Die Temperaturentwicklung des Universums
Hauptseminar
„Der Urknall und seine Teilchen“
im SS 2005
03/20/22 Marcus Käpplein 2
Gliederung
1. Motivation
2. Säulen des Big-Bang-Modells
3. Herleitung der Temperaturentwicklung 4. Phasen des Universums
5. Zusammenfassung
1. Motivation
Weltmodelle zu Beginn des 20. Jahrhunderts
– Steady-State-Modell:
• Universum ist stabil und starr
• Einsteins Kosmologische Konstante Λ wirkt der Gravitation entgegen
Universum fällt nicht in sich zusammen – Big-Bang-Modell
• Universum expandiert
• Universum entstand in einer Singularität, dem Urknall oder Big-Bang
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2. Säulen des Big-Bang-Modells
• Hubble-Expansion Rotverschiebung
Expansion des Raumes Rotverschiebung
t
• Hubble-Expansion
Ausdehnung des Raumes: beobachtete Rotverschiebung z
Expansion des Universums um den Faktor (1+z)
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2. Säulen des Big-Bang-Modells
• Hubble-Expansion Rotverschiebung
• Kosmische Hintergrundstrahlung
• Kosmische 3K-Hintergrundstrahlung
„Das Nachleuchten des Urknalls“:
– Fast ideales Schwarzkörperspektrum – Temperatur von T = 2,73 K
– Fast vollständig isotrop
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Auflösung: 0-4 K (blau-rot)
Auflösung: 2.724-2.732 K (blau-rot)
Auflösung: rot 0.0002 K wärmer als blau
2. Säulen des Big-Bang-Modells
• Hubble-Expansion Rotverschiebung
• Kosmische Hintergrundstrahlung
• Altersverteilung der Sterne
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• Altersverteilung der Sterne
Im Universum finden sich keine Sterne, die älter sind als etwa 13 Milliarden Jahre.
Das Universum ist auch „nicht viel“ älter als 13 Milliarden Jahre
2. Säulen des Big-Bang-Modells
• Hubble-Expansion Rotverschiebung
• Kosmische Hintergrundstrahlung
• Altersverteilung der Sterne
• Häufigkeit der Elemente
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• Häufigkeit der Elemente
Die Verteilung der Elemente im Kosmos stimmen sehr gut mit den theoretischen
Voraussagen des Standard-Big-Bang-Modells überein.
Universum dehnt sich aus
Universum entstand
in einer
Singularität
Hohe Dichte
Hohe Temperatur
3. Temperaturentwicklung
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Plancksches Strahlungsgesetz:
3. Temperaturentwicklung
Das Universum ist ein schwarzer Körper
3. Temperaturentwicklung
Nach Stefan-Boltzmann-Gesetz gilt:
T t t
MeV s t
K s G t
T c
k für c T
G T
T R
kc c
G R
in R
T T R
T R
R T R
mit R
T rad
rad
1 3 1
, 1 1
10 5 , 1 1
32 3
3 0 0 8
3 8
, 1 ,
1
4 10 2 1
4 2
2
2 2 2
2
2 2
4 4
im Einstein-deSitter-Universum:
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4. Phasen des Universums
• Planck-Ära
• Planck-Ära
– Bei t=0 ist das Universum in einer Singularität vereinigt
– Ausdehnung ist unendlich klein
– Druck, Dichte und Temperatur sind unendlich groß
– Vor Planck-Zeit (t<10-43s) verliert die Zeit ihre Eigenschaft als Kontinuum
– Unterhalb der Plancklänge (d<10-35m) verliert der Raum seine Eigenschaft als Kontinuum
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• Planck-Ära
– Primordiales (urzeitliches) Quantenvakuum – Die uns bekannten physikalischen Gesetze
versagen
– Alle vier Naturkräfte sind in einer einzigen Urkraft vereint Supersymmetrie
– Energie und Materie sind bis zur Unkenntlichkeit verzerrt
4. Phasen des Universums
• GUT-Ära
• Planck-Ära
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• GUT-Ära
– Nach 10-43 s war der Kosmos 1032 K heiß – Universum war 10-35 m (Plancklänge) groß – Dichte von 1094 g/cm³
– Zur Planckzeit (10-43 s) spaltet sich die Gravitation von der Urkraft ab
– Der Rest bleibt in der X-Kraft (GUT) vereint – X-Kraft wurde von superschweren X- und Y-
Bosonen übertragen
– Von jeder Sorte gab es drei Teilchen mit Antiteilchen Leptoquarks
4. Phasen des Universums
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
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• Inflation
– 10-36 s nach dem Urknall hatte das
Universum eine Temperatur von T = 1027 K – Die bekannten WW spalten sich von der
X-Kraft ab
– Symmetriebrechung durch verzögerte Abspaltung (Unterkühlung)
– Universum expandiert zwischen 10-35 s und 10-33 s nach dem Urknall um das 1030 -fache
