Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie

Hauptseminar: Neuere
Entwicklungen der Kosmologie
Das frühe Universum: Inflation und
Strahlungsdominanz
Thorsten Beck
Universität Stuttgart
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 1/14
Die Idee vom Urknall
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Das Urknall Modell (∼1930) macht folgende Beobachtungen plausibel:
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Das Urknall Modell (∼1930) macht folgende Beobachtungen plausibel:
•
Die Galaxien-Rotverschiebung und damit die derzeitige Expansion des
Universums
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Das Urknall Modell (∼1930) macht folgende Beobachtungen plausibel:
•
Die Galaxien-Rotverschiebung und damit die derzeitige Expansion des
Universums
•
Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Das Urknall Modell (∼1930) macht folgende Beobachtungen plausibel:
•
Die Galaxien-Rotverschiebung und damit die derzeitige Expansion des
Universums
•
Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
•
Die Grenze in der Altersverteilung der Sterne bei etwa 13 Milliarden
Jahren
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Die Idee vom Urknall
Neues Weltbild löst Steady-State Theorie ab
Das Urknall Modell (∼1930) macht folgende Beobachtungen plausibel:
•
Die Galaxien-Rotverschiebung und damit die derzeitige Expansion des
Universums
•
Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
•
Die Grenze in der Altersverteilung der Sterne bei etwa 13 Milliarden
Jahren
•
Die Häufigkeit der Elemente im All (insbesondere Wasserstoff,
Deuterium und die Isotope des Helium)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 2/14
Der Anfang
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
֒→ Anfangspunkt (Singularität?!)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
֒→ Anfangspunkt (Singularität?!)
Die ersten Momente: Heisenbergsche Unschärferelation
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
֒→ Anfangspunkt (Singularität?!)
Die ersten Momente: Heisenbergsche Unschärferelation
∆t∆E ≥
~
2
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
֒→ Anfangspunkt (Singularität?!)
Die ersten Momente: Heisenbergsche Unschärferelation
∆t∆E ≥
~
2
q
−35
≈
1,
6
·
10
m
Planck Länge: lp = ~G
3
c
q
−44
≈
5,
4
·
10
Planck Zeit: tp = ~G
s
5
c
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Anfang
Idealisierung des Kosmos:
•
Kosmologisches Prinzip, Homogenes und isotropes Universum
•
→ Friedmann-Modelle, konstante Krümmung
֒→ Anfangspunkt (Singularität?!)
Die ersten Momente: Heisenbergsche Unschärferelation
∆t∆E ≥
~
2
q
−35
≈
1,
6
·
10
m
Planck Länge: lp = ~G
3
c
q
−44
≈
5,
4
·
10
Planck Zeit: tp = ~G
s
5
c
Kleinere Längen oder Zeiten entziehen sich dem derzeitigen physikalischen
Verständnis
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 3/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
•
starke Kernkraft: hält Quarks zusammen, Quantenchromodynamik
Austauschteilchen: Gluonen, wirken zwischen Farbladungen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
•
starke Kernkraft: hält Quarks zusammen, Quantenchromodynamik
Austauschteilchen: Gluonen, wirken zwischen Farbladungen
•
Elektroschwache Kraft: Vereinigung aus em-Kraft und schwacher Kraft
Austauschteilchen: Photonen, W + , W − , Z 0 -Bosonen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
•
starke Kernkraft: hält Quarks zusammen, Quantenchromodynamik
Austauschteilchen: Gluonen, wirken zwischen Farbladungen
•
Elektroschwache Kraft: Vereinigung aus em-Kraft und schwacher Kraft
Austauschteilchen: Photonen, W + , W − , Z 0 -Bosonen
Bei Temperaturen kleiner 1016 Kelvin (t = 10−12 s) kommt es zu einer
spontanen Symmetriebrechung.
W und Z-Bosonen erhalten Masse durch das Higgs-Feld.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
•
starke Kernkraft: hält Quarks zusammen, Quantenchromodynamik
Austauschteilchen: Gluonen, wirken zwischen Farbladungen
•
Elektroschwache Kraft: Vereinigung aus em-Kraft und schwacher Kraft
Austauschteilchen: Photonen, W + , W − , Z 0 -Bosonen
Bei Temperaturen kleiner 1016 Kelvin (t = 10−12 s) kommt es zu einer
spontanen Symmetriebrechung.
W und Z-Bosonen erhalten Masse durch das Higgs-Feld.
→ Elektromagnetische- und Schwache Kraft
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Fundamentale Kräfte, vermittelt durch Eichbosonen der Masse 0
•
starke Kernkraft: hält Quarks zusammen, Quantenchromodynamik
Austauschteilchen: Gluonen, wirken zwischen Farbladungen
•
Elektroschwache Kraft: Vereinigung aus em-Kraft und schwacher Kraft
Austauschteilchen: Photonen, W + , W − , Z 0 -Bosonen
Bei Temperaturen kleiner 1016 Kelvin (t = 10−12 s) kommt es zu einer
spontanen Symmetriebrechung.
