Materie

@misc{dickerson1976chemistry1,
    author = "Dickerson, R. E. und Geis, I",
    title = "Chemistry, Matter, and the Universe",
    year = "1976",
    howpublished = "Menlo Park, Ca., W.A. Benjamin",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Dickerson, R. E., und Geis, I., 1976, Chemistry, Matter, and the Universe: Menlo Park, Ca., W.A. Benjamin.}"
}

@book{openalexw322605492,
    author = "Dickerson, Richard E. und Geis, Irving",
    title = "Chemistry, matter, and the universe: An integrated approach to general chemistry",
    year = "1976",
    journal = "Medical Entomology and Zoology",
    url = "https://openalex.org/W322605492",
    openalex = "W322605492"
}

Das Standardmodell der heißen Urknall-Kosmologie erfordert Anfangsbedingungen, die auf zwei Arten problematisch sind: (1) Das frühe Universum wird als hochgradig homogen angenommen, obwohl getrennte Regionen kausal voneinander getrennt waren (Horizontproblem); und (2) der Anfangswert der Hubble-Konstante muss auf außergewöhnliche Genauigkeit justiert werden, um ein Universum zu erzeugen, das so flach (d. h. nahe der kritischen Massendichte) ist wie das, das wir heute sehen (Flachheitsproblem). Diese Probleme würden verschwinden, wenn das Universum in seiner frühen Geschichte auf Temperaturen abgekühlt wäre, die 28 oder mehr Größenordnungen unter der kritischen Temperatur für einen Phasenübergang liegen. Ein riesiger Expansionsfaktor würde dann aus einer Periode des exponentiellen Wachstums resultieren, und die Entropie des Universums würde vervielfacht, wenn die latente Wärme freigesetzt wird. Ein solches Szenario ist im Kontext von Grand Unified Models der Elementarteilchen-Wechselwirkungen völlig natürlich. In solchen Modellen ist die Unterkühlung auch relevant für das Problem der Monopolunterdrückung. Leider scheint das Szenario zu einigen inakzeptablen Konsequenzen zu führen, so dass Modifikationen gesucht werden müssen.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "The standard model of hot big-bang cosmology requires initial conditions which are problematic in two ways: (1) The early universe is assumed to be highly homogeneous, in spite of the fact that separated regions were causally disconnected (horizon problem); and (2) the initial value of the Hubble constant must be fine tuned to extraordinary accuracy to produce a universe as flat (i.e., near critical mass density) as the one we see today (flatness problem). These problems would disappear if, in its early history, the universe supercooled to temperatures 28 or more orders of magnitude below the critical temperature for some phase transition. A huge expansion factor would then result from a period of exponential growth, and the entropy of the universe would be multiplied by a huge factor when the latent heat is released. Such a scenario is completely natural in the context of grand unified models of elementary-particle interactions. In such models, the supercooling is also relevant to the problem of monopole suppression. Unfortunately, the scenario seems to lead to some unacceptable consequences, so modifications must be sought.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.23.347",
    doi = "10.1103/physrevd.23.347",
    openalex = "W2134251287",
    references = "doi1010160003491675902110, doi1010160016003274900623, doi1010160550321374904866, doi1010880305447098029, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd161762, doi101103physrevd71888, doi101103physrevd93320, doi101103physrevlett32438, doi101103revmodphys51591"
}

Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor die einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes skalares Feld die einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, aber die eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als eine zusammenhängende Komponente der raumartigen Fläche enthält.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. und Hawking, S. W.",
    title = "Wellenfunktion des Universums",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = {Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor die einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes skalares Feld die einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, aber die eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als eine zusammenhängende Komponente der raumartigen Fläche enthält.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.28.2960",
    doi = "10.1103/physrevd.28.2960",
    openalex = "W2147762346",
    references = "doi101007354012291524, doi101007bf01626516, doi1010160370269382908668, doi101016055032137890161x, doi101049sqj19660063, doi101103physrev1601113, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd272848, doi101103physrevlett281082, doi101103revmodphys20367"
}

Wir konstruieren semi-analytische Modelle für die Galaxienentstehung im Rahmen eines hierarchischen Clustering-Szenarios für die Strukturbildung im Universum. Wir verwenden den Algorithmus von Kauffmann & White, um Ensembles von Verschmelzungsgeschichten für heutige Dunkle-Materie-Halos mit einem breiten Spektrum an Kreisgeschwindigkeiten zu generieren. Eine Galaxie wird als aus Gas entstanden angenommen, das sich im Zentrum eines Halos abkühlt und in Sterne umwandelt, bis dieser Halo mit einem massereicheren Objekt verschmilzt. Zu diesem Zeitpunkt verliert die Galaxie ihre Quelle für neues Gas und wird zu einem nicht-dominanten Objekt innerhalb einer größeren Gruppe oder eines Haufens. Unsere Methoden ermöglichen es uns somit, „in die Gegenwart" heutiger Dunkle-Materie-Halos hineinzusehen und die Entstehung, Evolution und Verschmelzung der Galaxien zu untersuchen, die sie enthalten. Wir beginnen mit der Untersuchung der Eigenschaften von Halos mit Vc = 220 km s–1 und nutzen die beobachteten Eigenschaften unseres Milchstraßensystems, um die freien Parameter einzustellen, die die Sternentstehung, die hydrodynamische Rückkopplung von Supernovae und die Umwandlung von Scheiben in Spheroide durch Verschmelzungen regulieren. Wir zeigen dann, dass dieselben Parameter zu einer guten Übereinstimmung zwischen den Eigenschaften von Galaxien in einem Vc = 1000 km s–1 Halo und Beobachtungsdaten zum Virgo-Galaxienhaufen führen. Dieses Modell reproduziert korrekt die beobachteten Trends in der Leuchtkraft, Farbe, Gasgehalt und Morphologie von Galaxien. Bei der Untersuchung der Eigenschaften der Galaxienpopulation als Ganzes heben wir ein Problem hervor, das entsteht, wenn dieses Modell auf ein „standard" kaltes Dunkle-Materie-Universum angewendet wird. Wenn der Nullpunkt der Tully–Fisher-Beziehung durch die Eigenschaften unseres Milchstraßensystems festgelegt wird, finden wir, dass das Standard-CDM zu viele Halos vorhersagt und eine B-Band-Leuchtkraftdichte des Universums ergibt, die um den Faktor 2 zu hoch ist. Die einzige offensichtliche Lösung für dieses Problem besteht darin, anzunehmen, dass viele Halos beobachtbar nicht nachweisbar bleiben. Wir berechnen zudem die Gasmasse-Leuchtkraft-Beziehung für Galaxien, die Variation der Galaxienmorphologie als Funktion der Leuchtkraft, Sternentstehungsgeschichten entsprechend der Umgebung, die Leuchtkraftfunktion von Feldgalaxien und Vorhersagen für schwache Galaxienanzahlen in den B- und K-Bändern. Wir schließen, dass es zwar vorzeitig wäre, einen detaillierten quantitativen Anpassungsversuch an spezifische kosmologische Modelle zu unternehmen, die qualitative Übereinstimmung zwischen den Daten und dem allgemeinen Bild, das wir präsentieren, ist jedoch bereits sehr ermutigend.

@article{doi101093mnras2641201,
    author = "Kauffmann, Guinevere und White, Simon D. M. und Guiderdoni, B.",
    title = "Die Entstehung und Evolution von Galaxien innerhalb verschmelzender Dunkle-Materie-Halos*",
    year = "1993",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Wir konstruieren semi-analytische Modelle für die Galaxienentstehung im Rahmen eines hierarchischen Clustering-Szenarios für die Strukturbildung im Universum. Wir verwenden den Algorithmus von Kauffmann \& White, um Ensembles von Verschmelzungsgeschichten für heutige Dunkle-Materie-Halos mit einem breiten Spektrum an Kreisgeschwindigkeiten zu generieren. Eine Galaxie wird als aus Gas entstanden angenommen, das sich im Zentrum eines Halos abkühlt und in Sterne umwandelt, bis dieser Halo mit einem massereicheren Objekt verschmilzt. Zu diesem Zeitpunkt verliert die Galaxie ihre Quelle für neues Gas und wird zu einem nicht-dominanten Objekt innerhalb einer größeren Gruppe oder eines Haufens. Unsere Methoden ermöglichen es uns somit, „in die Gegenwart" heutiger Dunkle-Materie-Halos hineinzusehen und die Entstehung, Evolution und Verschmelzung der Galaxien zu untersuchen, die sie enthalten. Wir beginnen mit der Untersuchung der Eigenschaften von Halos mit Vc = 220 km s–1 und nutzen die beobachteten Eigenschaften unseres Milchstraßensystems, um die freien Parameter einzustellen, die die Sternentstehung, die hydrodynamische Rückkopplung von Supernovae und die Umwandlung von Scheiben in Spheroide durch Verschmelzungen regulieren. Wir zeigen dann, dass dieselben Parameter zu einer guten Übereinstimmung zwischen den Eigenschaften von Galaxien in einem Vc = 1000 km s–1 Halo und Beobachtungsdaten zum Virgo-Galaxienhaufen führen. Dieses Modell reproduziert korrekt die beobachteten Trends in der Leuchtkraft, Farbe, Gasgehalt und Morphologie von Galaxien. Bei der Untersuchung der Eigenschaften der Galaxienpopulation als Ganzes heben wir ein Problem hervor, das entsteht, wenn dieses Modell auf ein „standard" kaltes Dunkle-Materie-Universum angewendet wird. Wenn der Nullpunkt der Tully–Fisher-Beziehung durch die Eigenschaften unseres Milchstraßensystems festgelegt wird, finden wir, dass das Standard-CDM zu viele Halos vorhersagt und eine B-Band-Leuchtkraftdichte des Universums ergibt, die um den Faktor 2 zu hoch ist. Die einzige offensichtliche Lösung für dieses Problem besteht darin, anzunehmen, dass viele Halos beobachtbar nicht nachweisbar bleiben. Wir berechnen zudem die Gasmasse-Leuchtkraft-Beziehung für Galaxien, die Variation der Galaxienmorphologie als Funktion der Leuchtkraft, Sternentstehungsgeschichten entsprechend der Umgebung, die Leuchtkraftfunktion von Feldgalaxien und Vorhersagen für schwache Galaxienanzahlen in den B- und K-Bändern. Wir schließen, dass es zwar vorzeitig wäre, einen detaillierten quantitativen Anpassungsversuch an spezifische kosmologische Modelle zu unternehmen, die qualitative Übereinstimmung zwischen den Daten und dem allgemeinen Bild, das wir präsentieren, ist jedoch bereits sehr ermutigend.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/264.1.201",
    doi = "10.1093/mnras/264.1.201",
    openalex = "W2043685494"
}

Wir betrachten chaotische Inflation in Theorien mit effektiven Potenzialen, die bei großem $\ensuremath{\varphi}$ entweder wie ${\ensuremath{\varphi}}^{n}$ oder wie ${e}^{\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\varphi}}$ verhalten. In solchen Theorien produzieren Inflationsdomänen, die ein ausreichend großes und homogenes skalares Feld $\ensuremath{\varphi}$ enthalten, permanent neue Inflationsdomänen eines ähnlichen Typs. Dieser Prozess kann bei Dichten stattfinden, die deutlich kleiner als die Planck-Dichte sind. Die Selbstvermehrung von Inflationsdomänen ist verantwortlich für die fundamentale Stationarität, die in vielen Inflationsmodellen vorhanden ist: Eigenschaften der Teile des Universums, die im Prozess der Selbstvermehrung gebildet werden, hängen nicht davon ab, wann dieser Prozess stattfindet. Wir nennen diese Eigenschaft des Inflationsuniversums lokale Stationarität. Zusätzlich dazu kann es entweder eine stationäre Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}_{c}$ geben, ein gegebenes Feld $\ensuremath{\varphi}$ zu einem gegebenen Zeitpunkt an einem gegebenen Punkt zu finden, oder eine stationäre Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}_{p}$, ein gegebenes Feld $\ensuremath{\varphi}$ zu einem gegebenen Zeitpunkt in einem gegebenen physikalischen Volumen zu finden. Wenn eine dieser Verteilungen stationär ist, sprechen wir von einer globalen Stationarität des Inflationsuniversums. In allen realistischen Inflationsmodellen, die uns bekannt sind, ist die Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}_{c}$ nicht stationär. Auf der anderen Seite zeigt die Untersuchung der Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}_{p}$, die ein sich selbst vermehrendes Inflationsuniversum beschreibt, dass sich der Schwerpunkt dieser Verteilung mit zunehmender Zeit zu immer größeren $\ensuremath{\varphi}$ bewegt. Es wird jedoch argumentiert, dass die Wahrscheinlichkeit der Inflation (und der Selbstvermehrung von Inflationsdomänen) stark unterdrückt wird, wenn die Energiedichte des skalaren Feldes der Planck-Dichte nähert. Als Ergebnis nähert sich die Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}_{p}$ einem stationären Regime rasch an, das wir explizit für die Theorien $\frac{\ensuremath{\lambda}}{4}{\ensuremath{\varphi}}^{4}$ und ${e}^{\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\varphi}}$ gefunden haben. In diesem Regime hängt der relative Anteil des physikalischen Volumens des Universums in einem Zustand mit gegebenen Eigenschaften (mit gegebenen Feldwerten, mit einer gegebenen Materiedichte usw.) nicht von der Zeit ab, sowohl in der Inflationsphase als auch danach. Jeder der beiden oben genannten Stationaritätstypen stellt eine signifikante Abweichung der Inflationskosmologie vom Standard-Big-Bang-Paradigma dar. Wir vergleichen unseren Ansatz mit anderen Ansätzen zur Quantenkosmologie und illustrieren einige der oben genannten allgemeinen Schlussfolgerungen mit den Ergebnissen einer Computersimulation stochastischer Prozesse im Inflationsuniversum.