• Inflation
– Materie und Strahlung wandeln sich ständig ineinander um
– Teilchen und Energie befinden sich im thermischen Gleichgewicht
– Inflationstheorie bietet die Lösung für
Großräumige Strukturen (Galaxien, Galaxienhaufen)
Krümmung des Raumes
Abwesenheit magnetischer Monopole
Horizontproblem
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Horizontproblem
4. Phasen des Universums
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
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• Baryogenese
– Nach 10-36 s bei 1027 K zerfallen die schweren Bosonen und Antibosonen in Quarks und
Leptonen, sowie deren Antiteilchen
– Materie- und Antimaterieteilchen zerstrahlen sofort zu hochenergetischen Photonen
Annihilation
– Annihilation war sehr häufig, da Universum sehr kompakt
• Baryogenese
– Gleich viel Materie wie Antimaterie
heute keine Materie
– Asymmetrie beim Bosonenzerfall:
Zerfall eines X-Bosons in zwei up-Quarks wahrscheinlicher als in ein Positron und ein Antidown-Quark
– Das thermische Gleichgewicht war verletzt
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4. Phasen des Universums
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
• Quark-Ära
– Universum hatte nach 10-33 s eine Temperatur von T = 1025 K
– Die X- und Y-Bosonen sterben aus
– Leptonen, Quarks und Antiquarks bilden sich – Quark-Gluonen-Plasma aus freien Teilchen – Nach 10-12 s und bei 1016 K spaltet sich
Elektroschwache Kraft in die Schwache WW und die el.-magn. Kraft auf
vier Grundkräfte
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4. Phasen des Universums
• Hadronen-Ära
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
• Hadronen-Ära
– Universum hatte nach 10-6 s noch 1013 K – Quarks vereinigen sich zu Hadronen
Quark-Gluonen-Plasma verschwindet
– Schwere Hadronen zerfallen bis nur Protonen und Neutronen sowie deren Antiteilchen übrig bleiben
– Viele Neutrinos entstehen
– Durch Asymmetrie der Zerfallsprozesse bleibt ein Bruchteil (10-9) an Materie übrig
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4. Phasen des Universums
• Leptonen-Ära
• Hadronen-Ära
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
• Leptonen-Ära
Beginn:
– Nach 10-4 s war es 1012 K heiß, die Dichte betrug 1013 g/cm³
– Ständig verwandeln sich Protonen in Neutronen und umgekehrt viele Neutrinos entstehen
– Neutrinos wechselwirken kaum noch mit Materie
Neutrinos entkoppeln – Annihilation hält an
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• Leptonen-Ära
Beginn:
– Temperatur reicht nur um Leptonen-Paare (e-, e+) zu bilden
– Leptonen übernehmen die Dominanz
Leptogenese
– Bis auf 10-9 verschwinden alle n und p – Rest bildet die Materie unseres Kosmos – 6 Protonen auf 1 Neutron
Helium-Anteil im Kosmos
• Leptonen-Ära
Ende:
– Das Universum nach 1 s auf 1010 K abgekühlt – Neutrinos sind nun endgültig von der Materie
entkoppelt
Neutrinos und Materie nicht im thermischen
Gleichgewicht
– Paarvernichtung der Protonen und Neutronen abgeschlossen
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• Leptonen-Ära
Ende:
– Annihilation der e- und e+ beginnt
bis Bruchteil von 10-9 an Materie übrig bleibt – Die Bildung der Bausteine unserer Welt ist
abgeschlossen
– Die Strahlung überwiegt Materie um den Faktor 1010
4. Phasen des Universums
• Nukleosynthese
• Leptonen-Ära
• Hadronen-Ära
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
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• Primordiale Nukleosynthese
– Nach 10 s war das Universum 109 K heiß – p und n fusionieren zu ersten Atomkernen:
1. Deuteriumkerne
p + n D + γ
• Photonen zertrümmern die Deuterium-Kerne, die gleich wieder neu entstehen
• Protonen, Neutronen und Deuterium stehen im Gleichgewicht
• Primordiale Nukleosynthese
2. Nach 1 Minute entsteht Deuterium, das nicht mehr zerfällt
3. Freie Neutronen zerfallen mit einer Halbwertszeit von 15 min:
n p + e- + ν
Anteil der Neutronen nur noch ein Siebtel der Protonen
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• Primordiale Nukleosynthese
Anzahl der Protonen und Neutronen unterliegen der Boltzmann-Verteilung:
Für T = 109 K gilt:
Die gemessenen 23% Heliumanteil sind evident
T k
m m T
k m T
k m
B p n B
p B
n
p e e n
p bzw
e n
.
