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Cosmology@Home: Unterschied zwischen den Versionen

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(Übersetzungen überarbeitet, einige Absätze aufgrund nicht mehr auffindbarer Quelle und Unverständlichkeit gelöscht...)
 
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Cosmology@Home sucht in einer Auswahl von Modellen, die mit den verfügbaren astronomischen und teilchenphysikalischen Daten übereinstimmen, nach einem Modell, das unser Universum am besten beschreibt. Um dieses Ziel zu erreichen, werden Teilnehmer bei Cosmology@Home die beobachtbaren Vorhersagen von Millionen an theoretischen Modellen mit verschiedenen Parameterkombinationen berechnen. Die Ergebnisse der Berechnungen werden genutzt, um alle verfügbaren Daten mit diesen Modellen zu vergleichen. Außerdem können die Ergebnisse von Cosmology@Home helfen, zukünftige kosmologische Beobachtungen und Experimente zu kreieren und die Analyse von zukünftigen Daten, beispielsweise vom [http://de.wikipedia.org/wiki/Planck_(Teleskop) Planck]-Satelliten, vorzubereiten.
 
Cosmology@Home sucht in einer Auswahl von Modellen, die mit den verfügbaren astronomischen und teilchenphysikalischen Daten übereinstimmen, nach einem Modell, das unser Universum am besten beschreibt. Um dieses Ziel zu erreichen, werden Teilnehmer bei Cosmology@Home die beobachtbaren Vorhersagen von Millionen an theoretischen Modellen mit verschiedenen Parameterkombinationen berechnen. Die Ergebnisse der Berechnungen werden genutzt, um alle verfügbaren Daten mit diesen Modellen zu vergleichen. Außerdem können die Ergebnisse von Cosmology@Home helfen, zukünftige kosmologische Beobachtungen und Experimente zu kreieren und die Analyse von zukünftigen Daten, beispielsweise vom [http://de.wikipedia.org/wiki/Planck_(Teleskop) Planck]-Satelliten, vorzubereiten.
  
Jede WU simuliert ein Universum mit einer einzigartigen Geometrie, Partikelinhalt und Anfangsphysik. Sie erstellt Vorhersagen der beobachtbaren Eigenschaften des Universums, welche wir dann vergleichen können mit:
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Jede WU simuliert ein Universum mit einzigartiger Geometrie, Teilcheninhalt und Anfangsbedingungen. Sie erstellt Vorhersagen der beobachtbaren Eigenschaften des Universums, welche wir dann vergleichen können mit:
  
# den Fluktuationen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (beobachtet aus dem Weltraum vom WMAP und bald Planck, sowie von erd- und ballonbasierten Experimenten),
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# den Fluktuationen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (beobachtet aus dem Weltraum von [https://de.wikipedia.org/wiki/Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe WMAP] und bald Planck, sowie von erd- und ballonbasierten Experimenten),
# der großen Staffelverteilung an Galaxien und Galaxiehaufen,  
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# der Verteilung von Galaxien und Galaxiehaufen auf großen Skalen,  
# Messungen der momentanen Expansionsgeschwindigkeit des Universums durch das Hubble-Weltraumteleskop,
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# Messungen der momentanen Expansionsgeschwindigkeit des Universums durch das [https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Weltraumteleskop Hubble-Weltraumteleskop],
# die Beschleunigung des Universums wie gemessen bei Beobachtungen von Supernovaexplosionen,
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# die Beschleunigung des Universums gemessen bei Beobachtungen von Supernovaexplosionen,
# Beobachtungen von primordialen Elementüberflüssen in fernen Gasklumpen, und
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# Beobachtungen von primordialen Elementhäufigkeiten in fernen Gasklumpen und
 
