Temperaturentwicklung des Universums
|
|
- Louisa Hertz
- vor 7 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 Der Urknall und seine Teilchen Temperaturentwicklung des Universums Alexander Bett 20. Mai 2011 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 2 2 Temperaturabhängigkeiten Strahlungsdominiertes Universum Materiedominiertes Universum Zusammenfassung Die Phasen des Universums 7 4 Quellenangaben 10 1
2 1 Einleitung Die folgende Abbildung gibt einen Überblick über die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute. Abbildung 1: Entwicklung des Universums Man erkennt hier, dass das Universum sich vom Urknall bis heute ausdehnt und dabei kälter wird. Zunächst sollen im Kapitel Temperaturabhängigkeiten einige Zusammenhänge zwischen Temperatur, Energiedichte und der Größe des Universums hergeleitet werden. Weiterhin soll die zeitliche Temperaturentwicklung untersucht werden. Wie schon in Abbildung 1 zu erkennen ist, dominiert zu Beginn die Strahlung im Universum, später dann die Materie. Dies liegt daran, dass die Energiedichte der Strahlung schneller abnimmt, als die Energiedichte der Materie, wie wir später sehen werden. Daher ist es nötig, bei der Herleitung der Proportionalitäten zwischen den genannten Größen, Strahlung und Materie zu unterscheiden. Im Kapitel Die Phasen des Universums sollen dann die wichtigsten Etappen der Entwicklung des Universums kurz vorgestellt werden. 2
3 2 Temperaturabhängigkeiten Im folgenden sollen nun Zusammenhänge zwischen Temperatur, Energiedichte und der Größe des Universums, hergeleitet werden. Hierzu muss zwischen Strahlung und Materie unterschieden werden. 2.1 Strahlungsdominiertes Universum Wir betrachten zunächst ein strahlungsdominiertes Universum. Die Energiedichte ɛ der Strahlung ist durch das Plancksche Strahlungsgesetz gegeben: dɛ = 8πhc λ 5 dλ exp ( hc k B T λ ) 1 Um die gesamte Energiedichte zu berechnen, muss über alle möglichen Wellenlängen integriert werden: ɛ = 8πhc ˆ Für die Strahlung gilt also ɛ T 4. 0 dλ 1 λ 5 Weiterhin gilt für die Strahlungsenergiedichte: 1 ( ) exp hc k B T λ 1 = 8π5 kb 4 15 (hc) 3 T 4 ɛ = E V = hν V = hc V λ Es ist V S 3, wobei S der kosmische Skalenfaktor ist, der die Größe des Universums in Einheiten der heutigen Größe angibt (Per Definition ist S heute = 1). Der Skalenfaktor wurde eingeführt, da die Größe des Universums nicht bekannt ist. Mit dessen Hilfe kann man sie jedoch immerhin im Verhältnis zur heutigen Größe angeben. Die Wellenlänge ist proportional zu S. Durch die Expansion des Universums werden nämlich die Wellenlängen auseinander gezogen. Man spricht von der Rotverschiebung. Insgesamt gilt also ɛ S 4. Mit ɛ T 4 ergibt sich daraus auch sofort ein Zusammenhang zwischen dem Skalenfaktor und der Temperatur: Es gilt S T 1. Schließlich soll noch ein Zusammenhang zwischen Temperatur und Zeit hergeleitet werden. Hierzu benutzt man die erste Friedmann-Gleichung. Die beiden Friedmanngleichungen beschreiben die Dynamik des Universums. Man erhält sie, indem man das kosmologische Prinzip (das Universum ist homogen und isotrop) in den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie anwendet. Hier benötigen wir nur die erste Friedmanngleichung: Ṡ 2 + kc 2 S 2 = 8π 3c 2 Gɛ 3
4 Hierbei ist S der Skalenfaktor, G die universelle Gravitationskonstante, ɛ die Energiedichte und k ein Krümmungsparameter. Da ɛ S 4, gilt für kleine S: kc S 2 8π 8π Gɛ 3c2 3c 2 G 1 S 4 Die Friedmanngleichung vereinfacht sich also zu (Ṡ ) 2 = 8π S 3c 2 Gɛ Ṡ ( ) 1 8π S = 3c 2 Gɛ 2 Da wir einen Zusammenhang zwischen Temperatur und Zeit suchen, müssen jetzt die Größen S, Ṡ und ɛ durch T und t ausgedrückt werden: ɛ T 4 ɛ = a T 4 mit a = 8π5 k 4 B 15(hc) 3 S 1 T S = b 1 T Ṡ = ds dt = b dt T 2 dt = const. b mit b = const. und ds = dt T 2 Setzt man diese drei Größen in die vereinfachte Friedmanngleichung ein, so ergibt sich die folgende Differentialgleichung: Man separiert zunächst die Variablen: Integration liefert: dt ( ) 1 8π T dt = 3c 2 GaT 4 2 dt T 3 = 8π Ga dt 3c2 1 8π 2T 2 = 3c 2 Ga t Man sieht bereits hieraus, dass gilt t T 2 bzw. T 1 t. Formt man die integrierte Gleichung noch etwas um, so erhält man T = 1 ( ) 8π 1 2 3c 2 Ga 4 1 t Für die Energie (in MeV) erhält man (mit a = 8π5 k 4 B 15(hc) 3 ) E = k B T = k ( ) B 8π 1 2 3c 2 Ga 4 1 = 1MeV s 1 2 t t Damit kann man zum Beispiel ausrechnen, dass nach einer Zeit von 10 6 s nach dem Urknall Protonen und Neutronen (Ruheenergie im Bereich von 1GeV = 1000 MeV) enstanden sein müssen. 4
5 2.2 Materiedominiertes Universum Betrachten wir nun ein materiedominiertes Universum. Zunächst soll ein Zusammenhang zwischen dem Skalenfaktor und der Temperatur hergeleitet werden. Hierzu betrachten wir die Materie als ideales Gas und die Ausdehnung des Universums als adiabatische Expansion, das heißt es findet kein Wärmeaustausch mit der Umgebung statt (δq = 0). Für ein ideales Gas gelten die Gleichungen pv = Nk B T und U = 3 2 Nk BT Hieraus ergibt sich für den Druck sofort p = 2U 3V Man verwendet jetzt den ersten Hauptsatz der Thermodynamik: du = δw + δq = pdv + 0 = 2U 3V dv Hier setzt man nun den Ausdruck für U ein: ( ) 3 d 2 Nk BT = Nk BT dv 3 V 2 k B (NdT + T dn) = Nk BT V Wir nehmen weiterhin an, dass die Teilchenzahl konstant bleibt (dn = 0). Dann ergibt sich die folgende Differentialgleichung: Die Lösung lautet: 3 dt 2 T = dv V ( ) 3 ( ) T 2 V0 ln = ln T0 V V 0 und T 0 sind Integrationskonstanten. Da V S 3 erhalten wir S T 1 2. Die Energiedichte der Materie ist gegeben durch Also gilt für Materie ɛ S 3. ɛ = E V = mc2 V Für den Zusammenhang zwischen Energiedichte und Temperatur erhält man aus ɛ S 3 und S T 1 2, dass gilt: ɛ T 3 2. dv 5
