TY - THES A1 - Lindblad Petersen, Oliver T1 - The Cauchy problem for the linearised Einstein equation and the Goursat problem for wave equations T1 - Das Cauchyproblem für die linearisierte Einsteingleichung und das Goursatproblem für Wellengleichungen N2 - In this thesis, we study two initial value problems arising in general relativity. The first is the Cauchy problem for the linearised Einstein equation on general globally hyperbolic spacetimes, with smooth and distributional initial data. We extend well-known results by showing that given a solution to the linearised constraint equations of arbitrary real Sobolev regularity, there is a globally defined solution, which is unique up to addition of gauge solutions. Two solutions are considered equivalent if they differ by a gauge solution. Our main result is that the equivalence class of solutions depends continuously on the corre- sponding equivalence class of initial data. We also solve the linearised constraint equations in certain cases and show that there exist arbitrarily irregular (non-gauge) solutions to the linearised Einstein equation on Minkowski spacetime and Kasner spacetime. In the second part, we study the Goursat problem (the characteristic Cauchy problem) for wave equations. We specify initial data on a smooth compact Cauchy horizon, which is a lightlike hypersurface. This problem has not been studied much, since it is an initial value problem on a non-globally hyperbolic spacetime. Our main result is that given a smooth function on a non-empty, smooth, compact, totally geodesic and non-degenerate Cauchy horizon and a so called admissible linear wave equation, there exists a unique solution that is defined on the globally hyperbolic region and restricts to the given function on the Cauchy horizon. Moreover, the solution depends continuously on the initial data. A linear wave equation is called admissible if the first order part satisfies a certain condition on the Cauchy horizon, for example if it vanishes. Interestingly, both existence of solution and uniqueness are false for general wave equations, as examples show. If we drop the non-degeneracy assumption, examples show that existence of solution fails even for the simplest wave equation. The proof requires precise energy estimates for the wave equation close to the Cauchy horizon. In case the Ricci curvature vanishes on the Cauchy horizon, we show that the energy estimates are strong enough to prove local existence and uniqueness for a class of non-linear wave equations. Our results apply in particular to the Taub-NUT spacetime and the Misner spacetime. It has recently been shown that compact Cauchy horizons in spacetimes satisfying the null energy condition are necessarily smooth and totally geodesic. Our results therefore apply if the spacetime satisfies the null energy condition and the Cauchy horizon is compact and non-degenerate. N2 - In der vorliegenden Arbeit werden zwei Anfangswertsprobleme aus der Allgemeinen Relativitätstheorie betrachtet. Das erste ist das Cauchyproblem für die linearisierte Einsteingleichung auf allgemeinen global hyperbolischen Raumzeiten mit glatten und distributionellen Anfangsdaten. Wir verallgemeinern bekannte Ergebnisse, indem wir zeigen, dass für jede gegebene Lösung der linearisierten Constraintgleichungen mit reeller Sobolevregularität eine global definierte Lösung existiert, die eindeutig ist bis auf Addition von Eichlösungen. Zwei Lösungen sind äquivalent falls sie sich durch eine Eichlösung unterscheiden. Unser Hauptergebnis ist, dass die äquivalenzklasse der Lösungen stetig von der zugehörigen Äquivalenzklasse der Anfangsdaten abhängt. Wir lösen auch die linearisierten Constraintgleichungen in Spezialfällen und zeigen, dass beliebig irreguläre (nicht Eich-) Lösungen der linearisierten Einsteingleichungen auf der Minkowski-Raumzeit und der Kasner-Raumzeit existieren. Im zweiten Teil betrachten wir das Goursatproblem (das