@article{doi101103physrevd491783,
    author = "Linde, Andrei und Linde, Dmitri und Mezhlumian, Arthur",
    title = "Von der Urknalltheorie zur Theorie eines stationären Universums",
    year = "1994",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Wir betrachten chaotische Inflation in Theorien mit effektiven Potenzialen, die bei großem $\ensuremath{\varphi}$ entweder wie ${\ensuremath{\varphi}}^{n}$ oder wie ${e}^{\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\varphi}}$ verhalten. In solchen Theorien produzieren Inflationsdomänen, die ein ausreichend großes und homogenes skalares Feld $\ensuremath{\varphi}$ enthalten, permanent neue Inflationsdomänen eines ähnlichen Typs. Dieser Prozess kann bei Dichten stattfinden, die deutlich kleiner als die Planck-Dichte sind. Die Selbstvermehrung von Inflationsdomänen ist verantwortlich für die fundamentale Stationarität, die in vielen Inflationsmodellen vorhanden ist: Eigenschaften der Teile des Universums, die im Prozess der Selbstvermehrung gebildet werden, hängen nicht davon ab, wann dieser Prozess stattfindet. Wir nennen diese Eigenschaft des Inflationsuniversums lokale Stationarität. Zusätzlich dazu kann es entweder eine stationäre Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}\_{c}$ geben, ein gegebenes Feld $\ensuremath{\varphi}$ zu einem gegebenen Zeitpunkt an einem gegebenen Punkt zu finden, oder eine stationäre Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}\_{p}$, ein gegebenes Feld $\ensuremath{\varphi}$ zu einem gegebenen Zeitpunkt in einem gegebenen physikalischen Volumen zu finden. Wenn eine dieser Verteilungen stationär ist, sprechen wir von einer globalen Stationarität des Inflationsuniversums. In allen realistischen Inflationsmodellen, die uns bekannt sind, ist die Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}\_{c}$ nicht stationär. Auf der anderen Seite zeigt die Untersuchung der Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}\_{p}$, die ein sich selbst vermehrendes Inflationsuniversum beschreibt, dass sich das Zentrum dieser Verteilung mit zunehmender Zeit zu immer größeren $\ensuremath{\varphi}$ bewegt. Es wird jedoch argumentiert, dass die Wahrscheinlichkeit der Inflation (und der Selbstvermehrung von Inflationsdomänen) stark unterdrückt wird, wenn die Energiedichte des skalaren Feldes der Planck-Dichte nähert. Als Ergebnis nähert sich die Wahrscheinlichkeitsverteilung ${P}\_{p}$ einem stationären Regime, das wir explizit für die Theorien $\frac{\ensuremath{\lambda}}{4}{\ensuremath{\varphi}}^{4}$ und ${e}^{\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\varphi}}$ gefunden haben. In diesem Regime hängt der relative Anteil des physikalischen Volumens des Universums in einem Zustand mit gegebenen Eigenschaften (mit gegebenen Feldwerten, mit einer gegebenen Materiedichte usw.) nicht von der Zeit ab, sowohl in der Inflationsphase als auch danach. Jeder der beiden oben genannten Stationaritätstypen stellt eine signifikante Abweichung der Inflationskosmologie vom Standard-Urknallparadigma dar. Wir vergleichen unseren Ansatz mit anderen Ansätzen zur Quantenkosmologie und illustrieren einige der oben genannten allgemeinen Schlussfolgerungen mit den Ergebnissen einer Computersimulation stochastischer Prozesse im Inflationsuniversum.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.49.1783",
    doi = "10.1103/physrevd.49.1783",
    openalex = "W2148968450"
}

Wir präsentieren spektroskopische und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich aus diesem erweiterten Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae eine präzise Bestimmung der kosmologischen Parameter. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung verschiedener Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Vorläufersternen und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit dem Lambda-CDM-Modell in Einklang zu bringen. Die Analyse bestätigt die Beschleunigung der Expansion des Universums und die Existenz einer kosmologischen Konstante.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. and Filippenko, A. V. and Challis, P. and Clocchiatti, A. and Diercks, Alan H. and Garnavich, P. and Gilliland, Ron and Hogan, Craig J. and Jha, Saurabh W. and Kirshner, R. and Leibundgut, B. and Phillips, M. M. and Reiss, David J. and Schmidt, B. and Schommer, R. A. and Smith, R. Chris and Spyromilio, J. and Stubbs, C. W. and Suntzeff, N. B. and Tonry, J.",
    title = "Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Wir präsentieren spektroskopische und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich aus diesem erweiterten Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae eine präzise Bestimmung der kosmologischen Parameter. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung verschiedener Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Vorläufersternen und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit dem Lambda-CDM-Modell in Einklang zu bringen. Die Analyse bestätigt die Beschleunigung der Expansion des Universums und die Existenz einer kosmologischen Konstante.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

Wir stellen Skalierungsbeziehungen und Anpassungsformeln für adiabatische kalte Dunkle-Materie-Kosmologien bereit, die alle baryonischen Effekte in der Materietransferfunktion im Regime der großräumigen Struktur besser als 10% genau berücksichtigen. Sie basieren auf einer physikalisch gut begründeten Trennung der Effekte akustischer Oszillationen, Compton-Drag, Geschwindigkeitsüberschuss, baryonischen Einfallens, adiabatischer Dämpfung, Silk-Dämpfung und kalter Dunkle-Materie-Wachstumsunterdrückung. Wir finden zudem eine einfachere, genauere und besser begründete Form für die Null-Baryon-Transferfunktion als frühere Arbeiten. Diese Beschreibungen werden verwendet, um die Amplitude und Lage baryonischer Merkmale in der linearen Theorie zu quantifizieren. Während baryonische Oszillationen prominent sind, wenn der Baryon-Fraction ... der Haupteffekt in konventionelleren Kosmologien ist ein scharfer

@article{doi101086305424,
    author = "Eisenstein, Daniel J. und Hu, Wayne",
    title = "Baryonic Features in the Matter Transfer Function",
    year = "1998",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir stellen Skalierungsbeziehungen und Anpassungsformeln für adiabatische kalte Dunkle-Materie-Kosmologien bereit, die alle baryonischen Effekte in der Materietransferfunktion im Regime der großräumigen Struktur besser als 10% genau berücksichtigen. Sie basieren auf einer physikalisch gut begründeten Trennung der Effekte akustischer Oszillationen, Compton-Drag, Geschwindigkeitsüberschuss, baryonischen Einfallens, adiabatischer Dämpfung, Silk-Dämpfung und kalter Dunkle-Materie-Wachstumsunterdrückung. Wir finden zudem eine einfachere, genauere und besser begründete Form für die Null-Baryon-Transferfunktion als frühere Arbeiten. Diese Beschreibungen werden verwendet, um die Amplitude und Lage baryonischer Merkmale in der linearen Theorie zu quantifizieren. Während baryonische Oszillationen prominent sind, wenn der Baryon-Fraction ... der Haupteffekt in konventionelleren Kosmologien ist ein scharfer",
    url = "https://doi.org/10.1086/305424",
    doi = "10.1086/305424",
    openalex = "W2169866137",
    references = "doi101007bf00653471"
}

The High-Z Supernova Search ist eine internationale Zusammenarbeit zur Entdeckung und Überwachung von Typ-Ia-Supernovae (SN Ia) bei $z > 0.2$ mit dem Ziel, die kosmische Verlangsamung und die globale Krümmung zu messen. Unsere Zusammenarbeit hat ein grundlegendes Verständnis von Supernovae im nahen Universum verfolgt, eine große Stichprobe von Objekten entdeckt und beobachtet sowie Methoden zur Messung genauer Entfernungen mit SN Ia entwickelt. Dieser Artikel beschreibt die Erweiterung dieses Programms auf $z \\geq 0.2$, skizziert unsere Suchtechniken und das Nachfolgeprogramm. Wir haben Hochdurchsatz-Filter entwickelt, die genaue Zwei-Farben-Rahmenlichtkurven $B$ und $V$ von SN Ia im Ruhesystem liefern, was es uns ermöglicht, präzise, Extinktion-korrigierte Leuchtdistanzen im Bereich $0.25 < z < 0.55$ zu erzeugen. Quellen systematischer Fehler aus K-Korrekturen, Extinktion, Selektionseffekten und Evolution werden untersucht, und ihre Auswirkungen geschätzt. Wir präsentieren photometrische und spektrale Beobachtungen von SN 1995K, der ersten Supernova unseres Programms, und verwenden die Daten, um eine präzise Messung der Leuchtdistanz zur $z=0.479$ Wirtsgalaxie zu erhalten. Dieses Objekt, wenn es mit einer nahen Stichprobe von SN kombiniert wird, ergibt eine Schätzung für die Materiedichte des Universums von $\\Omega_M = -0.2^{+1.0}_{-0.8}$, falls $\\Omega_\\Lambda = 0$. Für ein räumlich flaches Universum, bestehend aus normaler Materie und einer kosmologischen Konstante, finden wir $\\Omega_M = 0.4^{+0.5}_{-0.4}$, $\\Omega_\\Lambda = 0.6^{+0.4}_{-0.5}$. Wir zeigen, dass mit einer Stichprobe von $\\sim 30$ Objekten wir in der Lage sein sollten, relative Leuchtdistanzen über den Bereich $0 < z< 0.5$ mit ausreichender Genauigkeit zu bestimmen, um $\\Omega_M$ mit einer Unsicherheit von $\\pm 0.2$ zu messen.

@article{doi101086306308,
    author = "Schmidt, B. und Suntzeff, N. B. und Phillips, M. M. und Schommer, R. A. und Clocchiatti, A. und Kirshner, R. und Garnavich, P. und Challis, P. und Leibundgut, B. und Spyromilio, J. und Riess, Adam G. und Filippenko, A. V. und Hamuy, M. und Smith, R. Chris und Hogan, Craig J. und Stubbs, C. W. und Diercks, Alan H. und Reiss, David J. und Gilliland, Ron und Tonry, J. und Maza, J. und Dressler, Alan und Walsh, J. R. und Ciardullo, Robin",
    title = "The High‐Z Supernova Search: Messung der kosmischen Verlangsamung und der globalen Krümmung des Universums mittels Typ-Ia-Supernovae",
    year = "1998",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "The High-Z Supernova Search ist eine internationale Zusammenarbeit zur Entdeckung und Überwachung von Typ-Ia-Supernovae (SN Ia) bei $z > 0.2$ mit dem Ziel, die kosmische Verlangsamung und die globale Krümmung zu messen. Unsere Zusammenarbeit hat ein grundlegendes Verständnis von Supernovae im nahen Universum verfolgt, eine große Stichprobe von Objekten entdeckt und beobachtet sowie Methoden zur Messung genauer Entfernungen mit SN Ia entwickelt. Dieser Artikel beschreibt die Erweiterung dieses Programms auf $z \\geq 0.2$, skizziert unsere Suchtechniken und das Nachfolgeprogramm. Wir haben Hochdurchsatz-Filter entwickelt, die genaue Zwei-Farben-Rahmenlichtkurven $B$ und $V$ von SN Ia im Ruhesystem liefern, was es uns ermöglicht, präzise, Extinktion-korrigierte Leuchtdistanzen im Bereich $0.25 < z < 0.55$ zu erzeugen. Quellen systematischer Fehler aus K-Korrekturen, Extinktion, Selektionseffekten und Evolution werden untersucht, und ihre Auswirkungen geschätzt. Wir präsentieren photometrische und spektrale Beobachtungen von SN 1995K, der ersten Supernova unseres Programms, und verwenden die Daten, um eine präzise Messung der Leuchtdistanz zur $z=0.479$ Wirtsgalaxie zu erhalten. Dieses Objekt, wenn es mit einer nahen Stichprobe von SN kombiniert wird, ergibt eine Schätzung für die Materiedichte des Universums von $\\Omega\_M = -0.2^{+1.0}\_{-0.8}$, falls $\\Omega\_\\Lambda = 0$. Für ein räumlich flaches Universum, bestehend aus normaler Materie und einer kosmologischen Konstante, finden wir $\\Omega\_M = 0.4^{+0.5}\_{-0.4}$, $\\Omega\_\\Lambda = 0.6^{+0.4}\_{-0.5}$. Wir zeigen, dass mit einer Stichprobe von $\\sim 30$ Objekten wir in der Lage sein sollten, relative Leuchtdistanzen über den Bereich $0 < z< 0.5$ mit ausreichender Genauigkeit zu bestimmen, um $\\Omega\_M$ mit einer Unsicherheit von $\\pm 0.2$ zu messen.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306308",
    doi = "10.1086/306308",
    openalex = "W2146293885",
    references = "doi101086147041, doi101112plmss242190, doi105860choice311499"
}

Die Chemie des Deuteriums sowie die des Wasserstoffs und Heliums in der Ära nach der Rekombination des expandierenden frühen Universums wird vorgestellt. Eine umfassende Übersicht aller potenziell wichtigen Gasphasenreaktionen, die die im Urknall produzierten primordialen Elemente betreffen, wobei ein besonderer Schwerpunkt auf dem Deuterium liegt, wird gegeben. Der Reaktionsatz, bestehend aus 144 Prozessen, wird in einem Nichtgleichgewichtschemie-Modell verwendet, um die Produktion primordialer Moleküle in der Ära nach der Rekombination zu verfolgen. Es wird festgestellt, dass eine signifikante Deuterium-Fraktionierung für HD+, HD und H2D+ auftritt, während der Gehalt an D+ im Vergleich zum Protonengehalt reduziert ist. Selbst mit der verstärkten Fraktionierung von H2D+ wird sein Gehalt als zu gering vorhergesagt, um interessante kosmologische Konsequenzen zu verursachen, wie etwa eine mögliche Abschwächung räumlicher Anisotropien in der kosmischen Hintergrundstrahlung, die Detektion der Epochen der Reionisierung und des Unerhitzens oder Einschränkungen für den primordialen Deuteriumgehalt. HD, als das zweithäufigste primordiale Molekül nach H-2, könnte aufgrund seiner Kühlstrahlung eine Rolle bei der nachfolgenden Strukturbildung spielen.

@article{doi101086306473,
    author = "Stancil, P. C. und Lepp, S. und Dalgarno, A.",
    title = "The Deuterium Chemistry of the Early Universe",
    year = "1998",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Die Chemie des Deuteriums sowie die des Wasserstoffs und Heliums in der Ära nach der Rekombination des expandierenden frühen Universums wird vorgestellt. Eine umfassende Übersicht aller potenziell wichtigen Gasphasenreaktionen, die die im Urknall produzierten primordialen Elemente betreffen, wobei ein besonderer Schwerpunkt auf dem Deuterium liegt, wird gegeben. Der Reaktionsatz, bestehend aus 144 Prozessen, wird in einem Nichtgleichgewichtschemie-Modell verwendet, um die Produktion primordialer Moleküle in der Ära nach der Rekombination zu verfolgen. Es wird festgestellt, dass eine signifikante Deuterium-Fraktionierung für HD+, HD und H2D+ auftritt, während der Gehalt an D+ im Vergleich zum Protonengehalt reduziert ist. Selbst mit der verstärkten Fraktionierung von H2D+ wird sein Gehalt als zu gering vorhergesagt, um interessante kosmologische Konsequenzen zu verursachen, wie etwa eine mögliche Abschwächung räumlicher Anisotropien in der kosmischen Hintergrundstrahlung, die Detektion der Epochen der Reionisierung und des Unerhitzens oder Einschränkungen für den primordialen Deuteriumgehalt. HD, als das zweithäufigste primordiale Molekül nach H-2, könnte aufgrund seiner Kühlstrahlung eine Rolle bei der nachfolgenden Strukturbildung spielen.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306473",
    doi = "10.1086/306473",
    openalex = "W1982817066"
}

Der Großteil der jüngsten kosmologischen Forschung hat sich auf das adiabatische kalte Dunkle-Materie-Modell und seine einfachen Erweiterungen konzentriert. Hier präsentieren wir eine genaue Anpassungsformel, die die Materie-Transferfunktionen aller gängigen Varianten beschreibt, einschließlich gemischter Dunkle-Materie-Modelle. Das Ergebnis ist eine Funktion von Wellenzahl, Zeit und sechs kosmologischen Parametern: die Dichte massereicher Neutrinos, die Anzahl der in der Masse entarteten Neutrinosorten, die Baryondichte, die Hubble-Konstante, die kosmologische Konstante und die räumliche Krümmung. Wir zeigen, wie beobachtbare Einschränkungen – z. B. die Form des Leistungsspektrums, die Häufigkeit von Clustern und gedämpften Ly-Systemen sowie die Eigenschaften des Ly-Waldes – auf ein breites Spektrum an Kosmologien erweitert werden können, einschließlich Variationen in den Neutrino- und Baryon-Fraktionen sowohl in Hochdichte- als auch in Niedrigdichte-Universen. Stichwörter: Kosmologie: Theorie {Dunkle Materie {Großräumige Struktur des Universums 1.