# Gravitationslinsendaten, wenn sie verfügbar sind.  
 
# Gravitationslinsendaten, wenn sie verfügbar sind.  
  
Die Forschungsgruppe ist in mehreren Bereichen der theoretischen und phänomenologischen Kosmologie beteiligt: die frühesten Momente der Zeit, als sich das Universum formte, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, die kosmischen dunklen Äonen, Strukturformation, [http://de.wikipedia.org/wiki/Dunkle_Materie dunkle Materie] und [http://de.wikipedia.org/wiki/Dunkle_Energie dunkle Energie] und auch die Entwicklung und Anpassung der Mathematik, Statistiken und Berechnungen, um den Stand der Kosmologie zu verbessern.  
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Die Forschungsgruppe ist in mehreren Bereichen der theoretischen und phänomenologischen Kosmologie beteiligt: die frühesten Momente der Zeit, als sich das Universum formte, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, die dunklen Zeitalter, Strukturformation, [http://de.wikipedia.org/wiki/Dunkle_Materie Dunkle Materie] und [http://de.wikipedia.org/wiki/Dunkle_Energie Dunkle Energie] und auch die Entwicklung und Anpassung der Mathematik, Statistiken und Berechnungen, um den Stand der Kosmologie zu verbessern. Es wird erwartet, dass schließlich verschiedene Arten von Berechnungen zur Teilnahme angeboten werden. Alle Berechnungen werden direkt zu den führenden Forschungsprojekten in der Kosmologie, der Wandelt-Gruppe in den Physik- und Astonomie-Fakultäten der Universität of Illinois am Urbana-Champaign, beitragen.  
Es wird erwartet, dass schließlich verschiedene Arten von Berechnungen zur Teilnahme angeboten werden. Alle Berechnungen werden direkt zu den führenden Forschungsprojekten in der Kosmologie, der Wandelt-Gruppe in den Physik- und Astonomie-Fakultäten der Universität of Illinois am Urbana-Champaign, beitragen.  
 
  
 
== Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung ==
 
== Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung ==
 
<!-- http://cosmos.astro.uiuc.edu/cmb.php -->
 
<!-- http://cosmos.astro.uiuc.edu/cmb.php -->
Seit ihrer Nobelpreisgewinnungsentdeckung in den späten 1960ern durch Penzias und Wilson, ist der kosmische Mikrowellenhintergrund (cosmic microwave background = CMB) der Eckstein der kosmologischen Astrophysik geworden. Diese Strahlung wurde emittiert als das Universum nur 300,000 Jahre alt war. Es stellt daher einen Schnappschuss des frühen Universums bereit, 40,000 mal jünger, als es nun ist. Ihr Hauptmerkmal ist ihre außergewöhnliche einheitliche Helligkeit in allen Richtungen auf dem kleine Fluktuation abgedruckt sind auf dem Level von 1 Teil in 105 (die Anisotropie.) Diese Anisotropien wurden zuerst zuverlässig entdeckt bei niedriger Auflösung durch den COBE Satelliten in den frühen 1990ern. George Smoot (mein Mitarbeiter bei der Planck Raummission) empfing den Nobelpreis in Physik für diese Entdeckung 2006 und teilte den Preis mit John Mather, dem Chefforscher der COBE-Mission und der Führer von FIRAS, dem Instrument, das zeigte, dass der kosmische Mikrowellenhintergrund ein nahezu perfekter „Schwarzer Körper“ ist.
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Seit der mit dem Nobelpreis ausgezeichneten Entdeckung durch Penzias und Wilson in den späten 1960ern ist der [https://de.wikipedia.org/wiki/Hintergrundstrahlung kosmische Mikrowellenhintergrund] (engl. ''Cosmic Microwave Background'', CMB) der Eckstein der kosmologischen Astrophysik geworden. Diese Strahlung wurde emittiert als das Universum nur 300000 Jahre alt war. Es stellt daher einen Schnappschuss des frühen Universums bereit, 40000-mal jünger als es nun ist. Ihr Hauptmerkmal ist die außergewöhnlich einheitliche Helligkeit in allen Richtungen mit nur kleinen Fluktuationen in der Größenordnung eines Hunderttausendstels (die ''Anisotropie''). Diese Anisotropien wurden zuerst zuverlässig entdeckt bei niedriger Auflösung durch den [https://de.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Background_Explorer COBE]-Satelliten in den frühen 1990ern. George Smoot (Mitarbeiter bei der Planck-Raummission) erhielt den Nobelpreis in Physik für diese Entdeckung 2006 und teilte den Preis mit John Mather, dem Chefforscher der COBE-Mission und der Führer von FIRAS, dem Instrument, das zeigte, dass der kosmische Mikrowellenhintergrund ein nahezu perfekter ''Schwarzer Körper'' ist.
  
Seitdem sind die COBEs Beobachtungen bestätigt und erheblich erweitert worden, durch eine Auswahl an weiteren Instrumenten vom Boden, der oberen Atmosphäre und dem Weltraum. Erst vor kurzem, ist die Präsenz einer Anisotropie im kosmischen Mikrowellenhintergrundpolarisationsmuster entdeckt worden, gemäß theoretischer Erwartungen. Diese Polarisationsanisotropien, obwohl selbst schwächer als die Temperaturanisotropien, tragen nützliche zusätzliche Informationen. Extrahiert man die Korrelationseigenschaften von diesen Anisotropien auf der Himmelssphäre, enthüllen empfindliche Takte die gesamten Eigenschaften des Universums, wie seine gesamte Dichte und Geometrie, seiner Anordnung, und seinen Eigenschaften in den aller ersten Augenblicken der Zeit.   
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Seither sind COBEs Beobachtungen bestätigt und erheblich erweitert worden durch eine Auswahl an weiteren Instrumenten vom Boden, der oberen Atmosphäre und dem Weltraum. Erst vor kurzem ist die Präsenz einer Anisotropie im Polarisationsmuster des kosmischen Mikrowellenhintergrundes entdeckt worden, wie von der Theorie erwartet. Diese Polarisationsanisotropien, obwohl noch schwächer als die Temperaturanisotropien, tragen nützliche zusätzliche Informationen. Extrahiert man die Korrelationseigenschaften von diesen Anisotropien auf der Himmelssphäre, enthüllen empfindliche Messwerte der gesamten Eigenschaften des Universums wie seine gesamte Dichte und Geometrie, seiner Anordnung, und seinen Eigenschaften in den allerersten Augenblicken der Zeit.   
  