charakteristische Cauchyproblem) für Wellengleichungen. Wir geben Anfangsdaten auf einem Cauchyhorizont vor, der eine lichtartige Hyperfläche ist. Dieses Problem wurde bisher noch nicht viel betrachtet, weil es ein Anfangswertproblem auf einer nicht global hyperbolischen Raumzeit ist. Unser Hauptergebnis ist: Gegeben eine glatte Funktion auf einem nicht-leeren glatten, kompakten, totalgeodätischen und nicht-degenerierten Cauchyhorizont und eine so genannte zulässige Wellengleichung, dann existiert eine eindeutige Lösung, die auf dem global hyperbolischen Gebiet definiert ist und deren Einschränkung auf dem Cauchyhorizont die gegebene Funktion ist. Die Lösung hängt stetig von den Anfangsdaten ab. Eine Wellengleichung heißt zulässig, falls der Teil erster Ordnung eine gewisse Bedingung am Cauchyhorizont erfüllt, zum Beispiel falls er gleich Null ist. Interessant ist, dass Existenz der Lösung und Eindeutigkeit falsch sind für allgemeine Wellengleichungen, wie Beispiele zeigen. Falls wir die Bedingung der Nichtdegeneriertheit weglassen, ist Existenz von Lösungen falsch sogar für die einfachste Wellengleichung. Der Beweis benötigt genaue Energieabschätzungen für die Wellengleichung nahe am Cauchyhorizont. Im Fall, dass die Ricci-Krümmung am Cauchyhorizont verschwindet, zeigen wir, dass die Energieabschätzungen stark genug sind, um lokale Existenz und Eindeutigkeit für eine Klasse von nicht-linearen Wellengleichungen zu zeigen. Unser Ergebnis ist zum Beispiel auf der Taub-NUT-Raumzeit oder der Misner-Raumzeit gültig. Es wurde vor kurzem gezeigt, dass kompakte Cauchyhorizonte in Raumzeiten, die die Nullenergiebedingung erfüllen, notwendigerweise glatt und totalgeodätisch sind. Unsere Ergebnisse sind deshalb auf Raumzeiten gültig, die die Nullenergiebedingung erfüllen, wenn der Cauchyhorizont kompakt und nicht-degeneriert ist. KW - Cauchy horizon KW - the Goursat problem KW - the characteristic Cauchy problem KW - wave equation KW - the Cauchy problem KW - gravitational wave KW - the linearised Einstein equation KW - Cauchyhorizont KW - das Goursatproblem KW - das charakteristische Cauchyproblem KW - Wellengleichung KW - das Cauchyproblem KW - Gravitationswelle KW - die linearisierte Einsteingleichung Y1 - 2018 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-410216 ER - TY - THES A1 - Paganini, Claudio Francesco T1 - The role of trapping in black hole spacetimes T1 - Über die Rolle gefangener lichtartiger Kurven in Raumzeiten mit Schwarzen Löchern N2 - In the here presented work we discuss a series of results that are all in one way or another connected to the phenomenon of trapping in black hole spacetimes. First we present a comprehensive review of the Kerr-Newman-Taub-NUT-de-Sitter family of black hole spacetimes and their most important properties. From there we go into a detailed analysis of the bahaviour of null geodesics in the exterior region of a sub-extremal Kerr spacetime. We show that most well known fundamental properties of null geodesics can be represented in one plot. In particular, one can see immediately that the ergoregion and trapping are separated in phase space. We then consider the sets of future/past trapped null geodesics in the exterior region of a sub-extremal Kerr-Newman-Taub-NUT spacetime. We show that from the point of view of any timelike observer outside of such a black hole, trapping can be understood as two smooth sets of spacelike directions on the celestial sphere of the observer. Therefore the topological structure of the trapped set on the celestial sphere of any observer is identical to that in Schwarzschild. We discuss how this is relevant to the black hole stability problem. In a further development of these observations we introduce the notion of what it means for the shadow of two observers to be degenerate. We show that, away from the axis of symmetry, no continuous degeneration exists between the shadows of observers at any point in the exterior region of