Informatik#Final-Mod-PRÄSENS

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    <a href="#">Vergangenheit<p style="color:red; font-size:10px;">(in Bearbeitung)</p></a>
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         <a href="#">Zukunft<p style="color:red; font-size:10px;">(in Bearbeitung)</p></a>
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    </div>
    </div>
    <b id="name">Marten Karl</b>
    
    <!--<a style="padding-left:25%;padding-top:0;font-family:'Bungee Hairline', cursive;text-align: center;letter-spacing: 20px;position: absolute;"><b>Physik</a></b>-->  
  </ul>
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<b id="clock" href="#"><div id="txt"></div></b>
  
  
  <div class="header">
    <div id="header-text" class="partner">
      <h1>Präsens</h1>
 </br>
 </br>
 </br>
    <div class="tooltip"><i>Physik</i>
  <span class="tooltiptext">Ein Projekt des Informatikkurses Q1 2016/17</span>
</div>
    </div>
  </div>

</br>
<hr>
</br>

<div class="Information">
  <div="Der Urknall">
  <div class="Utxtheader">
     <h3>Der Urknall</h3>
  </div>  

<p class="UKtxt" style="border: 2px solid rgba(0, 0, 0, 0.4);">Der Urknall ist in der modernen Kosmologie der Beginn des Universums. Im Rahmen der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, das heißt, die zeitliche Entwicklung des Universums nach dem Urknall. Er ereignete sich nach dem kosmologischen Standardmodell (Lambda-CDM-Modell) vor etwa 13,8 Milliarden Jahren.
  </br>
  </br>
Der „Urknall“ bezeichnet keine Explosion in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer ursprünglichen Singularität. Genauer ist der Urknall die Bezeichnung eines formalen Punktes im kosmologischen Modell eines expandierenden Universums. Man erreicht ihn, wenn man die Entwicklung zeitlich rückwärts bis zu dem Punkt betrachtet, an dem die zugrundeliegende Allgemeine Relativitätstheorie ihre Gültigkeit verliert, weil die Dichte unendlich wird. Demnach muss noch kurz nach dem Urknall die Dichte des Universums die Planck-Dichte übertroffen haben, ein Zustand, der sich allenfalls durch eine noch unbekannte Theorie der Quantengravitation richtig beschreiben ließe, aber sicher nicht durch bestehende physikalische Theorien. Daher gibt es in der heutigen Physik keine allgemein akzeptierte Theorie für das sehr frühe Universum.
  </br>
  </br>
Als Begründer der Urknall-Theorie gilt der belgische Theologe und Physiker Georges Lemaître, der 1931 für den heißen Anfangszustand des Universums den Begriff „primordiales Atom“ oder „Uratom“, später auch „kosmisches Ei“ verwendete. Allerdings hatte bereits 1225 der englische Gelehrte und Bischof Robert Grosseteste in seinem Werk De luce (Über das Licht) die Grundidee eines Urknalls vorweggenommen. Der Begriff Urknall (engl. big bang, wörtlich also ‚Großer Knall‘) wurde von Fred Hoyle geprägt, der mit dieser Wortwahl die Urknalltheorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte, weil er Anhänger der dazu konkurrierenden Steady-State-Theorie war. Die Steady-State-Theorie verlor in den 1960er Jahren an Zustimmung, als die Urknalltheorie zunehmend durch astronomische Beobachtungen bestätigt wurde, und wird heute nur noch von einer Minderheit der Kosmologen untersucht.
</p>

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</div>

<div class="ZeitlicheEntwicklung">
  <div class="txtheaderZE">
     <h3 style="float: right;">Zeitliche Entwicklung</h3>
  </div> 
  