@article{doi101086306640,
    author = "Eisenstein, Daniel J. und Hu, Wayne",
    title = "Power Spectra for Cold Dark Matter and Its Variants",
    year = "1999",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Der Großteil der jüngsten kosmologischen Forschung hat sich auf das adiabatische kalte Dunkle-Materie-Modell und seine einfachen Erweiterungen konzentriert. Hier präsentieren wir eine genaue Anpassungsformel, die die Materie-Transferfunktionen aller gängigen Varianten beschreibt, einschließlich gemischter Dunkle-Materie-Modelle. Das Ergebnis ist eine Funktion von Wellenzahl, Zeit und sechs kosmologischen Parametern: die Dichte massereicher Neutrinos, die Anzahl der in der Masse entarteten Neutrinosorten, die Baryondichte, die Hubble-Konstante, die kosmologische Konstante und die räumliche Krümmung. Wir zeigen, wie beobachtbare Einschränkungen – z. B. die Form des Leistungsspektrums, die Häufigkeit von Clustern und gedämpften Ly-Systemen sowie die Eigenschaften des Ly-Waldes – auf ein breites Spektrum an Kosmologien erweitert werden können, einschließlich Variationen in den Neutrino- und Baryon-Fraktionen sowohl in Hochdichte- als auch in Niedrigdichte-Universen. Stichwörter: Kosmologie: Theorie (Dunkle Materie (Großräumige Struktur des Universums 1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306640",
    doi = "10.1086/306640",
    openalex = "W2134287871"
}

Wir verwenden numerische Simulationen, um die Substruktur innerhalb galaktischer und Haufen-Massenhalos zu untersuchen, die sich in einem hierarchischen Universum bilden. Haufen lassen sich leicht mit einem steilen Massenspektrum aus Tausenden von Substrukturklumpen reproduzieren, das die Beobachtungen gut widerspiegelt. Allerdings tritt auch auf galaktischen Skalen das Überleben von Dunkle-Materie-Substrukturen auf, was zu dem bemerkenswerten Ergebnis führt, dass Galaxienhalos als skalierte Versionen von Galaxienhaufen erscheinen. Das Modell sagt voraus, dass der virialisierte Bereich des Halo der Milchstraße etwa 500 Satelliten enthalten sollte, die eine Kreisgeschwindigkeit größer als Draco und Ursa-Minor aufweisen, d. h. gebundene Massen > 10^8Mo und durch Gezeitenkräfte begrenzte Größen > kpc. Die Substrukturklumpen befinden sich auf Umlaufbahnen, die einen großen Teil von ihnen durch die Sternscheibe führen, was zu erheblicher resonanter und impulsiver Aufheizung führt. Ihre Häufigkeit und singuläre Dichteprofile haben wichtige Implikationen für die Existenz alter dünner Scheiben, kalter Sternströme, gravitativer Linseneffekte und indirekter/direkter Detektionsexperimente.

@article{doi101086312287,
    author = "Moore, Ben und Ghigna, Sebastiano und Governato, Fabio und Lake, George und Quinn, Thomas und Stadel, Joachim und Tozzi, P.",
    title = "Dark Matter Substructure within Galactic Halos",
    year = "1999",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir verwenden numerische Simulationen, um die Substruktur innerhalb galaktischer und Haufen-Massenhalos zu untersuchen, die sich in einem hierarchischen Universum bilden. Haufen lassen sich leicht mit einem steilen Massenspektrum aus Tausenden von Substrukturklumpen reproduzieren, das die Beobachtungen gut widerspiegelt. Allerdings tritt auch auf galaktischen Skalen das Überleben von Dunkle-Materie-Substrukturen auf, was zu dem bemerkenswerten Ergebnis führt, dass Galaxienhalos als skalierte Versionen von Galaxienhaufen erscheinen. Das Modell sagt voraus, dass der virialisierte Bereich des Halo der Milchstraße etwa 500 Satelliten enthalten sollte, die eine Kreisgeschwindigkeit größer als Draco und Ursa-Minor aufweisen, d. h. gebundene Massen > 10^8Mo und durch Gezeitenkräfte begrenzte Größen > kpc. Die Substrukturklumpen befinden sich auf Umlaufbahnen, die einen großen Teil von ihnen durch die Sternscheibe führen, was zu erheblicher resonanter und impulsiver Aufheizung führt. Ihre Häufigkeit und singuläre Dichteprofile haben wichtige Implikationen für die Existenz alter dünner Scheiben, kalter Sternströme, gravitativer Linseneffekte und indirekter/direkter Detektionsexperimente.",
    url = "https://doi.org/10.1086/312287",
    doi = "10.1086/312287",
    openalex = "W2010581546"
}

Die meisten Informationen über die Umwelt des frühen Universums erreichen uns durch Strahlung, die von Atomen und Molekülen emittiert wird. Um diese Strahlung korrekt zu interpretieren, ist ein Verständnis der relevanten atomaren und molekularen Prozesse erforderlich. Atomare und molekulare Prozesse steuern auch die Evolution des frühen Universums. In diesem Artikel überblicken wir die atomaren und molekularen Prozesse, die im frühen Universum von Bedeutung sind.

@article{doi101088095340753510201,
    author = "Lepp, S. und Stancil, P. C. und Dalgarno, A.",
    title = "Atomare und molekulare Prozesse im frühen Universum",
    year = "2002",
    journal = "Journal of Physics B Atomic Molecular and Optical Physics",
    abstract = "Die meisten Informationen über die Umwelt des frühen Universums erreichen uns durch Strahlung, die von Atomen und Molekülen emittiert wird. Um diese Strahlung korrekt zu interpretieren, ist ein Verständnis der relevanten atomaren und molekularen Prozesse erforderlich. Atomare und molekulare Prozesse steuern auch die Evolution des frühen Universums. In diesem Artikel überblicken wir die atomaren und molekularen Prozesse, die im frühen Universum von Bedeutung sind.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0953-4075/35/10/201",
    doi = "10.1088/0953-4075/35/10/201",
    openalex = "W2170019704"
}

Wir betrachten das Szenario, das sich aus der Dynamik einer verallgemeinerten Born-Infeld-Theorie ergibt. Die Zustandsgleichung, die dieses System beschreibt, wird in Bezug auf die Energiedichte $\ensuremath{\rho}$ und den Druck p durch die Beziehung $p=\ensuremath{-}A/{\ensuremath{\rho}}^{\ensuremath{\alpha}}$ ausgedrückt, wobei A eine positive Konstante ist und $0<\ensuremath{\alpha}<~1.$ Wir diskutieren die Bedingungen, unter denen Homogenität entsteht, und zeigen, dass diese Zustandsgleichung die Evolution eines Universums beschreibt, das sich von einer Phase, die von nichtrelativistischer Materie dominiert wird, zu einer Phase entwickelt, die von einer kosmologischen Konstante dominiert wird, über einen Zwischenzeitraum, in dem die effektive Zustandsgleichung durch $p=\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\rho}$ gegeben ist.

@article{doi101103physrevd66043507,
    author = "Bento, M. C. und Bertolami, Orfeu und Sen, Anjan A.",
    title = "Generalized Chaplygin gas, accelerated expansion, and dark-energy-matter unification",
    year = "2002",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Wir betrachten das Szenario, das sich aus der Dynamik einer verallgemeinerten Born-Infeld-Theorie ergibt. Die Zustandsgleichung, die dieses System beschreibt, wird in Bezug auf die Energiedichte $\ensuremath{\rho}$ und den Druck p durch die Beziehung $p=\ensuremath{-}A/{\ensuremath{\rho}}^{\ensuremath{\alpha}}$ ausgedrückt, wobei A eine positive Konstante ist und $0<\ensuremath{\alpha}<\textasciitilde 1.$ Wir diskutieren die Bedingungen, unter denen Homogenität entsteht, und zeigen, dass diese Zustandsgleichung die Evolution eines Universums beschreibt, das sich von einer Phase, die von nichtrelativistischer Materie dominiert wird, zu einer Phase entwickelt, die von einer kosmologischen Konstante dominiert wird, über einen Zwischenzeitraum, in dem die effektive Zustandsgleichung durch $p=\ensuremath{\alpha}\ensuremath{\rho}$ gegeben ist.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.66.043507",
    doi = "10.1103/physrevd.66.043507",
    openalex = "W2108313227",
    references = "doi105860choice311499"
}

Wir beschreiben Ergebnisse aus einer vollständig selbstkonsistenten dreidimensionalen hydrodynamischen Simulation der Bildung eines der ersten Sterne im Universum. In aktuellen Modellen der Strukturbildung dominiert zunächst Dunkle Materie, und prägalaktische Objekte entstehen aufgrund gravitativer Instabilität aus kleinen anfänglichen Dichtestörungen. Während sie sich durch hierarchisches Verschmelzen zusammenfügen, kühlt primordiales Gas durch Rotations-Schwingungs-Linien von Wasserstoffmolekülen ab und sinkt in das Zentrum des Dunkle-Materie-Potenzialtopfes. Es bildet sich ein Analogon eines Molekülwolkenkomplexes bei hoher Rotverschiebung. Wenn sich die dichten, zentralen Teile der kalten Gaswolke selbstgravitierend machen, erfährt ein dichter Kern von etwa 100 M (wobei M die Masse der Sonne ist) eine schnelle Kontraktion. Bei Teilchenzahldichten größer als 10(9) pro Kubikzentimeter wird ein 1 M protostellarer Kern vollständig molekular als Ergebnis der Dreikörper-H2-Bildung. Im Gegensatz zu analytischen Erwartungen führt dieser Prozess nicht zu erneuter Fragmentierung, und es wird nur ein Stern gebildet. Die Berechnung wird abgebrochen, wenn optische Tiefeneffekte wichtig werden, wodurch die endgültige Masse des vollständig gebildeten Sterns etwas unsicher bleibt. Zu diesem Zeitpunkt akkretiert der Protostern Material sehr schnell (ungefähr 10(-2) M Jahr-1). Strahlungsfeedback vom Stern wird nicht nur sein Wachstum stoppen, sondern auch die Bildung anderer Sterne im selben prägalaktischen Objekt hemmen (zumindest bis der erste Stern sein Leben beendet, vermutlich als Supernova). Wir schließen, dass pro prägalaktischem Halo höchstens ein massereicher (M 1 M) metallfreier Stern entsteht, was mit jüngsten Abundanzmessungen metallarmer galaktischer Halo-Sterne übereinstimmt.

@article{doi101126science1063991,
    author = "Abel, Tom und Bryan, Greg L. und Norman, Michael L.",
    title = "The Formation of the First Star in the Universe",
    year = "2002",
    journal = "Science",
    abstract = "Wir beschreiben Ergebnisse aus einer vollständig selbstkonsistenten dreidimensionalen hydrodynamischen Simulation der Bildung eines der ersten Sterne im Universum. In aktuellen Modellen der Strukturbildung dominiert zunächst Dunkle Materie, und prägalaktische Objekte entstehen aufgrund gravitativer Instabilität aus kleinen anfänglichen Dichtestörungen. Während sie sich durch hierarchisches Verschmelzen zusammenfügen, kühlt primordiales Gas durch Rotations-Schwingungs-Linien von Wasserstoffmolekülen ab und sinkt in das Zentrum des Dunkle-Materie-Potenzialtopfes. Es bildet sich ein Analogon eines Molekülwolkenkomplexes bei hoher Rotverschiebung. Wenn sich die dichten, zentralen Teile der kalten Gaswolke selbstgravitierend machen, erfährt ein dichter Kern von etwa 100 M (wobei M die Masse der Sonne ist) eine schnelle Kontraktion. Bei Teilchenzahldichten größer als 10(9) pro Kubikzentimeter wird ein 1 M protostellarer Kern vollständig molekular als Ergebnis der Dreikörper-H2-Bildung. Im Gegensatz zu analytischen Erwartungen führt dieser Prozess nicht zu erneuter Fragmentierung, und es wird nur ein Stern gebildet. Die Berechnung wird abgebrochen, wenn optische Tiefeneffekte wichtig werden, wodurch die endgültige Masse des vollständig gebildeten Sterns etwas unsicher bleibt. Zu diesem Zeitpunkt akkretiert der Protostern Material sehr schnell (ungefähr 10(-2) M Jahr-1). Strahlungsfeedback vom Stern wird nicht nur sein Wachstum stoppen, sondern auch die Bildung anderer Sterne im selben prägalaktischen Objekt hemmen (zumindest bis der erste Stern sein Leben beendet, vermutlich als Supernova). Wir schließen, dass pro prägalaktischem Halo höchstens ein massereicher (M 1 M) metallfreier Stern entsteht, was mit jüngsten Abundanzmessungen metallarmer galaktischer Halo-Sterne übereinstimmt.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1063991",
    doi = "10.1126/science.1063991",
    openalex = "W2040912209",
    references = "doi1010160021999184901426, doi101086148317, doi101086177793, doi101086191681, doi101086303434, doi101086306832, doi101086310975, doi101093mnras1163351, doi101146annurevaa30090192002551, openalexw3106449272"
}

Wir untersuchen die Bildung der ersten Sternengeneration im Standardmodell des kalten Dunklen Materie, unter Verwendung von sehr hochauflösenden hydrodynamischen Simulationen. Unsere Simulation erreicht einen dynamischen Bereich von 10^{10} in der Längenskala. Mit einer genauen Behandlung der atomaren und molekularen Physik ermöglicht sie uns, die chemisch-thermische Evolution von primordialen Gaswolken bis zu Dichten von n = 10^{16}/cc zu untersuchen, ohne eine a priori Zustandsgleichung anzunehmen; eine Verbesserung um sechs Größenordnungen gegenüber früheren dreidimensionalen Berechnungen. Alle relevanten atomaren und molekularen Kühlungs- und Heizungsprozesse, einschließlich der Kühlung durch kollisionsinduzierte Kontinuumsstrahlung, sind implementiert. Zur Berechnung der optisch dicken H2-Kühlung bei hohen Dichten verwenden wir die Sobolev-Methode. Um mögliche Gasfragmentierung aufgrund thermischer Instabilität zu untersuchen, berechnen wir explizit die Wachstumsrate isobarischer Störungen. Wir zeigen, dass der Wolkenkern in beiden Niedrig- und Hochdichteregimen nicht fragmentiert. Wir zeigen auch, dass der Kern gegenüber gravitativer Verformung und Fragmentierung stabil bleibt. Wir erhalten einen genauen Gasmassenakkretionsrate innerhalb eines 10 Msun innersten Bereichs um den Protostern. Der Protostern akkretiert das umgebende heiße Gas mit einer Rate von 0,001-0,01 Msun/Jahr. Aus diesen Ergebnissen schließen wir, dass primordiale Sterne, die in frühen Minihalos entstanden sind, massereich sind. Wir führen proto-stellare Evolutionsberechnungen unter Verwendung des erhaltenen Akkretionsrates durch. Die resultierende Masse des ersten Sterns beträgt M_ZAMS = 60-100 Msun, wobei die genaue Masse vom tatsächlichen Akkretionsrate abhängt.