any Kerr-Newman black hole spacetime of unit mass. Therefore, except possibly for discrete changes, an observer can, by measuring the black holes shadow, determine the angular momentum and the charge of the black hole under observation, as well as the observer's radial position and angle of elevation above the equatorial plane. Furthermore, his/her relative velocity compared to a standard observer can also be measured. On the other hand, the black hole shadow does not allow for a full parameter resolution in the case of a Kerr-Newman-Taub-NUT black hole, as a continuous degeneration relating specific angular momentum, electric charge, NUT charge and elevation angle exists in this case. We then use the celestial sphere to show that trapping is a generic feature of any black hole spacetime. In the last chapter we then prove a generalization of the mode stability result of Whiting (1989) for the Teukolsky equation for the case of real frequencies. The main result of the last chapter states that a separated solution of the Teukolsky equation governing massless test fields on the Kerr spacetime, which is purely outgoing at infinity, and purely ingoing at the horizon, must vanish. This has the consequence, that for real frequencies, there are linearly independent fundamental solutions of the radial Teukolsky equation which are purely ingoing at the horizon, and purely outgoing at infinity, respectively. This fact yields a representation formula for solutions of the inhomogenous Teukolsky equation, and was recently used by Shlapentokh-Rothman (2015) for the scalar wave equation. N2 - In Newtons Gravitationstheorie bewegt sich Licht auf geraden Linien durch den Raum. Entsprechend beeinflussen Massen den Verlauf von Lichtstrahlen nicht. In Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie führt die Präsenz von Massen dazu, dass sich die Raumzeit, sprich das Koordinatensystem für alle physikalischen Vorgänge, verkrümmt. Da das Licht immer den kürzesten Weg nimmt, wird es nun auch abgelenkt wenn es nahe an einem Körper mit grosser Masse vorbeikommt. Der Nachweis der Lichtablenkung durch die Masse der Sonne bei einer Sonnenfinsternis durch Eddington 1919 war der erste direkte Nachweis, dass Einstein mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie richtig liegt. Eine der erstaunlichsten Vorhersagen aus Einsteins Relativitätstheorie ist die Existenz von Schwarzen Löchern. Es wird gemeinhin angenommen, dass Schwarzen Löcher die dichtesten Objekte sind, welche im Universum existieren können. Ein Schwarzes Loch ist eine Raumzeit, die so stark verkrümmt ist, dass ein Bereich existiert aus welchem nicht einmal mehr Licht entfliehen kann. Die Grenze dieses Bereiches bezeichnet man als Ereignishorizont. Beobachter, welche den Ereignishorizont überqueren, können danach nicht mehr mit Beobachtern ausserhalb kommunizieren. Die Krümmung der Raumzeit in der Nähe des Ereignishorizontes ist so stark, dass sehr gewisse Lichtstrahlen, ähnlich der Planeten im Sonnensystem, auf Kreisbahnen bewegen. Das heisst, dass das Licht weder ins Schwarze Loch fällt, noch ins unendliche davon läuft. Die Bahn solcher Lichtstrahlen bezeichnet man als gefangene lichtartige Kurven. Solche Kurven existieren nur in einem beschränkten Bereich in der Nähe des Ereignishorizontes. Allerdings ist es an jedem Ort der Raumzeit möglich, lichtartige Kurven durch diesen Punkt zu finden, welche sich in der Zukunft einer gefangenen lichtartigen Kurve beliebig annähern und weder ins Schwarze Loch fallen noch ins unendliche davon laufen. Die Gesamtheit aller möglichen Lichtstrahlen durch einen Punkt kann durch eine Kugel, der Himmelssphäre des Beobachters, bestehend aus allen möglichen Raumrichtungen beschrieben werden. In unserer Arbeit zeigen wir, dass die Strahlen, welche sich in der Zukunft einer gefangenen lichtartigen Kurve annähern, die Himmelssphäre in zwei Bereiche unterteilt. Der eine Teil besteht aus jenen Richtungen, in welche