6 Schließlich soll noch ein Zusammenhang zwischen Temperatur und Zeit hergeleitet werden. Die Rechnung ist analog zum Fall der Strahlung. Wir benutzen wieder die erste Friedmanngleichung: Ṡ 2 + kc 2 S 2 = 8π 3c 2 Gɛ Da ɛ S 3 gilt für kleine S kc S 2 8π 8π Gɛ 3c2 3c 2 G 1 S 3 und die Friedmanngleichung vereinfacht sich zu (Ṡ ) 2 = 8π S 3c 2 Gɛ Ṡ ( ) 1 8π S = 3c 2 Gɛ 2 Es ist ɛ T 3 2 ɛ = α T 4 mit α = const. S T 1 2 S = β T 1 2 mit β = const. und ds = 1 2 βt 3 2 dt Ṡ = ds dt = βt 3 2 dt 2 dt Diese Größen setzt man jetzt in die vereinfachte Friedmanngleichung ein: Trennung der Variablen liefert: Die Integration liefert t T 3 4. dt ( 8π 2T dt = 3c 2 GαT 3 2 ) 1 2 T 7 8π 4 dt = Gα dt 3c2 2.3 Zusammenfassung In folgender Tabelle sind die Proportionalitäten nochmals zusammengefasst: Strahlungsdominiertes Universum Materiedominiertes Universum Energiedichte ɛ T 4 T ɛ 1 4 ɛ T 3 2 T ɛ 2 3 Skalenfaktor S T 1 T S 1 S T 1 2 T S 2 Zeit t T 2 T t 1 2 t T 3 4 T t 4 3 Tabelle 1: Zusammenhänge zwischen Temperatur und anderen Größen Aus diesen Proportionalitäten sieht man insbesondere auch Zusammenhänge zwischen der Größe des Universums und der Energiedichte. Für die Strahlung ergibt sich ɛ γ S 4, für die Materie ɛ m T 3. Die Energiedichte der Strahlung nimmt also mit der Expansion des Universums schneller ab, als die Energiedichte der Materie. 6
7 3 Die Phasen des Universums Im letzten Abschnitt soll nun ein kurzer Überblick über die verschiedenen Phasen, die das Universum in seiner Entwicklung durchlaufen hat, gegeben werden. Planck-Ära (T ; E ; t 0) Unter der Planck-Ära versteht man die Zeit unmittelbar nach dem Urknall. Die uns bekannten physikalischen Gesetze versagen in dieser Ära; auch die Begriffe von Raum und Zeit sind nicht definiert. Alle vier Grundkräfte sind in einer einzigen Urkraft vereint. In der theoretischen Physik sucht man momentan nach einer Quantengravitation, die diesen Zustand direkt nach dem Urknall beschreiben kann. GUT-Ära (T = K; E = GeV ; t = s) s nach dem Urknall spaltet die Urkraft in zwei Kräfte auf: Die Gravitation und die GUT-Kraft, die elektromagnetische, starke und schwache Wechselwirkung vereint (GUT steht für Grand Unified Theory - große vereinheitlichte Theorie). Die Teilchen der GUT-Kraft sind die Leptoquarks X und Y, auch X- und Y-Bosonen genannt, sowie deren Antiteilchen. Diese Leptoquarks befinden sich im Gleichgewicht mit der Strahlung. Inflation (T = K; E = GeV ; t = s) Während der Inflationsphase dehnt sich das Universum um einen Faktor von ca aus. Diese Ausdehnung erfolgt in einer extrem kurzen Zeitspanne mit Überlichtgeschwindigkeit. Dies steht jedoch nicht im Gegensatz zur Relativitätstheorie, denn diese verbietet nur, dass sich etwas in der Raumzeit schneller als das Licht bewegt, nicht aber, dass sich die Raumzeit selbst mit Überlichtgeschwindigkeit ausdehnt. Baryogenese (T = K; E = GeV ; t = s) Ungefähr zur selben Zeit wie die Inflation, zerfällt die GUT-Kraft in die starke und die elektroschwache Kraft. Es gibt also jetzt drei Grundkräfte. Die Leptoquarks X und Y und deren Antiteilchen zerfallen nun in Leptonen und Quarks. Hierbei gibt es für jedes Teilchen verschiedene Zerfallsmöglichkeiten. Als Beispiel betrachten wir hier die Zerfälle von X: Das X-Boson kann in zwei up-quarks oder in ein Antidown-Quark und ein Positron zerfallen, also sowohl in Teilchen, als auch in Antiteilchen. Man vermutet, dass diese beiden Zerfälle nicht exakt gleich wahrscheinlich waren, um den Materieüberschuss im Universum zu erklären. Gäbe es exakt gleich viel Materie wie Antimaterie, so müsste es, da das uns bekannte Universum ausschließlich aus Materie besteht, auch Bereiche geben, die aus Antimaterie bestehen. An den Grenzflächen müsste also Annihilationsstrahlung entstehen, die bis jetzt aber nicht gemessen werden konnte. Daher geht man davon aus, dass während der Baryogenese ein kleiner Überschuss an Materie entstanden sein muss. 7
8 Quark-Ära (T = K; E = GeV ; t = s) Die X- und Y-Bosonen sind nun alle in Leptonen und Quarks zerfallen. Die Energie ist aber noch zu hoch, um Hadronen zu bilden. Quarks und Gluonen existieren als freie Teilchen. Man spricht von einem Quark- Gluonen-Plasma. Die Teilchen treffen ständig auf ihre Antiteilchen, werden vernichtet und aus der Strahlung wieder erzeugt. Etwas später, ungefähr s nach dem Urknall, bei einer Temperatur von K spaltet die elektroschwache Kraft in schwache und elektromagnetische Kraft auf: Ab jetzt gibt es also alle vier bekannten Grundkräfte. Hadronen-Ära (T = K; E = 1GeV ; t = 10 6 s) Bei Energien der Größenordnung 1GeV können keine freien Quarks mehr existieren. Die Quarks und Gluonen schließen sich also zu Hadronen zusammen. Mit abnehmender Energie zerfallen schwere Hadronen in leichte Hadronen, wie zum Beispiel Protonen und Neutronen und deren Antiteilchen. Auch diese Teilchen werden ständig durch Stöße mit ihren Antiteilchen vernichtet und aus der Strahlung wieder erzeugt, bis die Energie nicht mehr zur Erzeugung