@article{doi101086507978,
    author = "Yoshida, Naoki und Omukai, Kazuyuki und Hernquist, Lars und Abel, Tom",
    title = "Formation of Primordial Stars in a ΛCDM Universe",
    year = "2006",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir untersuchen die Bildung der ersten Sternengeneration im Standardmodell des kalten Dunklen Materie, unter Verwendung von sehr hochauflösenden hydrodynamischen Simulationen. Unsere Simulation erreicht einen dynamischen Bereich von 10^{10} in der Längenskala. Mit einer genauen Behandlung der atomaren und molekularen Physik ermöglicht sie uns, die chemisch-thermische Evolution von primordialen Gaswolken bis zu Dichten von n = 10^{16}/cc zu untersuchen, ohne eine a priori Zustandsgleichung anzunehmen; eine Verbesserung um sechs Größenordnungen gegenüber früheren dreidimensionalen Berechnungen. Alle relevanten atomaren und molekularen Kühlungs- und Heizungsprozesse, einschließlich der Kühlung durch kollisionsinduzierte Kontinuumsstrahlung, sind implementiert. Zur Berechnung der optisch dicken H2-Kühlung bei hohen Dichten verwenden wir die Sobolev-Methode. Um mögliche Gasfragmentierung aufgrund thermischer Instabilität zu untersuchen, berechnen wir explizit die Wachstumsrate isobarischer Störungen. Wir zeigen, dass der Wolkenkern in beiden Niedrig- und Hochdichteregimen nicht fragmentiert. Wir zeigen auch, dass der Kern gegenüber gravitativer Verformung und Fragmentierung stabil bleibt. Wir erhalten einen genauen Gasmassenakkretionsrate innerhalb eines 10 Msun innersten Bereichs um den Protostern. Der Protostern akkretiert das umgebende heiße Gas mit einer Rate von 0,001-0,01 Msun/Jahr. Aus diesen Ergebnissen schließen wir, dass primordiale Sterne, die in frühen Minihalos entstanden sind, massereich sind. Wir führen proto-stellare Evolutionsberechnungen unter Verwendung des erhaltenen Akkretionsrates durch. Die resultierende Masse des ersten Sterns beträgt M_ZAMS = 60-100 Msun, wobei die genaue Masse vom tatsächlichen Akkretionsrate abhängt.",
    url = "https://doi.org/10.1086/507978",
    doi = "10.1086/507978",
    openalex = "W2023968025"
}

Ein Universum ohne schwache Wechselwirkungen wird konstruiert, das Urknall-Nukleosynthese, Materiedominanz, Strukturbildung und Sternentstehung durchläuft. Die Sterne in diesem Universum können Milliarden von Jahren lang brennen, Elemente bis zum Eisen synthetisieren und Supernova-Explosionen durchlaufen, wodurch schwere Elemente in das interstellare Medium dispergiert werden. Diese definitiven Behauptungen werden durch eine detaillierte Analyse gestützt, in der dieses hypothetische ``schwache Welt''-Universum durch gleichzeitige Anpassung von Standardmodell- und kosmologischen Parametern mit unserem Universum abgeglichen wird. Zum Beispiel sind Chemie und Kernphysik im Wesentlichen unverändert. Die scheinbare Bewohnbarkeit des schwachen Welt-Universums deutet darauf hin, dass das anthropische Prinzip die Skala des elektroschwachen Brechens nicht bestimmt oder sogar verlangt, dass sie kleiner als die Planck-Skala ist, solange technisch natürliche Parameter geeignet angepasst werden können. Ob die Multiparameter-Anpassung realisiert oder wahrscheinlich ist, hängt von der ultravioletten Vollendung ab, wie z. B. der String-Landschaft. Eine ähnliche Analyse für die kosmologische Konstante betrachtet, argumentieren wir jedoch, dass keine Anpassungen anderer Parameter in der Lage sind, die kosmologische Konstante auch nur entfernt nahe an die Planck-Skala zu heben, während makroskopische Strukturen erhalten werden. Die Feinabstimmungsprobleme, die mit der elektroschwachen Brechenskala und der kosmologischen Konstante verbunden sind, scheinen daher aus der Perspektive der Erreichung eines bewohnbaren Universums qualitativ unterschiedlich zu sein.

@article{doi101103physrevd74035006,
    author = "Harnik, Roni und Kribs, Graham D. und Pérez, Gilad",
    title = "Ein Universum ohne schwache Wechselwirkungen",
    year = "2006",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D, Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie",
    abstract = "Ein Universum ohne schwache Wechselwirkungen wird konstruiert, das Urknall-Nukleosynthese, Materiedominanz, Strukturbildung und Sternentstehung durchläuft. Die Sterne in diesem Universum können Milliarden von Jahren lang brennen, Elemente bis zum Eisen synthetisieren und Supernova-Explosionen durchlaufen, wodurch schwere Elemente in das interstellare Medium dispergiert werden. Diese definitiven Behauptungen werden durch eine detaillierte Analyse gestützt, in der dieses hypothetische ``schwache Welt''-Universum durch gleichzeitige Anpassung von Standardmodell- und kosmologischen Parametern mit unserem Universum abgeglichen wird. Zum Beispiel sind Chemie und Kernphysik im Wesentlichen unverändert. Die scheinbare Bewohnbarkeit des schwachen Welt-Universums deutet darauf hin, dass das anthropische Prinzip die Skala des elektroschwachen Brechens nicht bestimmt oder sogar verlangt, dass sie kleiner als die Planck-Skala ist, solange technisch natürliche Parameter geeignet angepasst werden können. Ob die Multiparameter-Anpassung realisiert oder wahrscheinlich ist, hängt von der ultravioletten Vollendung ab, wie z. B. der String-Landschaft. Eine ähnliche Analyse für die kosmologische Konstante betrachtet, argumentieren wir jedoch, dass keine Anpassungen anderer Parameter in der Lage sind, die kosmologische Konstante auch nur entfernt nahe an die Planck-Skala zu heben, während makroskopische Strukturen erhalten werden. Die Feinabstimmungsprobleme, die mit der elektroschwachen Brechenskala und der kosmologischen Konstante verbunden sind, scheinen daher aus der Perspektive der Erreichung eines bewohnbaren Universums qualitativ unterschiedlich zu sein.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.74.035006",
    doi = "10.1103/physrevd.74.035006",
    openalex = "W2094809047",
    references = "doi101017cbo9780511524370, doi10106312808637, doi10106312820190, doi101086305002, doi10108800319112382028, doi10108811266708200006006, doi10108811266708200305046, doi101103physrevd68046005, doi101103physrevlett592607, doi101103revmodphys73719"
}

Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4 % Baryonen, 20 % dunkler Materie und 76 % dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft dar, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte von der abstoßenden Schwerkraft dunkler Energie herrühren – zum Beispiel der Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen versagt und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. und Turner, Michael S. und Huterer, Dragan",
    title = "Dunkle Energie und das beschleunigte Universum",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4\% Baryonen, 20\% dunkler Materie und 76\% dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft dar, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte von der abstoßenden Schwerkraft dunkler Energie herrühren – zum Beispiel der Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen versagt und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    doi = "10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    openalex = "W2102197207",
    references = "doi101073pnas153168, doi10108811266708200006006, doi101093mnras1085372, doi101103physrevd68023509, doi101103physrevlett592607, doi105860choice311499, openalexw3098371892"
}

Liste der Mitwirkenden. Vorwort. Vorrede. Danksagung. 1.0. Einleitung (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 1.1 Arsen: Ursprung, Chemie und Verwendung. 1.2 Umweltauswirkungen von Arsen. 1.3 Toxizität von Arsen. 1.4 Behandlung und Sanierung von Arsen. 1.5 Literaturverzeichnis. 2.0. Arsenchemie (Kevin R. Henke und Aaron Hutchison). Zusammenfassung. 2.1 Einleitung. 2.2 Atomstruktur und Isotope von Arsen. 2.3 Oxidationszustand und Bindung von Arsen. 2.4 Chemie von Arsenfeststoffen. 2.5 Einführung in die Arsenoxidation und -reduktion. 2.6 Einführung in die Arsenmethylierung und Demethylierung. 2.7 Arsen in Wasser. 2.8 Chemie gasförmiger Arsenemissionen. 2.9 Literaturverzeichnis. 3.0. Arsen in natürlichen Umgebungen (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 3.1 Einleitung. 3.2 Nukleosynthese: Der Ursprung von Arsen. 3.3 Arsen im Universum als Ganzes. 3.4 Arsenchemie des Sonnensystems. 3.5 Arsen in der Erdmasse, Krusten und dem Inneren. 3.6 Arsen in hydrothermalen und geothermalen Fluiden und ihren Ablagerungen. 3.7 Oxidation von Arsen enthaltenden Sulfiden in geologischen Materialien und Bergbauabfällen. 3.8 Wechselwirkungen zwischen Arsen und natürlichem organischem Material (NOM). 3.9 Sorption und Kopräzipitation von Arsen mit Eisen und anderen (Oxy)(hydr)oxiden. 3.10 Arsenat (As(V))-Fällung. 3.11 Reduktive Auflösung von Eisen- und Mangan-(Oxy)(hydr)oxiden. 3.12 Arsen und Sulfid bei < 50°C. 3.13 Arsen und seine Chemie in abgebauten Materialien. 3.14 Meereswasser und Sedimente. 3.15 Ästuare. 3.16 Flüsse und andere Bäche. 3.17 Seen. 3.18 Feuchtgebiete. 3.19 Grundwasser. 3.20 Gletschereis und damit verbundene Sedimente. 3.21 Arsen in Luft und windverwehten Sedimenten. 3.22 Erdöl. 3.23 Böden. 3.24 Sedimentgesteine. 3.25 Metamorphe Gesteine. 3.26 Literaturverzeichnis. 4.0. Toxikologie und Epidemiologie von Arsen und seinen Verbindungen (Michael F. Hughes, David J. Thomas und Elaina M. Kenyon). Zusammenfassung. 4.1 Einleitung. 4.2 Physikalische und chemische Eigenschaften von Arsen. 4.3 Exposition gegenüber Arsen. 4.4 Arsenverteilung und -biotransformation bei Säugetieren. 4.5 Systemische Clearance von Arsen und Bindung an Blutbestandteile. 4.6 Gewebeverteilung. 4.7 Plazentatransfer und -verteilung im Fötus. 4.8 Arsenbiotransformation. 4.9 Arsenausscheidung. 4.10 Auswirkungen der Arsenexposition. 4.11. Herz-Kreislauf-System. 4.12. Endokrines System. 4.13 Leber. 4.14 Nervensystem. 4.15 Haut. 4.16 Entwicklung. 4.17 Andere Organsysteme. 4.18 Krebs. 4.19 Tiermodelle für arseninduzierten Krebs. 4.20 Wirkmechanismus. 4.21 Regulierung von Arsen. 4.22 Literaturverzeichnis. 5.0. Arsen in der menschlichen Geschichte und modernen Gesellschaften (Kevin R. Henke und David A. Atwood). Zusammenfassung. 5.1 Einleitung. 5.2. Frühe Erkenntnis und Verwendung von Arsen durch den Menschen. 5.3 Alchemie, Entwicklung von Methoden zur Gewinnung von elementarem Arsen und Synthese von Arsenverbindungen. 5.4 Anwendungen mit Arsen. 5.5 Zunehmende Gesundheits-, Sicherheits- und Umweltbedenken. 5.6 Arsen im Kriminalbereich. 5.7 Vergiftungsstreitigkeiten: Napoleon Bonaparte. 5.8 Arsen in der Prospektion, im Bergbau und auf den Märkten. 5.9 Arsen in der Kohle- und Ölschiefer-Nutzung und ihren Nebenprodukten. 5.10 Literaturverzeichnis. 6.0. Vorkommen erhöhter Arsenkonzentrationen in Grundwasser und anderen natürlichen Gewässern (Abhijit Mukherjee, Alan E. Fryar und Bethany M. O'Shea). Zusammenfassung. 6.1 Einleitung. 6.2 Arsen-Speziation und Mobilität in natürlichen Gewässern. 6.3 Immobilisierung von Arsen in hydrologischen Systemen. 6.4 Mobilisierung von Arsen in Wasser. 6.5 Natürliches Vorkommen erhöhter Arsenkonzentrationen weltweit. 6.6 Literaturverzeichnis. 7.0. Abfallbehandlung und Sanierungstechnologien für Arsen (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 7.1 Einleitung. 7.2 Behandlungstechnologien für Arsen in Wasser. 7.3 Behandlungstechnologien für Arsen in Feststoffen. 7.4 Behandlungstechnologien für Arsen in Gasen. 7.5 Literaturverzeichnis. Anhänge. A: Häufige physikalische und chemische Konstanten und Umrechnungen für Maßeinheiten. B: Glossar der Begriffe. B.1 Einleitung. B.2 Glossar. C: Arsen-Thermodynamische Daten. C.1 Einleitung. C.2 Modellierungsanwendungen mit thermodynamischen Daten. C.3 Thermodynamische Daten. D: Standorte signifikanter Arsenkontamination. E: Regulierung von Arsen: Eine kurze Übersicht und Bibliographie. E.1 Einleitung. E.2 Regulierung von Arsen in Wasser. E.3 Regulierung von Arsen in festen und flüssigen Abfällen. E.4 Sediment- und Bodengrenzwerte und Standards für Arsen. E.5 Regulierung von Arsen in Lebensmitteln und Arzneimitteln. E.6 Regulierung von Arsen in der Luft. E.7 Weitere Referenzen. Sachverzeichnis.