der Lichtstrahl im Schwarzen Loch endet, der andere Teil aus jenen Richtungen in welche der Lichtstrahl ins unendliche davon läuft. Die Richtungen in welcher sich die Lichtstrahlen in der Zukunft einer gefangenen lichtartigen Kurve annähern bilden eine geschlossene Kurve auf der Himmelssphäre. Diese Kurve, zusammen mit den Richtungen unter welchen das Licht im Schwarzen Loch endet, bilden den Schatten des Schwarzen Loches auf der Himmelssphäre des Beobachters. Wir konnten zeigen, dass die Form dieses Schattens Rückschlüsse auf die physikalischen Parameter, wie Ladung und Drehmoment des Schwarzen Loches, sowie die Distanz zwischen Beobachter und Schwarzem Loch zulässt. Ausserdem haben wir gezeigt, dass für masselose Felder (Skalarfelder, elektromagnetische Felder, linearisierte Gravitation) auf Raumzeiten mit einem rotierenden Schwarzen Loch, die sogenannte Modenstabillität gilt. Modenlösungen für partielle Differentialgleichungen sind Lösungen, welche ein Produkt von Lösungen in einzelner Koordinatenrichtungen sind. Modenstäbilität bedeutet nun, dass es zu diesen Feldgleichungen, auf diesen Raumzeiten keine Modenlösungen mit realen Frequenzen gibt, welche nur Energie aus der Raumzeit hinaustragen. KW - black hole KW - trapping KW - black hole shadows KW - Teukolsky master equation KW - mode stability KW - Schwarzes Loch KW - gefangene lichtartige Kurven KW - Schatten eines Schwarzen Lochs KW - Teukolsky Gleichung KW - Moden Stabilität Y1 - 2018 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-414686 ER - TY - THES A1 - Friedrich, Alexander T1 - Minimizers of generalized Willmore energies and applications in general relativity N2 - Das Willmore Funktional ist eine Funktion die jeder Fläche in einer Riemannschen Mannigfaltigkeit, ihre totale mittlere Krümmung zuweist. Ein klassisches Problem der Differentialgeometrie ist es geschlossene (kompakt und ohne Rand) Flächen zu finden die das Willmore funktional minimieren, beziehungsweise die kritische Punkte des Willmore Funktionals sind. In dieser Doktorarbeit entwickeln wir ein Konzept von verallgemeinerten Willmore Funktionalen für Flächen in Riemannschen Mannigfaltigkeiten, wobei wir uns von physikalischen Modellen leiten lassen. Insbesondere ist hier die Hawking Energie der allgemeinen Relativitätstheorie und die Biegungsenergie von dünnen Membranen zu nennen. Für dieses verallgemeinerten Willmore Funktionale beweisen wir die Existenz von Minimieren mit vorgeschriebenen Flächeninhalt, in einer geeigneten Klasse von verallgemeinerten Flächen. Insbesondere konstruieren wir Minimierer der oben erwähnten Biegungsenergie mit vorgeschrieben Flächeninhalt und vorgeschriebenen, eingeschlossenem Volumen. Außerdem beweisen wir, dass kritische Punkte von verallgemeinerten Willmore Funktionalen mit vorgeschriebenen Flächeninhalt abseits endlich vieler Punkte glatt sind. Dabei stützen wir uns, wie auch im folgenden, auf die bestehende Theorie für das Willmore Funktional. An diese allgemeinen Resultate schließen wir eine detailliertere Analyse der Hawking Energie an. Im Kontext der allgemeinen Relativitätstheorie beschreibt die Umgebungsmannigfaltigkeit den Raum zu einem Zeitpunkt. Daher sind wir an dem Wechselspiel zwischen der Hawking Energie und der umgebenden Mannigfaltigkeit interessiert. Wir charakterisieren Punkte in der umgebenden Mannigfaltigkeit für die es in jeder Umgebung eine kritische Fläche mit vorgeschriebenem, kleinem Flächeninhalt gibt. Diese Punnkte werden als Konzentrationspunkte der Hawking Energie interpretiert. Außerdem berechnen wir eine Entwicklung der Hawking Energie auf kleinen, runden Sphären. Dadurch können wir eine Art Energiedichte der Hawking Energie identifizieren. Hierbei ist anzumerken, dass unsere Resultate im Kontrast zu Ergebnissen in der Literatur stehen. Dort wurde berechnet, dass die Entwicklung der Hawking Energie auf Sphären im Lichtkegel eines Punktes der umgebenden Mannigfaltigkeit in führender Ordnung