W und Z-Bosonen erhalten Masse durch das Higgs-Feld.
→ Elektromagnetische- und Schwache Kraft
Higgs-Boson: Letztes fehlendes Teilchen im Standardmodell
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 4/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Vereinigung aller beschriebener Wechselwirkungen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Vereinigung aller beschriebener Wechselwirkungen
SU (5) → SU (3) × SU (2) × U (1)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Vereinigung aller beschriebener Wechselwirkungen
SU (5) → SU (3) × SU (2) × U (1)
X-Kraft → starke-, schwache-, elektromagnetische WW
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Vereinigung aller beschriebener Wechselwirkungen
SU (5) → SU (3) × SU (2) × U (1)
X-Kraft → starke-, schwache-, elektromagnetische WW
Wo bleibt die Gravitation ??
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Der Hochenergiekosmos
Vereinigte Kräfte und Symmetrie: Standardmodell
Übergang zu höheren Energien → höhere Symmetrie → GUT (SU(5))
Vereinigung aller beschriebener Wechselwirkungen
SU (5) → SU (3) × SU (2) × U (1)
X-Kraft → starke-, schwache-, elektromagnetische WW
Wo bleibt die Gravitation ??
→ Stringtheorie, M-Branen-Theorie
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 5/14
Strahlungsdominanz
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
•
Rotverschiebung z =
∆λ
λ0 ,
R(t0 )
R(t)
=z+1
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
∆λ
λ0 ,
•
Rotverschiebung z =
•
Energie eines Quants ∼ R(t)−1
R(t0 )
R(t)
⇒
=z+1
ρrad ∼ R(t)−4
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
∆λ
λ0 ,
•
Rotverschiebung z =
•
Energie eines Quants ∼ R(t)−1
R(t0 )
R(t)
⇒
=z+1
ρrad ∼ R(t)−4
Planck-Kurven
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
R(t0 )
R(t)
∆λ
λ0 ,
•
Rotverschiebung z =
•
Energie eines Quants ∼ R(t)−1
⇒
=z+1
ρrad ∼ R(t)−4
Planck-Kurven
•
uν · dν =
8·πν 2
h·ν
3
c
exp(hν/kB T )−1
· dν
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
R(t0 )
R(t)
∆λ
λ0 ,
•
Rotverschiebung z =
•
Energie eines Quants ∼ R(t)−1
⇒
=z+1
ρrad ∼ R(t)−4
Planck-Kurven
8·πν 2
h·ν
3
c
exp(hν/kB T )−1
•
uν · dν =
· dν
•
Was passiert beim Übergang zu anderem Skalenfaktor R’?
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Strahlungsdominanz
Größe des Universums ∼ Krümmungsradius ∼ Skalenfaktor R(t)
Materiedichte ρmat
V (t) ∼ R(t)3 ,
ρ(t) = ρ0 ·
R03
R(t)3 ,
ρmat ∼ R(t)−3
Strahlungsdichte ρrad
R(t0 )
R(t)
∆λ
λ0 ,
•
Rotverschiebung z =
•
Energie eines Quants ∼ R(t)−1
⇒
=z+1
ρrad ∼ R(t)−4
Planck-Kurven
8·πν 2
h·ν
3
c
exp(hν/kB T )−1
•
uν · dν =
· dν
•
Was passiert beim Übergang zu anderem Skalenfaktor R’?
•
Planck-Spektrum bleibt erhalten, bei geänderter Temperatur
T ′ = T · R/R′ ⇒ T ∼ R(t)−1
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 6/14
Die Quark-Ära
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
•
Durch Paarerzeugung bilden sich weitere Teilchen und deren
Antiteilchen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
•
Durch Paarerzeugung bilden sich weitere Teilchen und deren
Antiteilchen
•
Hierzu muss die Strahlungsenergie von der Größenordnung der
Teilchen-Ruheenergie sein.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
•
Durch Paarerzeugung bilden sich weitere Teilchen und deren
Antiteilchen
•
Hierzu muss die Strahlungsenergie von der Größenordnung der
Teilchen-Ruheenergie sein.
•
Teilchen und Antiteilchen zerstrahlen und bilden sich wieder.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
•
Durch Paarerzeugung bilden sich weitere Teilchen und deren
Antiteilchen
•
Hierzu muss die Strahlungsenergie von der Größenordnung der
Teilchen-Ruheenergie sein.
•
Teilchen und Antiteilchen zerstrahlen und bilden sich wieder.
