Die Urknallthe orie Einleitung Was besagt die Theorie? Wodurch wird sie gestützt? Kritikpunkte 1 " In the beginning the Universe was created. This has

1

ldquoIn the beginning the Universe was created This has made a lot of people very angry and been widely regarded as a bad moverdquo

The Hitch Hikers Guide to the Galaxymdash Douglas Adams (1952-2001) British writer

ldquoIn the beginning the Universe was created This has made a lot of people very angry and been widely regarded as a bad moverdquo

The Hitch Hikers Guide to the Galaxymdash Douglas Adams (1952-2001) British writer

Kosmologie Versuch eines Kosmologie Versuch eines UumlberblicksUumlberblicks

Kosmologie Versuch eines Kosmologie Versuch eines UumlberblicksUumlberblicks

PART IPART I

2

Vom Urknall bis

3

Die 4 Ecksteine der KosmologieDie 4 Ecksteine der Kosmologie

bull Expansion des Universumsbull Universum begann mit einem BIG BANG vor ca 137 Milliarden Jahrenbull Das Universum expandiertbull Das Universum ist auf groszligen Laumlngen isotrop und homogen

bull Ursprung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) bull Die CMB ist der Uumlberrest des heiszligen Urknallsbull Die letzte Streuflaumlche stellt die letzte WW von Strahlung und Materie darbull Die Strahlungstemperatur des CMB entwickelte sich von 3000K nach 27K

bull Nukleosynthese der leichten Elemente bull Kernbausteine verschmelzen in den ersten drei Minuten zu den leichten Kernen Wasserstoff und Heliumbull Das Urknall-Modell sagt korrekt das Verhaumlltnis von Wasserstoff zu Helium voraus ~25

bullEntstehung von Galaxien und Galaxienhaufen bull Strukturentstehung beginnt nach der Entkopplung von Materie und Strahlung bull Das Urknall-Modell stellt den Rahmen dar in dem sich die Strukturentstehung verstehen laumlsst

4

Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des Universumst=0T=infin

Atoms

Matt

er

Clu

mpin

gHe

-

+

q-

q+Wplusmn

Zo

InitialSingularity

Form

ati

on o

f Sola

r Sys

tem

and B

irth

of

Life

1010yrs273K

Epoch

of

Gala

xy F

orm

ati

on

109yrs30K

Firs

t Sta

rs a

nd G

ala

xies

(re-ioniz

ation)

107yrs300K

Epoch

of

Reco

mbin

ati

on

3x105yrs3000K

Prim

ord

ial N

ucl

eosy

nth

esi

s

3mins109K

n-p

rati

o f

reeze

s

4s5x109K

e d

eco

uple

e

plusmn a

nnih

ilate

1s109K

Hadro

n-L

epto

n R

eact

ions

shift

-gt P

roto

n

001s1011K

-

+ a

nnih

ilati

on

10-4s1012K

quark

- a

ntiquark

annih

ilati

on

10-6s1013K

E-W

Phase

Tra

nsi

tion

10-12s1015K

Inflation

10-35s1027K

Planck

Tim

e

10-43s1031K

5

Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen

Epoch Time To(K) (kgm3)

Big Bang 0 Birth of the Universe

Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology

Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion

Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium

Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry

Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)

Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling

Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies

Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe

6

Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip

Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall

Zeit laumluft ruumlckwaumlrts

t 0

R 0

T

Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang

bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen

Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert

Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp

c 5tp4

Gtp2

Mit der Planckzeit tp

bull Planck Laumlnge lp ctp

bull Planck Dichte p 1Gtp2

bull Planck Masse mp p

lp3

tp G

c 5

1 2

10 43 s lp G

c 3

1 2

17x10 35 m p c 5

G21096 kgm 3

mp c

G

1 2

25x10 8 kg EP mpc2

c 5

G

1 2

1019GeV TP EP

kB

c 5

kB2G

1 2

1032K

7

Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation

Gravitation (Einstein)