@book{openalexw1868970315,
    author = "Henke, Kevin R.",
    title = "Arsenic: Umweltchemie, Gesundheitsgefahren und Abfallbehandlung",
    year = "2009",
    abstract = "Beitragende. Vorwort. Vorrede. Danksagung. 1.0. Einführung (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 1.1 Arsen: Herkunft, Chemie und Verwendung. 1.2 Umweltauswirkungen von Arsen. 1.3 Toxizität von Arsen. 1.4 Behandlung und Sanierung von Arsen. 1.5 Literatur. 2.0. Arsenchemie (Kevin R. Henke und Aaron Hutchison). Zusammenfassung. 2.1 Einführung. 2.2 Atomstruktur und Isotope von Arsen. 2.3 Oxidationszustand und Bindung von Arsen. 2.4 Chemie von Arsenfeststoffen. 2.5 Einführung in die Oxidation und Reduktion von Arsen. 2.6 Einführung in die Methylierung und Demethylierung von Arsen. 2.7 Arsen in Wasser. 2.8 Chemie gasförmiger Arsenemissionen. 2.9 Literatur. 3.0. Arsen in natürlichen Umgebungen (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 3.1 Einführung. 3.2 Nukleosynthese: Die Herkunft von Arsen. 3.3 Arsen im Universum als Ganzes. 3.4 Arsenchemie des Sonnensystems. 3.5 Arsen in der Erdmasse, Krusten und dem Inneren. 3.6 Arsen in hydrothermalen und geothermalen Fluiden und ihren Ablagerungen. 3.7 Oxidation von Arsen enthaltenden Sulfiden in geologischen Materialien und Bergbauabfällen. 3.8 Wechselwirkungen zwischen Arsen und natürlichem organischem Material (NOM). 3.9 Sorption und Kopräzipitation von Arsen mit Eisen und anderen (Oxy)(hydr)oxiden. 3.10 Arsenat (As(V)) Fällung. 3.11 Reduktive Auflösung von Eisen und Mangan (Oxy)(hydr)oxiden. 3.12 Arsen und Sulfid bei < 50°C. 3.13 Arsen und seine Chemie in abgebauten Materialien. 3.14 Meereswasser und Sedimente. 3.15 Ästuare. 3.16 Flüsse und andere Bäche. 3.17 Seen. 3.18 Feuchtgebiete. 3.19 Grundwasser. 3.20 Gletschereis und damit verbundene Sedimente. 3.21 Arsen in Luft und windverwehten Sedimenten. 3.22 Erdöl. 3.23 Böden. 3.24 Sedimentgesteine. 3.25 Metamorphe Gesteine. 3.26 Literatur. 4.0. Toxikologie und Epidemiologie von Arsen und seinen Verbindungen (Michael F. Hughes, David J. Thomas und Elaina M. Kenyon). Zusammenfassung. 4.1 Einführung. 4.2 Physikalische und chemische Eigenschaften von Arsen. 4.3 Exposition gegenüber Arsen. 4.4 Arsenverteilung und Biowandelung bei Säugetieren. 4.5 Systemische Clearance von Arsen und Bindung an Blutbestandteile. 4.6 Gewebeverteilung. 4.7 Plazentatransfer und -verteilung im Fötus. 4.8 Arsenbiowandelung. 4.9 Arsenausscheidung. 4.10 Auswirkungen der Arsenexposition. 4.11. Herz-Kreislauf-System. 4.12. Endokrines System. 4.13 Leber. 4.14 Nervensystem. 4.15 Haut. 4.16 Entwicklung. 4.17 Andere Organsysteme. 4.18 Krebs. 4.19 Tiermodelle für Arsen-induzierten Krebs. 4.20 Wirkmechanismus. 4.21 Regulation von Arsen. 4.22 Literatur. 5.0. Arsen in der menschlichen Geschichte und modernen Gesellschaften (Kevin R. Henke und David A. Atwood). Zusammenfassung. 5.1 Einführung. 5.2. Frühe Erkenntnis und Verwendung von Arsen durch den Menschen. 5.3 Alchemie, Entwicklung von Methoden zur Gewinnung von elementarem Arsen und die Synthese von Arsenverbindungen. 5.4 Anwendungen mit Arsen. 5.5 Zunehmende Gesundheits-, Sicherheits- und Umweltbedenken. 5.6 Arsen im Kriminalbereich. 5.7 Vergiftungsstreitigkeiten: Napoleon Bonaparte. 5.8 Arsen in der Prospektion, im Bergbau und auf den Märkten. 5.9 Arsen in der Kohle- und Ölschiefer-Nutzung und ihren Nebenprodukten. 5.10 Literatur. 6.0. Hauptvorkommen erhöhten Arsens in Grundwasser und anderen natürlichen Gewässern (Abhijit Mukherjee, Alan E. Fryar und Bethany M. O'Shea). Zusammenfassung. 6.1 Einführung. 6.2 Arsen-Speziation und Mobilität in natürlichen Gewässern. 6.3 Immobilisierung von Arsen in hydrologischen Systemen. 6.4 Mobilisierung von Arsen in Wasser. 6.5 Natürliche Vorkommen erhöhten Arsens weltweit. 6.6 Literatur. 7.0. Abfallbehandlung und Sanierungstechnologien für Arsen (Kevin R. Henke). Zusammenfassung. 7.1 Einführung. 7.2 Behandlungstechnologien für Arsen in Wasser. 7.3 Behandlungstechnologien für Arsen in Feststoffen. 7.4 Behandlungstechnologien für Arsen in Gasen. 7.5 Literatur. Anhänge. A: Häufige physikalische und chemische Konstanten und Umrechnungen für Maßeinheiten. B: Glossar der Begriffe. B.1 Einführung. B.2 Glossar. C: Arsen-Thermodynamische Daten. C.1 Einführung. C.2 Modellierungsanwendungen mit thermodynamischen Daten. C.3 Thermodynamische Daten. D: Standorte signifikanter Arsenkontamination. E: Regulation von Arsen: Eine kurze Übersicht und Bibliographie. E.1 Einführung. E.2 Regulation von Arsen in Wasser. E.3 Regulation von Arsen in festen und flüssigen Abfällen. E.4 Sediment- und Bodenguidelines und Standards für Arsen. E.5 Regulation von Arsen in Lebensmitteln und Arzneimitteln. E.6 Regulation von Arsen in der Luft. E.7 Weitere Literatur. Sachverzeichnis.",
    url = "https://openalex.org/W1868970315",
    openalex = "W1868970315"
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Umweltkontext. Im globalen Maßstab speichern Böden mehr Kohlenstoff als Pflanzen oder die Atmosphäre. Der Kreislauf dieses riesigen Reservoirs an reduziertem Kohlenstoff ist eng mit Schwankungen der Umweltbedingungen verknüpft, doch robuste Vorhersagen von Klima-Kohlenstoffkreislauf-Feedbacks werden durch einen Mangel an mechanistischem Wissen bezüglich der Empfindlichkeit der Zersetzung von organischer Substanz gegenüber steigenden Temperaturen behindert. Dieser Text bietet eine kritische Diskussion der Praxis, Teile der Bodenorganischen Substanz als intrinsisch widerstandsfähig gegen Zersetzung oder 'recalcitrant' zu konzeptualisieren. Zusammenfassung. Das Verständnis, dass einige natürliche organische Moleküle aufgrund bestimmter molekularer Eigenschaften der mikrobiellen Zersetzung widerstehen können, bildet die Grundlage des biogeochemischen Paradigmas der 'intrinsischen Recalcitrance'. In diesem Konzeptpapier argumentiere ich, dass Recalcitrance eine unbestimmte Abstraktion ist, deren semantische Vagheit die Forschung zum terrestrischen Kohlenstoffkreislauf behindert. Folglich scheint es vorteilhaft zu sein, die wahrgenommene 'inhärente Widerstandsfähigkeit' gegen die Zersetzung bestimmter Formen organischer Substanz nicht als Materialeigenschaft, sondern als logistisches Problem zu betrachten, das durch (i) mikrobielle Ökologie; (ii) Enzymkinetik; (iii) Umweltfaktoren; und (iv) Matrixschutz begrenzt ist. Eine Konsequenz dieser Sichtweise wäre, dass die häufig beobachtete Temperatursensitivität der Zersetzung organischer Substanz auf Faktoren zurückzuführen sein muss, die nicht der intrinsischen molekularen Recalcitrance entsprechen.

@article{doi101071en10006,
    author = "Kleber, Markus",
    title = "Was ist recalcitrante Bodenorganische Substanz?",
    year = "2010",
    journal = "Environmental Chemistry",
    abstract = "Umweltkontext. Im globalen Maßstab speichern Böden mehr Kohlenstoff als Pflanzen oder die Atmosphäre. Der Kreislauf dieses riesigen Reservoirs an reduziertem Kohlenstoff ist eng mit Schwankungen der Umweltbedingungen verknüpft, doch robuste Vorhersagen von Klima-Kohlenstoffkreislauf-Feedbacks werden durch einen Mangel an mechanistischem Wissen bezüglich der Empfindlichkeit der Zersetzung von organischer Substanz gegenüber steigenden Temperaturen behindert. Dieser Text bietet eine kritische Diskussion der Praxis, Teile der BodenOrganischen Substanz als intrinsisch widerstandsfähig gegen Zersetzung oder 'recalcitrant' zu konzeptualisieren. Zusammenfassung. Das Verständnis, dass einige natürliche organische Moleküle aufgrund bestimmter molekularer Eigenschaften der mikrobiellen Zersetzung widerstehen können, bildet die Grundlage des biogeochemischen Paradigmas der 'intrinsischen Recalcitrance'. In diesem Konzeptpapier argumentiere ich, dass Recalcitrance eine unbestimmte Abstraktion ist, deren semantische Vagheit die Forschung zum terrestrischen Kohlenstoffkreislauf behindert. Folglich scheint es vorteilhaft zu sein, die wahrgenommene 'inhärente Widerstandsfähigkeit' gegen die Zersetzung bestimmter Formen organischer Substanz nicht als Materialeigenschaft, sondern als logistisches Problem zu betrachten, das durch (i) mikrobielle Ökologie; (ii) Enzymkinetik; (iii) Umweltfaktoren; und (iv) Matrixschutz begrenzt ist. Eine Konsequenz dieser Sichtweise wäre, dass die häufig beobachtete Temperatursensitivität der Zersetzung organischer Substanz auf Faktoren zurückzuführen sein muss, die nicht der intrinsischen molekularen Recalcitrance entsprechen.",
    url = "https://doi.org/10.1071/en10006",
    doi = "10.1071/en10006",
    openalex = "W2128817158",
    references = "openalexw322605492"
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Wir stellen eine robuste Methode vor, um durchschnittliche Sternentstehungsraten von Galaxien, Sternentstehungsgeschichten und das Intraclusterlicht als Funktion der Halo-Masse einzuschränken. Unsere Ergebnisse sind konsistent mit beobachteten Galaxien-Sternmassenfunktionen, spezifischen Sternentstehungsraten und kosmischen Sternentstehungsraten von z=0 bis z=8. Wir betrachten die Auswirkungen eines weiten Spektrums von Unsicherheiten auf unsere Ergebnisse, einschließlich solcher, die die Sternmassen, Sternentstehungsraten und die Halo-Massenfunktion im Kern unserer Analyse betreffen. Da sie für unsere Methode relevant sind, präsentieren wir zudem neue Kalibrierungen der Dunkle-Materie-Halo-Massenfunktion, der Halo-Massenakkretionsgeschichten und der Halo-Subhalo-Verschmelzungsraten bis zu z=8. Ferner stellen wir neue Kompilationen kosmischer und spezifischer Sternentstehungsraten zur Verfügung; neuere Messungen sind nun mit dem Aufbau der kosmischen Sternmassendichte bei allen Rotverschiebungen konsistent. Implikationen unserer Arbeit umfassen: Halos in der Nähe von 10^12 Msun sind bei allen Rotverschiebungen am effizientesten bei der Sternentstehung, die Umwandlungseffizienz von baryonischer Materie in massereichen Halos nimmt nach z ~ 2,5 deutlich ab (konsistent mit Theorien des kalten-Modus-Akkretions), das ICL für massereiche Galaxien wird bis zu mindestens z ~ 1-1,5 signifikant sein, und Zwerggalaxien bei niedrigen Rotverschiebungen haben höhere Sternmassen-zu-Halomasse-Verhältnisse als vorherige Erwartungen und bilden sich später als in den meisten theoretischen Modellen. Schließlich stellen wir neue Anpassungsformeln für Sternentstehungsgeschichten bereit, die genauer sind als das Standard-sinkende-Tau-Modell. Unser Ansatz bringt eine Vielzahl von Beobachtungen, die sich auf die Sternentstehungsgeschichte von Galaxien beziehen, in ein selbstkonsistentes Rahmenwerk, das auf dem modernen Verständnis der Strukturbildung im LCDM basiert. Einschränkungen für die Sternmassen-Halomasse-Beziehung und Sternentstehungsraten stehen zum Download unter http://www.peterbehroozi.com/data.html zur Verfügung.