Diese Information ist mengenmäßig verschlüsselt in kosmologische Parameter (CP). Wie keine andere kosmologische Beobachtung, erlauben detaillierte Auswertungen der CMB-Anisotropien die Ermittlung der Struktur, Eigenschaften und Ingredienzen des Universums auf supergroßen Skalen und bei sehr frühen Zeiten, die Basis für irgendeine theoretische Beschreibung der kosmischen Geschichte.  
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Diese Information steckt quantitativ in den kosmologischen Parametern. Wie keine andere kosmologische Beobachtung erlauben detaillierte Auswertungen der CMB-Anisotropien die Ermittlung der Struktur, Eigenschaften und Ingredienzen des Universums auf sehr großen Skalen und zu sehr frühen Zeiten, die Basis für jede theoretische Beschreibung der kosmischen Geschichte.  
  
Diese direkten Beobachtungen des 300,000-Jahre alten Universums können mit großer Zuversicht zu den kosmischen Parametern verbunden werden, weil die Physik, welche die CBM-Anisotropien regiert begreifend einfach ist. Sobald wir viel über wann, wo und wie die Oberfläche eines Sees beunruhigt worden ist ableiten können, durch die Art, die eine Wellenkrone und Mulde an der Küste ankommen, können wir die statistischen Eigenschaften der CMB-Temperaturanisotropien nutzen, um viel über die Geschichte und Natur der Störungen zu früheren Zeiten abzuleiten, den gesamten Weg zurück zur Ära, wo unser momentanes Verständnis von Physik versagt: Der Planckzeit.  
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Diese direkten Beobachtungen des 300000 Jahre alten Universums können mit großer Verlässlichkeit mit den kosmologischen Parametern verbunden werden, weil die Physik hinter den CBM-Anisotropien sehr einfach ist. So, wie wir aus den ankommenden Wellenbergen und -tälern an einer Küste viel darüber ableiten können, wann, wo und wie die Oberfläche eines Sees gestört worden ist, können wir die statistischen Eigenschaften der CMB-Temperaturanisotropien nutzen, um viel über die Geschichte und Natur der Störungen zu früheren Zeiten abzuleiten, bis hin zu Zeitskalen, auf denen unser momentanes Verständnis von Physik versagt: Der Planck-Zeit.  
  
Die Direktheit der Auswirkung der CMB-Beobachtungen auf unser Wissen über die umfassenden Eigenschaften des Universums und der frühestens Momente der Schöpfung haben zu einer Explosion an Interesse in diesem Gebiet geführt, sowohl dem theoretischen und der Beobachtung. Auf der theoretischen Seite richten sich fundamentale partikelphysikalische Theorien zunehmend zur Kosmologie als Anleitung auf dem Weg zu einer vereinheitlichten Theorie aller Wechselwirkungen. Auf der Beobachtungsseite führen die Vereinigten Staaten eine internationale Bestrebung qualitativ hochwertige CMB-Daten zu generieren. Die Anhäufung dieser Bestrebung ist in einer Serie an CMB-Beobachtungen im Raum gegenwärtig angeführt von der erfolgreich operierenden Wilkinson Mikrowellenansisotropiesonde (WMAP), und die Entwicklung der Planck Satellitenmission.
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Dass sich die CMB-Beobachtungen auf unser Wissen über die globalen Eigenschaften des Universums und der frühestens Momente der Entstehung sehr direkt auswirken, hat zu einem explosionsartigem Anstieg des Interesses an diesem Gebiet geführt, sowohl theoretisch als auch bei der Beobachtung. Auf der theoretischen Seite nutzt die fundamentale Theorie der Teilchenphysik zunehmend die Kosmologie, um eine vereinheitlichte Theorie aller Wechselwirkungen zu finden. Auf Seite der Beobachtungen führen die Vereinigten Staaten die internationalen Bestrebungen, qualitativ hochwertige CMB-Daten zu erhalten. Die Höhepunkte dieser Bestrebungen sind die CMB-Beobachtungen im Weltraum durch WMAP und die Entwicklung der Planck-Mission.
  