Schwarzschildradius (Ereignishorizont)

Quantenmechanik

Unschaumlrferelation

2c

Gml Einleitung

Was besagt die Theorie

bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation

- Elektroschwache Aumlra

- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra

- Universum wird transparent

- Galaxien und Sterne entstehen

Wodurch wird sie gestuumltzt

Schwachpunkte

mc

hc

sc

Gt

mc

Ghl

kgG

cm

Planck

Planck

Planck

445

323

8

10395

10621

10182

9

10

GUT Aumlra

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-43 s

Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie

11

Elektroschwache Aumlra

Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

- Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

910)(

)( PhotonenAnzahl

QuarksAnzahl

Ab 10-34 s

12

Leptonen Aumlra

Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen

Antimaterie verschwunden

Neutrinos entkoppeln

Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-10 s

13

Photonen Aumlra

Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten

Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14

Universum wird transparent

Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden

Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen

Universum wird bdquodurchsichtigldquo

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15

Galaxien und Sterne entstehen

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16


Expansion des Universums

Hintergrundstrahlung

Haumlufigkeit der Elemente

Altersverteilung der Sterne

Einleitung



Schwachpunkte

17


Hubble (1929) v = H0 rEinleitung



bull Expansion des Universums

bull Hintergrundstrahlung

bull Haumlufigkeit der Elemente

bull Altersverteilung der Sterne

Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19


Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra

1948 vorhergesagt

1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)

Einleitung







Schwachpunkte

Schwarzkoumlrperspektrum

20


Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)

Einleitung







Schwachpunkte

Informationen uumlber Dichteschwankungen

21


Einleitung







Schwachpunkte

Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar

Hintergrundstrahlung und deren Spektrum

22

Haumlufigkeit der (leichten) Elemente

Einleitung







Schwachpunkte

Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)

Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff

Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil

Wasserstoff

Helium

schwerer

Verteilung der baryonischen Materie

23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation

Dunkle Materie Energie

Inflation

Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden

26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder

27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30

Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich

31

Wie entstehen die Schwankungen

32

1 DM und Akustische Wellen

Verdichtungen von leuchtender Materie

Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen

Strahlungsdruckverhindert

Verdichtungen vonDunkler Materie

stabilisieren

Temperatur-schwankungen

Strukturen wie Sterne und Galaxien

Sichtbar in CMB

Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM

33

1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo

Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34

Das expandierende Universum im Computer

35

Noch eine Simulation

36

Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung

des Raumes lernen

37

Informationen aus der Hintergrundstrahlung

38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie

bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung

bull Gravitationswirkung

39

1 Indizien

Indizien fuumlr Dunkle Materie

bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum

40

1 Rotationskurven

Annahmen

bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen

Newton Mechanik

Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft

Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )

Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung

constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn

41

1 Rotationskurven

Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem

42

1 Ergebnisse der Messung

Vorhersage Peripherie

Masse nicht im Zentrum konzentriert

Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung

in Kepler

43

Rotationskurven

Rotationskurven versch Galaxien

44

Halo aus Dunkler Materie

Halo

Typische Durchmesser

Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell

Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert

45

Nachweis DM in Clustern

Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)

Gravitationslinsen bei Abell 2218

Goe

ke

Uni

Boc

hum

46

2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie

bull Baryonische Materie (3 Quarks)

bull Nicht-Baryonische Materie

zwei groszlige Klassen

47

2 Baryonische Materie

bull Gas und Staub

bull Asteroiden Meteoriten und Planeten

bull braune Zwerge

bull weiszlige Zwerge

bull Neutronensterne

bull Schwarze Loumlcher

Baryonische Kandidaten fuumlr DM

48

2 Gas

Heiszliges Gas emittiert Strahlung

Kaltes Gas

- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar

bull absorbiert EM-Strahlung

- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen

Intergalaktisches Gas 36 ges

49

2 Staub Asteroiden und Meteoriten

Staubwolken

bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar

Adlernebel

Hale-Bopp

Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente

im Vergleich zu H zu selten

Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet

50

2 Schwarze Loumlcher

bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS

bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung

Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)

