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Der Urknall. Wie unser Universum aus fast Nichts entstand. Die großen Fragen. Woraus besteht das Universum ? Wie sah das Universum am Anfang aus ? Plasma ! und vorher ? Woraus haben sich Strukturen entwickelt ?

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Der Urknall


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    Presentation Transcript
    1. DerUrknall WieunserUniversumaus fast Nichtsentstand

    2. Die großenFragen • Worausbesteht das Universum ? • Wiesah das Universum am Anfangaus ? Plasma ! und vorher ? • WoraushabensichStrukturenentwickelt ? • GibtesLeben und Intelligenz in anderenRegionen des Universums ? • WoherkommenMaterie und Strahlung ? • Was war vordemUrknall ? • Was wirdausunseremUniversum in derZukunft ? • Was liegtaußerhalbunseresHorizonts ?

    3. Grenzen der Physik über die Schwierigkeit , Antwortenzufinden … • ThermischeGrenze • Energiegrenze , Auflösungsgrenze • Raumgrenze • Komplexitätsgrenze • GrenzenderjetzigenGesetzederPhysik ?

    4. Thermische Grenze • Das frühe Universum war im thermischen Gleichgewicht . • Das Universum “ vergisst “ ! • Werfen Sie einmal ein Buch auf die Sonne und versuchen , es 10 000 Jahre später zu lesen … andererseits : nur wenige Größen werden zur Beschreibung des frühen Universums benötigt !

    5. Thermisches Gleichgewicht Energie ~ Masse ~ Temperatur • Welche Teilchensorten gibt es mit Masse < Temperatur ? ( Elektronen ,Quarks , Photonen , Neutrinos , W-Bosonen , …???? ) • Was ist ihre Masse ? Elementarteilchen - Physik

    6. Näher an den Urknall • Je näher an den Urknall, destohöher die Temperatur und EnergiederTeilchen • PhysikbeihohenEnergienweniger gut bekannt • Erstab 10-12 Sekundenabb : ImwesentlichenbekanntePhysik

    7. Teilchenphysik nähert sich Urknall • vor Zeiten von 10-12 Sekunden abb sind die Teilchen mit Masse < Temperatur nicht experimentell bekannt • LHC erforscht Physik , die für 10-12 Sekunden abb wichtig ist • spontane Symmetriebrechung , Phasenübergang Energiegrenze …

    8. Energiegrenze LHC , CERN , Genf

    9. Komplexitätsgrenze Galaxien-Entstehung

    10. Komplexitätsgrenze : Details derGalaxienentstehung vermutlichnichtwichtig fürVerständnisderEntwicklung des UniversumsalsGanzem

    11. GrenzenderGesetze : Waren die Naturkonstantenkonstant ? • Gelten die GesetzederPhysikauchnocheine Minute abb ? • Oder hattendamalsNaturkonstantenandereWerte ? anderesVerhältnisElektronmasse/Protonmasse oderandereGravitationskonstante , oder ???

    12. nur 4,5 % des Universums bestehen aus Atomen : bekannt von Hintergrundstahlung , Nucleosynthese 400 000 Jahreabb Atomphysik Minute abb Kernphysik Ωb = 0.045

    13. PräziseBestätigungunseresVerständnissesderPhysik und Kosmologie Auchvor 13.7 MilliardenJahrenhatten die KonstantenderPhysik die ( fast ) gleichenWerte

    14. WirverfügenüberzuverlässigesWissenüber die Entwicklung des Universums seit den ersten 10 -12 Sekunden ! abervorher ?

    15. Abenteuerreise an den Anfang der Welt

    16. Eternal inflation A. Linde

    17. Was ist reell ?Was ist Vorstellung ?Was ist pure Spekulation ?

    18. Quantenfluktuationen am Urknallwerden beobachtbar !

    19. Inflationäres Universum • Ca 10 -30 - 10 -40 Sekunden abb • Entstehung der primordialen Fluktuationen aus Quantenfluktuationen Signale vom Urknall !

