Der Urknall und seine Teilchen Die Temperaturentwicklung des Universums Marianne Ludwig 01.12.2006.
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Der Urknall und seine Teilchen
Die Temperaturentwicklung des Universums
Marianne Ludwig
01.12.2006
Marianne Ludwig - 1.12.2006
Gliederung
1. Einführung1.1 Der Skalenfaktor
2. Temperaturentwicklung 2.1. em. Strahlung/ schwarzer Körper
2.2. adiabatische Expansion2.3. Freeze Out2.4. Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums3.1. Planck-Ära
3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Marianne Ludwig - 1.12.2006
1. Einführung1.1. Der Skalenfaktor
1. Der Urknall
1.1 Der Skalenfaktor
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
Da Radius des Universums unbekannt (benötigt für Überlegungen in der Kosmologie), wird kosmischer Skalenfaktor S(t) eingeführt
Es gilt:
3/200
0
00
)()(
ktS
HS
S
S
tS
r
tr
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.1.em. Strahlung/ schwarzer Körper
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Am Anfang hoher Druck, hohe Energiedichte, hohe Temperatur in kleinem Raumvolumen
Strahlungsdominierte Ära
Keine Atombildung
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.1.em. Strahlung/ schwarzer Körper
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Gleichverteilung der Energie zwischen Photonen und e-, p, n
thermisches Gleichgewicht
Photonen stellen schwarzen Körper dar
Peak des Energiespektrums bei
Anzahl der Photonen nur von Temperatur abhängig
T10106
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Ein adiabatisch expandierendes System hat das Volumen V=4/3S³ (S-Skalenfaktor) und die Energie E= V
sd. Ära: Universum expandiert adiabatisch (ideale Flüssigkeit aus Elementarteilchen & Photonen)
md. Ära: für große Maßstäbe adiabatische Expansion
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/ schwarzer Körper
2.2 adiabatische Expansion 2.3 Freeze Out 2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
2.2.1. Energiedichten: Im Vakuum ist die Energiedichte des
Photons:
Die Energiedichte der Materie ist:
Heutige Materiedichte nicht bekannt (wg.
Dunkler Materie) Verhältnis kann abgeschätzt werden Wenn Übergang von
Strahlungs- zu Materiedominanz Für die Temp. der Strahlung gilt:
4 SV
hc
V
hr
3²² S
V
Mccm
1 Sm
r
mr
1 STr
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
2.2.2 relativistische Teilchen: rel. Teilchen in der Strahlungsära
haben Energie:
Mit p=1/3 und dE=-pdV folgt:
2242 cPcmE
4
3
3
3
4
S
S
dSd
r
r
r
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2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/ schwarzer Körper
2.2 adiabatische Expansion 2.3 Freeze Out 2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
2.2.3 Nichtrelativistische Teilchen:
Ruheterm kann nicht vernachlässigt werden.
n Teilchen der Temperatur T erzeugen den Druck p=nkT
Die Zustandsgleichung liefert p=2/3_kin.
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Mit der Ruhemasse folgt:
2
3
3
2
2
3
2
3
ST
S
dS
T
dT
nkTnmc
m
m
m
mm
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.2 adiabatische Expansion
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Die Temperaturabhängigkeit von nichtrel. Materie zeigt eine andere Abhängigkeit vom Skalenfaktor als Temp. der Strahlung
Materie kühlt bei Expansion schneller ab als Strahlung
Kalte Materie und heiße Strahlung niemals im thermischen Gleichgewicht
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.3 Freeze Out
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
2.3.1 Freiheitsgrad g:
Anzahl Spinzustände
=2 für Teilchen mit Antipartner
=1 sonst
=7/8 für Fermionen
=1 für Bosonen:
:
:
Pauli
anti
spin
Pauliantispin
n
n
n
nnng
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.3 Freeze Out
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
2.3.2 Die Entkopplung:
Arten der existierenden Teilchen durch mittlere Reaktionsrate und durch Expansionsrate H bestimmt
Für < H: keine WW
Bedingung für thermisches Gleichgewicht:
1H
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.3 Freeze Out
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Anzahldichte der Neutrinos T³
und Wirkungsquerschnitt
Reaktionsrate H
Es gibt Temperatur, die klein genug
ist, so dass /H < 1 Die Neutrinos entkoppeln von allen
WWen und expandieren frei Freeze Out
5T2T
3THsww
2T
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.4 Zeitabhängigkeit
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Totale Anzahldichte:
und ist der dazugehörige Freiheitsgrad
Allgemein: ursprüngliches Plasma:
Mischung aus rel. und nichtr. Teilchen eff. Freiheitsgrad der Mischung:
i: Bosonen