Massive Schwarze Loumlcher

Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein

51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge

bull Weiszlige Zwerge


MACHOs (Massive Compact Halo Objects)

Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM

52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004

bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse

001MS lt M lt 008 MS

bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)

Jupiteraumlhnliche Planeten

bull groumlszligtenteils H2

bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns

Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden

53

2 MACHOs

bull Masse

Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat

Weiszlige Zwerge

Neutronensterne

bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)

bull Masse

Neutronenstern(Pulsar)

54

Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM

2 Nicht-Baryonische Materie

electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson

bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)

bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie

WIMP Weakly Interacting Massive Particle

55

2 Neutrinos

Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos

Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV

Verschwindend geringer Beitrag

Atmosphaumlrische Neutrinomessungen

mnlt 1eV

56

2 WIMPs

bull Masse 50-1000 GeV

bull elektrisch ungeladen

bull stabil

bull schwach-wechselwirkend

Neutralino (LSP)

LSP Lightest Supersymmetric Particle

WIMP-Hauptkandidat

57

3 Sitzverteilung im Kosmos

WMAP(2003)

Anteile an Gesamtenergiedichte

58

3 Dunkle Energie

Einsteinsche Feldgleichungen

Kosmologische Konstante

bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)

Muss phys interpretiert werden

59

3 Implementierung von

in den Friedmangleichungen

Einstein-Feldgleichungen

Robertson-Walker-Metrik

Kosmologisches Prinzip

Vereinfachter Energie-Impulstensor

Verschwinden des Dichtegradienten

Erweiterte Friedman-Gleichungen

60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte

Physikalische Interpretation

Skalierung

(Vakuum) Raum gekruumlmmt

Beobachtung

61

3 VakuumenergiedichteVakuumflu

ktuation

Heisenbergsche Unschaumlrferelation

Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren

bdquovirtuelle Teilchenldquo

62

3 Casimir Effekt

Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)

dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt

Wenig Teilchen Viele Teilchen

Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung

Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant

Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes

Energie h2 pro Schwingungszustand

Eingrenzen durch Plancklaumlnge

Optische Dispersion

Integration uumlber Kugelkoordinaten

64

3 Vergleich QM ndash Beobachtung

bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo

Zur Erinnerung

gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit

65

3 Flaches Universum

Erweiterten Friedman-Gleichungen

k = 0

Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte

Skalierungen

66

3 Struktur und Dynamik des Universums

Experimentelle Daten

Raumzeit flach (euklidisch)

Vereinbar mit Hubble-Exp

Universum wird fuumlr immer expandieren

Big Bang zu fruumlh

67

3 Beschleunigungsparameter

q0 = 0 Konstante Expansion

Beschleunigte Expansion

Verzoumlgerte Expansion

q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt

Erweiterte Friedman-Gleichung

unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05

68



q0 = -055


Geraden gelten fuumlr beliebige k

69

3 DE und Weltalter

Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren

Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter

Bester Fit im k=0-Universum

70

3 Koinzidenzproblem

heute

mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung

Zufall

Verhaumlltnis mnicht konstant

71

1

2

Baryonisch Nicht-Baryonisch

bull Neutrinosbull Neutralinos

3Erweiterte Friedman-Gleichungen

q0 = - 055 Weltalter

72

Die Urknalltheorie

bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo

Ende

2

Vom Urknall bis

3






4


Atoms

Matt

er

Clu

mpin

gHe

-

+

q-

q+Wplusmn

Zo

InitialSingularity

Form

ati

on o

f Sola

r Sys

tem

and B

irth

of

Life

1010yrs273K

Epoch

of

Gala

xy F

orm

ati

on

109yrs30K

Firs

t Sta

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nd G

ala

xies

(re-ioniz

ation)

