Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Temperaturentwicklung des Universums Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“ im SS 2005.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Die Temperaturentwicklung des Universums Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“ im SS 2005."—  Präsentation transkript:

1 Die Temperaturentwicklung des Universums Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“ im SS 2005

2 Marcus Käpplein2 Gliederung 1.Motivation 2.Säulen des Big-Bang-Modells 3.Herleitung der Temperaturentwicklung 4.Phasen des Universums 5.Zusammenfassung

3 Marcus Käpplein3 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

4 Marcus Käpplein4 2.Säulen des Big-Bang-Modells Hubble-Expansion  Rotverschiebung

5 Marcus Käpplein5 Expansion des Raumes  Rotverschiebung Hubble-Expansion Ausdehnung des Raumes: beobachtete Rotverschiebung z  Expansion des Universums um den Faktor (1+z)

6 Marcus Käpplein6 2.Säulen des Big-Bang-Modells Hubble-Expansion  Rotverschiebung Kosmische Hintergrundstrahlung

7 Marcus Käpplein7 Kosmische 3K-Hintergrundstrahlung „Das Nachleuchten des Urknalls“: –Fast ideales Schwarzkörperspektrum –Temperatur von T = 2,73 K –Fast vollständig isotrop

8 Marcus Käpplein8 Auflösung: 0-4 K (blau-rot) Auflösung: K (blau-rot) Auflösung: rot K wärmer als blau

9 Marcus Käpplein9 2.Säulen des Big-Bang-Modells Hubble-Expansion  Rotverschiebung Kosmische Hintergrundstrahlung Altersverteilung der Sterne

10 Marcus Käpplein10 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

11 Marcus Käpplein11 2.Säulen des Big-Bang-Modells Hubble-Expansion  Rotverschiebung Kosmische Hintergrundstrahlung Altersverteilung der Sterne Häufigkeit der Elemente

12 Marcus Käpplein12 Häufigkeit der Elemente Die Verteilung der Elemente im Kosmos stimmen sehr gut mit den theoretischen Voraussagen des Standard-Big-Bang-Modells überein.

13 Marcus Käpplein13 Universum dehnt sich aus  Universum entstand in einer Singularität  Hohe Dichte  Hohe Temperatur 3.Temperaturentwicklung

14 Marcus Käpplein14 Plancksches Strahlungsgesetz: 3.Temperaturentwicklung Das Universum ist ein schwarzer Körper

15 Marcus Käpplein15 3.Temperaturentwicklung Nach Stefan-Boltzmann-Gesetz gilt: im Einstein-deSitter-Universum:

16 Marcus Käpplein16 4.Phasen des Universums Planck-Ära

17 Marcus Käpplein17 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< s) verliert die Zeit ihre Eigenschaft als Kontinuum –Unterhalb der Plancklänge (d< m) verliert der Raum seine Eigenschaft als Kontinuum

18 Marcus Käpplein18 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

19 Marcus Käpplein19 4.Phasen des Universums GUT-Ära Planck-Ära

20 Marcus Käpplein20 GUT-Ära –Nach s war der Kosmos K heiß –Universum war m (Plancklänge) groß –Dichte von g/cm³ –Zur Planckzeit ( 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

21 Marcus Käpplein21 4.Phasen des Universums Inflation GUT-Ära Planck-Ära

22 Marcus Käpplein22 Inflation – s nach dem Urknall hatte das Universum eine Temperatur von T = K –Die bekannten WW spalten sich von der X-Kraft ab –Symmetriebrechung durch verzögerte Abspaltung (Unterkühlung) –Universum expandiert zwischen s und s nach dem Urknall um das fache

23 Marcus Käpplein23 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

24 Marcus Käpplein24 Horizontproblem

25 Marcus Käpplein25 4.Phasen des Universums Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

26 Marcus Käpplein26 Baryogenese –Nach s bei 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

27 Marcus Käpplein27 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

28 Marcus Käpplein28 4.Phasen des Universums Quark-Ära Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

29 Marcus Käpplein29 Quark-Ära –Universum hatte nach s eine Temperatur von T = K –Die X- und Y-Bosonen sterben aus –Leptonen, Quarks und Antiquarks bilden sich –Quark-Gluonen-Plasma aus freien Teilchen –Nach s und bei K spaltet sich Elektroschwache Kraft in die Schwache WW und die el.-magn. Kraft auf  vier Grundkräfte

