Cosmology@Home
Aus SETI.Germany Wiki
| Cosmology@Home | |
|---|---|
 | |
| Ziel: | Modelliere das Universum |
| Kategorie: | Astronomie |
| Homepage: | https://www.cosmologyathome.org/ |
| Betreiber: | University of Illinois  |
| 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: |     |
| Bildschirmschoner: |  |
| Checkpoints: |  |
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: 04.10.2023 05:49:01) | |
|---|---|
| Platzierung: | 9 |
| Punkte: | 201.712.764 |
| %-Anteil SG: | 1.08 |
| Status Scheduler: | aktiv |
| WUs bereit: | 999 |
| WUs in Arbeit: | 31.832 |
| Wir überholen: | - |
| überholt SG: | - |
Inhaltsverzeichnis
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:
- den Fluktuationen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (beobachtet aus dem Weltraum von WMAP und bald Planck, sowie von erd- und ballonbasierten Experimenten),
- der Verteilung von Galaxien und Galaxiehaufen auf großen Skalen,
- Messungen der momentanen Expansionsgeschwindigkeit des Universums durch das Hubble-Weltraumteleskop,
- die Beschleunigung des Universums gemessen bei Beobachtungen von Supernovaexplosionen,
- Beobachtungen von primordialen Elementhäufigkeiten in fernen Gasklumpen und
- 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