proportional zur der klassischen Energiedichte der allgemeinen Relativitätstheorie ist. Zu diesem Zeitpunkt ist nicht klar wie diese Diskrepanz zu begründen ist. Ferner betrachten wir asymptotisch Schwarzschild Mannigfaltigkeiten. Sie sind ein Spezialfall von asymptotisch flachen Mannigfaltigkeiten, welche in der allgemeinen Relativitätstheorie als Modelle für isolierte Systeme dienen. Die Schwarzschild Raumzeit selbst ist eine rotationssymmetrische Raumzeit die schwarzen Loch beschreibt. In diesen asymptotisch Schwarzschild Mannigfaltigkeiten konstruieren wir eine Blätterung des äußeren Bereiches durch kritische Flächen der Hawking Energie mit vorgeschriebenen Flächeninhalt. Diese Blätterung kann in einem verallgemeinertem Sinne als Schwerpunkt des isolierten Systems betrachtet werden. Außerdem zeigen wir, dass die Hawking Energie entlang der Blätterung wächst je größer die Flächen werden. N2 - The Willmore functional is a function that maps an immersed Riemannian manifold to its total mean curvature. Finding closed surfaces that minimizes the Willmore energy, or more generally finding critical surfaces, is a classic problem of differential geometry. In this thesis we will develop the concept of generalized Willmore functionals for surfaces in Riemannian manifolds. We are guided by models in mathematical physics, such as the Hawking energy of general relativity and the bending energies for thin membranes. We prove the existence of minimizers under area constraint for these generalized Willmore functionals in a suitable class of generalized surfaces. In particular, we construct minimizers of the bending energy mentioned above for prescribed area and enclosed volume. Furthermore, we prove that critical surfaces of generalized Willmore functionals with prescribed area are smooth, away from finitely many points. These results and the following are based on the existing theory for the Willmore functional. This general discussion is succeeded by a detailed analysis of the Hawking energy. In the context of general relativity the surrounding manifold describes the space at a given time, hence we strive to understand the interplay between the Hawking energy and the ambient space. We characterize points in the surrounding manifold for which there are small critical spheres with prescribed area in any neighborhood. These points are interpreted as concentration points of the Hawking energy. Additionally, we calculate an expansion of the Hawking energy on small, round spheres. This allows us to identify a kind of energy density of the Hawking energy. It needs to be mentioned that our results stand in contrast to previous expansions of the Hawking energy. However, these expansions are obtained on spheres along the light cone at a given point. At this point it is not clear how to explain the discrepancy. Finally, we consider asymptotically Schwarzschild manifolds. They are a special case of asymptotically flat manifolds, which serf as models for isolated systems. The Schwarzschild spacetime itself is a classical solution to the Einstein equations and yields a simple description of a black hole. In these asymptotically Schwarzschild manifolds we construct a foliation of the exterior region by critical spheres of the Hawking energy with prescribed large area. This foliation can be seen as a generalized notion of the center of mass of the isolated system. Additionally, the Hawking energy of grows along the foliation as the area of the surfaces grows. T2 - Minimierer von Verallgemeinerten Willmore Energien und Anwendungen in der Allgemeinen Relativitätstheorie KW - Partial Differential Equations KW - Calculus of Variation KW - Differential Geometry KW - Geometric Analysis KW - Mathematical Physics KW - Partielle Differential Gleichungen KW - Variationsrechung KW - Differential Geometrie KW - Geometrische Analysis KW - Mathematische Physik Y1 - 2020 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-481423 ER -