Liste ungelöster Probleme der Physik

Einige der bedeutendsten ungelösten Probleme der Physik sind theoretischer Natur, d. h., dass die bestehenden Theorien nicht in der Lage sind, ein bestimmtes, beobachtetes Phänomen bzw. das Ergebnis eines Experiments zu erklären. Die anderen sind experimenteller Natur, d. h., dass es schwierig ist, ein Experiment zu erstellen, um eine bestimmte Theorie zu überprüfen oder ein bestimmtes Phänomen mit größerer Genauigkeit zu erforschen.

Kosmologie und Allgemeine Relativitätstheorie Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem Ursprung, der Entwicklung und der grundlegenden Struktur des Universums (Kosmos) als Ganzem und ist ein Teilgebiet der Astronomie, das in enger Beziehung zur Astrophysik steht.

Die allgemeine Relativitätstheorie (ART) beschreibt die Wechselwirkung zwischen Materie (einschließlich Feldern) einerseits und Raum und Zeit andererseits. Sie deutet Gravitation als geometrische Eigenschaft der gekrümmten vierdimensionalen Raumzeit. Die mathematische Beschreibung der Raumzeit und ihrer Krümmung erfolgt mit den Methoden der Differentialgeometrie.

Das Standardmodell der Kosmologie (SdK) beruht unter anderem auf den folgenden Annahmen: S. 1–2, S. 15 der Gültigkeit des kosmologischen Prinzips, d. h., es gilt die Isotropie und Homogenität des Kosmos der Gültigkeit der allgemeinen Relativitätstheorie

Das Standardmodell wird durch folgende Beobachtungsergebnisse gestützt: die Hubble-Expansion die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung die primordiale Nukleosynthese, d. h. die Entstehung der ersten Elemente

Das Standardmodell weist jedoch folgende Probleme bzw. offene Fragen auf: das Horizontproblem das flache Universum exotische Teilchen wie z. B. magnetische Monopole Inhomogenitäten, welche notwendig sind, um die heutigen Strukturen des Kosmos zu verstehen Baryonenasymmetrie Dunkle Materie Dunkle Energie Beim Zeitpunkt t = 0 gibt es eine nicht behebbare Singularität.

Kosmologische Inflation Als kosmologische Inflation wird eine Phase extrem rascher Expansion des Universums bezeichnet. Je nach zugrunde liegenden Annahmen begann sie zwischen 10−43 s, d. h. der Planck-Zeit (bzw. dem Beginn des Urknalls selbst), und 10−35 s und dauerte bis zu einem Zeitpunkt zwischen 10−33 s und 10−30 s nach dem Urknall.

Ist die Theorie der kosmologischen Inflation korrekt, und falls ja, wie sehen die genauen Details dieser Zeitspanne aus? Was ist das hypothetisch postulierte Inflatonfeld, das diese Inflation hervorruft? Falls die Inflation an einem bestimmten Raumpunkt geschehen ist, ist sie dann selbsterhaltend durch die Inflation von quantenmechanischen Fluktuationen (Vakuumfluktuationen), und geht sie deshalb möglicherweise in weit entfernten Gegenden des Universums weiter?

Durch die Annahme einer inflationären exponentiellen Expansion können die beiden folgenden offenen Fragen des Standardmodells der Kosmologie beantwortet werden:

das Horizontproblem: Während der sehr kurzen Phase der Inflation dehnt sich die Raumzeit schneller aus als Lichtsignale, so dass der heute dem Beobachter zugängliche Raum kausal zusammenhängend ist. das flache Universum: Die Inflation „flacht“ die Krümmung des Universums immer weiter ab, bis letztendlich ein euklidischer Raum entstanden ist.

Folgende Punkte sprechen aber gegen das Inflationsmodell: Schlechte Inflation bzw. gar keine Inflation: Schlechte Inflation ist wahrscheinlicher als gute Inflation, wobei mit schlechter Inflation eine Periode beschleunigter Expansion gemeint ist, die zu einem Ergebnis führt, das den heutigen Beobachtungen widerspricht. Und ein Universum ohne Inflation ist wahrscheinlicher als eines mit Inflation (gemäß Roger Penrose um den Faktor 10100).Paul J. Steinhardt: Kosmische Inflation auf dem Prüfstand, Spektrum der Wissenschaft 8/11 – August 2011, Seite 40–48 Ewige Inflation: Wenn die Inflation einmal begonnen hat, hört sie aufgrund von Quantenfluktuationen nie wieder auf. So entsteht ein Meer von inflationär expandierendem Raum, in die kleine Inseln aus heißer Materie und Strahlung eingebettet sind – jede dieser Inseln ein eigenständiges Universum. Gemäß Alexander Vilenkin bilden sich Universen als Blasen, in denen physikalische Zustände mit einem echten Vakuum herrschen, wie wir es kennen. Diese Blasen – unser beobachtbares Universum ist eine solche Blase – bleiben vom falschen Vakuum umgeben, das immer weiter expandiert und dabei immer neue Blasen erschafft.