In einem gesamten isotropen Universum ist die Information nicht beinhaltet in ortsgebundenen Eigenschaften der CMB-Anisotropie, wie der absoluten Anordnung und Form von individuell heißen und kalten Stellen, aber im gesamten Muster oder Textur des Gebietes. Die Information ist nur in Eigenschaften des Gebietes beinhaltet, die abhängen vom relativen Winkelabstand zwischen zwei Positionen am Himmel. Mathematisch, wenn die CMB-Anisotropien ein gaußisches Zufallsfeld sind, wo 2-Punktstatistiken alle höheren Ordnungspunkte angeben, dies bedeutet, dass der Winkelkraftspektrumkoeffizient C, der Anisotropien die gesamten Informationen beinhaltet. Innerhalb der Standartparadigmen der Kosmologie ist das Universum isotrop und die primordialen Fluktuationen, und daher das CMB, sind Gaußglocken. Die kosmologische Theorie sagt das C vor, angesichts eines Satzes an kosmologischen Parametern. Das Ausmessen des Kraftspektrums C, ist daher das Hauptziel aller CMB-Experimente.
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In einem völlig isotropen Universum stecken die Informationen nicht in den lokalen Eigenschaften der CMB-Anisotropie wie den absoluten Örtern und Formen einzelner heißer und kalter Stellen, sondern in Muster oder Textur des gesamten Feldes. Die Information steckt nur in solchen Eigenschaften des Feldes, die von dem ''relativen'' Winkelabstand zwischen zwei Positionen am Himmel abhängen. Wenn die CMB-Anisotropien ein Gaußsches Zufallsfeld sind, in welchem 2-Punkt-Statistiken alle Momente höherer Ordnung definieren, bedeutet dies mathematisch, dass die Koeffizienten ''C<sub>l</sub>'' des Winkelleistungsspektrums der Anisotropien alle Informationen beinhalten. Nach dem Standardparadigma der Kosmologie ''ist'' das Universum isotrop und die primordialen Fluktuationen, und somit der CMB, ''sind'' Gauß-förmig. Die kosmologische Theorie sagt die ''C<Sub>l</Sub>'' für einen gegebenen Satz von kosmologischen Parametern vorher. Das Messen des Leistungsspektrums ''C<Sub>l</Sub>'' ist daher das Hauptziel aller CMB-Experimente.
  
 
== Kosmologische Parameter ==
 
== Kosmologische Parameter ==
 
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<!-- http://cosmos.astro.uiuc.edu/cbParameters.php -->
 
Unser Universum ist eines von einer großen Vielfalt an Universen mit verschiedenen Eigenschaften. Diese Eigenschaften sind durch einen Satz von rund 10 oder mehr Parametern beschrieben. Jeder Parameter beschreibt eine verschiedene Grundeigenschaft des Universums.  
 
Unser Universum ist eines von einer großen Vielfalt an Universen mit verschiedenen Eigenschaften. Diese Eigenschaften sind durch einen Satz von rund 10 oder mehr Parametern beschrieben. Jeder Parameter beschreibt eine verschiedene Grundeigenschaft des Universums.  
  
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Der Inhalt und die Geometrie des Universums.
 
Der Inhalt und die Geometrie des Universums.
  
1.1 Die durchschnittliche Dichte der dunklen Materie im Universum. (Omega_cdm)
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1.1 Die mittlere Dichte der Dunklen Materie im Universum. (''&Omega;<Sub>cdm</Sub>'')
  
1.2 Die durchschnittliche Dichte von gewöhnlicher Materie im Universum. (Omega_b)
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1.2 Die mittlere Dichte von gewöhnlicher Materie im Universum. (''&Omega;<Sub>b</Sub>'')
  
1.3 Die durchschnittliche Dichte von dunkler Energie im Universum (Omega_Lambda)
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1.3 Die mittlere Dichte von Dunkler Energie im Universum (''&Omega;<Sub>&Lambda;</Sub>'')
  
1.4 Die durchschnittliche Dichte von Neutrinos (Omega_nu)
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1.4 Die mittlere Dichte von Neutrinos (''&Omega;<Sub>&nu;</Sub>'')
  
1.5 Die Geschwindigkeit der Expansion des Universums (H_0, die Hubble-Konstante.) Die totale Dichte (die Summe von 1.1-1.4) bestimmt die Geometrie des Universums bis einschließlich Einsteins Gleichungen.
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1.5 Die Geschwindigkeit der Expansion des Universums (''H<Sub>0</Sub>'', die Hubble-Konstante)
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Die totale Dichte (die Summe von 1.1-1.4) bestimmt die Geometrie des Universums über die Einstein-Gleichungen.
  