ausreicht. Schließlich werden alle Hadronen vernichtet, bis auf den kleinen, während der Baryogenese erzeugten Materieüberschuss. Leptonen-Ära (T = K; E = 100MeV ; t = 10 4 s) Nachdem die Hadronen größtenteils vernichtet sind, wird das Universum nun von Leptonen, wie Elektronen, Positronen und Neutrinos und natürlich von Photonen dominiert. Zu Beginn sind der Leptonen- Ära sind all diese Teilchen im Gleichgewicht. Mit abnehmender Dichte entkoppeln jedoch die Neutrinos und wechselwirken ab jetzt nicht mehr mit den anderen Teilchen. Elektronen und Positronen werden ständig erzeugt und vernichten sich dann wieder, bis die Energie unter 1MeV (Ruhemasse von e + Ruhemasse von e + ) fällt und somit keine Erzeugung mehr stattfinden kann. Die Protonen und Neutronen, die aus der Hadronen-Ära übrig geblieben sind, wandeln sich zunächst ständig ineinander um. Da jedoch das Proton etwas leichter ist als das Neutron, zerfallen mit abnehmender Energie mehr Neutronen in Protonen als umgekehrt. Schließlich wird ein Verhältnis von etwa 1:6 erreicht. Nukleosynthese (T = 10 9 K; E = 100keV ; t = 10s) Etwa 10 Sekunden nach dem Urknall beginnt die Nukleosynthese, das heißt Protonen und Neutronen fügen sich zu Nukleonen zusammen. Zunächst entstehen Deuteriumkerne, die aus einem Proton und einem Neutron bestehen. Diese werden jedoch durch Stöße mit Photonen sogleich wieder in ihre Bestandteile zerlegt. Es herrscht eine Zeit lang ein Gleichgewicht zwischen Protonen, Neutronen und Deuteriumkernen. Mit abnehmender Temperatur reicht jedoch die Photonenenergie nicht mehr aus, um die Deuteriumkerne aufzuspalten, sodass diese stabil werden und und sich mit weiteren Protonen und Neutronen zu schwereren Kernen verbinden können. 8
9 Ungefähr eine halbe Stunde nach dem Urknall ist die Nukleosynthese beendet. Die Temperatur beträgt noch 10 8 K. Die Materie beseht nun aus ca. 75% Wasserstoffkernen ( 1 H), knapp 25% Heliumkernen ( 4 He), 0,001% Deuteriumkernen ( 2 H) und Spuren von Lithiumkernen ( 7 Li). Sämtliche Neutronen sind in Kernen gebunden. Schwerere Elemente entstehen erst viel später in Sternen. Ende der Strahlungsära / Beginn der Materieära (T = 15000K; t = 10000J.) Da die Energiedichte der Strahlung (ɛ S S 4 ) mit zunehmender Expansion schneller abfällt als die Energiedichte der Materie (ɛ m S 3 ), kommt es irgendwann zu einem Punkt, an dem die Energiedichte der Strahlung unter die Energiedichte der Materie fällt. Dies ist nach ca Jahren der Fall. Wurde das Universum bisher von der Strahlung dominiert, so übernimmt jetzt die Materie die Dominanz. Rekombination (T = 2980K; t = J.) Nach Jahren kommt es zur Atombildung. Die in der Nukleosynthese entstandenen Kerne und die bisher freien Elektronen vereinigen sich nun zu Atomen. Bisher konnten die Photonen, die die Teilchen der elektromagnetischen Kraft darstellen, mit den geladenen Elektronen und Kernen wechselwirken. Nun sind jedoch keine geladenen Teilchen mehr vorhanden: die Photonen haben keine Stoßpartner mehr und bewegen sich frei im Raum. Man spricht von der Entkopplung der Strahlung. Diese Strahlung ist heute noch als kosmische Hintergrundstrahlung messbar. Heute (T = 2, 7K; t = 13, J.) Die kosmische Hintergrundstrahlung, die während der Rekombinationsphase entstanden ist, kann noch heute gemessen werden. Sie weist ein nahezu perfektes Schwarzkörperspektrum auf. Dem Wellenlängenmaximum kann nach dem Wienschen Verschiebungsgesetz λ max T = const. eine Temperatur von 2,7K zugeordnet werden. Aus detaillierten Messungen der Hintergrundstrahlung kann man heute Rückschlüsse auf die Entwicklung des Universums ziehen. Zukunft Die weitere Entwicklung des Universums hängt von seiner Dichte ab. Da diese Dichte nicht exakt bekannt ist, ergeben sich drei Möglichkeiten: Ist die Dichte des Universums größer als eine gewisse kritische Dichte, so wird sich das Universum zunächst weiter ausdehnen. Diese Expansion wird jedoch immer langsamer voran schreiten und sich schließlich wieder umkehren: das Universum würde sich wieder zusammen ziehen und all die hier beschriebenen Phasen würden rückwärts ablaufen bis zum sogenannten big crunch. Ist die Dichte des Universums kleiner als die kritische Dichte, so wird sich das Universum ewig weiter ausdehnen. Die Temperatur würde gegen null konvergieren: Man spricht vom Kältetod des Universums. Momentan geht man davon aus, das dies das Schicksal des Universums sein wird; man beobachtet sogar eine beschleunigte Expansion. 9
10 Die letzte Möglichkeit ist schließlich, dass die Dichte des Universums genau der kritischen Dichte entspricht. Auch hier würde das Universum sich ewig weiter ausdehnen, allerdings nicht bis ins Unendliche, sondern die Expansion würde gegen eine bestimmte Größe konvergieren. Auch in diesem Fall würde das Universum den Kältetod erleiden. 4 Quellenangaben Steven Weinberg, Die ersten drei Minuten, Piper, München 1977 Prof. Dr. W. de Boer, Einführung in die Kosmologie, Skript zur Vorlesung Kosmologie Abbildung 1: 10
DIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT. 14. Dezember Kim Susan Petersen. Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik
DIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT 14. Dezember 2010 Kim Susan Petersen Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik INHALT 1. Das Standardmodell 2. Die Form des Universums 3.