% 4 25
1 16
4 12
1 14
2 7
1
ges He
m m H
He p
n
• Primordiale Nukleosynthese
4. Fast alle Neutronen werden in 4He-Kernen gebunden
5. Teil des Helium kann mit Tritium zu Lithium und mit ³He zu Beryllium reagieren:
4He + ³H 7Li + γ 4He + ³He 7Be + γ
6. Beryllium zerfällt durch Elektroneneinfang zu Lithium
7Be + e- 7Li + γ
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• Primordiale Nukleosynthese
7. Heliumkerne fusionieren zu Kohlenstoffkernen 3 4He 12C
Dichte zu gering, dass Helium zu Kohlenstoff fusioniert
• Primordiale Nukleosynthese
– Nach 30 Minuten ist Nukleosynthese beendet
– Es entstanden die ersten Atomkerne, davon waren
• 75 % Protonen (H-Kerne)
• 25 % Helium-Kerne (4He)
• 0,001 % Deuterium-Kerne
• Spuren von Lithium-Kernen
– Die Materie liegt aufgrund der hohen Temperatur als Plasma vor
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4. Phasen des Universums
• Ende Strahlungs-Ära – Beginn Materie-Ära
• Nukleosynthese
• Leptonen-Ära
• Hadronen-Ära
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
• Ende der Strahlungs-Ära
– Beginn der Materie-Ära
– Bisher stellte el.-magn. Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos
– Energiedichte im Universum verdünnt sich
– Photonendichte und Teilchendichte nehmen ab – Materiedichte nimmt langsamer ab (Ruhemasse)
10.000 Jahre nach dem Urknall überflügelt die Materie die Strahlung hinsichtlich ihres
Beitrags zur Gesamtenergie
– Strahlungs-Ära endet Materie-Ära beginnt
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4. Phasen des Universums
• Entkopplung der Strahlung
• Ende Strahlungs-Ära – Beginn Materie-Ära
• Nukleosynthese
• Leptonen-Ära
• Hadronen-Ära
• Quark-Ära
• Baryogenese
• Inflation
• GUT-Ära
• Planck-Ära
• Entkopplung der Strahlung
– Nach 397000 Jahren ist das Universum noch 3000 K heiß
– Temperatur reicht nicht mehr zur Ionisation der Kerne aus
– Atomkerne können die zuvor freien Elektronen einfangen
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• Entkopplung der Strahlung
– Atomkerne und Elektronen können zu ersten, nach außen neutralen Atomen rekombinieren – Strahlung ww nicht mehr permanent mit freien
Ladungen
– Universum wird durchsichtig – Die Strahlung entkoppelt
• Entkopplung der Strahlung
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• Entkopplung der Strahlung
– Diese Strahlung ist heute noch als 3-K-Hintergrundstrahlung zu sehen
– Photonen verlieren durch die Expansion Energie – Ihre Wellenlänge nimmt zu (Rotverschiebung) – Anzahl der Stöße jetzt wesentlich geringer
Fluktuationen der Dichte und Temperatur können sich ungestört ausbilden
– Strukturen frieren aus und beginnen das Universum zu formen
5. Zusammenfassung
Zeit Temperatur Phase
„0“-10-43 s ∞ Planck-Ära
10-43 s 1032 K GUT-Ära
10-36 s 1027 K Inflation
10-36 s 1027 K Baryogenese 10-33 s 1025 K Quark-Ära
10-6 s 1013 K Hadronen-Ära 10-4 s 1012 K Leptonen-Ära
10 s 109 K Nukleosynthese
10.000 a 105 K Ende Strahlungs- Beginn Materie-Ära 397.000 a 3000 K Entkopplung der Strahlung