•
Viel mehr passiert nicht → Die große Wüste
•
Mit Absinken der Temperatur hören die Teilchenbildungsprozesse
sukzessive auf.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Die Quark-Ära
[Zeit: kleiner 10−5 s, Temperatur: größer 1015 K]
•
Quarks, Leptonen, Eichbosonen seit Anbeginn
•
Durch Paarerzeugung bilden sich weitere Teilchen und deren
Antiteilchen
•
Hierzu muss die Strahlungsenergie von der Größenordnung der
Teilchen-Ruheenergie sein.
•
Teilchen und Antiteilchen zerstrahlen und bilden sich wieder.
•
Viel mehr passiert nicht → Die große Wüste
•
Mit Absinken der Temperatur hören die Teilchenbildungsprozesse
sukzessive auf.
•
Ein Überschuss an Materie blieb bei diesem Prozess übrig.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 7/14
Nukleosynthese
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Zusammensetzung des Universums heute:
•
75 % Wasserstoff, 23 % Helium, 2 % Rest
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Zusammensetzung des Universums heute:
•
75 % Wasserstoff, 23 % Helium, 2 % Rest
Bei Temperaturen über 1010 K sind die gebildeten Kerne nicht stabil
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Zusammensetzung des Universums heute:
•
75 % Wasserstoff, 23 % Helium, 2 % Rest
Bei Temperaturen über 1010 K sind die gebildeten Kerne nicht stabil
Kernreaktionen:
p + ν̄e ⇆ n + e+
p + e− ⇆ n + νe
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Zusammensetzung des Universums heute:
•
75 % Wasserstoff, 23 % Helium, 2 % Rest
Bei Temperaturen über 1010 K sind die gebildeten Kerne nicht stabil
Kernreaktionen:
p + ν̄e ⇆ n + e+
p + e− ⇆ n + νe
im thermischen Gleichgewicht:
1
(mn − mp )c2
nn
)≈
≈ exp(−
np
kT
5
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
[Zeit: ∼ 1 − 2 min, Temperatur: ∼ 1010 − 108 K]
Zusammensetzung des Universums heute:
•
75 % Wasserstoff, 23 % Helium, 2 % Rest
Bei Temperaturen über 1010 K sind die gebildeten Kerne nicht stabil
Kernreaktionen:
p + ν̄e ⇆ n + e+
p + e− ⇆ n + νe
im thermischen Gleichgewicht:
1
(mn − mp )c2
nn
)≈
≈ exp(−
np
kT
5
Dieses Verhältnis blieb nach Abkühlung unter 1010 K und ’Ausfrieren’ von
Protonen und Neutronen erhalten.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 8/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
n + p → H2 + γ
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
n + p → H2 + γ
Mit der Existenz von Deuterium gings erst richtig los:
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
n + p → H2 + γ
Mit der Existenz von Deuterium gings erst richtig los:
H 2 + H 2 → He2 + n
H2 + H2 → H3 + p
H 3 + H 2 → He4 + n
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
n + p → H2 + γ
Mit der Existenz von Deuterium gings erst richtig los:
H 2 + H 2 → He2 + n
H2 + H2 → H3 + p
H 3 + H 2 → He4 + n
Häufigkeit von Helium:
4·(nn /2)
nn +np
=
2·(nn /np )
1+(nn /np )
= 0.33
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Nukleosynthese
Bei Temperaturen um 109 K beginnen die Kerne zu fusionieren
n + p → H2 + γ
Mit der Existenz von Deuterium gings erst richtig los:
H 2 + H 2 → He2 + n
H2 + H2 → H3 + p
H 3 + H 2 → He4 + n
Häufigkeit von Helium:
4·(nn /2)
nn +np
=
2·(nn /np )
1+(nn /np )
= 0.33
Grund für Abweichung vom heutigen Wert: Zerfallszeit des Neutrons.
n → p + e− + ν̄e
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 9/14
Die ersten Jahre
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
•
Dichtefluktuationen, Schallwellen im Plasma
Hauptsächlich ermöglicht durch Photonendruck p = 13 u = 13 ρc2 .
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
•
Dichtefluktuationen, Schallwellen im Plasma
Hauptsächlich ermöglicht durch Photonendruck p = 13 u = 13 ρc2 .
s
r
∂p
c2
c
vS =
=
=√
∂ρ
3
3
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
•
Dichtefluktuationen, Schallwellen im Plasma
Hauptsächlich ermöglicht durch Photonendruck p = 13 u = 13 ρc2 .
s
r
∂p
c2
c
vS =
=
=√
∂ρ
3
3
•
Dichtezunahmen erhitzen das Fluid, Dichteabnahmen kühlen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
•
Dichtefluktuationen, Schallwellen im Plasma
Hauptsächlich ermöglicht durch Photonendruck p = 13 u = 13 ρc2 .