Horizontproblem Als Horizontproblem wird die Tatsache bezeichnet, dass verschiedene, weit entfernte Regionen des Universums, die nicht miteinander in Kontakt stehen, so homogen sind (sie weisen trotz der großen Distanz die gleichen physikalischen Eigenschaften auf), obwohl die Urknalltheorie größere, messbare Anisotropien des Nachthimmels vorherzusagen scheint als diejenigen, die bisher beobachtet wurden.

Die kosmologische Inflation wird allgemein als Lösung dafür akzeptiert. Ist dies korrekt?

Sind andere mögliche Erklärungen wie eine veränderliche Lichtgeschwindigkeit (engl. variable speed of light (VSL): c als eine Funktion von Zeit und Raum, siehe Variable Lichtgeschwindigkeit) als Lösung eventuell besser geeignet?

Zukunft des Universums Welches der möglichen Szenarien beschreibt die Zukunft der Geometrie der Raumzeit des Universums am ehesten: Ewige Expansion, das heißt, das Universum expandiert unbegrenzt weiter, ohne dass sich die Expansion relevant beschleunigt oder vermindert (siehe auch Kosmologie schwarzer Löcher). Big Freeze (auch Big Chill oder Big Whimper genannt), das heißt ein vergleichsweise plötzlicher Übergang von der Expansion in einen stationären Zustand. Big Rip, das heißt eine immer stärker zunehmende und schließlich extrem ansteigende Entstehung neuen Raumes, sodass sich alle Objekte immer schneller voneinander entfernen und nicht mehr in Wechselwirkung treten können. Big Crunch, das heißt, die Expansion des Universums endet irgendwann in der Zukunft und schlägt dann in ein sich beschleunigendes Zusammenziehen um. Big Bounce, das heißt, nach einem Zusammenziehen auf einen sehr kleinen Durchmesser erfolgt eine erneute Expansion.

Baryonenasymmetrie Die Baryonenasymmetrie ist die beobachtete große Dominanz der Materie gegenüber der Antimaterie im Universum. Warum gibt es soviel mehr Materie als Antimaterie im beobachtbaren Universum?

Es gibt folgende Ansätze zur Beantwortung: Der Nachweis der Existenz von Antimaterie-Regionen im Universum

Man stellt sich vor, dass das Universum aus räumlich getrennten Gebieten besteht, in denen jeweils die baryonische oder die antibaryonische Materie überwiegt: Die auf der Erde eintreffende kosmische Strahlung wird nach Antimaterieteilchen untersucht, z. B. nach Antihelium bzw. noch schwereren Antikernen. Durch den Nachweis z. B. eines einzigen Antikohlenstoffkerns würde die Existenz von Sternen aus Antimaterie im Universum bewiesen, da Kohlenstoff nicht beim Urknall gebildet werden konnte. Jedoch verliefen alle bisherigen Nachweisversuche negativ (z. B. durch das Experiment Pamela bzw. die beiden AMS-Experimente). Des Weiteren spricht gegen die Existenz von Antimaterieregionen, dass in den Grenzbereichen zwischen der Materie und der Antimaterie extrem energiereiche Photonen, resultierend aus der gegenseitigen Vernichtung von Materie und Antimaterie entstehen müssten, was aber bisher nicht beobachtet worden ist.

Die bevorzugte Entstehung von Baryonen im frühen Universum Die Sacharowkriterien sind notwendige Bedingungen für eine dynamische Erzeugung der Baryonenasymmetrie im Universum. Die CP-Verletzung (2. Sacharow-Kriterium) wurde bisher bei vier Partikeln nachgewiesen,It is only the fourth subatomic particle known to exhibit such behaviour. […] “We also know that the total effects induced by Standard Model CP violation are too small to account for the matter-dominated Universe,” says Campana. sie allein kann jedoch die beobachtete Materie-Antimaterie-Asymmetrie im Universum nicht erklären, da sie um den Faktor 1010 zu klein ist. (siehe auch Physik jenseits des Standardmodells: Punkt 3)

Theorien zur Erklärung der Baryonenasymmetrie sind z. B. Baryogenese Leptogenese Higgsogenese: Sind das Higgs-Boson und sein (hypothetisches) Anti-Teilchen für die Baryonenasymmetrie verantwortlich?