    20. Das Vakuum ist nicht leer !

    21. Quantenfelder Fluktuierende Felder : Feldwerte ändern sich mit Zeit und im Raum

    22. Quantenfluktuationen im Vakuum

    23. Quantentheorie ist probabilistisch Quantentheorie gibt nur Wahrscheinlichkeiten für verschiedene Verläufe ( Trajektorien , Geschichten )

    24. Quantentheorie für Felder Mittelwert Fluktuationen um Mittelwert : gekennzeichnet durch Korrelationen Unschärfe – Prinzip ( Heisenberg ) : Untergrenze für Stärke der Fluktuationen

    25. Inflationäres Universum • Ca 10 -30 - 10 -40 Sekunden abb • Entstehung der primordialen Fluktuationen aus Quantenfluktuationen Signale vom Urknall !

    26. t = 1 Milliarde Jahre ( z =5.7 )

    27. t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 )

    28. KosmischeStrukturbildungimGrossrechner Simon White, Mainz, 1.7.

    29. Strukturbildung Aus winzigen Anisotropien wachsen die Strukturen des Universums Sterne , Galaxien, Galaxienhaufen Einprimordiales Fluktuationsspektrum beschreibtalleKorrelatonsfunktionen !

    30. (1) Die Strukturen im Universum sind aus Quantenfluktuationen während des Urknalls entstanden

    31. Vortrag F.Wilczek, 20.5.14

    32. Unzulänglichkeiten des Friedmann- Universums

    33. Warum hat das Universum die kritische Dichte ?

    34. KritischeDichte Ωtot =1 flachesUniversum Ωtot >1 Kugeloberfläche Ωtot <1 hyperbolische Geometrie

    35. gekrümmte Bahnen der Lichtstrahlen

    36. Instabilität der flachen räumlichen Geometrie Zeitentwicklung von ΩfürFriedmann- GleichungmitgekrümmterGeometrie

    37. Kausalität Horizont bei CMB - Emission

    38. Das Ganze ist mehr als die Summe seiner Teile Physik : Korrelationen

    39. Langreichweitige Korrelationen Korrelationen in der Hintergrundstrahlung über Abstände , die größer sind als der Horizont

    40. (2) Grenzen der Einstein- Gleichungen:kein Verständnis vonHomogenität, Isotropie, flacher räumlicher Geometrie, langreichweitigen Korrelationen

    41. Inflationäres Universum

    42. Gleichung für die kosmologische Evolution : Friedmann Gleichung a(t) : Skalenfaktor ρ(t) : Energie- Dichte t : Zeit M : Planck-Masse verknüpft mit Gravitationskonstante G

    43. Friedmann Gleichung Mit Friedmann Gleichung läßt sich Evolution des Universums einfach verstehen Spezialfall der Einstein Gleichung

    44. Friedmann Gleichung beschreibt die Änderung der kosmologischen Abstände mit der Zeit ; a(t) enthält Ableitung Differentialgleichung erlaubt Bestimmung der Zukunft und Vergangenheit wennaund ρ zu bestimmtem Zeitpunkttgegeben benötigt Eigenschaften von ρ

    45. wenn Materie dominiert : n : Teilchendichte Expansion wird langsamer , wenn a größer wird

    46. wennEnergiedichtekonstantist : DunkleEnergie und DunkleMateriesind (heute) Gegenspieler : DunkleMaterieverlangsamt Expansion DunkleEnergiebeschleunigt Expansion ρkonstant: Expansion wird schneller wenn a größer wird

    47. wennEnergiedichtekonstantist : Inflation : Periodemit fast konstanterEnergiedichte explosionsartige Expansion Inflation = Urknall ρkonstant: Expansion wird schneller wenn a größer wird

    48. Explosionsartige Expansion der Inflationlöst Problem der Kausalität

    49. Explosionsartige Expansion der Inflationlöst Problem der Kausalität und erklärt,wie Information bis heute gespeichert werden kann

    50. Explosionsartige Expansion der Inflation erklärt räumlich flache Geometrie ? ?