MehrHauptseminar Der Urknall und seine Teilchen im SS Die Temperaturentwicklung des Universums
Hauptseminar Der Urknall und seine Teilchen im SS 2005 Die Temperaturentwicklung des Universums Gliederung 1. Motivation 2. Säulen des Big-Bang-Modells 3. Herleitung der Temperaturentwicklung 4. Phasen
MehrStandardmodell der Kosmologie
! "# $! "# # % & Standardmodell der Kosmologie Urknall und Entwicklung des Universums Inhalt Einleitung Experimentelle Hinweise auf einen Urknall Rotverschiebung der Galaxien kosmische Hintergrundstrahlung
MehrDie Temperaturentwicklung des Universums
Die Temperaturentwicklung des Universums Temperature development of the universe Bachelorarbeit von Alexander Jürgen Bett An der Fakultät für Physik Institut für Experimentelle Kernphysik (EKP) Gutachter:
MehrThemen. 1. Experimentelle Beobachtungen und Hubble. 2. Die Kosmologischen Epochen. 3. Die Hintergrundstrahlung
1 Themen 1. Experimentelle Beobachtungen und Hubble 2. Die Kosmologischen Epochen 3. Die Hintergrundstrahlung 4. Dunkle Materie / Energie als notwendige Konsequenz 5. Schwächen der Urknalltheorie 2 Allgemeines
MehrDie thermische Entwicklung des Universums
Die thermische Entwicklung des Universums Kim Susan Petersen 14. Dezember 2010 1 Die Zukunft unseres Universums Wie wir bereits gelernt haben, wird die Ausdehung des Universums durch die Friedmann-Gleichungen
MehrDas frühe Universum. Paul Angelike. 22. Juni 2017
22. Juni 2017 Übersicht 1 Der Urknall Die Geschichte des Urknalls Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität 2 Beobachtungen im heutigem Universum Strahlungs- und Massendominanz dunkle Materie,
MehrDie ersten 3 Minuten - Elemententstehung im Urknall
Die ersten 3 Minuten - Elemententstehung im Urknall Hauptseminar Astroteilchenphysik - Kosmische Strahlung Philipp Burger 1 ENERGIE- ZEITSKALEN 1 Energie- Zeitskalen Der Hubble-Parameter beschreibt die
Mehr7 Teilchenphysik und Kosmologie
7.1 Entwicklung des Universums 7 Teilchenphysik und Kosmologie 7.1 Entwicklung des Universums 64 Die Spektrallinien sehr entfernter Galaxien sind gegenüber denen in unserer Galaxie rot-verschoben, d.h.
MehrHauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie Das frühe Universum: Inflation und Strahlungsdominanz Thorsten Beck Universität Stuttgart Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie p. 1/14 Die
MehrDie Urknalltheorie. Hauptseminar von Tobias Buehler
Die Urknalltheorie Hauptseminar von Tobias Buehler Inhaltsverzeichnis 1 Historische Entwicklung 3 Was man sich daraus herleitet 2 Was man Messen kann 3.1 Planck Ära 2.1 Rotverschiebung und Expansion 3.2
MehrDer Urknall und die Kosmische Hintergrundstrahlung
und die Kosmische Hintergrundstrahlung Seminar Astroteilchenphysik in der Theorie und Praxis Physik Department Technische Universität München 12.02.08 und die Kosmische Hintergrundstrahlung 1 Das Standardmodell
MehrKosmologie. Wintersemester 2014/15 Vorlesung # 4,
Kosmologie Wintersemester 014/15 Vorlesung # 4, 10.11.015 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Expandierendes Universum - aktuelle Befunde für W V und W M Thermisches Universum - Temperaturen
MehrStandardmodell der Materie und Wechselwirkungen:
Standardmodell der Materie und en: (Quelle: Wikipedia) 1.1. im Standardmodell: sind die kleinsten bekannten Bausteine der Materie. Die meisten Autoren bezeichnen die Teilchen des Standardmodells der Teilchenphysik
MehrDas Moderne Universum II
Das Moderne Universum II Max Camenzind Senioren Würzburg 2017 Das Universum ist eine 4D RaumZeit Vertiefung des Themas: Was ist LambdaCDM? Das Moderne Universum Umfang = 2pR R(t) = a(t) R 0 R 0 : heutiger
MehrStandardmodell der Kosmologie
! "# $! "# # % & Standardmodell der Kosmologie Urknall und Entwicklung des Universums Inhalt Einleitung Experimentelle Hinweise auf einen Urknall Rotverschiebung der Galaxien kosmische Hintergrundstrahlung
MehrFrühes Universum. Katharina Müller Universität Zürich
Frühes Universum Katharina Müller Universität Zürich kmueller@physik.unizh.ch 28. Juni 2002 Inhaltsverzeichnis 0.1 Bigbang Modell................................. 2 Katharina Müller 1 Frühes Universum
MehrWeiterhin ist der tatsächliche Radius des Universums unbekannt, so dass keine Bezugsgröße bezüglich Längen vorhanden ist.
DIE EMPERAURENWICKLUNG DE UNIVERUM 1. Kosologische Grundlagen 1.1. Der kosische kalenfaktor (t) Aufgrund der Hubble-Expansion, die ja bekanntlich eine der wichtigeren äulen des Big-Bang- Modells ist, dehnt
MehrKosmologie. der Allgemeinen Relativitätstheorie. Das Standard-Modell der. Kosmologie
Kosmologie der Allgemeinen Relativitätstheorie Das Standard-Modell der Kosmologie Unbeantwortete Fragen der Kosmologie (Stand 1980) Warum beobachtet man keine magnetischen Monopole? Flachheitsproblem:
Mehr2.2.2 Entwicklungsphasen des frühen Universums
2.2. DAS URKNALL-MODELL 23 Nachdem in den 1920er Jahren die Expansion des Weltalls beobachtet worden war, hatte Einstein die Einführung der kosmologischen Konstante als den größten Fehler seines Lebens
MehrUrsprung und Entwicklung des Universums: Voraussetzungen für unsere Existenz
Ursprung und Entwicklung des Universums: Voraussetzungen für unsere Existenz Günter Sigl II. Institut theoretische Physik, Universität Hamburg and formerly APC (Astroparticule et Cosmologie), Université
MehrDie Urknalltheorie. KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft.
