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KZO Wetzikon
Kosmologie und Teilchenphysik
Astronomiefreifach HS 2002/2003
Stefan Leuthold
Repetition Teilchenphysik
Elementarteilchenfamilien
Schritt von der Kosmologie zur Teilchenphysik
Nukleosynthese: Limit Anzahl Teilchenfamilien
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 2
Fermionen und Bosonen
 Aus den Fermionen besteht die Materie:
 Quarks (up, down, ...)
=> Hadronen:
• Baryonen (qqq: Proton, Neutron)
• Mesonen (qq)
 Leptonen (Elektron e–, Neutrino n, ...)
 Bosonen vermitteln die Kräfte zwischen den
Fermionen:




Gluonen
W+, W–, Z0
Photonen
Gravitonen
Starke Wechselwirkung
Schwache Wechselwirkung
Elektromagnetische Wechselwirkung
Gravitation
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 3
Fundamentale Teilchen: Fermionen
?
Aufspaltung
nach Art
Quarks
2/
Aufspaltung
nach Ladung
Familie
Teilchen
Antiteilchen
Leptonen
- 1/3
3
up
up
u
charm
u
c
c
top
t
t
-1
0
down
Elektron e
down strange bottom
Elektron Müon Tauon
d
d
s
s
b
b
e
e
m
m
t
t
ne
Neutrino n
nm
nt
ne ne nm nm nt nt
Eingekreist ist die elektrische Ladung des Teilchens in Einheiten der Elementarladung e = 1,60218 · 10–19 Coulomb.
Alle Teilchen einer Familie haben dieselbe elektrische Ladung, aber unterschiedliche Massen, Teilchen und
Antiteilchen haben gleiche Masse, aber entgegengesetzte elektrische Ladung. Das Antiteilchen des Elektrons heisst
Positron, oft schreibt man e– und e+.
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Folie Nr. 4
Zusammengesetzte Teilchen
Hadronen
Baryonen
Mesonen
qqq
qq
Proton: uud
Neutron: udd
π+ : ud «Pion»
K+ : us «Kaon»
qqq: Antibaryonen
Hadronen sind Teilchen, welche aus Quarks bestehen und durch die starke
Wechselwirkung zusammengehalten werden (Hadronen heisst «die Starken» auf
griechisch, Wechselwirkungen siehe nächste Folie). Baryonen bestehen aus drei
Quarks, Mesonen aus einem Quark und einem Antiquark. Das Proton mit Ladung 1
besteht zum Beispiel aus zwei up-Quarks und einem down-Quark.
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Folie Nr. 5
Fundamentale Teilchen: Bosonen
Fermionen wechselwirken untereinander über die sogenannten Austauschteilchen
oder Bosonen.
Wechselwirkung
Bosonen
betroffene
Teilchen
Reichweite
Starke
Wechselwirkung
8 Gluonen g
Hadronen
≤ 1 fm
Schwache
Wechselwirkung
W+, W–, Z0
(linkshändige
Komponenten
der) Fermionen
10-3 fm
Elektromagnetische
Wechselwirkung
Photonen g
elektrisch
geladene Teilchen
∞
Gravitation
Gravitonen
Teilchen mit
Masse
∞
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Folie Nr. 6
Grössenverhältnisse
Atom
Kern
Proton
Kern
Quarks
Protonen und
Neutronen
10-10 m
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10-14 m
10-15 m
Folie Nr. 7
Repetition Teilchenphysik
Elementarteilchenfamilien
Schritt von der Kosmologie zur Teilchenphysik
Nukleosynthese: Limit Anzahl Teilchenfamilien
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Folie Nr. 8
Elementarteilchenfamilien
Ladung
1
1. Familie
2. Familie
3. Familie
4. Familie
5. Familie
6. Familie
top
?
?
?
Quarks
2/
3
1/
3
up
charm
neutrale Leptonen
0
ne
nm
nt
?
?
?
–1/3
down
strange
bottom
?
?
?
t–
?
?
?
Quarks
–2/3
geladene Leptonen
–1
e–
m–
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Folie Nr. 9
Bemerkungen zu Teilchenfamilien
 Isidor Rabi (Nobelpreis) zur Entdeckung des
Myons: «Wer hat denn das bestellt?» – es ist
überhaupt (noch) nicht klar, weshalb es genau
diese Teilchenfamilien gibt.