j: Fermionen
Strahlungsenergiedichte des Plasmas:
4
2
1Tag sii
ig
4
T
Tggg j
jj
iieff
4
2
1Tag Seffr
Marianne Ludwig - 1.12.2006
2. Temperaturentwicklung2.4 Zeitabhängigkeit
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
2.1.em.Strahlung/
schwarzer Körper
2.2 adiabatische
Expansion
2.3 Freeze Out
2.4 Zeitabhängigkeit
3. Phasen des Universums
Während Strahlungsära:
und Hubble-Parameter:
Aus Friedmanngleichung erhält man:
und
ttS )(
tS
SH
2
1
tT
KTgTgc
Ga
t
G
t
G
S
S
effeffS
1
]/[1007,33
161
3
8
2
1
3
8
222122
2/1
2/1
2cr
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.1. Planck- Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Ausdehnung ist unendlich klein
Druck, Dichte, Temperatur unendlich groß
Alle vier Naturkräfte in einer Urkraft vereint
Energie und Materie zur Unkenntlichkeit verzerrt
Zeit und Raum kein Kontinuum
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.2. GUT- Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und
Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
T = 10^32 K
Gravitation spaltet sich von Urkraft ab, X-Kraft besteht aus den drei übrigen Kräften
X-Kraft- Übertrag durch superschwere X- und Y- Bosonen
Leptoquarks existieren (von jeder Sorte 3 Teilchen + Antiteilchen)
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.3. Inflation
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
T= 10^27K
Elektroschwache und starke WW spalten sich von X-Kraft ab (Symmetriebrechung)
Universum expandiert um 10^30- fache
Materie und Strahlung wandeln sich gegenseitig um
Therm. Gleichgewicht zwischen Energie und Teilchen
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.4. Baryogenese
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
T=10^27K
Schwere Bosonen und Antibosonen zerfallen in Quarks und Leptonen (+ Antiteilchen)
Asymmetrie beim Bosonenzerfall
Es gibt gleich viel Materie wie Antimaterie
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.5. Quark- und Hadronen -Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
T=10^25K
X- und Y- Bosonen werden weniger
Elektroschwache WW em Kraft und schwache WW
vier Grundkräfte
T=10^13 K
Hadronen entstehen und zerfallen in p, n und deren Antiteilchen
Viele Neutrinos entstehen
Bruchteil an Materie bleibt übirg
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.6. Leptonen- Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Beginn:
T=10^12K, =10^13g/cm³
Viele Neutrinos aus p- n- Zerfällen
Neutrinos entkoppeln kaum noch WW mit Materie
Leptogenese
Bis auf 10^-9 verschwinden alle n und p (Rest: Materie des Kosmos)
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.6. Leptonen- Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Ende:
T=10^10K
Neutrinos endgültig entkoppelt
Neutrinos und Materie im therm. Gleichgewicht
Strahlungsdominanz von 10^10
Annihilation von e+ und e- beginnt
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.7. Nukleosynthese
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und
Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
T= 10^9K
Erste Atomkerne aus p und n entstehen Deuterium (p + n = D + )
Entstehung von Lithium und Beryllium
Beryllium zerfällt mit e- zu Lithium
Fast alle Neutronen werden in ^4He –Kernen gebunden
Freie Neutronen haben Halbwertszeit von 15min
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.7. Nukleosynthese
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Verteilung der Atomkerne:
~ 75% Protonen ( H- Kerne)
~ 25% Helium (^4 He)
~ 0,001% Deuterium
Spuren von Lithium
Materie als Plasma
Dauer: 30min
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.8. Strahlungs- /Materie-Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
em. Strahlung bisher Hauptteil an Energiedichte
Energiedichte nimmt ab
Photonen- und Teilchendichten nehmen ab
Materiedichte nimmt langsamer ab
Strahlungsdominanz durch Materiedominanz abgelöst
Marianne Ludwig - 1.12.2006
3. Phasen des Universums3.8. Strahlungs- /Materie-Ära
1. Der Urknall
2.Temperaturentwicklung
3. Phasen des Universums
3.1.Planck- Ära 3.2.GUT-Ära 3.3.Inflation 3.4.Baryogenese 3.5.Quark- und Hadronenära 3.6.Leptonen-Ära 3.7.Nukleosynthese 3.8.Strahlungs-/Matrieära
Strahlung entkoppelt:
T=3000K
Atome fangen freie e- ein
neutrale Atome (Rekombination)
Universum wird durchsichtig
Strahlung entkoppelt
Strukturen frieren aus
Rotverschiebung der Photonen
Marianne Ludwig - 1.12.2006
Literaturangaben:
Matts Roos: An Introduction to Cosmology
Skript: Einführung in die Kosmologie (W. de Boer)
+ Folien aus Vorlesung
http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~deboer
Geomer: Einführung in die Kosmologie,
Spektrum Lehrbuch