Die Urknalltheorie KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu Überblick 2 Allgemeine Relativitätstheorie Die Väter der Urknalltheorie
MehrHauptseminar Der Urknall und seine Teilchen KIT SS Die Urknalltheorie. Katharina Knott
Hauptseminar Der Urknall und seine Teilchen KIT SS 2014 Die Urknalltheorie Katharina Knott Die Urknalltheorie 1. Einführung Entwicklung unseres Weltbildes 2. Die Entwicklung des Universums ein Zeitstrahl
MehrDie Schöpfung aus physikalischer Sicht Das frühe Universum
Die Schöpfung aus physikalischer Sicht Das frühe Universum Jutta Kunz Institut für Physik CvO Universität Oldenburg Tagung Urknall oder Schöpfung 4./5. November 2006 Jutta Kunz (Universität Oldenburg)
MehrKosmogonie. Das frühe Universum. Vom Urknall bis zur Rekombination
Kosmogonie Das frühe Universum Vom Urknall bis zur Rekombination Hubble-Konstante und Weltalter Hubbles Wert für die Expansion: H 500kmsec Mpc 0 1 1 R(t) Weltalter bei gleichmäßiger Expansion: 1 9 Tu 2
MehrDie Urknalltheorie. Katharina Knott 09. Mai Einführung - Die Entwicklung unseres Weltbildes. 2 Die Entwicklung des Universums - ein Zeitstrahl
Die Urknalltheorie Katharina Knott 09. Mai 2014 1 Einführung - Die Entwicklung unseres Weltbildes Unsere Vorstellung von der Erde, dem Sonnensystem und unserem gesamten Universum hat sich im Laufe der
MehrInstitut für Strahlenphysik Dr. Daniel Bemmerer Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft. Altes und Neues zum Standardmodell
Institut für Strahlenphysik Dr. Daniel Bemmerer www.fzd.de Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft Altes und Neues zum Standardmodell Von den Quarks zum Universum QuickTime and a TIFF (Uncompressed) decompressor
MehrUrknall im Tunnel: Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt VDI GMA-Kongress Baden-Baden, 12. Juni 2007 S.Bethke, MPI für Physik, München
Urknall im Tunnel: Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt VDI GMA-Kongress Baden-Baden, 12. Juni 2007 S.Bethke, MPI für Physik, München 1 Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt
MehrModerne Methoden/Experimente der Teilchen- und Astroteilchenphysik
Seminar WS 2001/2002 RWTH: Moderne Methoden/Experimente der Teilchen- und Astroteilchenphysik Flügge, Grünewald, Hebbeker, Lanske, Mnich, Schael, Struczinski, Wallraff Elementarteilchenphysik/Astroteilchenphysik
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 9: Kosmologie Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 38 Entfernte Galaxien 2 / 38 Übersicht
MehrKOSMISCHE HINTERGRUNDSTRAHLUNG (CMB) Philipp Zilske Universität Bielefeld Physikalisches Proseminar
KOSMISCHE HINTERGRUNDSTRAHLUNG (CMB) Philipp Zilske Universität Bielefeld Physikalisches Proseminar 26.06.2013 26.06.2013 Philipp Zilske - Kosmische Hintergrundstrahlung 2/23 Übersicht 1. Motivation 2.
MehrUrknalltheorie 1. Die Entdeckung des Urknalls
Urknalltheorie Die Urknalltheorie beschäftigt sich mit den Geschehnissen unmittelbar nach dem Urknall einem unvorstellbarem, aber wissenschaftlich anerkanntem Ereignis welches, aus einer extrem heißen
MehrDer Urknall. und die ersten drei Minuten
Der Urknall und die ersten drei Minuten 1 Olbersches paradoxon Warum ist es nachts dunkel? mittlere freie Weglänge des Sternenlichts: Das Universum entwickelt sich auf einer Zeitskala, die viel kürzer
MehrPeter Braun-Munzinger
Peter Braun-Munzinger Inhalt Urknall Expansion des Universums Temperaturentwicklung Frühe Urknall-Materie Urknall im Labor Ausblick Ultrarelativistische Schwerionenstösse Quark-Gluon Materie Resultate
Mehr1.3 Historischer Kurzüberblick
1.3 Historischer Kurzüberblick (zur Motivation des Standard-Modells; unvollständig) Frühphase: 1897,,Entdeckung des Elektrons (J.J. Thomson) 1905 Photon als Teilchen (Einstein) 1911 Entdeckung des Atomkerns
MehrCMB Echo des Urknalls. Max Camenzind Februar 2015
CMB Echo des Urknalls Max Camenzind Februar 2015 Lemaître 1931: Big Bang des expandierenden Universums Big Bang : Photonenhintergrund + Neutrinohintergrund 3-Raum expandiert: dx a(t) dx ; Wellenlängen
MehrRaum, Zeit, Universum Die Rätsel des Beginns. Bild : pmmagazin
Raum, Zeit, Universum Die Rätsel des Beginns Bild : pmmagazin Der Urknall Wie unser Universum aus fast Nichts entstand Inflationäres Universum Überall fast Nichts nur Fluktuationen Explosionsartige Expansion
MehrFORTGESCHRITTENE TEILCHENPHYSIK FÜR. Achim Geiser. Caren Hagner. Sommersemester 2007. Universität Hamburg, IExpPh. Teilchenphysik und Kosmologie
TEILCHENPHYSIK FÜR FORTGESCHRITTENE Teilchenphysik und Kosmologie (teilweise in Anlehnung an Skript R. Klanner/T. Schörner) Caren Hagner Achim Geiser Universität Hamburg, IExpPh Sommersemester 2007 ÜBERBLICK
MehrDie Bausteine der Natur
Die Bausteine der Natur Teilchenwelt - Masterclass 2011 Matthias Schröder, Jan Thomsen Fragen der Teilchenphysik Woraus bestehen wir und unsere Welt? Was sind die fundamentalen Kräfte in unserem Universum?