107yrs300K

Epoch

of

Reco

mbin

ati

on

3x105yrs3000K

Prim

ord

ial N

ucl

eosy

nth

esi

s

3mins109K

n-p

rati

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reeze

s

4s5x109K

e d

eco

uple

e

plusmn a

nnih

ilate

1s109K

Hadro

n-L

epto

n R

eact

ions

shift

-gt P

roto

n

001s1011K

-

+ a

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ilati

on

10-4s1012K

quark

- a

ntiquark

annih

ilati

on

10-6s1013K

E-W

Phase

Tra

nsi

tion

10-12s1015K

Inflation

10-35s1027K

Planck

Tim

e

10-43s1031K

5












6




t 0

R 0

T





c 5tp4

Gtp2





lp3

tp G

c 5

1 2

10 43 s lp G

c 3

1 2

17x10 35 m p c 5

G21096 kgm 3

mp c

G

1 2

25x10 8 kg EP mpc2

c 5

G

1 2

1019GeV TP EP

kB

c 5

kB2G

1 2

1032K

7




Quantenmechanik


2c

Gml Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

mc

hc

sc

Gt

mc

Ghl

kgG

cm

Planck

Planck

Planck

445

323

8

10395

10621

10182

9

10

GUT Aumlra

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-43 s


11



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

- Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

910)(

)( PhotonenAnzahl

QuarksAnzahl

Ab 10-34 s

12

Leptonen Aumlra





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-10 s

13

Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

3






4


Atoms

Matt

er

Clu

mpin

gHe

-

+

q-

q+Wplusmn

Zo

InitialSingularity

Form

ati

on o

f Sola

r Sys

tem

and B

irth

of

Life

1010yrs273K

Epoch

of

Gala

xy F

orm

ati

on

109yrs30K

Firs

t Sta

rs a

nd G

ala

xies

(re-ioniz

ation)

107yrs300K

Epoch

of

Reco

mbin

ati

on

3x105yrs3000K

Prim

ord

ial N

ucl

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nth

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s

3mins109K

n-p

rati

o f

reeze

s

4s5x109K

e d

eco

uple

e

plusmn a

nnih

ilate

1s109K

Hadro

n-L

epto

n R

eact

ions

shift

-gt P

roto

n

001s1011K

-

+ a

nnih

ilati

on

10-4s1012K

quark

- a

ntiquark

annih

ilati

on

10-6s1013K

E-W

Phase

Tra

nsi

tion

10-12s1015K

Inflation

10-35s1027K

Planck

Tim

e

10-43s1031K

5












6




t 0

R 0

T





c 5tp4

Gtp2





lp3

tp G

c 5

1 2

10 43 s lp G

c 3

1 2

17x10 35 m p c 5

G21096 kgm 3

mp c

G

1 2

25x10 8 kg EP mpc2

c 5

G

1 2

1019GeV TP EP

kB

c 5

kB2G

1 2

1032K

7




Quantenmechanik


2c

Gml Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

mc

hc

sc

Gt

mc

Ghl

kgG

cm

Planck

Planck

Planck

445

323

8

10395

10621

10182

9

10

GUT Aumlra

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-43 s


11



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

- Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

910)(

)( PhotonenAnzahl

QuarksAnzahl

Ab 10-34 s

12

Leptonen Aumlra





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-10 s

13

Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

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7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

4


Atoms

Matt

er

Clu

mpin

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+

q-

q+Wplusmn

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InitialSingularity

Form

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Quantenmechanik


2c

Gml Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

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- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

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Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 10-43 s


11



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

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Schwachpunkte

910)(

)( PhotonenAnzahl

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Ab 10-34 s

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Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte

Ab 10-10 s

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Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 102 s

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Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 300000 a

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Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

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Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

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23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

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10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