  <p class="ZEtxt" style="border: 2px solid rgba(0, 0, 0, 0.4);">Die Zeit nach der Inflation und der spekulativen Brechung einer möglichen GUT-Symmetrie, sowie der elektroschwachen Symmetrie kann mit den bekannten physikalischen Theorien beschrieben werden. Das Verhalten des Universums ab dieser Phase ist durch Beobachtungen relativ weitgehend festgelegt und unterscheidet sich für die verschiedenen Urknall-Modelle kaum.
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<b>Primordiale Nukleosynthese</b>
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Als primordiale Nukleosynthese wird die Entstehung von Atomkernen im frühen Universum bezeichnet. Nach Ende der Inflation, also nach etwa 10−30 s sank die Temperatur auf 1025 K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese). Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Die Zeit bis zur Bildung stabiler Hadronen wird auch Quark-Ära genannt.
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Nach 10−6 s lag eine Temperatur von 1013 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen, den Bausteinen der Atomkerne. Nach 10−4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken, so dass keine Proton-Antiproton- oder Neutron-Antineutron-Paare mehr gebildet wurden. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel. Die Dichte sank auf 1013 g/cm3. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos. In dieser sogenannten Hadronen-Ära gab es gleich viele Protonen wie Neutronen, da sie ineinander umgewandelt werden konnten. Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Ab dieser Temperatur konnten Protonen nicht mehr in Neutronen umgewandelt werden.
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Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 109 K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Deuterium-Atomkernen. Diese wurden zum größten Teil in Helium-4-Kerne umgewandelt. Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu 25 % Helium-4 (4He) und 0,001 % Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75 % stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne.
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Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich.
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<b>Stark gekoppeltes Plasma</b>
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Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte nach 10−4 s niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppelten. Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen. Das Universum war nun gefüllt mit einem stark wechselwirkenden Plasma aus Elektronen, Photonen („Lichtteilchen“) und Atomkernen, vor allem Protonen. Außerdem gab es Neutrinos, die vor allem durch die Gravitation mit dem heißen Plasma wechselwirkten. Außerdem wird im Rahmen des kosmologischen Standardmodells angenommen, dass es außerdem eine große Menge dunkler Materie gab, die ebenfalls nur durch die Gravitation mit dem Plasma wechselwirkte.
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Es dauerte etwa 400.000 Jahre, bis die Temperatur ausreichend abgesunken war, dass sich stabile Atome bildeten (Rekombinationsepoche) und Licht große Distanzen zurücklegen konnte, ohne absorbiert zu werden. Die mittlere freie Weglänge von Photonen vergrößerte sich extrem, das Universum wurde also durchsichtig, genauer gesagt nahm seine optische Dichte sehr rapide ab. Diese Entkopplung des Lichts dauerte etwa 100.000 Jahre. In dieser Zeitspanne waren einige Regionen des Universums bereits soweit abgekühlt, dass sie durchsichtig waren, während in anderen Regionen noch heißes Plasma vorherrschte. Da es zur Zeit der Entkopplung sehr viel mehr Photonen als Protonen im Universum gab, lag die Temperatur des Universums deutlich niedriger als die Ionisationsenergie des Wasserstoffs kˇB T≈ 13,6eV, wobei kB die Boltzmann-Konstante ist, nämlich bei etwa, kˇB T≈ 0,3eV , was einer Temperatur von etwa 4000 K entspricht. Das bedeutet, dass das Maximum der Strahlungsintensität zu dieser Zeit im sichtbaren Spektrum lag. Diese Strahlung ist noch heute als kosmische Hintergrundstrahlung messbar. Allerdings ist sie aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung inzwischen sehr viel langwelligere Mikrowellenstrahlung und entspricht einer Temperatur von 2,73 K.
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Die Dynamik des Plasmas ist entscheidend für die Entstehung der Temperaturfluktuationen der Hintergrundstrahlung und der Bildung von Materiestrukturen. Das Verhalten des plasmagefüllten Universums kann im Rahmen der kosmologischen Störungstheorie mittels der Boltzmann-Gleichung beschrieben werden. Damit lassen sich gewisse Grundcharakteristika des Spektrums der Temperaturfluktuationen erklären. Insbesondere kommt es in dem Plasma zu Druckwellen, also gewissermaßen Schallwellen, die bestimmte charakteristische Peaks im Spektrum der Temperaturfluktuationen verursachen. Dass diese Peaks von den Raumsonden WMAP und Planck mit großer Genauigkeit gemessen werden konnten, ist ein unterstützendes Indiz für diese Theorien. Die Entstehung großräumiger Strukturen wird qualitativ damit erklärt, dass sich dunkle Materie an Orten sammelt, wo auch das Plasma dichter ist und damit Dichteungleichgewichte so sehr verstärkt, dass sich die Materie schließlich fast ausschließlich in relativ kleinen Bereichen des Universums sammelt. 
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<b>Strahlungs-Ära und Materie-Ära</b>
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Die Friedmann-Gleichungen basieren auf dem Materiemodell des perfekten Fluids. In diesem Modell wird die Materie durch zwei Zustandsgrößen, nämlich Energiedichte 
ρ und Druck p beschrieben. Der Zusammenhang zwischen Energie und Druck wird durch eine Zustandsgleichung ρ =wp beschrieben. Die wichtigsten Fälle für die üblichen Modelle des Universums sind Strahlung mit w=1/, massive Teilchen, oft als „Staub“ bezeichnet, mit w=0 und eine kosmologische Konstante mit w=-1. Für die verschiedenen Arten der Materie ist die Abhängigkeit der Energiedichte vom Skalenfaktor a(t) sehr unterschiedlich, nämlich ρ(t)∼aˆ(−3(1+w))(t). Die unterschiedliche Zeitabhängigkeit bei Strahlung und massiven Teilchen lässt sich auch anschaulich verstehen; bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (infolge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dies sorgt dafür, dass die Energiedichte der Strahlung schneller abnimmt, als die der massiven Materie, so dass ein Universum, das zu Beginn strahlungsdominiert war, nach einiger Zeit durch massive Teilchen dominiert wird, bis zuletzt eine eventuelle kosmologische Konstante vorherrschen würde.
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Den Urknall-Modellen zufolge, stellte (elektromagnetische) Strahlung nach der Inflation den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Zu einem Zeitpunkt von etwa 70.000 Jahren nach dem Urknall waren die Energiedichten von Strahlung und Materie gleich, danach bestimmte die massive Materie die Dynamik des Universums. Man spricht vom Ende der strahlungsdominierten Ära und dem Beginn der materiedominierten Ära.
</p>
  