 Das Universum würde anders aussehen, wenn
es mehr oder weniger Teilchenfamilien gäbe, als
es tatsächlich gibt (Argument später)
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Folie Nr. 10
Repetition Teilchenphysik
Elementarteilchenfamilien
Schritt von der Kosmologie zur Teilchenphysik
Nukleosynthese: Limit Anzahl Teilchenfamilien
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Folie Nr. 11
Linearbeschleuniger: HF-Kavität
+
–
e–
Hochfrequenzkavität
Werden Elektronen auf einer Gerade beschleunigt, benötigt man umso
längere Röhren, je grösser die Endgeschwindigkeit (und damit die
Energie in Experimenten) sein soll. Deshalb ist man auf die Idee mit den
Kreisbeschleunigern gekommen.
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Folie Nr. 12
Kreisbeschleuniger: Zyklotron
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Folie Nr. 13
Kreisbeschleuniger: Synchrotron.
Ein elektrisches Feld wird
zum Beschleunigen der
Teilchen benutzt, ein
Magnetfeld hält die
Teilchen auf der
Kreisbahn. Da die Teilchen
bei jedem Umlauf
schenller werden, müssen
E-Feld und B-Feld
synchron hochgeschraubt
werden, damit die Teilchen
nicht aus dem
Beschleuniger fliegen –
deshalb der Name
Synchrotron.
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Folie Nr. 14
Geschichtliches über Beschleuniger
Ernest Lawrence:
Erstes Zyklotron, 1930.
Energie: 80‘000 eV,
Durchmesser: 32 Inches
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Folie Nr. 15
Tevatron am Fermilab, Chicago.
Bestes Zyklontron
Energie: Etwa 2000 GeV
Durchmesser: 4 Meilen
Interessante Maßstäbe...
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Folie Nr. 16
Energien im Labor und im Urknall
 Teilchenbeschleuniger-Experimente finden mit
immer besseren Beschleunigern bei immer
höheren Energien statt.
 Bereits mit niederenergetischen Linearbeschleunigern bekommen die Teilchen
Energien, welche vergleichbar sind mit den
Energien bei der Entstehung der Kerne
(sogenannte «Nukleosynthese») gemäss der
Urknalltheorie (≈ 1 Minute nach dem Urknall).
 (Eine Energie entspricht einer Temperatur.)
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Folie Nr. 17
Vereinigung der Wechselwirkungen
Starke
Wechselwirkung
Grand Unified
Theory (GUT)
Schwache
Wechselwirkung
Theory of
Everything (TOE)
Elektroschwache
Wechselwirkung
Elektromagnetische
Wechselwirkung
Gravitation
niedrige
Energie
100
1015
1019
hohe
Energie
E/GeV
Bei genügend hohen Energien vereinigen sich die fundamentalen Wechselwirkungen.
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Folie Nr. 18
Kosmologischer Beschleuniger?
 Teilchenbeschleuniger-Energien entsprechen
natürlich auch den Energien des Universums
wenige Bruchteile von Sekunden nach dem
Urknall:
 10–10 Sekunden <=> 100 GeV (CERN,
Vereinigung elektromagnetische und schwache
Wechselwirkung.
 Ein Beschleuniger, der an die GUT herankommt,
bräuchte man Platz bis zu den nächsten
Sternen, ein TEO-Beschleuniger würde die
gesamte Milchstrasse füllen.
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Folie Nr. 19
Repetition Teilchenphysik
Elementarteilchenfamilien
Schritt von der Kosmologie zur Teilchenphysik
Nukleosynthese: Limit Anzahl Teilchenfamilien
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Folie Nr. 20
Nukleosynthese nach dem Urknall
 Etwa eine Sekunde nach dem Urknall, bei
einer Temperatur von etwa 1013 K findet die
Nukleosynthese statt: Protonen und Neutronen
schliessen sich zu Kernen zusammen (vorher zu
heiss). Diese Temperaturen entsprechen
Energien von Linearbeschleunigern.
 Mikrowellenhintergrund liefert Daten über Zeit
nach Entkopplung von Strahlung und Materie
(etwa 100‘000 Jahre nach Urknall) nach der
letzten Streuung von Photonen an Elektronen
bei einer Temperatur von 3000 K.