5












6




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T





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1019GeV TP EP

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Quantenmechanik


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Gml Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

mc

hc

sc

Gt

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Ghl

kgG

cm

Planck

Planck

Planck

445

323

8

10395

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10182

9

10

GUT Aumlra

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-43 s


11



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

- Inflation


- Leptonen Aumlra

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Schwachpunkte

910)(

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Ab 10-34 s

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Leptonen Aumlra





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 10-10 s

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Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

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- GUT Aumlra

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Schwachpunkte

Ab 102 s

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Einleitung


bull Uumlberblick

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- Planck Aumlra

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-Inflation


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Schwachpunkte

Ab 300000 a

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Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

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11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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11Be 138 s

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

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Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

6




t 0

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T





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Quantenmechanik


2c

Gml Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

mc

hc

sc

Gt

mc

Ghl

kgG

cm

Planck

Planck

Planck

445

323

8

10395

10621

10182

9

10

GUT Aumlra

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-43 s


11



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

- Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

910)(

)( PhotonenAnzahl

QuarksAnzahl

Ab 10-34 s

12

Leptonen Aumlra





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-10 s

13

Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

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11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

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3He 4He6He808ms

8He122 ms

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10B 11B 12B203 ms

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

7




Quantenmechanik


2c

Gml Einleitung


bull Uumlberblick

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- Planck Aumlra

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- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

mc

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Planck

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445

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8

10395

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GUT Aumlra

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Schwachpunkte

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Schwachpunkte

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Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


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Einleitung







Schwachpunkte


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Einleitung







Schwachpunkte



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Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

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n 106 min

1H 2H 3H 123 a

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11C 203 min

12C 13C

N

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0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


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Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

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Friedmann Modelle

Einleitung


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Friedmann Modelle

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bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Was wird beobachtet

30


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32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


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Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



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1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





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Rotationskurven


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Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


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Goe

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bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





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Kaltes Gas





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Adlernebel

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2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

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2M1207 Chauvin 2004








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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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54



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neutrino sneutrino

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hellip hellip

Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

2 WIMPs



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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


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58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


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61


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62

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dazwischen

lt 2L

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1997 gemessen

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S Lamoreaux Seattle

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

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Zufall


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2





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Die Urknalltheorie


Ende

9

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GUT Aumlra

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Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


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Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


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Schwachpunkte



22


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Schwachpunkte




Wasserstoff

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23


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10C193 s

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12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

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7Be533 d

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11C 203 min

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N

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0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

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bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


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32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


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Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


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37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

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Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


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Goe

ke

Uni

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bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





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Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







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2 MACHOs

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52

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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54



electron selectron

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Fermion Boson




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2 Neutrinos





mnlt 1eV

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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


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58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


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62

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dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

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lt


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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

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lt



68



q0 = -055



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Schwachpunkte

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Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


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Schwachpunkte


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Einleitung







Schwachpunkte


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Schwachpunkte



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Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

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23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

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11C 203 min

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0 1 2 3 4 5 6 7

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Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

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Inflation


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Skalenfaktor

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Schwachpunkte


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Friedmann Modelle

Einleitung


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Schwachpunkte

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Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte

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Was wird beobachtet

30


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Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


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Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

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1 Charakterisierung

Dunkle Materie



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1 Indizien



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1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


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Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


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Goe

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Uni

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Adlernebel

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2 MACHOs

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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electron selectron

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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

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3 Dunkle Energie





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3 DE Interpretation

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Skalierung


Beobachtung

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1997 gemessen

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lt


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65

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q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

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Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

12

Leptonen Aumlra





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 10-10 s

13

Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

13

Photonen Aumlra



Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 102 s

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

14





Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 300000 a

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

15


Einleitung


bull Uumlberblick

bull Ablauf

- Planck Aumlra

- GUT Aumlra

-Inflation


- Leptonen Aumlra

- Photonen Aumlra




Schwachpunkte

Ab 1 Mrd a

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

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6Li 7Li8Li842 ms

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10B 11B 12B203 ms

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

16






Einleitung



Schwachpunkte

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


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Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