@article{doi1010880004637x770157,
    author = "Behroozi, Peter und Wechsler, Risa H. und Conroy, Charlie",
    title = "THE AVERAGE STAR FORMATION HISTORIES OF GALAXIES IN DARK MATTER HALOS FROM z = 0-8",
    year = "2013",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir stellen eine robuste Methode vor, um durchschnittliche Sternentstehungsraten von Galaxien, Sternentstehungsgeschichten und das Intraclusterlicht als Funktion der Halo-Masse einzuschränken. Unsere Ergebnisse sind konsistent mit beobachteten Galaxien-Sternmassenfunktionen, spezifischen Sternentstehungsraten und kosmischen Sternentstehungsraten von z=0 bis z=8. Wir betrachten die Auswirkungen eines weiten Spektrums von Unsicherheiten auf unsere Ergebnisse, einschließlich solcher, die die Sternmassen, Sternentstehungsraten und die Halo-Massenfunktion im Kern unserer Analyse betreffen. Da sie für unsere Methode relevant sind, präsentieren wir zudem neue Kalibrierungen der Dunkle-Materie-Halo-Massenfunktion, der Halo-Massenakkretionsgeschichten und der Halo-Subhalo-Verschmelzungsraten bis zu z=8. Ferner stellen wir neue Kompilationen kosmischer und spezifischer Sternentstehungsraten zur Verfügung; neuere Messungen sind nun mit dem Aufbau der kosmischen Sternmassendichte bei allen Rotverschiebungen konsistent. Implikationen unserer Arbeit umfassen: Halos in der Nähe von 10^12 Msun sind bei allen Rotverschiebungen am effizientesten bei der Sternentstehung, die Umwandlungseffizienz von baryonischer Materie in massereichen Halos nimmt nach z \textasciitilde\ 2,5 deutlich ab (konsistent mit Theorien des kalten-Modus-Akkretions), das ICL für massereiche Galaxien wird bis zu mindestens z \textasciitilde\ 1-1,5 signifikant sein, und Zwerggalaxien bei niedrigen Rotverschiebungen haben höhere Sternmassen-zu-Halomasse-Verhältnisse als vorherige Erwartungen und bilden sich später als in den meisten theoretischen Modellen. Schließlich stellen wir neue Anpassungsformeln für Sternentstehungsgeschichten bereit, die genauer sind als das Standard-sinkende-Tau-Modell. Unser Ansatz bringt eine Vielzahl von Beobachtungen, die sich auf die Sternentstehungsgeschichte von Galaxien beziehen, in ein selbstkonsistentes Rahmenwerk, das auf dem modernen Verständnis der Strukturbildung im LCDM basiert. Einschränkungen für die Sternmassen-Halomasse-Beziehung und Sternentstehungsraten stehen zum Download unter http://www.peterbehroozi.com/data.html zur Verfügung.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0004-637x/770/1/57",
    doi = "10.1088/0004-637x/770/1/57",
    openalex = "W2074259895",
    references = "doi10108800670049192218"
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Im Rahmen des präzisen kosmologischen Modells des Λ-kalten Dunklen Materie und der Standard-Big-Bang-Nukleosynthese kann die chemische Entwicklung des prägalaktischen Gases nun mit einer Genauigkeit verfolgt werden, die lediglich durch Unsicherheiten bezüglich der Reaktionsraten begrenzt ist. Seit der Rekombinationsära wurde die Bildung der ersten Moleküle und molekularer Ionen, die Wasserstoff, Deuterium, Helium und Lithium enthalten, durch die niedrige Dichte des expandierenden Universums, die Intensität des kosmischen Strahlungsfeldes und das Fehlen fester Katalysatoren stark behindert. Molekularer Wasserstoff und deuterierter Wasserstoff, die häufigsten Spezies, die vor der Strukturbildung in der Gasphase gebildet wurden, spielten eine fundamentale Rolle bei der Abkühlung der Gaswolken, aus denen die erste stellare Generation hervorging, und trugen dazu bei, die Fragmentierungsskala zu bestimmen. Primordiale Moleküle interagierten zudem mit den Photonen des kosmischen Hintergrunds durch resonante Streuung, Absorption und Emission. In diesem Überblick betrachten wir den aktuellen Stand der Chemie des frühen Universums und diskutieren die wichtigsten Reaktionen, bei denen Unsicherheiten aus der Theorie oder Laborversuchen bestehen. Auch die Aussichten auf die Detektion spektraler Verzerrungen oder räumlicher Anisotropien aufgrund der ersten Atome und Moleküle werden behandelt.

@article{doi101146annurevastro082812141029,
    author = "Galli, Daniele and Palla, F.",
    title = "The Dawn of Chemistry",
    year = "2013",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Within the precise cosmological framework provided by the Λ-cold dark matter model and standard Big Bang nucleosynthesis, the chemical evolution of the pregalactic gas can now be followed with accuracy limited only by the uncertainties on the reaction rates. Starting during the recombination era, the formation of the first molecules and molecular ions containing hydrogen, deuterium, helium, and lithium was severely hindered by the low density of the expanding Universe, the intensity of the cosmic radiation field, and the absence of solid catalyzers. Molecular hydrogen and deuterated hydrogen, the most abundant species formed in the gas phase prior to structure formation, played a fundamental role in the cooling of the gas clouds that gave birth to the first stellar generation, contributing to determine the scale of fragmentation. Primordial molecules also interacted with the photons of the cosmic background via resonant scattering, absorption, and emission. In this review, we examine the current status of the chemistry of the early Universe and discuss the most relevant reactions for which uncertainties still exist from theory or laboratory experiments. The prospects for detecting spectral distortions or spatial anisotropies due to the first atoms and molecules are also addressed.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev-astro-082812-141029",
    doi = "10.1146/annurev-astro-082812-141029",
    openalex = "W2119813984",
    references = "doi101007bf00653471, doi101086186504, doi101086303434, doi101086323947, doi101086377226, doi1010880004637x7072916, doi10108800344885758086901, doi10108800670049192218, doi101126science1063991, doi105860choice311499"
}

Zusammenfassung In Chemielehrbüchern wird der pK-Wert von Wasser als Lösungsmittel bei 25 °C manchmal mit 14,0, manchmal mit 15,7 angegeben. Das ist verwirrend. Die betrachtete chemische Reaktion ist diejenige, bei der Wasser als Brønsted--Lowry-Säure mit Wasser als Brønsted--Lowry-Base in Wasser als Lösungsmittel reagiert, um gleiche Konzentrationen von hydratisierten Oxonium- und Hydroxid-Ionen, H3O+(aq) bzw. HO−(aq), zu bilden. Diese Reaktion wird auch als „Selbstionisation" des Wassers bezeichnet, für die die Gleichgewichtskonstante mit Kw abgekürzt wird, deren bekannter Wert bei 25 °C 10−14,0 ist, d. h., pKw(25 °C)=14,0. Identische Werte für pK und pKw bei fester Temperatur erscheinen vernünftig, da K und Kw sich auf dieselbe Reaktion beziehen. Daher sollten Gründe für den scheinbaren Widerspruch zwischen dem „thermodynamisch korrekten" pKa-Wert für Wasser (14,0 bei 25 °C) und dem in den meisten organischen Chemielehrbüchern berichteten Wert (15,7) diskutiert werden, wenn Säure-Base-Chemie gelehrt wird. Es gibt gute Gründe, die Konzepte der Aktivität und thermodynamischer Standardzustände von Anfang an einzuführen, wenn quantitative Aspekte chemischer Gleichgewichte gelehrt werden. Dies erklärt auch auf einfache Weise, warum alle thermodynamischen Gleichgewichtskonstanten, einschließlich Kw, dimensionslos sind, und warum pK(25 °C)=0.

@article{doi101002hlca201300321,
    author = "Meister, Erich C. und Willeke, Martin und Angst, Werner und Togni, Antonio und Walde, Peter",
    title = "Verwirrende quantitative Beschreibungen von Brønsted-Lowry-Säure-Base-Gleichgewichten in Chemielehrbüchern – Eine kritische Überprüfung und Klarstellungen für Chemiedidaktiker",
    year = "2014",
    journal = "Helvetica Chimica Acta",
    abstract = "Zusammenfassung In Chemielehrbüchern wird der pK-Wert von Wasser als Lösungsmittel bei 25 °C manchmal mit 14,0, manchmal mit 15,7 angegeben. Das ist verwirrend. Die betrachtete chemische Reaktion ist diejenige, bei der Wasser als Brønsted--Lowry-Säure mit Wasser als Brønsted--Lowry-Base in Wasser als Lösungsmittel reagiert, um gleiche Konzentrationen von hydratisierten Oxonium- und Hydroxid-Ionen, H3O+(aq) bzw. HO−(aq), zu bilden. Diese Reaktion wird auch als „Selbstionisation" des Wassers bezeichnet, für die die Gleichgewichtskonstante mit Kw abgekürzt wird, deren bekannter Wert bei 25 °C 10−14,0 ist, d. h., pKw(25 °C)=14,0. Identische Werte für pK und pKw bei fester Temperatur erscheinen vernünftig, da K und Kw sich auf dieselbe Reaktion beziehen. Daher sollten Gründe für den scheinbaren Widerspruch zwischen dem „thermodynamisch korrekten" pKa-Wert für Wasser (14,0 bei 25 °C) und dem in den meisten organischen Chemielehrbüchern berichteten Wert (15,7) diskutiert werden, wenn Säure-Base-Chemie gelehrt wird. Es gibt gute Gründe, die Konzepte der Aktivität und thermodynamischer Standardzustände von Anfang an einzuführen, wenn quantitative Aspekte chemischer Gleichgewichte gelehrt werden. Dies erklärt auch auf einfache Weise, warum alle thermodynamischen Gleichgewichtskonstanten, einschließlich Kw, dimensionslos sind, und warum pK(25 °C)=0.",
    url = "https://doi.org/10.1002/hlca.201300321",
    doi = "10.1002/hlca.201300321",
    openalex = "W2081675302",
    references = "openalexw322605492"
}

Seit über einem Jahrhundert stolz im Dienste der wissenschaftlichen Gemeinschaft, ist diese 95. Auflage des CRC-Handbuchs der Chemie und Physik eine Aktualisierung eines klassischen Nachschlagewerks, das das Wachstum und die Richtung der Wissenschaft widerspiegelt. Dieses ehrwürdige Werk bleibt weiterhin die am häufigsten genutzte und respektierteste wissenschaftliche Referenz der Welt. Eine autoritative Ressource bestehend aus

@book{doi101201b17118,
    author = "Haynes, W.M.",
    title = "CRC-Handbuch der Chemie und Physik",
    year = "2014",
    abstract = "Seit über einem Jahrhundert stolz im Dienste der wissenschaftlichen Gemeinschaft, ist diese 95. Auflage des CRC-Handbuchs der Chemie und Physik eine Aktualisierung eines klassischen Nachschlagewerks, das das Wachstum und die Richtung der Wissenschaft widerspiegelt. Dieses ehrwürdige Werk bleibt weiterhin die am häufigsten genutzte und respektierteste wissenschaftliche Referenz der Welt. Eine autoritative Ressource bestehend aus",
    url = "https://doi.org/10.1201/b17118",
    doi = "10.1201/b17118",
    openalex = "W2132905138"
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Wir präsentieren ein semi-analytisches, physikalisch motiviertes Modell für die Konzentration von Dunkle-Materie-Halos als Funktion der Halomasse und des Rotverschiebungswertes. Das semi-analytische Modell kombiniert ein analytisches Modell für die Geschichte der Masseakkretion von Halos (MAH), basierend auf der erweiterten Press–Schechter (EPS)-Theorie, mit einer empirischen Beziehung zwischen Konzentration und Entstehungszeit, die durch Anpassungen an die Ergebnisse numerischer Simulationen gewonnen wurde. Da das semi-analytische Modell auf der EPS-Theorie basiert, kann es auf weite Bereiche in Masse, Rotverschiebung und Kosmologie angewendet werden. Die resultierenden Konzentration–Masse (c–M)-Beziehungen stimmen mit den Simulationen überein, und da das Modell nur auf entspannte Halos anwendbar ist, zeigen sie nicht den Anstieg bei hohen Massen oder hohen Rotverschiebungswerten, den einige jüngere Arbeiten gefunden haben. Wir sagen eine Änderung der Steigung in der z ∼ 0 c–M-Beziehung bei einer Massenskala von 1011 M⊙ voraus. Wir finden, dass dies auf die Änderung der funktionalen Form der Halomassengeschichte (MAH) zurückzuführen ist, die von einer Exponentialfunktion (für hochmassige Halos) zu einem Potenzgesetz (für niedrigmassige Halos) übergeht. Während dieser späteren Phase bleibt der Kernradius ungefähr konstant, und die Konzentration wächst aufgrund des Abfalls der Hintergrunddichte. Wir analysieren auch, wie die von dieser Arbeit vorhergesagte c–M-Beziehung die durch Dunkle-Materie-Vernichtung erzeugte Leistung beeinflusst, wobei wir feststellen, dass die Leistung bei z = 0 zwei Größenordnungen niedriger ist als die aus der Extrapolation der besten angepassten c–M-Beziehungen erhaltene. Wir stellen Anpassungen an die c–M-Beziehungen sowie numerische Routinen zur Berechnung von Konzentrationen und MAHs bereit.

@article{doi101093mnrasstv1363,
    author = "Correa, Camila A. und Wyithe, J. Stuart B. und Schaye, Joop und Duffy, Alan R.",
    title = "The accretion history of dark matter haloes – III. A physical model for the concentration–mass relation",
    year = "2015",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Wir präsentieren ein semi-analytisches, physikalisch motiviertes Modell für die Konzentration von Dunkle-Materie-Halos als Funktion der Halomasse und des Rotverschiebungswertes. Das semi-analytische Modell kombiniert ein analytisches Modell für die Geschichte der Masseakkretion von Halos (MAH), basierend auf der erweiterten Press–Schechter (EPS)-Theorie, mit einer empirischen Beziehung zwischen Konzentration und Entstehungszeit, die durch Anpassungen an die Ergebnisse numerischer Simulationen gewonnen wurde. Da das semi-analytische Modell auf der EPS-Theorie basiert, kann es auf weite Bereiche in Masse, Rotverschiebung und Kosmologie angewendet werden. Die resultierenden Konzentration–Masse (c–M)-Beziehungen stimmen mit den Simulationen überein, und da das Modell nur auf entspannte Halos anwendbar ist, zeigen sie nicht den Anstieg bei hohen Massen oder hohen Rotverschiebungswerten, den einige jüngere Arbeiten gefunden haben. Wir sagen eine Änderung der Steigung in der z ∼ 0 c–M-Beziehung bei einer Massenskala von 1011 M⊙ voraus. Wir finden, dass dies auf die Änderung der funktionalen Form der Halomassengeschichte (MAH) zurückzuführen ist, die von einer Exponentialfunktion (für hochmassige Halos) zu einem Potenzgesetz (für niedrigmassige Halos) übergeht. Während dieser späteren Phase bleibt der Kernradius ungefähr konstant, und die Konzentration wächst aufgrund des Abfalls der Hintergrunddichte. Wir analysieren auch, wie die von dieser Arbeit vorhergesagte c–M-Beziehung die durch Dunkle-Materie-Vernichtung erzeugte Leistung beeinflusst, wobei wir feststellen, dass die Leistung bei z = 0 zwei Größenordnungen niedriger ist als die aus der Extrapolation der besten angepassten c–M-Beziehungen erhaltene. Wir stellen Anpassungen an die c–M-Beziehungen sowie numerische Routinen zur Berechnung von Konzentrationen und MAHs bereit.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/stv1363",
    doi = "10.1093/mnras/stv1363",
    openalex = "W1895726190",
    references = "doi10108800344885758086901"
}

In den letzten vierzig Jahren haben Wissenschaftler Beweise entdeckt, wonach das Universum, wenn es mit nur geringfügig anderen Eigenschaften geschaffen worden wäre, kein Leben wie wir es kennen – und auch kein Leben, wie wir es uns vorstellen können – ermöglicht hätte. Begleiten Sie uns auf eine Reise durch unser Verständnis des Universums, von seinen grundlegendsten Teilchen und Kräften über Planeten, Sterne und Galaxien zurück durch die kosmische Geschichte bis zur Geburt des Kosmos. Widersprüchliche Vorstellungen über unsere Stellung im Universum werden definiert, verteidigt und aus wissenschaftlicher, philosophischer und religiöser Perspektive kritisiert. Der ansprechende und witzige Stil der Autoren beleuchtet, was Feinabstimmung für die Zukunft der Physik und die Suche nach den ultimativen Naturgesetzen bedeuten könnte. Indem sie schwierige Fragen aufwerfen und nachdenkliche Antworten geben, fordert dieses Werk uns auf, unsere Stellung im Kosmos zu überdenken, unabhängig von unseren anfänglichen Überzeugungen.