MehrMit grossen Maschinen (auf der Suche nach dem Kleinsten
Mit grossen Maschinen (auf der Suche nach dem Kleinsten Frank Krauss Institut für Theoretische Physik TU Dresden Physik am Samstag, TU Dresden 19. November 2005 Inhalt : Wo sich gross und klein treffen:
MehrUrknalltheorie. Martin Babutzka Hauptseminar: Der Urknall und seine Teilchen - Urknalltheorie
Urknalltheorie Martin Babutzka 1 Übersicht Die Urknalltheorie beschäftigt sich mit den Geschehnissen unmittelbar nach dem Urknall einem unvorstellbarem, aber wissenschaftlich anerkanntem Ereignis welches,
MehrDunkle Materie und dunkle Energie
Dunkle Materie und dunkle Energie Franz Embacher Fakultät für Physik der Universität Wien Vortrag am Vereinsabend von ANTARES NÖ Astronomen St. Pölten, 9. 9. 2011 Die Bestandteile Woraus besteht das Universum?
MehrLudwig-Maximilians-Universität München Fakultät für Physik Einführung in die Kosmologie Lösung Übungsblatt 2 (SS14)
Ludwig-Maximilians-Universität München Fakultät für Physik Einführung in die Kosmologie Lösung Übungsblatt 2 (SS14) 1. Photonengas Besprechung am 2. Mai, 2014. (a) Ein homogen verteiltes Photonengas mit
MehrDie Thermodynamik des Universums
Die Thermodynamik des Universums Kai Walter Contents 1 Einleitung 2 2 Gleichgewichtsthermodynamik 2 2.1 Quantengas -Einteilchensystem-................... 2 2.2 Quantengase -MehrteilchenSystem.................
MehrUnd es werde Licht. Die kosmische Hintergrundstrahlung
Und es werde Licht Die kosmische Hintergrundstrahlung Vermessung der Hintergrundstrahlung WMAP COBE Planck Planck Foto des Urknalls COBE Foto des Urknalls WMAP Foto des Urknalls Planck Was sehen wir? Zustand
MehrDie dunkle Seite der Kosmologie
Die dunkle Seite der Kosmologie Franz Embacher Workshop im Rahmen der 62. Fortbildungswoche Kuffner Sternwarte 27. 2. 2008 Fakultät für Physik Universität Wien 4 Aufgaben Aufgabe 1 Im Zentrum der Milchstraße
MehrÜber die Vergangenheit und Zukunft des Universums
Über die Vergangenheit und Zukunft des Universums Jutta Kunz CvO Universität Oldenburg CvO Universität Oldenburg Physics in the City, 10. Dezember 2009 Jutta Kunz (Universität Oldenburg) Vergangenheit
MehrGalaxien am Rande des Universums?
Kosmologie 1. Einige Beobachtungen a) Entfernte Galaxien b) Homogen und Isotrop c) Olbers Paradox 2. Die Entstehung des Universums 3. Kosmologische Parameter 4. Dunkle Energie drart Galaxien am Rande des
MehrDas dunkle Universum
Das dunkle Universum Jutta Kunz Institut für Physik CvO Universität Oldenburg http://www.physik.uni-oldenburg.de/docs/ftheorie/kunz.html Oldenburger Landesverein, Oldenburg, 22. März 2007 Jutta Kunz (Universität
MehrUrknall rückwärts: Experimente an den Grenzen der Physik. Peter Schleper Universität Hamburg
Urknall rückwärts: Experimente an den Grenzen der Physik Peter Schleper Universität Hamburg 4.11.2017 1 Teilchen + Kräfte Entwicklung des Universums Grenzen der Naturgesetze 2 Wasser H2O heizen: Rückwärts
MehrPrimordiale Nukleosynthese
Hauptseminar: Dunkle Materie in Teilchen- und Astrophysik Primordiale Nukleosynthese Karin Haiser 14.06.2005 Inhalt Einführung Ablauf der Primordialen Nukleosynthese Definition wichtiger Größen Anfangsbedingungen
MehrDas heutige Bild vom Aufbau eines Atoms
1 Das heutige Bild vom Aufbau eines Atoms Größe < 10-19 m Größe 10-14 m Größe < 10-18 m Größe 10-15 m Größe 10-10 m Experimentalphysik I/II für Studierende der Biologie und Zahnmedizin Caren Hagner V12
Mehr2.2.2 Entwicklungsphasen des frühen Universums
2.2. DAS URKNALL-MODELL 23 2.2.2 Entwicklungsphasen des frühen Universums Mit der adiabatischen Expansion des Universums ist eine Abkühlung verbunden. Wie wir im vorigen Abschnitt gezeigt haben, sind im
MehrElementsynthese im Urknall
Kapitel 4 Elementsynthese im Urknall 4.1 Kosmologischer Hintergrund Aus Beobachtungen von Galaxien, Galaxienhaufen und Quasaren, sowie aus der Analyse des Kosmischen Mikrowellenhintergrundes wissen wir
MehrZeitreise durch das Universum - Wo Physik auf das fast Unvorstellbare trifft
Zeitreise durch das Universum - Wo Physik auf das fast Unvorstellbare trifft vor 8 Minuten vor vielen Tausenden von Jahren vor vielen Millionen von Jahren Galaxien Hubble deep field vor Milliarden
MehrEinheit 13 Subatomare Physik 2
Einheit 13 Subatomare Physik 2 26.01.2012 Markus Schweinberger Sebastian Miksch Markus Rockenbauer Subatomare Physik 2 Fundamentale Wechselwirkungen Das Standardmodell Elementarteilchen Erhaltungssätze
MehrDie Entstehung des Universums - was wir wissen und wo wir rätseln
Die Entstehung des Universums - was wir wissen und wo wir rätseln vor 8 Minuten vor vielen Tausenden von Jahren vor vielen Millionen von Jahren Galaxien Hubble deep field vor Milliarden Jahren Was
MehrBeschreiben Sie die Phasen des Universums nach dem Urknall bis zur ersten Nukleosynthese
AUFGABE 11A Beschreiben Sie die Phasen des Universums nach dem Urknall bis zur ersten Nukleosynthese Zeitpunkt NULL Laut Einsteins Relativitätstheorie muss sich die gesamte Materie des Universums zum Zeitpunkt
MehrExperimentalphysik Modul PH-EP4 / PH-DP-EP4
Universität Leipzig, Fakultät für Physik und Geowissenschaften Experimentalphysik Modul PH-EP4 / PH-DP-EP4 Script für Vorlesung 02. Juli 2009 11 Elementarteilchen und die Entstehung des Universums Nach
MehrStatistische Thermodynamik I Lösungen zur Serie 11
Statistische Thermodynamik I Lösungen zur Serie Verschiedenes 20 Mai 206 Barometrische Höhenformel: Betrachte die rdatmosphäre im homogenen Gravitationspotential M gz der rde Unter der Annahme, dass sich
MehrKlassische Mechanik. Elektrodynamik. Thermodynamik. Der Stand der Physik am Beginn des 20. Jahrhunderts. Relativitätstheorie?