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23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

17









Schwachpunkte

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

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63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

18


Einleitung







Schwachpunkte

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

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Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

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n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

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42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

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Modell


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Goe

ke

Uni

Boc

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46





47


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48

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Kaltes Gas





49


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50







51

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52

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53

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


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62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

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lt


Druckgradient

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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

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Kein Urknall

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70

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1

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Die Urknalltheorie


Ende

19



1948 vorhergesagt


Einleitung







Schwachpunkte


20



Einleitung







Schwachpunkte


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Einleitung







Schwachpunkte



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Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

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Schwachpunkte

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1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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11Be 138 s

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9C127 ms

10C193 s

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1H 2H 3H 123 a

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7Be533 d

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Schwachpunkte

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Ω0 Dichteparameter

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Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

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Inflation


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Skalenfaktor

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Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

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Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

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Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


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32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

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Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

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Halo


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Modell


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ke

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50







51

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52

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53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





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Die Urknalltheorie


Ende

20



Einleitung







Schwachpunkte


21


Einleitung







Schwachpunkte



22


Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

schwerer


23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

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12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

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Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

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Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


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Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

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Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


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Akustische Wellen

Gravitationswellen

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stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


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36


des Raumes lernen

37


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1 Charakterisierung

Dunkle Materie



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1 Indizien



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1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

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Halo


Galaxie

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Goe

ke

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48

2 Gas


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Staubwolken


Adlernebel

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50







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2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




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2 Neutrinos





mnlt 1eV

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Neutralino (LSP)


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3 Dunkle Energie





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Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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Einleitung







Schwachpunkte



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Schwachpunkte




Wasserstoff

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Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

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7Be533 d

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11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

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Einleitung







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Schwachpunkte

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Schwachpunkte

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Was wird beobachtet

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Akustische Wellen

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Sichtbar in CMB


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Normale Materie

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1 Rotationskurven

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Newton Mechanik





41

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55

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bull stabil


Neutralino (LSP)


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57


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3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


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3 Casimir Effekt


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lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


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3 QM Abschaumltzung





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Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

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lt



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q0 = -055



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Kein Urknall

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3 Koinzidenzproblem

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Zufall


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1

2





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Die Urknalltheorie


Ende

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Einleitung







Schwachpunkte




Wasserstoff

Helium

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Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

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6Li 7Li8Li842 ms

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1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

9Li178 ms

7Be533 d

9Be10Be16106 a

11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

9C127 ms

10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

23


Einleitung







Schwachpunkte

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

9Be10Be16106 a

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8B770 ms

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11C 203 min

12C 13C

n 106 min

1H 2H 3H 123 a

3He 4He6He808ms

8He122 ms

6Li 7Li8Li842 ms

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7Be533 d

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11Be 138 s

8B770 ms

10B 11B 12B203 ms

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10C193 s

11C 203 min

12C 13C

N

Z

0 1 2 3 4 5 6 7

24


Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

Probleme

Einleitung



Schwachpunkte

bull Dunkle Materie

bull Inflation


Inflation


26

Skalenfaktor

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

bull Ablauf


Schwachpunkte


27

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Schwachpunkte

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

bull Mathematik

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Schwachpunkte

29

Was wird beobachtet

30


31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


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des Raumes lernen

37


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1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


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in Kepler

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Rotationskurven


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Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

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bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





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2 Gas


Kaltes Gas





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Staubwolken


Adlernebel

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2 MACHOs

bull Planeten

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








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2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




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2 Neutrinos





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56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

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3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


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Zur Erinnerung


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3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


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3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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Einleitung







Schwachpunkte

S Skalenfaktor

Ω0 Dichteparameter

25

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Einleitung


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Was wird beobachtet

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Akustische Wellen

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verursachen



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Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