 
'''Klasse 2'''
 
'''Klasse 2'''
  
Die “Physik des Anfangs.Dies sind Parameter, welche die Physik in den frühestens Momenten des Urknalls beschreiben, der verantwortlich war für die Produktion der ersten dichten Fluktuationen, der Saat aller Strukturen im Universum.  
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Die Anfangsbedingungen. Dies sind Parameter, welche die Physik in den frühestens Momenten des Urknalls beschreiben, die für die ersten Dichtefluktuationen, den Ausgangspunkt Strukturen im Universum, verantwortlich ist.  
  
2.1 Die Stärke von primordialen Fluktuationen A.  
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2.1 Die Stärke von primordialen Fluktuationen ''A''.  
  
2.2 Die Korrelationseigenschaften der primordialen Fluktuationen (n_s, dln n_s/dln k)
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2.2 Die Korrelationseigenschaften der primordialen Fluktuationen (''n<Sub>s</Sub>'', dln ''n<Sub>s</Sub>''/dln ''k'')
  
2.3 Die relative Menge an Dichtefluktuationen und Gravitationswellen. (r=T/S)
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2.3 Die relative Menge an Dichtefluktuationen und Gravitationswellen. (''r''=''T''/''S'')
  
 
'''Klasse 3'''
 
'''Klasse 3'''
  
Eigenschaften der dunklen Energie. Diese Parameter beschreiben die allgemeinen Eigenschaften der dunklen Energie als eine kosmologische Flüssigkeit.
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Eigenschaften der Dunklen Energie. Diese Parameter beschreiben die allgemeinen Eigenschaften der Dunklen Energie als kosmologisches Fluid.
 
 
3.1 Die Gleichsetzung der Zustandsparameter (w)
 
 
 
3.2 Die Änderungsgeschwindigkeit in der Gleichsetzung der Zustandsparameter (w_a)
 
 
 
3.3 Die Schallgeschwindigkeit in der dunklen Energie (c_s^2)
 
 
 
In der Tat könnten viele zusätzliche Möglichkeiten entdeckt werden.  
 
  
In Klasse 2 kann einer zusätzliche Parameter bestimmen, um die Klasse an Theorien auszuweiten für die Schaffung von primordialen Störungen, Klasse 1 kann erweitert sein, um die Präsenz von weiteren unbekannten Partikeln zu testen. und Klasse 3 kann berichtigt werden, Parameter zu beinhalten spezifisch zu einem partikularen Model von dunkler Energie. Also mit diesen großen Satz an Parametern, sagen wir 15-20, nur zwei mögliche Werte in jedem Parameter erkunden würde das Berechnen von einer gewaltigen Anzahl an Modellen erfordern. Zwei mögliche Werte in zwei Parametern würde 4 Berechnungen bedeuten, 3 Parameter wären 8 Berechnungen, und so weiter. Insgesamt n Parameter würde heißen, 2 bis zur x-ten Leistungsberechnung – das sind über 1 Millionen Möglichkeiten nur für das kleinste Minimum an Variationen. Wir nutzen fortgeschrittene Maschinenlernalgorithmen (Link zur Softwareseite, sollte kurze Beschreibung zum Link zu Pico und der Softwareseite hinzufügen) um diesen sehr großen Parameterraum abzusuchen nach Modellen, die mit den Daten übereinstimmen und wir werden Cosmology@Home´s Fähigkeit Millionen an Modelle zu berechnen nutzen, um diese Algorithmen zu einzuarbeiten. 
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3.1 Zustandsgleichungsparameter (''w'')
''Verändernde Konstante, dunkle Energie und die Absorption von 21 cm Strahlung.''
 
Rishi Khatri und Ben Wandelt haben neulich eine neue Methode zum Testen der Beständigkeit der feinen Struktur fortwährend quer durch kosmische Zeitskalen vorgeschlagen, was sich als ultimative astronomische Quelle für Grundlagenphysik erweisen könnte. Ben Wandelt erklärt den Beweggrund für diese Arbeit und den physikalischen Ursprung dieses Schatzfundes an Information.
 