Der Stand der Physik am Beginn des 20. Jahrhunderts Klassische Mechanik Newton-Axiome Relativitätstheorie? Maxwell-Gleichungen ok Elektrodynamik Thermodynamik Hauptsätze der Therm. Quantentheorie S.Alexandrova
Mehr(in)stabile Kerne & Radioaktivität
Übersicht (in)stabile Kerne & Radioaktivität Zerfallsgesetz Natürliche und künstliche Radioaktivität Einteilung der natürlichen Radionuklide Zerfallsreihen Zerfallsarten Untersuchung der Strahlungsarten
MehrKosmologie: Die Expansion des Universums
Kosmologie: Die Expansion des Universums Didaktik der Astronomie SS 2008 Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien 13 Aufgaben Kosmologisches Prinzip, Skalenfaktor, Rotverschiebung Kosmologisches
Mehr7. Einführung in die Kosmologie
7. Einführung in die Kosmologie Beobachtungsgrundlagen Das Standardmodell (Urknallmodell) Alternative Modelle Die Zukunft des Universums Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1 Womit
MehrRelativitätstheorie und Kosmologie Teil 2 Unterricht
Relativitätstheorie und Kosmologie Teil 2 Unterricht F. Herrmann und M. Pohlig S www.physikdidaktik.uni-karlsruhe.de 9 DER GEKRÜMMTE RAUM 10 KOSMOLOGIE 9 DER GEKRÜMMTE RAUM Raum und Zeit getrennt behandeln
MehrKosmologie für die Schule
Kosmologie für die Schule Matthias Bartelmann 1 & Tobias Kühnel 1 Max-Planck-Institut für Astrophysik Kosmologie für die Schule p.1/0 Ein symmetrisches Universum Die moderne Kosmologie beruht auf Einsteins
MehrKai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Kai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden Historische Einführung Das Alter des Universums Warum eine dunkle Seite? Was ist die dunkle Seite? Wie kann man sie nachweisen? Inka-Kultur Navajo-Indianer
Mehr1 Das frühe Universum
Thermische Entwicklung des Frühstadiums des Universum 1 1 Das frühe Universum die Zeit ungefähr vor der ersten nicht beschrieben, Start bei einer Temperatur von nach dem Urknall. Sekunde wird hier K, also
MehrTeilchenphysik Masterclasses. Das Leben, das Universum und der ganze Rest
Teilchenphysik Masterclasses Das Leben, das Universum und der ganze Rest 1 Teil 1: Einführung Warum Teilchenphysik? 2 Fundamentale Fragen Wer? Wie? Wieviel? Was? Wo? Wann? Warum? 3 Warum Teilchenphysik?
MehrDer Urknall. Wie unser Universum aus fast Nichts entstand
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?
MehrVom Urknall. bis heute Zeit. Kosmologie. Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg
Vom Urknall bis heute Kosmologie Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg Die Erde Heute einer von acht Planeten Heute Sterne Heute Die Milchstrasse Heute Voller Sterne Heute Und Nebel Heute Unsere
MehrFK Experimentalphysik 3, Lösung 4
1 Sterne als schwarze Strahler FK Experimentalphysik 3, 4 1 Sterne als schwarze Strahler Betrachten sie folgende Sterne: 1. Einen roten Stern mit einer Oberflächentemperatur von 3000 K 2. einen gelben
MehrExamensaufgaben RELATIVITÄTSTHEORIE
Examensaufgaben RELATIVITÄTSTHEORIE Aufgabe 1 (Juni 2006) Ein Proton besitzt eine Gesamtenergie von 1800 MeV. a) Wie groß ist seine dynamische Masse? b) Berechne seine Geschwindigkeit in km/s. c) Welcher
MehrAus was besteht unser Universum?
