Einteilung der VL
1. Einführung
2. Hubblesche Gesetz 3. Antigravitation
4. Gravitation
5. Entwicklung des Universums 6. Temperaturentwicklung
7. Kosmische Hintergrundstrahlung 8. CMB kombiniert mit SN1a
9. Strukturbildung 10. Neutrinos
HEUTE
Vorlesung 6:
Roter Faden:
1. Temperaturentwicklung des Universums 2. Kernsynthese
3. CMB=cosmic microwave background
= kosmische Hintergrundstrahlung.
Bisher:
Ausdehnung und Alter des Universums berechnet.
Wie ist die Tempe- raturentwicklung?
Am Anfang ist die
Energiedichte
Plancksche Gesetz für Strahlung eines schwarzen Körpers
Schwarzkörperstrahlung:
ein Thermometer des Universums
Wandtemperatur eines Schwarzkörpers (nicht reflektierende Wände im
thermischen Gleichgewicht mit Strahlung!)
und austretendes Spektrum (links)
Universum ist ein Schwarzkörper
Stefan-Boltzmann Gesetz für Strahlung
eines schwarzen Körpers
Kosmische Hintergrundstrahlung
gemessen mit dem COBE Satelliten (1991)
T
0= 2.728 ± 0.004 K Dichte der Photonen 412 pro cm
3Wellenlänge der Photonen ca. 1,5 mm, so dichteste Packung
ca. (10 mm / 1.5 mm)
3= ca. 300/cm
3, so 400 sind viele Photonen/cm
3Mather(left) (NASA), Smoot (LBL, Berkeley)
Nobelpreis 2006
Nach Stefan-Boltzmann:
StrT
4Es gilt auch:
Str N
E
1/S
4Daher gilt für die Temperatur der Strahlung:
T 1/S
Hiermit kann man die Fríedmann Gl.
umschreiben als Funkt. von T! Es gilt: dT d(1/S) oder S/S -T/T und 1/S
2 T
2Temperatur und Skalenfaktor
Im strahlungsdominierten Universum kann man schreiben:
(S/S)
2= (T/T)
2= 8GaT
4/3c
2(
Str=aT
4>>
mund k/S
2und
)Lösung dieser DG: T = (3c
2/8aG)
1/41/t
= 1,5 10
10K (1s/t)
= 1,3 MeV (1s/t)
Im Klartext: 1 s nach dem Urknall ist die Temperatur gefallen von der Planck Temperatur von 10
19GeV auf 10
-3GeV
Temperaturentwicklung des Universums
Friedmann-Gleichung als Fkt. der Temperatur:
Wichtigste Ergebnisse aus der Friedman-Gl- als Fkt. von T
Entkopplung der Photonen, wenn die
Temperatur unter Ionisationsenergie fällt
UND eine genügend kleine Photonendichte, damit die Ionisationsrate < Rekombinationsrate.
(wichtig, weil Planckspektrum bei T=13.6 eV
noch genügend Photonen hat um Atome wieder zu ionisieren.
Dies entspricht:
T= 0,3 eV
Bildung der Kerne (Kernsynthese oder Nukleosynthese) bei T= Kernbindungsenergie O(1 MeV)
=O(1010K) oder t = O(1s) oder z = S0/S = T/T0
= 1010/2.7=O(1010)K
Temperaturentwicklung des Universums
Nukleosynthese
In dieser VL nur “primordiale”
Kernsynthese, d.h. Elemente, die in den ersten drei Minuten des Urknalls entstehen,
hauptsächlich H, He, die in
Anzahldichte ca. 90% und 8%
der Nukleonen im Universum ausmachen.
(He=24% in Massendichte)
Nukleosynthese
Nukleosynthese
Nukleosynthese
Boltzmann-Verteilung
Nukleosynthese
Nukleosynthese
Nukleosynthese
WMAP results agree with Nuclear Synthesis
Kernsynthese:
Alle Elementhäufigkeiten stimmen überein mit:
Ω b h
2=0.0214 +/- 0.002 oder mit h=0.71
Ω
b=4,2%
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html
Auch WMAP: Ω
b=4,4%
(später mehr)
Vorhergesagte 7Li Häufikeit größer als gemessen, aber Li wird in Sternen durch Fusion zerstört
Deuteriumhäufigkeit wichtigster Thermometer des Universums
Höhere Baryondichte gibt weniger D, da Fusion von D in He effektiver wird, d.h. mehr He, weniger D.
Daher D sehr steile Funktion von der Baryondichte oder was sehr oft angegeben wird Elementhäufigkeit als Funktion von :
=
B/
, da dieses Verhältnisunabhängig vom Skalenfaktor und damit von der Vakuumdichte ist.
Die Photondichte ist sehr genau bekannt aus der CMB.
Problem bei der Messung der Deuteriumhäufigkeit:
D wird auch in Sternen durch Fusion zerstört!
Daher Messung als Funktion der Zeit (oder Rotverschiebung) D-Absorptionslinien aus Lyman-alpha-Forest
Lyman- Wasserstoff linien
D in Lyman- Wald
Entstehung der 3K Kosmischen Hintergrundstrahlung Cosmic Microwave Background (CMB))
Nach Rekombination ‘FREE STREAMING’ der Photonen
Last Scattering Surface (LSS)
Das elektromagnetische Spektrum
The whole shebang The whole shebang
Zum Mitnehmen
Temperaturentwicklung im frühen Universum:
T = (3c
2/8aG)
1/41/t = 1,5 10
10K (1s/t) = 1,3 MeV (1s/t) i
Nach der Rekombination der Protonen und Elektronen zu neutralem Wasserstoff wird das Universum transparent für Photonen und absolut dunkel bis nach 200 Myr Sterne entstehen. Dazwischen „dark ages“.
Die nach der Rekombination frei entweichende Photonen sind heute noch beobachtbar als kosmische Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von 2.7 K
Es gilt: T 1/S für Strahlung und relativ. Materie (E>10mc2) 1/S
1+z (gilt immer)
T 1/ t (wenn Strahlung und relat. Materie dominiert, gilt nicht heute, denn zusätzlich Vakuumenergie)
Pfeiler der Urknalltheorie:
1) Hubble Expansion 2) CMB
3) Kernsynthese
1) beweist dass es einen Urknall gab und 2,3) beweisen, dass Univ. am Anfang heiß war!