  
'''Von Ben Wandelt'''
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3.2 Die Änderungsrate der Zustandsgleichungsparameter (''w<Sub>a</Sub>'')
 
 
Was macht die Konstanten der Natur so speziell?  Von einer theoretischen Perspektive her sind Konstanten erforderliche Übel, die bewältigt werden sollten. Das Standartmodel hat 19 fundamentale Konstanten, und das ignoriert die nicht-Null Neutrinomassen, welche die gesamte Zahl zu einer kolossalen 25 bringt. Das sind 25 Zahlen die als Input für die Theorie gemessen werden müssen. Ein wichtiger motivierender Faktor bei der Suche einer fundamentalen Theorie jenseits des Standartmodels ist, die Werte dieser Konstanten zu erklären in Fristen von manchen grundlegenden, aber bis jetzt unsichtbaren Strukturen.
 
 
 
Was mehr ist, nicht einmal die Beständigkeit von Naturgrößen (CoNs) ist garantiert (Uzan 2003). Vielleicht sind die Quantitäten an die wir denken, wie Konstanten, eigentlich dynamisch, aber schwankend langsam genug, dass wir es nicht bemerkt haben. Oder selbst wenn die Zahlen zeitlich gleichbleibend wären, könnten sie sich über kosmische Distanzen verändern.
 
 
 
Ganz im Gegenteil, um die Beständigkeit der CoNs als erwiesen anzunehmen, kann man behaupten, dass es eigentlich überrascht. Stringtheoretiker erzählen uns, diese Beständigkeiten sind verwandt mit den Eigenschaften des Raums, überspannt durch die zusätzlichen, kleinen Dimensionen jenseits unserer beobachteten vier (3 Räume + 1 Zeit.) Diese Eigenschaften könnten dynamisch sein (immerhin, wir wissen seit Hubble, dass die 3 großen Dimensionen wachsen) also warum verändern sich die „Konstanten“ nicht? Diese Perspektive bringt die Verpflichtung für uns ein abzugleichen, warum die kleinen Größen mindestens annähernd konstant sind. Also ist der moderne Standpunkt des 21st Jahrhunderts, dass es viel natürlicher wäre, wenn die CoNs nicht beständig wären, sondern unterschiedlich. Beides räumlich oder mit Zeit. 
 
  
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3.3 Die Schallgeschwindigkeit in der Dunklen Energie (''c<Sub>s</Sub>''<sup>2</sup>)
 
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Quelle: http://cosmologyathome.org/wandelt_letter.php
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Quellen: http://cosmologyathome.org/wandelt_letter.php<br>
 
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http://cosmos.astro.uiuc.edu/cmb.php<br>
Übersetzer: --[[Benutzer:SuperbeowulfSPEG-244|SuperbeowulfSPEG-244]] 23:38, 29. Aug. 2008 (CEST)
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http://cosmos.astro.uiuc.edu/cbParameters.php
 
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Aktuelle Version vom 4. Juli 2015, 15:19 Uhr

Cosmology@Home
Cosmology@Home
Ziel:Modelliere das Universum
Kategorie:Astronomie
Homepage:https://www.cosmologyathome.org/
Betreiber:University of Illinois Vereinigte Staaten von Amerika
Status:produktiv
Projektadressen
Serverstatus:Cosmology@Home
Forum:Cosmology@Home Forum
SETI.Germany
Team-Statistik:Cosmology@Home
Teambeitritt:SETI.Germany beitreten
Forenthread:SETI.Germany Forum
Workunit
Frist:14 Tage
Erster Download:1,72 MB (Projektclient 1,6 MB + 1 WU)
Download:1 KB
Upload:26 KB (6 Dateien)
Arbeitsspeicher:bis zu 700 MB
Betriebssysteme:Linux 32 Bit Linux 64 Bit Windows 32 Bit Windows 64 Bit
Bildschirmschoner:Nicht vorhanden
Checkpoints:Vorhanden

Cosmology@Home versucht, die bestmögliche Beschreibung unseres Universums und den Modellbereich zu finden, der mit den bekannten Daten aus Astronomie und Teilchenphysik verträglich ist.

Statistik (Stand: 10.04.2020 13:19:01)
Platzierung:7
Punkte:148.597.281
%-Anteil SG:1.17
Status Scheduler:aktiv
WUs bereit:996
WUs in Arbeit:87.773
Wir überholen:Dutch Power Cows - 4
überholt SG:-

Forschung

Cosmology@Home ist von Ben Wandelts Gruppe an der Universität von Illinois entwickelt worden, um es Teilnehmern zu ermöglichen, aktiv an der vordersten Front der Präzisionskosmologieforschung teilzunehmen, indem sie ihre CPU-Zeit zur Verfügung stellen.