@book{doi1010179781316661413,
    author = "Lewis, Geraint F. und Barnes, Luke A. und Schmidt, B.",
    title = "A Fortunate Universe: Life in a Finely Tuned Cosmos",
    year = "2016",
    abstract = "In den letzten vierzig Jahren haben Wissenschaftler Beweise entdeckt, wonach das Universum, wenn es mit nur geringfügig anderen Eigenschaften geschaffen worden wäre, kein Leben wie wir es kennen – und auch kein Leben, wie wir es uns vorstellen können – ermöglicht hätte. Begleiten Sie uns auf eine Reise durch unser Verständnis des Universums, von seinen grundlegendsten Teilchen und Kräften über Planeten, Sterne und Galaxien zurück durch die kosmische Geschichte bis zur Geburt des Kosmos. Widersprüchliche Vorstellungen über unsere Stellung im Universum werden definiert, verteidigt und aus wissenschaftlicher, philosophischer und religiöser Perspektive kritisiert. Der ansprechende und witzige Stil der Autoren beleuchtet, was Feinabstimmung für die Zukunft der Physik und die Suche nach den ultimativen Naturgesetzen bedeuten könnte. Indem sie schwierige Fragen aufwerfen und nachdenkliche Antworten geben, fordert dieses Werk uns auf, unsere Stellung im Kosmos zu überdenken, unabhängig von unseren anfänglichen Überzeugungen.",
    url = "https://doi.org/10.1017/9781316661413",
    doi = "10.1017/9781316661413",
    openalex = "W2530318121",
    references = "doi1010079783030112981, doi1010160167278984902458, doi101017cbo9780511498978, doi101017cbo9780511790423, doi10106312820190, doi10108816741137389090001, doi101088167411374010100001, doi101103physrevd74035006, doi101103revmodphys851491, doi105860choice342091, doi107551mitpress110680010001, openalexw1587819869, openalexw1648570772"
}

Die Visualisierung von Molekülen im Bereich der Chemie war wichtig für das Verständnis ihrer Struktur, ob einfach oder kompliziert. Anfangs wurde dies von Hand gemacht, aber später haben Softwarelösungen die Forscher unterstützt, und die überwiegende Mehrheit der chemischen Visualisierung wird heute computergeneriert. Neben der Unterstützung des Verständnisses können viele Moleküle, insbesondere wenn sie komplex sind, eine künstlerische Qualität annehmen, wenn sie visualisiert werden, beispielsweise durch künstliche Farben. Oft werden diese aus kreativen Gründen auf den Titelseiten von Chemie-Journalen verwendet und manchmal als Inspiration für reinere Kunstformen. Dieser Artikel führt molekulare Grafiken im Kontext des kreativen Rechnens ein. Er bietet zudem eine Geschichte der Entwicklung der Visualisierung in der Chemie, insbesondere in jüngerer Zeit mit dem Einsatz von Software und der zunehmenden Verwendung auf Journal-Covern. Eine kurze Übersicht einiger der beteiligten Software wird enthalten. Schließlich werden einige Schlussfolgerungen bezüglich der derzeitigen kreativen Richtungen und möglicher zukünftiger Richtungen gezogen.

@article{doi101504ijcrc2016076058,
    author = "Bowen, Jonathan P. und Bowen, Alice M. und Harrison, Karl N.",
    title = "Creative visualisation in chemistry",
    year = "2016",
    journal = "International Journal of Creative Computing",
    abstract = "Visualisierung von Molekülen im Bereich der Chemie war wichtig für das Verständnis ihrer Struktur, ob einfach oder kompliziert. Anfangs wurde dies von Hand gemacht, aber später haben Softwarelösungen die Forscher unterstützt und die überwiegende Mehrheit der chemischen Visualisierung wird heute computergeneriert. Neben der Unterstützung des Verständnisses können viele Moleküle, insbesondere wenn sie komplex sind, eine künstlerische Qualität annehmen, wenn sie visualisiert werden, beispielsweise durch künstliche Farben. Oft werden diese aus kreativen Gründen auf den Titelseiten von Chemie-Journalen verwendet und manchmal als Inspiration für reinere Kunstformen. Dieser Artikel führt molekulare Grafiken im Kontext des kreativen Rechnens ein. Er bietet zudem eine Geschichte der Entwicklung der Visualisierung in der Chemie, insbesondere in jüngerer Zeit mit dem Einsatz von Software und der zunehmenden Verwendung auf Journal-Covern. Eine kurze Übersicht einiger der beteiligten Software wird enthalten. Schließlich werden einige Schlussfolgerungen bezüglich der derzeitigen kreativen Richtungen und möglicher zukünftiger Richtungen gezogen.",
    url = "https://doi.org/10.1504/ijcrc.2016.076058",
    doi = "10.1504/ijcrc.2016.076058",
    openalex = "W2338004479",
    references = "openalexw322605492"
}

Kosmische Hintergrundstrahlung (CB), die die Summe der Emission aller Quellen außerhalb unserer eigenen Milchstraße über das gesamte elektromagnetische Spektrum umfasst, ist ein fundamentales Phänomen in der beobachtenden Kosmologie. Viele Experimente wurden konzipiert, um sie (oder ihre Bestandteile) zu messen, seit das extragalaktische Universum entdeckt wurde; neben der Schätzung des Gesamt- (kosmischen Monopol-) Spektrums wurden zudem Richtungsvariationen über einen weiten Wellenlängenbereich nachgewiesen. Hier fassen wir die neuesten dieser Messungen zusammen und diskutieren den aktuellen Stand unseres Verständnisses der CB von Radiowellen bis zu γ-Strahlungsenergien. Unter Verwendung verfügbarer Daten in der Literatur stellen wir das himmelsdurchschnittliche Intensitätsspektrum zusammen und diskutieren die Emissionsprozesse, die für das Beobachtete verantwortlich sind. Wir untersuchen die Wirkung von Störungen des Kontinuumspektrums durch atomare und molekulare Linienprozesse und kommentieren die Nachweisbarkeit dieser Signale. Wir diskutieren auch, wie man prinzipiell eine vollständige Bestandsaufnahme der CB erhalten könnte, indem man das vollständige Spektrum jedes sphärischen Harmonik-Entwicklungskoeffizienten misst. Diese Reihe von Spektren von Multipolmomenten kodiert effektiv die gesamte statistische Geschichte von Kern-, Atom- und Molekülprozessen im Universum.

@article{doi1011770003702818767133,
    author = "Hill, Ryley und Masui, Kiyoshi W. sowie Scott, D.",
    title = "The Spectrum of the Universe",
    year = "2018",
    journal = "Applied Spectroscopy",
    abstract = "Kosmische Hintergrundstrahlung (CB), die die Summe der Emission aller Quellen außerhalb unserer eigenen Milchstraße über das gesamte elektromagnetische Spektrum umfasst, ist ein fundamentales Phänomen in der beobachtenden Kosmologie. Viele Experimente wurden konzipiert, um sie (oder ihre Bestandteile) zu messen, seit das extragalaktische Universum entdeckt wurde; neben der Schätzung des Gesamt- (kosmischen Monopol-) Spektrums wurden zudem Richtungsvariationen über einen weiten Wellenlängenbereich nachgewiesen. Hier fassen wir die neuesten dieser Messungen zusammen und diskutieren den aktuellen Stand unseres Verständnisses der CB von Radiowellen bis zu γ-Strahlungsenergien. Unter Verwendung verfügbarer Daten in der Literatur stellen wir das himmelsdurchschnittliche Intensitätsspektrum zusammen und diskutieren die Emissionsprozesse, die für das Beobachtete verantwortlich sind. Wir untersuchen die Wirkung von Störungen des Kontinuumspektrums durch atomare und molekulare Linienprozesse und kommentieren die Nachweisbarkeit dieser Signale. Wir diskutieren auch, wie man prinzipiell eine vollständige Bestandsaufnahme der CB erhalten könnte, indem man das vollständige Spektrum jedes sphärischen Harmonik-Entwicklungskoeffizienten misst. Diese Reihe von Spektren von Multipolmomenten kodiert effektiv die gesamte statistische Geschichte von Kern-, Atom- und Molekülprozessen im Universum.",
    url = "https://doi.org/10.1177/0003702818767133",
    doi = "10.1177/0003702818767133",
    openalex = "W2786867706",
    references = "doi101146annurevastro082812141029"
}

Zusammenfassung In den letzten Jahren hat die Entdeckung massereicher Quasare bei $z\sim7$ eine herausfordernde Frage für unser Verständnis des Ursprungs und des Wachstums von supermassiven Schwarzen Löchern im frühen Universum gestellt. Zunehmende beobachtungs- und theoretische Belege deuten auf die Machbarkeit massereicher Samen hin, die durch den Kollaps von supermassiven Sternen gebildet wurden, als ein Vorläufermodell für solche frühen, massereichen akkretierenden Schwarzen Löcher. Obwohl beträchtliche Fortschritte in unserem theoretischen Verständnis erzielt wurden, bleiben viele Fragen offen bezüglich der Art und Häufigkeit, wie sich solche Objekte bilden können, wie sie leben und sterben, und wie Observatorien der nächsten Generation neue Einblicke in den Ursprung dieser primordialen Riesen liefern können. Diese Übersicht konzentriert sich auf unser gegenwärtiges Verständnis dieses bemerkenswerten Entstehungsszenarios, basierend auf den Diskussionen, die vom 20. bis 24. November 2017 im Monash Prato Centre während des Workshops „Titans of the Early Universe: The Origin of the First Supermassive Black Holes“ stattfanden.

@article{doi101017pasa201914,
    author = "Woods, Tyrone E. und Agarwal, Bhaskar und Bromm, Volker und Bunker, Andrew J. und Chen, Ke-Jung und Chon, Sunmyon und Ferrara, Andrea und Glover, Simon C. O. und Haemmerlé, L. und Haiman, Zoltán und Hartwig, Tilman und Heger, Alexander und Hirano, Shingo und Hosokawa, Takashi und Inayoshi, Kohei und Klessen, Ralf S. und Kobayashi, Chiaki und Koliopanos, F. und Latif, Muhammad und Li, Yuexing und Mayer, Lucio und Mezcua, Mar und Natarajan, Priyamvada und Pacucci, Fabio und Rees, M. J. und Regan, John A. und Sakurai, Yuya und Salvadori, Stefania und Schneider, Raffaella und Surace, Marco und Tanaka, Takamitsu und Whalen, Daniel J. und Yoshida, Naoki",
    title = "Titans of the early Universe: The Prato statement on the origin of the first supermassive black holes",
    year = "2019",
    journal = "Publications of the Astronomical Society of Australia",
    abstract = "Zusammenfassung In den letzten Jahren hat die Entdeckung massereicher Quasare bei $z\sim7$ eine herausfordernde Frage für unser Verständnis des Ursprungs und des Wachstums von supermassiven Schwarzen Löchern im frühen Universum gestellt. Zunehmende beobachtungs- und theoretische Belege deuten auf die Machbarkeit massereicher Samen hin, die durch den Kollaps von supermassiven Sternen gebildet wurden, als ein Vorläufermodell für solche frühen, massereichen akkretierenden Schwarzen Löcher. Obwohl beträchtliche Fortschritte in unserem theoretischen Verständnis erzielt wurden, bleiben viele Fragen offen bezüglich der Art und Häufigkeit, wie sich solche Objekte bilden können, wie sie leben und sterben, und wie Observatorien der nächsten Generation neue Einblicke in den Ursprung dieser primordialen Riesen liefern können. Diese Übersicht konzentriert sich auf unser gegenwärtiges Verständnis dieses bemerkenswerten Entstehungsszenarios, basierend auf den Diskussionen, die vom 20. bis 24. November 2017 im Monash Prato Centre während des Workshops „Titans of the Early Universe: The Origin of the First Supermassive Black Holes“ stattfanden.",
    url = "https://doi.org/10.1017/pasa.2019.14",
    doi = "10.1017/pasa.2019.14",
    openalex = "W2899338238",
    references = "doi101093mnrasstv044"
}

ZUSAMMENFASSUNG Die Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS) bildet mit einem dedizierten 0,8 m robotergesteuerten Teleskop, dem T80-South, am Cerro Tololo Inter-american Observatory in Chile, ∼9300 deg2 der Himmelskugel in 12 optischen Wellenlängenbändern ab. Das Teleskop ist mit einem 9.2k × 9.2k e2v-Detektor mit 10 $\rm {\mu m}$ Pixeln ausgestattet, was ein Sichtfeld von 2 deg2 mit einer Plattenmaßstabs von 0,55 Bogensekunden pro Pixel ergibt. Die Untersuchung besteht aus vier Hauptunterfeldern, die zwei nicht zusammenhängende Felder bei hohen galaktischen Breiten (|b| &gt; 30°, 8000 deg2) und zwei Bereiche der galaktischen Scheibe und des Bulge (für zusätzliche 1300 deg2) umfassen. S-PLUS verwendet das Javalambre 12-Band-Magnitude-System, das die 5 ugriz Weitbandfilter und 7 schmalbandigen Filter umfasst, die auf markanten stellaren Spektraleigenschaften zentriert sind: der Balmer-Sprung/[OII], Ca H + K, H δ, G-Band, Mg b-Triplett, H α und das Ca-Triplett. S-PLUS liefert genaue photometrische Rotverschiebungen (δz/(1 + z) = 0,02 oder besser) für Galaxien mit r &lt; 19,7 AB mag und z &lt; 0,4 und erzeugt damit eine 3D-Karte des lokalen Universums über ein Volumen von mehr als $1\, (\mathrm{Gpc}/h)^3$. Der finale S-PLUS-Katalog wird auch die Untersuchung der Sternentstehung und stellaren Populationen innerhalb und um die Milchstraße sowie nahegelegene Galaxien ermöglichen, sowie die Suche nach Quasaren, veränderlichen Quellen und Sternen mit niedrigem Metallizitätsgrad. In diesem Artikel stellen wir die Hauptmerkmale der Untersuchung vor, illustriert mit wissenschaftlichen Verifikationsdaten, die die einzigartigen Fähigkeiten von S-PLUS hervorheben. Wir präsentieren zudem die erste öffentliche Datenfreigabe von ∼336 deg2 des Stripe 82-Bereichs in 12 Bändern bis zu einer Grenzmagnitude von r = 21, verfügbar unter datalab.noao.edu/splus.