Kosmologische Konstante Die Kosmologische Konstante ist eine physikalische Konstante, die ursprünglich von Albert Einstein in der allgemeinen Relativitätstheorie eingeführt wurde. Die kosmologische Konstante wird heute aber nicht mehr als Parameter der allgemeinen Relativitätstheorie interpretiert, sondern als die zeitlich konstante beziehungsweise variable Energiedichte des Vakuums.

Warum verursacht die Nullpunktsenergie des Vakuums keine so große Kosmologische Konstante, wie durch Quantenfeldtheorien naheliegen würde? Welchen gegenteiligen Einfluss gibt es? (siehe auch das ungelöste Problem: Vakuum-Katastrophe)

Dunkle Materie Die Existenz dunkler Materie – nicht sichtbarer Materie, die mit Licht nicht wechselwirkt – wird in der Kosmologie zur Erklärung einiger Gravitationswirkungen auf sichtbare Materie postuliert. Ihre Existenz gilt als weitgehend gesichert, weil derzeit nur so die Geschwindigkeit von Sternen um das Zentrum ihrer Galaxie und die Bewegung von Galaxiehaufen erklärbar ist.

Woraus besteht Dunkle Materie? Handelt es sich um Teilchen? Handelt es sich um den leichtesten Superpartner (bzw. LSP)? Oder weisen die Phänomene, die der dunklen Materie zugeschrieben werden, möglicherweise gar nicht auf eine Form von Materie hin, sondern auf die Notwendigkeit einer Erweiterung der Theorie der Gravitation? Siehe z. B. Alternative Erklärungsversuche bzw. MOND-Theorie.

Dunkle Energie Die Existenz dunkler Energie wird als eine hypothetische Form der Energie postuliert, um die beobachtete beschleunigte Expansion des Universums zu erklären.

Was ist die Ursache für die beobachtete beschleunigte Expansion des Universums (De-Sitter Phase)?

Warum ist die Energiedichte der dunklen Energie von derselben Größenordnung wie die gegenwärtige Materiedichte, da sich die beiden doch ziemlich unterschiedlich in der Zeit entwickeln; könnte es nicht einfach so sein, dass wir die Beobachtung zum exakt richtigen Zeitpunkt machen (Anthropisches Prinzip)?

Was genau ist die dunkle Energie? Mögliche Erklärungen dafür sind: die kosmologische Konstante die Vakuumenergie die Quintessenz

Kopernikanisches Prinzip Das Kopernikanische Prinzip bedeutet, dass der Mensch keine ausgezeichnete, spezielle Stellung im Kosmos einnimmt, sondern nur eine typisch durchschnittliche.

Einige große Strukturen des Mikrowellen-Himmels, die über 13 Mrd. Lichtjahre entfernt sind, scheinen sowohl mit der Bewegung als auch der Orientierung des Sonnensystems übereinzustimmen. Liegt es an systematischen Fehlern bei der Sammlung und Verarbeitung der Daten, sind es lokale Phänomene oder handelt es sich dabei um eine Verletzung des kopernikanischen Prinzips? (siehe Hintergrundstrahlung: Offene Fragen)

Die Gestalt des Universums mini|275px|Die lokale Geometrie des Universums wird durch den Dichteparameter Ω bestimmt. Von oben nach untenKugelförmiges Universum (Ω > 1, k > 0)Hyperbolisches Universum (Ω < 1, k < 0)Flaches Universum (Ω = 1, k = 0)

Bzgl. der Gestalt des Universums sind die lokale und die globale Geometrie zu unterscheiden:

Lokale Geometrie: die Krümmung des (beobachtbaren) Universums Globale Geometrie: die Topologie des Universums als Ganzes (beobachtbar und darüber hinaus: siehe auch Multiversum)

Die lokale Geometrie des Universums wird durch den Wert des Dichteparameters Ω bzw. durch den Raumzeit-Krümmungs-Parameter (siehe Friedmann-Gleichung) bestimmt:

Ω > 1: kugelförmiges Universum, da die Energiedichte des Universums größer ist als die kritische Energiedichte und damit die Krümmung der Raumzeit positiv ist

Ω < 1: hyperbolisches Universum, da die Energiedichte kleiner ist als der kritische Wert und damit die Krümmung der Raumzeit negativ ist