Cosmology@Home sucht in einer Auswahl von Modellen, die mit den verfügbaren astronomischen und teilchenphysikalischen Daten übereinstimmen, nach einem Modell, das unser Universum am besten beschreibt. Um dieses Ziel zu erreichen, werden Teilnehmer bei Cosmology@Home die beobachtbaren Vorhersagen von Millionen an theoretischen Modellen mit verschiedenen Parameterkombinationen berechnen. Die Ergebnisse der Berechnungen werden genutzt, um alle verfügbaren Daten mit diesen Modellen zu vergleichen. Außerdem können die Ergebnisse von Cosmology@Home helfen, zukünftige kosmologische Beobachtungen und Experimente zu kreieren und die Analyse von zukünftigen Daten, beispielsweise vom Planck-Satelliten, vorzubereiten.

Jede WU simuliert ein Universum mit einzigartiger Geometrie, Teilcheninhalt und Anfangsbedingungen. Sie erstellt Vorhersagen der beobachtbaren Eigenschaften des Universums, welche wir dann vergleichen können mit:

  1. den Fluktuationen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (beobachtet aus dem Weltraum von WMAP und bald Planck, sowie von erd- und ballonbasierten Experimenten),
  2. der Verteilung von Galaxien und Galaxiehaufen auf großen Skalen,
  3. Messungen der momentanen Expansionsgeschwindigkeit des Universums durch das Hubble-Weltraumteleskop,
  4. die Beschleunigung des Universums gemessen bei Beobachtungen von Supernovaexplosionen,
  5. Beobachtungen von primordialen Elementhäufigkeiten in fernen Gasklumpen und
  6. Gravitationslinsendaten, wenn sie verfügbar sind.

Die Forschungsgruppe ist in mehreren Bereichen der theoretischen und phänomenologischen Kosmologie beteiligt: die frühesten Momente der Zeit, als sich das Universum formte, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, die dunklen Zeitalter, Strukturformation, Dunkle Materie und Dunkle Energie und auch die Entwicklung und Anpassung der Mathematik, Statistiken und Berechnungen, um den Stand der Kosmologie zu verbessern. Es wird erwartet, dass schließlich verschiedene Arten von Berechnungen zur Teilnahme angeboten werden. Alle Berechnungen werden direkt zu den führenden Forschungsprojekten in der Kosmologie, der Wandelt-Gruppe in den Physik- und Astonomie-Fakultäten der Universität of Illinois am Urbana-Champaign, beitragen.

Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung

Seit der mit dem Nobelpreis ausgezeichneten Entdeckung durch Penzias und Wilson in den späten 1960ern ist der kosmische Mikrowellenhintergrund (engl. Cosmic Microwave Background, CMB) der Eckstein der kosmologischen Astrophysik geworden. Diese Strahlung wurde emittiert als das Universum nur 300000 Jahre alt war. Es stellt daher einen Schnappschuss des frühen Universums bereit, 40000-mal jünger als es nun ist. Ihr Hauptmerkmal ist die außergewöhnlich einheitliche Helligkeit in allen Richtungen mit nur kleinen Fluktuationen in der Größenordnung eines Hunderttausendstels (die Anisotropie). Diese Anisotropien wurden zuerst zuverlässig entdeckt bei niedriger Auflösung durch den COBE-Satelliten in den frühen 1990ern. George Smoot (Mitarbeiter bei der Planck-Raummission) erhielt den Nobelpreis in Physik für diese Entdeckung 2006 und teilte den Preis mit John Mather, dem Chefforscher der COBE-Mission und der Führer von FIRAS, dem Instrument, das zeigte, dass der kosmische Mikrowellenhintergrund ein nahezu perfekter Schwarzer Körper ist.

Seither sind COBEs Beobachtungen bestätigt und erheblich erweitert worden durch eine Auswahl an weiteren Instrumenten vom Boden, der oberen Atmosphäre und dem Weltraum. Erst vor kurzem ist die Präsenz einer Anisotropie im Polarisationsmuster des kosmischen Mikrowellenhintergrundes entdeckt worden, wie von der Theorie erwartet. Diese Polarisationsanisotropien, obwohl noch schwächer als die Temperaturanisotropien, tragen nützliche zusätzliche Informationen. Extrahiert man die Korrelationseigenschaften von diesen Anisotropien auf der Himmelssphäre, enthüllen empfindliche Messwerte der gesamten Eigenschaften des Universums wie seine gesamte Dichte und Geometrie, seiner Anordnung, und seinen Eigenschaften in den allerersten Augenblicken der Zeit.

Diese Information steckt quantitativ in den kosmologischen Parametern. Wie keine andere kosmologische Beobachtung erlauben detaillierte Auswertungen der CMB-Anisotropien die Ermittlung der Struktur, Eigenschaften und Ingredienzen des Universums auf sehr großen Skalen und zu sehr frühen Zeiten, die Basis für jede theoretische Beschreibung der kosmischen Geschichte.