Aus was besteht unser Universum? Inhalt der Vorlesung Moderne Kosmologie. 1. Von Aristoteles zu Kopernikus 2. Die beobachtbaren Fakten: Kosmologisches Prinzip; Hintergrundstrahlung; Rotverschiebung; dunkle
MehrString Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung
String Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung Ralph Blumenhagen Max-Planck-Institut für Physik String Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung p.1 Das Ziel der Theoretischen
MehrTeilchen, Strings und dunkle Materie
Teilchen, Strings und dunkle Materie Die offenen Fragen der Elementarteilchenphysik Hartmut Wittig Institut für Kernphysik und Exzellenzcluster PRISMA Johannes Gutenberg-Universität Mainz Nell-Breuning-Symposium,
MehrDie Entwicklung des Universums
Die Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen September 2003 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.1 Blick ins Universum: Sterne und Galaxien Die
MehrDunkle Materie und Dunkle Energie. Claus Grupen 2014
Dunkle Materie und Dunkle Energie Claus Grupen 2014 Motivation für Dunkle Materie: Klassische Erwartung Radiale Dichteverteilung der Dunklen Materie? Was könnte die Dunkle Materie sein? Gaswolken? oder
MehrDie beschleunigte Expansion
Die beschleunigte Expansion Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von University Meets Public VHS Meidling, 12. 3. 2012 Nobelpreis 2011 an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt
Mehr2 Das Standardmodell der Elementarteilchenphysik
2 Das Standardmodell der Elementarteilchenphysik Die ganze Physik kann so auf einer Seite DIN A4 zusammengefaßt werden. Diese enthält: Die Tabelle 11.1 mit der Liste der Fermionen Die Tabelle 1.2 mit der
MehrProseminar: Theoretische Physik. und Astroteilchenphysik. Fermi- und Bose Gase. Thermodynamisches Gleichgewicht
Proseminar: Theoretische Physik und Astroteilchenphysik Thermodynamisches Gleichgewicht Fermi- und Bose Gase Inhalt 1. Entropie 2. 2ter Hauptsatz der Thermodynamik 3. Verteilungsfunktion 1. Bosonen und
MehrSuche nach Dunkler Materie
Suche nach Dunkler Materie Seminarvortrag Schlüsselexperimente der Teilchenphysik Julian Emmerich 09.07.2014 Julian Emmerich 1 Gliederung 1. Hinweise auf Dunkle Materie 2. Erklärungsversuche 3. Mögliche
MehrUrknall und Entwicklung des Universums
Urknall und Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen University Dies Academicus 11.06.2008 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.0 Blick ins Universum:
MehrNeue Horizonte in der Teilchenphysik - Vom Higgs-Teilchen zur Dunklen Materie im Universum -
Neue Horizonte in der Teilchenphysik - Vom Higgs-Teilchen zur Dunklen Materie im Universum - Prof. Dr. Karl Jakobs Physikalisches Institut Universität Freiburg Zielsetzung der Physik Einheitliche und umfassende
MehrVon der Entdeckung des Higgs-Teilchens zur Suche nach Dunkler Materie -Neues zur Forschung am LHC-
Von der Entdeckung des Higgs-Teilchens zur Suche nach Dunkler Materie -Neues zur Forschung am LHC- Prof. Karl Jakobs Physikalisches Institut Universität Freiburg Von der Entdeckung des Higgs-Teilchens
Mehr11. Die Geschichte des Universums
11. Die Geschichte des Universums 1. Hinweise auf eine Geschichte, Dynamik 2. Planck Skala 3. Die ersten drei Minuten Das 4. Weltbild Offene der Fragen modernen Physik 11. Die Geschichte des Universums
MehrElementarteilchenphysik
Masterclass 2010 Elementarteilchenphysik Robert Harlander Bergische Universität Wuppertal 17. Februar 2010 Robert Harlander Masterclass Uni Wuppertal p. 1 Elementarteilchenphysik Zentrale Fragen: Was sind
MehrKai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Kai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden Historische Einführung Das Alter des Universums Warum eine dunkle Seite? Was ist die dunkle Seite? Wie kann man sie nachweisen? Inka-Kultur Navajo-Indianer
MehrMatthias Bartelmann 1 & Tobias Kühnel 1 Max-Planck-Institut für Astrophysik. Kosmologie für die Schule p.1/30
Kosmologie für die Schule Matthias Bartelmann 1 & Tobias Kühnel 1 Max-Planck-Institut für Astrophysik Kosmologie für die Schule p.1/30 Ein symmetrisches Universum Die moderne Kosmologie beruht auf Einsteins
MehrHochenergie-Astro-Teilchen- Physik. Vorlesung SS 2006 Hans J. Pirner
Hochenergie-Astro-Teilchen- Physik Vorlesung SS 2006 Hans J. Pirner 2. Standard Model der Teilchenphysik Gliederung 1. Einleitung 2.Standard Modell der Teilchen Physik 2.1 Teilchen Inhalt 2.2 Symmetrien
Mehr11 Teilchenphysik in der Astrophysik
11 Teilchenphysik in der Astrophysik 11.1 Astroteilchenphysik: Ein Überblick 11.2 Standardmodell der Kosmologie 11.3 Thermische Entwicklung des frühen Universums 11.4 Dunkle Materie und Dunkle Energie
MehrDer Ursprung von Raum und Zeit. Bild : pmmagazin
Der Ursprung von Raum und Zeit Bild : pmmagazin Die großen Fragen Woraus besteht das Universum? Wie sah das Universum am Anfang aus? Plasma! und vorher? Woraus haben sich Strukturen entwickelt? Gibt es
MehrElementarteilchenphysik
Masterclass 2011 Elementarteilchenphysik Robert Harlander Bergische Universität Wuppertal 9. März 2011 Robert Harlander Masterclass Uni Wuppertal p. 1 Elementarteilchenphysik Zentrale Fragen: Was sind
Mehr2 Elektrostatik. 2.1 Coulomb-Kraft und elektrische Ladung. 2.1 Coulomb-Kraft und elektrische Ladung
2.1 Coulomb-Kraft und elektrische Ladung 2 Elektrostatik 2.1 Coulomb-Kraft und elektrische Ladung Abb. 2.1 Durch Reiben verschiedener Stoffe aneinander verbleiben Elektronen der Atomhüllen überwiegend
MehrElementarteilchen. wie wir sie bei LHC sehen können
Elementarteilchen und wie wir sie bei LHC sehen können Manfred Jeitler Institut für Hochenergiephysik der Öt Österreichischen ihi h Akademie Akd der Wissenschaften hft 1 Das Wasserstoffatom e - Photonaustausch
MehrKosmologische Konstante. kosmischer Mikrowellen-Hintergrund. Strukturbildung im frühen Universum
Kosmologische Konstante kosmischer Mikrowellen-Hintergrund und Strukturbildung im frühen Universum Philip Schneider, Ludwig-Maximilians-Universität 31.05.005 Gliederung Geschichte: Die letzten 100 Jahre
MehrLösungen zur Experimentalphysik III
Lösungen zur Experimentalphysik III Wintersemester 2008/2009 Prof. Dr. L. Oberauer Blatt 11 19.01.09 Aufgabe 1: a) Die Bedingung für ein Maximum erster Ordnung am Gitter ist: sinα = λ b mit b = 10 3 570
MehrInhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Kapitel 2: Sterne, Galaxien und Strukturen aus Galaxien
Inhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Objekte des Sonnensystems Sonne Innere Gesteinsplaneten und deren Monde Asteroidengürtel Äußere Gas- und Eisplaneten und deren Monde Zentauren
MehrDunkle Energie Und was Physiker damit meinen
Dunkle Energie Und was Physiker damit meinen Axel Maas 13. Dezember 2017 @axelmaas axelmaas.blogspot.com Überblick Überblick Dunkle Energie : Worum geht es? Überblick Dunkle Energie : Worum geht es? Die
MehrDas frühe heiße Universum
Das frühe heiße Universum Kosmische Evolution für Nichtphysiker Haus der Astronomie WS 2017/2018 Zusammenfassung Teil I Im Durchschnitt homogenes Universum Expansion mit Skalenfaktor a(t) Effekte der Expansion:
Mehr