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des Raumes lernen

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Dunkle Materie



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1 Indizien



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Annahmen


Newton Mechanik





41

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in Kepler

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Halo


Galaxie

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Goe

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Uni

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Adlernebel

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2M1207 Chauvin 2004








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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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neutrino sneutrino

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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




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lt 2L

Kraft

1997 gemessen

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Zur Erinnerung


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3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Die Urknalltheorie


Ende

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Schwachpunkte

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30


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Akustische Wellen

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Normale Materie

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37


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Dunkle Materie



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40

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Annahmen


Newton Mechanik





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bull Masse


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electron selectron

neutrino sneutrino

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55

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mnlt 1eV

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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


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62

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dazwischen

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1997 gemessen

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65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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q0 lt 0

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Kein Urknall

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Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

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Die Urknalltheorie


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Einleitung


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Schwachpunkte

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Akustische Wellen

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Normale Materie

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Dunkle Materie



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Weiszlige Zwerge

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54



electron selectron

neutrino sneutrino

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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

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ktuation




62

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lt 2L

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1997 gemessen

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Zur Erinnerung


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3 Flaches Universum


k = 0


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Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


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Zufall


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Ende

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Einleitung


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bull Uumlberblick

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Schwachpunkte

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Was wird beobachtet

30


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Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


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Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


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des Raumes lernen

37


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Dunkle Materie



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1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





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Halo


Galaxie

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Adlernebel

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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electron selectron

neutrino sneutrino

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3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


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Die Urknalltheorie


Ende

28

Friedmann Modelle

Einleitung


bull Uumlberblick

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Akustische Wellen

Gravitationswellen

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Normale Materie

Dunkle Materie

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des Raumes lernen

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1 Charakterisierung

Dunkle Materie



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1 Rotationskurven

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Newton Mechanik





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Halo


Galaxie

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Adlernebel

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3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


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Akustische Wellen

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Normale Materie

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3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


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Beobachtung

61


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62

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Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

31


32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

32



Akustische Wellen

Gravitationswellen

verursachen



stabilisieren



Sichtbar in CMB


33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

1 Rotationskurven


42





in Kepler

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

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63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

33


Normale Materie

Dunkle Materie

MPI Astrophysik

34


35


36


des Raumes lernen

37


38

1 Charakterisierung

Dunkle Materie



39

1 Indizien



40

1 Rotationskurven

Annahmen


Newton Mechanik





41

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43

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Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


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Goe

ke

Uni

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Kaltes Gas





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Hale-Bopp




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bull Planeten

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2M1207 Chauvin 2004








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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

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56

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


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Optische Dispersion


64



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65

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Big Bang zu fruumlh

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q0 gt 0

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Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

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Die Urknalltheorie


Ende

34


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36


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37


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Dunkle Materie



39

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Newton Mechanik





41

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Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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dazwischen

lt 2L

Kraft

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lt


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Optische Dispersion


64



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65

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k = 0


Skalierungen

66






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Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

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Ende

35


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37


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Dunkle Materie



39

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41

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54



electron selectron

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Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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dazwischen

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Kraft

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64



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70

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Ende

36


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52

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53

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

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hellip hellip

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55

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56

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


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58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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lt 2L

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1997 gemessen

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

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k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

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Beschl Expansiongt

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68



q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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1 Charakterisierung

Dunkle Materie



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1 Indizien



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Annahmen


Newton Mechanik





41

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

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1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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Fallunterscheidung

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Beschl Expansiongt

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Kein Urknall

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Konst Weltalter


70

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Dunkle Materie



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Newton Mechanik





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2 Gas


Kaltes Gas





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Adlernebel

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

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2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


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1997 gemessen

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Neutronensterne


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electron selectron

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Skalierung


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k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

43

Rotationskurven


44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

44


Halo


Galaxie

~ 10 kpc ~ 100 kpc

Modell


45




Goe

ke

Uni

Boc

hum

46





47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

2 Gas


Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

2 MACHOs

bull Planeten

bull Braune Zwerge





52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

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63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