Diese direkten Beobachtungen des 300000 Jahre alten Universums können mit großer Verlässlichkeit mit den kosmologischen Parametern verbunden werden, weil die Physik hinter den CBM-Anisotropien sehr einfach ist. So, wie wir aus den ankommenden Wellenbergen und -tälern an einer Küste viel darüber ableiten können, wann, wo und wie die Oberfläche eines Sees gestört worden ist, können wir die statistischen Eigenschaften der CMB-Temperaturanisotropien nutzen, um viel über die Geschichte und Natur der Störungen zu früheren Zeiten abzuleiten, bis hin zu Zeitskalen, auf denen unser momentanes Verständnis von Physik versagt: Der Planck-Zeit.

Dass sich die CMB-Beobachtungen auf unser Wissen über die globalen Eigenschaften des Universums und der frühestens Momente der Entstehung sehr direkt auswirken, hat zu einem explosionsartigem Anstieg des Interesses an diesem Gebiet geführt, sowohl theoretisch als auch bei der Beobachtung. Auf der theoretischen Seite nutzt die fundamentale Theorie der Teilchenphysik zunehmend die Kosmologie, um eine vereinheitlichte Theorie aller Wechselwirkungen zu finden. Auf Seite der Beobachtungen führen die Vereinigten Staaten die internationalen Bestrebungen, qualitativ hochwertige CMB-Daten zu erhalten. Die Höhepunkte dieser Bestrebungen sind die CMB-Beobachtungen im Weltraum durch WMAP und die Entwicklung der Planck-Mission.

In einem völlig isotropen Universum stecken die Informationen nicht in den lokalen Eigenschaften der CMB-Anisotropie wie den absoluten Örtern und Formen einzelner heißer und kalter Stellen, sondern in Muster oder Textur des gesamten Feldes. Die Information steckt nur in solchen Eigenschaften des Feldes, die von dem relativen Winkelabstand zwischen zwei Positionen am Himmel abhängen. Wenn die CMB-Anisotropien ein Gaußsches Zufallsfeld sind, in welchem 2-Punkt-Statistiken alle Momente höherer Ordnung definieren, bedeutet dies mathematisch, dass die Koeffizienten Cl des Winkelleistungsspektrums der Anisotropien alle Informationen beinhalten. Nach dem Standardparadigma der Kosmologie ist das Universum isotrop und die primordialen Fluktuationen, und somit der CMB, sind Gauß-förmig. Die kosmologische Theorie sagt die Cl für einen gegebenen Satz von kosmologischen Parametern vorher. Das Messen des Leistungsspektrums Cl ist daher das Hauptziel aller CMB-Experimente.

Kosmologische Parameter

Unser Universum ist eines von einer großen Vielfalt an Universen mit verschiedenen Eigenschaften. Diese Eigenschaften sind durch einen Satz von rund 10 oder mehr Parametern beschrieben. Jeder Parameter beschreibt eine verschiedene Grundeigenschaft des Universums.

Klasse 1

Der Inhalt und die Geometrie des Universums.

1.1 Die mittlere Dichte der Dunklen Materie im Universum. (Ωcdm)

1.2 Die mittlere Dichte von gewöhnlicher Materie im Universum. (Ωb)

1.3 Die mittlere Dichte von Dunkler Energie im Universum (ΩΛ)

1.4 Die mittlere Dichte von Neutrinos (Ων)

1.5 Die Geschwindigkeit der Expansion des Universums (H0, die Hubble-Konstante)

Die totale Dichte (die Summe von 1.1-1.4) bestimmt die Geometrie des Universums über die Einstein-Gleichungen.

Klasse 2

Die Anfangsbedingungen. Dies sind Parameter, welche die Physik in den frühestens Momenten des Urknalls beschreiben, die für die ersten Dichtefluktuationen, den Ausgangspunkt Strukturen im Universum, verantwortlich ist.

2.1 Die Stärke von primordialen Fluktuationen A.

2.2 Die Korrelationseigenschaften der primordialen Fluktuationen (ns, dln ns/dln k)

2.3 Die relative Menge an Dichtefluktuationen und Gravitationswellen. (r=T/S)

Klasse 3

Eigenschaften der Dunklen Energie. Diese Parameter beschreiben die allgemeinen Eigenschaften der Dunklen Energie als kosmologisches Fluid.

3.1 Zustandsgleichungsparameter (w)

3.2 Die Änderungsrate der Zustandsgleichungsparameter (wa)

3.3 Die Schallgeschwindigkeit in der Dunklen Energie (cs2)


Quellen: http://cosmologyathome.org/wandelt_letter.php
http://cosmos.astro.uiuc.edu/cmb.php
http://cosmos.astro.uiuc.edu/cbParameters.php


Weblinks

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