@article{doi101093mnrasstz1985,
    author = "de Oliveira, C. Mendes und Ribeiro, T. und Schoenell, W. und Kanaan, A. und Overzier, Roderik und Molino, A. und Sampedro, L. und Coelho, P. und Barbosa, C. E. und Cortesi, A. und Costa-Duarte, M. V. und Herpich, F. R. und Hernández-Jiménez, J. A. und Placco, Vinicius M. und Xavier, Henrique S. und Abramo, L. Raul und Saito, R. K. und Chies-Santos, Ana L. und Ederoclite, A. und de Oliveira, R. Lopes und Gonçalves, D. R. und Akras, S. und Almeida, L. A. und Almeida-Fernandes, F. und Beers, Timothy C. und Bonatto, C. und Bonoli, Silvia und Cypriano, E. S. und Vinicius-Lima, E und de Souza, Rafael S. und de Souza, G Fabiano und Ferrari, Fabrício und Gonçalves, Thiago S. und Gonzalez, Anthony H. und Gutiérrez-Soto, L. A. und Hartmann, Eduardo A. und Jaffé, Yara L. und Kerber, L. O. und Lima-Dias, Círia und Lopes, P. A. A. und Menéndez‐Delmestre, Karín und Nakazono, L. und de Novais, Patricia Martins und Ortega-Minakata, R. A. und Pereira, Eduardo und Perottoni, Hélio D. und Queiroz, C. und Reis, Ribamar R. R. und Santos, W. A. und Santos-Silva, T. und Santucci, Rafael M. und Barbosa, C. L. und Siffert, Beatriz B. und Sodré, L. und Torres-Flores, S. und Westera, P. und Whitten, Devin D. und Alcaniz, J. S. und Alonso-García, J. und Alencar, S. H. P. und Álvarez-Candal, A. und Amram, P. und Azanha, Luiz und Barbá, R. H. und Bernardinelli, Pedro H. und Fernandes, M. Borges und Branco, Vinicius und Brito-Silva, D. und Buzzo, Maria Luísa und Caffer, J und Campillay, A. und Cano, Z. und Carvano, J. M. und Castejon, M und Fernandes, R. Cid und Dantas, M. L. L. und Daflon, S. und Damke, G. und de la Reza, R. und de Melo de Azevedo, L J und Paula, D F De und Diem, Keith G. und Donnerstein, Richard L. und Dors, O. L. und Dupke, Renato A. und Eikenberry, S. S. und Escudero, Carlos und Faifer, F. R. und Farías, Humberto und Fernandes, B. und Fernandes, R. Cid und Fontes, Shauanda Stefhanny Leal Gadêlha und Galarza, Andrés und Hirata, Nina S. T. und Katena, L und Gregorio‐Hetem, J. und Hernández-Fernández, J. D. und Izzo, L. und Arancibia, M. Jaque und Jatenco‐Pereira, V.",
    title = "The Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS): improved SEDs, morphologies, and redshifts with 12 optical filters",
    year = "2019",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "ZUSAMMENFASSUNG Die Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS) bildet ∼9300 deg2 der Himmelskugel in 12 optischen Bändern ab, indem sie ein dediziertes 0,8 m robotergesteuertes Teleskop, das T80-South, am Cerro Tololo Inter-american Observatory in Chile verwendet. Das Teleskop ist mit einem 9,2k × 9,2k e2v-Detektor mit 10 $\rm {\mu m}$ Pixeln ausgestattet, was zu einem Sichtfeld von 2 deg2 mit einer Plattenmaßstabs von 0,55 Bogensekunden pro Pixel führt. Die Umfrage besteht aus vier Hauptunterfeldern, die zwei nicht zusammenhängende Felder bei hohen galaktischen Breiten (|b| \> 30°, 8000 deg2) und zwei Bereiche des galaktischen Scheibens und Bulges (für zusätzliche 1300 deg2) umfassen. S-PLUS verwendet das Javalambre 12-Band-Magnitudensystem, das die 5 ugriz Breitenbandfilter und 7 schmalbandigen Filter umfasst, die auf prominenten stellaren Spektraleigenschaften zentriert sind: der Balmer-Sprung/[OII], Ca H + K, H δ, G-Band, Mg b-Triplett, H α und das Ca-Triplett. S-PLUS liefert genaue photometrische Rotverschiebungen (δz/(1 + z) = 0,02 oder besser) für Galaxien mit r \< 19,7 AB mag und z \< 0,4 und erzeugt somit eine 3D-Karte des lokalen Universums über ein Volumen von mehr als $1\, (\mathrm{Gpc}/h)^3$. Der finale S-PLUS-Katalog wird auch die Untersuchung der Sternentstehung und stellaren Populationen innerhalb und um die Milchstraße sowie nahegelegene Galaxien ermöglichen, sowie die Suche nach Quasaren, veränderlichen Quellen und Sternen mit niedrigem Metallizitätsgrad. In diesem Papier stellen wir die Hauptmerkmale der Umfrage vor, illustriert mit wissenschaftlichen Verifikationsdaten, die die einzigartigen Fähigkeiten von S-PLUS hervorheben. Wir präsentieren auch die erste öffentliche Datenfreigabe von ∼336 deg2 des Stripe 82-Bereichs in 12 Bändern bis zu einer Grenzmagnitude von r = 21, verfügbar unter datalab.noao.edu/splus.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/stz1985",
    doi = "10.1093/mnras/stz1985",
    openalex = "W2954822162",
    references = "doi101146annurevastro082214122423"
}

Axionen gehören zu den am besten begründeten Teilchen jenseits des Standardmodells. Wir zeigen, wie die anziehenden Selbstwechselwirkungen von Dunkle-Materie-(DM)-Axionen über einen breiten Massenbereich, von ${10}^{\ensuremath{-}22}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bis ${10}^{7}\text{}\text{}\mathrm{GeV}$, zu einem nicht-gravitativen Wachstum von Dichtefluktuationen und der Bildung von gebundenen Objekten führen können. Diese Verstärkung der Strukturbildung wird durch parametrische Resonanz angetrieben, wenn die anfängliche Feldfehlausrichtung groß ist, und beeinflusst Axion-Dichtestörungen auf Längenskalen der Größenordnung des Hubble-Horizonts, wenn das Axionfeld tief im strahlungsdominierten Ära beginnt zu oszillieren. Dieser Effekt kann ein ansonsten nahezu skaleninvariantes Spektrum adiabatischer Störungen in eines verwandeln, das einen Spitz an den aforementioned Skalen aufweist und Objekte erzeugt, die von dichten DM-Halos bis hin zu Skalarfeld-Konfigurationen wie Solitonen und Oscillons reichen. Wir nennen diese Klasse kosmologischer Szenarien für die Axion-DM-Produktion ``den Large-misalignment-Mechanismus.'' Wir untersuchen die beobachtbaren Konsequenzen dieses Mechanismus für Axionen mit Massen bis zu 10 eV. Für Axionen schwerer als ${10}^{\ensuremath{-}5}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ sind die kompakten Axion-Halos zahlreich genug, um bodengestützte direkte Detektionsexperimente erheblich zu beeinflussen, was zu intermittierenden, aber kohärenten Signalen mit Wiederholraten von mehr als einem pro Jahrzehnt und Durchgangzeiten von weniger als einem Tag führt. Diese episodischen Anstiege der Axion-Dichte und kinematischen Kohärenz deuten auf neue Ansätze für Axion-DM-Suchen hin, einschließlich für das QCD-Axion. Dichte Strukturen, die aus Axionen von ${10}^{\ensuremath{-}22}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bis ${10}^{\ensuremath{-}5}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bestehen, sind durch Gravitationslinsensuchen nachweisbar, und ihre gravitativen Wechselwirkungen können auch baryonische Strukturen stören und die Sternentstehung verändern. Bei sehr hohen Fehlausrichtungsamplituden kann das Axionfeld selbstwechselwirkungsinduzierte Kollapsvorgänge lange vor der Materie-Strahlung-Gleichheit durchlaufen, was potenziell nachweisbare niederfrequente stochastische Gravitationswellen erzeugt.

@article{doi101103physrevd101083014,
    author = "Arvanitaki, Asimina und Dimopoulos, Savas und Galanis, M.D. und Lehner, Luis und Thompson, Jedidiah O. und Tilburg, Ken Van",
    title = "Large-misalignment mechanism for the formation of compact axion structures: Signatures from the QCD axion to fuzzy dark matter",
    year = "2020",
    journal = "Physical review. D/Physical review. D.",
    abstract = "Axionen gehören zu den am besten begründeten Teilchen jenseits des Standardmodells. Wir zeigen, wie die anziehenden Selbstwechselwirkungen von Dunkle-Materie-(DM)-Axionen über einen breiten Massenbereich, von ${10}^{\ensuremath{-}22}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bis ${10}^{7}\text{}\text{}\mathrm{GeV}$, zu einem nicht-gravitativen Wachstum von Dichtefluktuationen und der Bildung von gebundenen Objekten führen können. Diese Verstärkung der Strukturbildung wird durch parametrische Resonanz angetrieben, wenn die anfängliche Feldfehlausrichtung groß ist, und beeinflusst Axion-Dichtestörungen auf Längenskalen der Größenordnung des Hubble-Horizonts, wenn das Axionfeld tief im strahlungsdominierten Ära beginnt zu oszillieren. Dieser Effekt kann ein ansonsten nahezu skaleninvariantes Spektrum adiabatischer Störungen in eines verwandeln, das einen Spitz an den aforementioned Skalen aufweist und Objekte erzeugt, die von dichten DM-Halos bis hin zu Skalarfeld-Konfigurationen wie Solitonen und Oscillons reichen. Wir nennen diese Klasse kosmologischer Szenarien für die Axion-DM-Produktion ``den Large-misalignment-Mechanismus.'' Wir untersuchen die beobachtbaren Konsequenzen dieses Mechanismus für Axionen mit Massen bis zu 10 eV. Für Axionen schwerer als ${10}^{\ensuremath{-}5}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ sind die kompakten Axion-Halos zahlreich genug, um bodengestützte direkte Detektionsexperimente erheblich zu beeinflussen, was zu intermittierenden, aber kohärenten Signalen mit Wiederholraten von mehr als einem pro Jahrzehnt und Durchgangzeiten von weniger als einem Tag führt. Diese episodischen Anstiege der Axion-Dichte und kinematischen Kohärenz deuten auf neue Ansätze für Axion-DM-Suchen hin, einschließlich für das QCD-Axion. Dichte Strukturen, die aus Axionen von ${10}^{\ensuremath{-}22}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bis ${10}^{\ensuremath{-}5}\text{}\text{}\mathrm{eV}$ bestehen, sind durch Gravitationslinsensuchen nachweisbar, und ihre gravitativen Wechselwirkungen können auch baryonische Strukturen stören und die Sternentstehung verändern. Bei sehr hohen Fehlausrichtungsamplituden kann das Axionfeld selbstwechselwirkungsinduzierte Kollapsvorgänge lange vor der Materie-Strahlung-Gleichheit durchlaufen, was potenziell nachweisbare niederfrequente stochastische Gravitationswellen erzeugt.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.101.083014",
    doi = "10.1103/physrevd.101.083014",
    openalex = "W2975597507",
    references = "doi101088003448857611112901"
}

Die westliche Denktradition wurde von der Dichotomie zwischen traditioneller Religion und säkularer Atheismus beherrscht. Aber müssen wir uns zwischen diesen Optionen entscheiden? Philip Goff argumentiert, dass es Zeit ist, sowohl von Gott als auch vom Atheismus abzusehen. Durch eine Untersuchung der modernen Kosmologie sowie der neuesten philosophischen Forschung zur Natur des Bewusstseins plädiert Goff für einen kosmischen Zweck: die Idee, dass das Universum auf bestimmte Ziele ausgerichtet ist, wie etwa die Entstehung intelligenten Lebens. Im Gegensatz zu religiösen Denkern argumentiert Goff jedoch, dass der Omni-Gott (definiert als allwissend, allmächtig und vollkommen gut) eine schlechte Erklärung für den kosmischen Zweck ist. Stattdessen untersuchen wir eine Reihe alternativer Möglichkeiten, um den kosmischen Zweck zu erklären. Vielleicht wurde unser Universum von einem bösen oder moralisch gleichgültigen Schöpfer oder einem Schöpfer mit begrenzten Fähigkeiten erschaffen. Vielleicht leben wir in einer Computersimulation. Vielleicht ist der kosmische Zweck nicht in einem bewussten Geist verwurzelt, sondern in natürlichen Tendenzen zum Guten oder Naturgesetzen, die Zwecke in sich tragen. Oder vielleicht ist das Universum selbst ein bewusster Geist, der sich auf bestimmte Ziele ausrichtet. Goff prüft diese Optionen mit analytischer Strenge und legt den Grundstein für ein neues Paradigma der philosophischen Untersuchung des Mittelwegs zwischen Gott und Atheismus. Das letzte Kapitel skizziert eine Art des Lebens in der Hoffnung, dass der kosmische Zweck sich weiterhin entfaltet, was politisches Engagement und eine nicht-wörtliche Interpretation der traditionellen Religion beinhaltet.

@book{doi101093oso97801988837600010001,
    author = "Goff, Philip",
    title = "Warum? Der Zweck des Universums",
    year = "2023",
    abstract = "Die westliche Denktradition wurde von der Dichotomie zwischen traditioneller Religion und säkularer Atheismus beherrscht. Aber müssen wir uns zwischen diesen Optionen entscheiden? Philip Goff argumentiert, dass es Zeit ist, sowohl von Gott als auch vom Atheismus abzusehen. Durch eine Untersuchung der modernen Kosmologie sowie der neuesten philosophischen Forschung zur Natur des Bewusstseins plädiert Goff für einen kosmischen Zweck: die Idee, dass das Universum auf bestimmte Ziele ausgerichtet ist, wie etwa die Entstehung intelligenten Lebens. Im Gegensatz zu religiösen Denkern argumentiert Goff jedoch, dass der Omni-Gott (definiert als allwissend, allmächtig und vollkommen gut) eine schlechte Erklärung für den kosmischen Zweck ist. Stattdessen untersuchen wir eine Reihe alternativer Möglichkeiten, um den kosmischen Zweck zu erklären. Vielleicht wurde unser Universum von einem bösen oder moralisch gleichgültigen Schöpfer oder einem Schöpfer mit begrenzten Fähigkeiten erschaffen. Vielleicht leben wir in einer Computersimulation. Vielleicht ist der kosmische Zweck nicht in einem bewussten Geist verwurzelt, sondern in natürlichen Tendenzen zum Guten oder Naturgesetzen, die Zwecke in sich tragen. Oder vielleicht ist das Universum selbst ein bewusster Geist, der sich auf bestimmte Ziele ausrichtet. Goff prüft diese Optionen mit analytischer Strenge und legt den Grundstein für ein neues Paradigma der philosophischen Untersuchung des Mittelwegs zwischen Gott und Atheismus. Das letzte Kapitel skizziert eine Art des Lebens in der Hoffnung, dass der kosmische Zweck sich weiterhin entfaltet, was politisches Engagement und eine nicht-wörtliche Interpretation der traditionellen Religion beinhaltet.",
    url = "https://doi.org/10.1093/oso/9780198883760.001.0001",
    doi = "10.1093/oso/9780198883760.001.0001",
    openalex = "W4387137342",
    references = "doi1010179781316661413, doi101093oso97801906770150010001"
}