  <img src="https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8d/Expansion_des_Universums.png" style="width: 40%; float:left; margin-right: 25px; min-height: 150px; max-height: 400px;"> 
  
</div>
  
</br>
</br>

<div class="DunkleEnergie">
  <div class="txtheaderDE">
     <h3>Dunkle Energie</h3>
  </div> 
  
  <p class="DEtxt" style="border: 2px solid rgba(0, 0, 0, 0.4);">Die Expansion des Universums wurde 1929 von Edwin Hubble erstmals beobachtet. Er entdeckte, dass die Entfernung von Galaxien von der Milchstraße und ihre Rotverschiebung proportional sind. Die Rotverschiebung erklärt man dadurch, dass sich die Galaxien vom Beobachter entfernen, Hubbles Beobachtung war die Proportionalität von Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit. Es war spätestens seit der Arbeit von Georges Lemaître 1927 bekannt, dass eine solche Proportionalität aus den Friedmann-Gleichungen folgt, die auch den Urknall beinhalten. Diese Beobachtung war damit die erste Bestätigung der Urknall-Modelle. Heute ist das Hubble-Gesetz durch Messungen an sehr vielen Galaxien gut bestätigt. Allerdings gilt eine näherungsweise Proportionalität, wie von den Friedmann-Gleichungen für ein Universum mit massiver Materie vorhergesagt, nur für vergleichsweise nahe Galaxien. Sehr ferne Galaxien haben allerdings Fluchtgeschwindigkeiten, die größer sind, als in einem materiedominierten Universum zu erwarten ist. Dies wird als Hinweis auf eine kosmologische Konstante oder Dunkle Energie gedeutet.
  </br>
</br>
Als Dunkle Energie wird in der Kosmologie eine hypothetische Form der Energie bezeichnet. Der Begriff wurde 1998 von Michael S. Turner geprägt.
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</br>
Die physikalische Interpretation der Dunklen Energie ist weitgehend ungeklärt und ihre Existenz ist experimentell nicht nachgewiesen. Die gängigsten Modelle bringen sie mit Vakuumfluktuationen in Verbindung, es wird aber auch eine Reihe weiterer Modelle diskutiert. Die physikalischen Eigenschaften der Dunklen Energie lassen sich durch großräumige Kartierung der Strukturen im Universum, beispielsweise die Verteilung von Galaxien und Galaxienhaufen, untersuchen; entsprechende astronomische Großprojekte befinden sich in Vorbereitung.
</p>

<img src="https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3e/WMAP_2008_universe_content_de.png" style="width: 40%; height: 400px; float:right; margin-right: 25px; min-height: 150px; max-height: 400px;">   

</div>

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