s
r
∂p
c2
c
vS =
=
=√
∂ρ
3
3
•
Dichtezunahmen erhitzen das Fluid, Dichteabnahmen kühlen
•
Temperaturschwankungen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Die ersten Jahre
[Temperatur: ∼ 107 − 104 K]
•
Stark gekoppeltes System aus Elektronen, Protonen, Neutronen, und vor
allem Strahlung
•
Verhält sich bei hohen Energien wie ein Fluid (Kontinuumsmechanik)
•
Dichtefluktuationen, Schallwellen im Plasma
Hauptsächlich ermöglicht durch Photonendruck p = 13 u = 13 ρc2 .
s
r
∂p
c2
c
vS =
=
=√
∂ρ
3
3
•
Dichtezunahmen erhitzen das Fluid, Dichteabnahmen kühlen
•
Temperaturschwankungen
•
Akustische Phänomene in der Hintergrundstrahlung auffindbar !
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 10/14
Probleme des Modells
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
•
Zu wenig sichere empirische Daten
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
•
Zu wenig sichere empirische Daten
•
...
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
•
Zu wenig sichere empirische Daten
•
...
•
...
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
•
Zu wenig sichere empirische Daten
•
...
•
...
Vorstellung vom Urknall keineswegs eine "Theory of everything"
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Probleme des Modells
Gemessene Hintergrundstrahlung isotrop obwohl Quellen kausal nicht in
Verbindung stehen können.
Es bleiben viele offene Fragen:
•
Flachheitsproblem
•
Horizontproblem
•
Was bewirkte die Asymmetrie im Teilchen-Antiteilchen Verhältnis
•
Fehlen der Gravitation im Standard-Modell
•
Zu wenig sichere empirische Daten
•
...
•
...
Vorstellung vom Urknall keineswegs eine "Theory of everything"
Weiterentwicklung der Theorie
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 11/14
Die Inflation
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
X-Kraft zerfällt in Starke und elektro-schwache Wechselwirkung.
(Symmetriebrechung)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
X-Kraft zerfällt in Starke und elektro-schwache Wechselwirkung.
(Symmetriebrechung)
•
Ähnlich Phasenübergang bei realem Gas, nicht spontan.
Unterkühlung, latente Wärme.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
X-Kraft zerfällt in Starke und elektro-schwache Wechselwirkung.
(Symmetriebrechung)
•
Ähnlich Phasenübergang bei realem Gas, nicht spontan.
Unterkühlung, latente Wärme.
•
Latente Wärme ist zeitlich konstant.
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
X-Kraft zerfällt in Starke und elektro-schwache Wechselwirkung.
(Symmetriebrechung)
•
Ähnlich Phasenübergang bei realem Gas, nicht spontan.
Unterkühlung, latente Wärme.
•
Latente Wärme ist zeitlich konstant.
Falls latente Wärme die anderen Energiedichten dominiert:
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
X-Kraft zerfällt in Starke und elektro-schwache Wechselwirkung.
(Symmetriebrechung)
•
Ähnlich Phasenübergang bei realem Gas, nicht spontan.
Unterkühlung, latente Wärme.
•
Latente Wärme ist zeitlich konstant.
Falls latente Wärme die anderen Energiedichten dominiert:
r
8πG
˙
σ=H
R(t)/R(t) =
3
˙ = Ha ⇒ R(t) = R0 (t) · exp(Ht)
R(t)
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 12/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 13/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
Exponentielles Anwachsen des Skalenfaktors
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 13/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
Exponentielles Anwachsen des Skalenfaktors
•
Erklärt den kausalen Zusammenhang der Hintergrundstrahlungen aus
entgegengesetzten Raumrichtungen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 13/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
Exponentielles Anwachsen des Skalenfaktors
•
Erklärt den kausalen Zusammenhang der Hintergrundstrahlungen aus
entgegengesetzten Raumrichtungen
•
Inflation glättet den Raum
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 13/14
Die Inflation
[Zeit: ∼ 10−35 s, Temperatur: ∼ 1020 K]
•
Exponentielles Anwachsen des Skalenfaktors
•
Erklärt den kausalen Zusammenhang der Hintergrundstrahlungen aus
entgegengesetzten Raumrichtungen
•
Inflation glättet den Raum
•
Kleinste Quantenfluktuationen konnten sich zu makroskopischen
Störungen aufblähen
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 13/14
Schluss
... to be continued..
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 14/14
Schluss
... to be continued..
Literatur- und Bild-Quellen:
•
1. Weigert & Wendker: Astronomie und Astrophysik
•
2. Scientific American: Edition February 2004
•
3. Bild der Wissenschaft: Ausgabe November 1996
•
4. http://drfreund.bei.t-online.de/astronomy_glossary.htm
•
5. http://wikipedia.org
•
6. Hauptseminarvortrag Uni-Karlsruhe, Die Grundlagen der
Urknall-Theorie, Michael-Ralph Pape
Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie – p. 14/14