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Die Urknalltheorie


Ende

45




Goe

ke

Uni

Boc

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Kaltes Gas





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Adlernebel

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


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54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




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56

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57


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58

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Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

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ktuation




62

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Zur Erinnerung


65

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k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 gt 0

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q0 = -055



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Konst Weltalter


70

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Zufall


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bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

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Kaltes Gas





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Staubwolken


Adlernebel

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2M1207 Chauvin 2004








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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

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Neutralino (LSP)


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57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

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Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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dazwischen

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Optische Dispersion


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65

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k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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68



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Kein Urknall

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Konst Weltalter


70

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Ende

47


bull Gas und Staub


bull braune Zwerge





48

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Kaltes Gas





49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

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bull Planeten

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52

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

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Neutralino (LSP)


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57


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58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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64



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65

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Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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Fallunterscheidung

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Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

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48

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Kaltes Gas





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Adlernebel

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52

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2M1207 Chauvin 2004








53

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Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


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58

3 Dunkle Energie





59









60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

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68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

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Die Urknalltheorie


Ende

49


Staubwolken


Adlernebel

Hale-Bopp




50







51

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52

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

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mnlt 1eV

56

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

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dazwischen

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1997 gemessen

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

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68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

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Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

50







51

2 MACHOs

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52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








53

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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

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bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

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1997 gemessen

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Optische Dispersion


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65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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Beschl Expansiongt

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Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

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Die Urknalltheorie


Ende

51

2 MACHOs

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Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








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bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

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Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

56

2 WIMPs



bull stabil


Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

57


WMAP(2003)


58

3 Dunkle Energie





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60

3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

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1997 gemessen

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lt


Druckgradient

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63

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Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

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Die Urknalltheorie


Ende

52

2 MACHOs

Braune Zwerge

2M1207 Chauvin 2004








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2 MACHOs

bull Masse


Weiszlige Zwerge

Neutronensterne


bull Masse


54



electron selectron

neutrino sneutrino

gluon gluino

hellip hellip

Fermion Boson




55

2 Neutrinos





mnlt 1eV

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2 WIMPs



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Neutralino (LSP)


WIMP-Hauptkandidat

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3 DE Interpretation

Vakuumenergiedichte


Skalierung


Beobachtung

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Weiszlige Zwerge

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1997 gemessen

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Neutralino (LSP)


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63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

61


ktuation




62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

62

3 Casimir Effekt


dazwischen

lt 2L

Kraft

1997 gemessen

auszligerhalb

lt


Druckgradient

S Lamoreaux Seattle

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

67





q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

2





72

Die Urknalltheorie


Ende

63

3 QM Abschaumltzung





Optische Dispersion


64



Zur Erinnerung


65

3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

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q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


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3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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1

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Die Urknalltheorie


Ende

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Zur Erinnerung


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3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

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Big Bang zu fruumlh

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Fallunterscheidung

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Beschl Expansiongt

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q0 = -055



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Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


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3 Koinzidenzproblem

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Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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3 Flaches Universum


k = 0


Skalierungen

66






Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

lt



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q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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Big Bang zu fruumlh

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

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q0 = -055



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Kein Urknall

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Konst Weltalter


70

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heute


Zufall


71

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Die Urknalltheorie


Ende

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q0 lt 0

Fallunterscheidung

q0 gt 0

Beschl Expansiongt

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q0 = -055



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3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

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Die Urknalltheorie


Ende

68



q0 = -055



69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


71

1

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Die Urknalltheorie


Ende

69

3 DE und Weltalter


Kein Urknall

Fine-Tuning

Konst Weltalter


70

3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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3 Koinzidenzproblem

heute


Zufall


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Die Urknalltheorie


Ende

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Die Urknalltheorie


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Die Urknallthe orie Einleitung Was besagt die Theorie? Wodurch wird sie gestützt? Kritikpunkte 1 " In the beginning the Universe was created. This has