alters von Sternpopulationen verwendet werden. Der Zeitpunkt und die Menge der während der Kristallisation freigesetzten Energie hängen von der genauen Form des C/O-Phasendiagramms ab. Unter Verwendung der fortschrittlichen Gibbs–Duhem-Integrationsmethode und modernster Monte-Carlo-Simulationen der festen und flüssigen Phasen haben wir eine sehr genaue Version dieses Phasendiagramms erhalten, die eine präzise Modellierung des Phasenübergangs ermöglicht. Trotz dieser Verbesserung bleibt die Größe des Kristallisationsanstaus von aktuellen Evolutionsmodellen unterschätzt. Wir schließen, dass die Freisetzung latenter Wärme und die O-Sedimentation allein nicht ausreichen, um die Beobachtungen zu erklären, und dass andere nicht berücksichtigte physikalische Mechanismen, möglicherweise die 22 Ne-Phasentrennung, eine wichtige Rolle spielen.

@article{blouin2020toward,
    author = "Blouin, Simon und Daligault, Jérôme und Saumon, Didier und Bédard, Antoine und Brassard, Pierre",
    title = "Toward precision cosmochronology",
    year = "2020",
    journal = "Astronomy \& Astrophysics",
    abstract = "Die kontinuierliche Abkühlung eines Weißen Zwerges wird durch Ereignisse unterbrochen, die seine Abkühlrate beeinflussen. Das bedeutendste dieser Ereignisse ist die Kristallisation seines Kerns, ein Phasenübergang, der eintritt, sobald das C/O-Innere unter eine kritische Temperatur abgekühlt ist. Dieser Übergang setzt latente Wärme sowie Gravitationsenergie aufgrund der Umverteilung der C- und O-Ionen während der Erstarrung frei, wodurch die Entwicklung des Weißen Zwerges verlangsamt wird. Das eindeutige beobachtbare Merkmal der Kernkristallisation – ein Anstau von Objekten in der Abkühlsequenz – wurde kürzlich berichtet. Allerdings haben bestehende Evolutionsmodelle Schwierigkeiten, dieses Merkmal quantitativ nachzubilden, was Zweifel an ihrer Genauigkeit wirft, wenn sie zur Bestimmung der Alters von Sternpopulationen verwendet werden. Der Zeitpunkt und die Menge der während der Kristallisation freigesetzten Energie hängen von der genauen Form des C/O-Phasendiagramms ab. Unter Verwendung der fortschrittlichen Gibbs–Duhem-Integrationsmethode und modernster Monte-Carlo-Simulationen der festen und flüssigen Phasen haben wir eine sehr genaue Version dieses Phasendiagramms erhalten, die eine präzise Modellierung des Phasenübergangs ermöglicht. Trotz dieser Verbesserung bleibt die Größe des Kristallisationsanstaus von aktuellen Evolutionsmodellen unterschätzt. Wir schließen, dass die Freisetzung latenter Wärme und die O-Sedimentation allein nicht ausreichen, um die Beobachtungen zu erklären, und dass andere nicht berücksichtigte physikalische Mechanismen, möglicherweise die 22 Ne-Phasentrennung, eine wichtige Rolle spielen.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/202038879",
    doi = "10.1051/0004-6361/202038879",
    openalex = "W4288080073",
    pages = "L11",
    volume = "640",
    references = "doi101007s0015901000331, doi101046j13658711200003426x, doi1010631465023, doi101086133661, doi101086145971, doi101086184864, doi101086319535, doi101086516819, doi1010880004637x7302128, doi101093mnrassty3016"
}

Zusammenfassung Die moderne Kosmologie stellt wichtige Herausforderungen dar, wie die Hubble-Spannung, die Kollision von El Gordo oder die unmöglichen Galaxien (z > 10). Geringfügige Modifikationen des Standardmodells schlagen neue Parameter vor (z. B. die frühe und dynamische Dunkle Energie). Auf der anderen Seite sind Alternativen wie die gleitenden Universen (z. B. das hyperkonische Modell und das räumlich flache R h = ct-Universum) mit den meisten Beobachtungstests statistisch kompatibel, weisen jedoch weiterhin theoretische Probleme auf, da sie die beobachteten Materieinhalte nicht korrekt abbilden können, da sie eine „Null-Aktiv-Gravitationsmasse“ vorhersagen. Um diese offenen Fragen zu lösen, schlagen wir vor, dass die allgemeine Relativitätstheorie auf kosmischen Skalen möglicherweise nicht gültig ist, aber auf lokalen Skalen gültig wäre. Dieser Vorschlag wird aus zwei Hauptmerkmalen des eingebetteten hyperkonischen Modells hergeleitet: (1) die Hintergrundmetrik wäre unabhängig vom Materieinhalt, und (2) die beobachtete kosmische Beschleunigung wäre scheinbar und resultiert aus einer verzerrten stereographischen Projektion von Koordinaten, die eine scheinbare radiale Inhomogenität aus homogenen Mannigfaltigkeiten erzeugen. Schließlich wurden hier zur Unterstützung der Diskussion standardmäßige Beobachtungstests aktualisiert, die zeigen, dass das hyperkonische Modell gut zu Typ-Ia-Supernovae, Quasaren, Galaxienhaufen, baryonischen akustischen Oszillationen und kosmischen Chronometer-Datensätzen passt.

@article{doi10384715384357ad3df7,
    author = "Monjo, Robert",
    title = "Was passiert, wenn sich das Universum linear ausdehnt? Eine lokale Allgemeine Relativitätstheorie zur Lösung des „Null-Aktiv-Masse“-Problems",
    year = "2024",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Zusammenfassung Die moderne Kosmologie stellt wichtige Herausforderungen dar, wie die Hubble-Spannung, die Kollision von El Gordo oder die unmöglichen Galaxien (z > 10). Geringfügige Modifikationen des Standardmodells schlagen neue Parameter vor (z. B. die frühe und dynamische Dunkle Energie). Auf der anderen Seite sind Alternativen wie die gleitenden Universen (z. B. das hyperkonische Modell und das räumlich flache R h = ct-Universum) mit den meisten Beobachtungstests statistisch kompatibel, weisen jedoch weiterhin theoretische Probleme auf, da sie die beobachteten Materieinhalte nicht korrekt abbilden können, da sie eine „Null-Aktiv-Gravitationsmasse“ vorhersagen. Um diese offenen Fragen zu lösen, schlagen wir vor, dass die allgemeine Relativitätstheorie auf kosmischen Skalen möglicherweise nicht gültig ist, aber auf lokalen Skalen gültig wäre. Dieser Vorschlag wird aus zwei Hauptmerkmalen des eingebetteten hyperkonischen Modells hergeleitet: (1) die Hintergrundmetrik wäre unabhängig vom Materieinhalt, und (2) die beobachtete kosmische Beschleunigung wäre scheinbar und resultiert aus einer verzerrten stereographischen Projektion von Koordinaten, die eine scheinbare radiale Inhomogenität aus homogenen Mannigfaltigkeiten erzeugen. Schließlich wurden hier zur Unterstützung der Diskussion standardmäßige Beobachtungstests aktualisiert, die zeigen, dass das hyperkonische Modell gut zu Typ-Ia-Supernovae, Quasaren, Galaxienhaufen, baryonischen akustischen Oszillationen und kosmischen Chronometer-Datensätzen passt.",
    url = "https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad3df7",
    doi = "10.3847/1538-4357/ad3df7",
    openalex = "W4397023665",
    references = "doi10108802649381145016"
}