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Folie Nr. 21
Urknalluntersuchung im Labor
 Annahme: Während der Nukleosynthese ist die
Materie als Nukleonengas behandelbar.
 Nukleonengas:
 Protonen werden in Neutronen, Neutronen in Protonen
umgewandelt (Stösse mit Elektronen, Positronen,
Neutrinos und Antineutrinos).
 Bei sinkenden Gastemperaturen wird plötzlich ein
Überschuss an Protonen entstehen, da das Neutron ein
wenig schwerer ist als das Proton und deshalb leichter
umgewandelt wird.
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Folie Nr. 22
Urknalluntersuchung im Labor |2
 Berechnung: Bei 109 K beträgt das Verhältnis
Neutronen zu Protonen etwa 1:7.
 Temperatur nun kalt genug für Entstehung von
Deuterium (Proton-Neutron-Kern).
 Reaktion von Deuterium mit anderen Protonen
und Neutronen
=> Entstehung Tritium (1 p, 2n), He-3 (2 p, 1 n)
=> Entstehung He-4
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 23
Urknalluntersuchung im Labor |3
He-4 Bindungsenergie sehr hoch
=> Häufigkeit von He-4 gross
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 24
Berechnung der Häufigkeit von He-4
 Häufigste Verbindung von Protonen und
Neutronen ist He-4 (vorangehende Graphik).
2 Neutronen
14 Protonen
1/
4
3/
4
He-4
Wasserstoffwolken
=> Sternentstehung
=> Entstehung der schwereren
Elemente durch Kernfusion
 Nach He-4 gibt es praktisch keine stabilen Kerne
mehr: Die restlichen Elemente sind in Sternen
entstanden. => He-4 sollte etwa 25% der
gewöhnlichen Materie ausmachen.
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 25
Häufigkeiten/Anzahl Teilchenfamilien
 Die Häufigkeit der Teilchenarten (wie He-4)
hängt ab von Nukleonendichte und Strahlungsdichte im Weltall.
 Nun berechnet man die Häufigkeiten bestimmter
Elemente in Abhängigkeit von der
Nukleonendichte und vergleicht diese mit den
aktuellen Messungen (nächste Folie).
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 26
Heutige Nukleonendichte
Massenanteil
He-4
He-4 Messungen
10–1
10–3
He-3 Messungen
D Messungen
10–5
He-3
Li-7
10–7
10–9
Li-7 Messungen
10–11
Beste
Schätzung
10–32
10–31
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
D
10–30
10–29
10–28
heutige Nukleonendichte
(g/cm3)
Folie Nr. 27
Nukleonen- und Strahlungsdichte
 Die Strahlungsdichte beeinflusste vor allem
Expansionsgeschwindigkeit des Universums.
Sie ist proportional zur Anzahl der Strahlungsarten.
 => Strahlungsdichte proportional zur Anzahl der
Teilchen mit Geschwindigkeit ≈ c.
 Neun Strahlungs-Teilchenarten beim Urknall:
g, e–, e+, ne, nm, nt, ne, nm, nt
 Betrachte Nukleondichte in Abhängigkeit der
Teilchenarten (nächste Folie).
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 28
Nukleonen- und Strahlungsdichte |2
Massenanteil
He-4
He-4 Messungen
10–1
4
10–3
3
2
He-3 Messungen
D Messungen
10–5
He-3
Li-7
10–7
10–9
Li-7 Messungen
Eingekreiste Zahlen:
Anzahl Neutrinoarten
10–11
Beste
Schätzung
10–32
10–31
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
D
10–30
10–29
10–28
heutige Nukleonendichte
(g/cm3)
Folie Nr. 29
Nukleonen- und Strahlungsdichte |3
 Vorangehende Graphik zeigt die
Nukleonendichte aufgespalten nach der
Strahlungsdichte in Abhängigkeit der Anzahl
Neutrinoarten.
 Die Beobachtungen stimmen also mit den
Berechnungen überein, wenn es nicht mehr als
vier Neutrinoarten gibt, und damit auch nicht
mehr als vier Teilchenfamilien. Bereits eine
vierte Teilchenfamilie würde eine He-4Häufigkeit ergeben, welche knapp überhalb der
Beobachtungen liegt.
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Folie Nr. 30
Kosmologie ist schön.
Astronomiefreifach - Kosmologie und Teilchenphysik.
Folie Nr. 31