30 Marcus Käpplein30 4.Phasen des Universums Hadronen-Ära Quark-Ära Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

31 Marcus Käpplein31 Hadronen-Ära –Universum hatte nach s noch 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

32 Marcus Käpplein32 4.Phasen des Universums Leptonen-Ära Hadronen-Ära Quark-Ära Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

33 Marcus Käpplein33 Leptonen-Ära Beginn: –Nach s war es K heiß, die Dichte betrug g/cm³ –Ständig verwandeln sich Protonen in Neutronen und umgekehrt  viele Neutrinos entstehen –Neutrinos wechselwirken kaum noch mit Materie  Neutrinos entkoppeln –Annihilation hält an

34 Marcus Käpplein34 Leptonen-Ära Beginn: –Temperatur reicht nur um Leptonen-Paare (e -, e + ) zu bilden –Leptonen übernehmen die Dominanz  Leptogenese –Bis auf verschwinden alle n und p –Rest bildet die Materie unseres Kosmos –6 Protonen auf 1 Neutron  Helium-Anteil im Kosmos

35 Marcus Käpplein35 Leptonen-Ära Ende: –Das Universum nach 1 s auf K abgekühlt –Neutrinos sind nun endgültig von der Materie entkoppelt  Neutrinos und Materie nicht im thermischen Gleichgewicht –Paarvernichtung der Protonen und Neutronen abgeschlossen

36 Marcus Käpplein36 Leptonen-Ära Ende: –Annihilation der e - und e + beginnt  bis Bruchteil von an Materie übrig bleibt –Die Bildung der Bausteine unserer Welt ist abgeschlossen –Die Strahlung überwiegt Materie um den Faktor 10 10

37 Marcus Käpplein37 4.Phasen des Universums Nukleosynthese Leptonen-Ära Hadronen-Ära Quark-Ära Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

38 Marcus Käpplein38 Primordiale Nukleosynthese –Nach 10 s war das Universum 10 9 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

39 Marcus Käpplein39 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

40 Marcus Käpplein40 Primordiale Nukleosynthese Anzahl der Protonen und Neutronen unterliegen der Boltzmann-Verteilung: Für T = 10 9 K gilt: Die gemessenen 23% Heliumanteil sind evident

41 Marcus Käpplein41 Primordiale Nukleosynthese 4.Fast alle Neutronen werden in 4 He-Kernen gebunden 5.Teil des Helium kann mit Tritium zu Lithium und mit ³He zu Beryllium reagieren: 4 He + ³H  7 Li + γ 4 He + ³He  7 Be + γ 6.Beryllium zerfällt durch Elektroneneinfang zu Lithium 7 Be + e -  7 Li + γ

42 Marcus Käpplein42 Primordiale Nukleosynthese 7.Heliumkerne fusionieren zu Kohlenstoffkernen 3 4 He  12 C Dichte zu gering, dass Helium zu Kohlenstoff fusioniert

43 Marcus Käpplein43 Primordiale Nukleosynthese –Nach 30 Minuten ist Nukleosynthese beendet –Es entstanden die ersten Atomkerne, davon waren 75 % Protonen (H-Kerne) 25 % Helium-Kerne ( 4 He) 0,001 % Deuterium-Kerne Spuren von Lithium-Kernen –Die Materie liegt aufgrund der hohen Temperatur als Plasma vor

44 Marcus Käpplein44 4.Phasen des Universums Ende Strahlungs-Ära – Beginn Materie-Ära Nukleosynthese Leptonen-Ära Hadronen-Ära Quark-Ära Baryogenese Inflation GUT-Ära Planck-Ära

45 Marcus Käpplein45 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)  Jahre nach dem Urknall überflügelt die Materie die Strahlung hinsichtlich ihres Beitrags zur Gesamtenergie –Strahlungs-Ära endet  Materie-Ära beginnt

46 Marcus Käpplein46 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

47 Marcus Käpplein47 Entkopplung der Strahlung –Nach Jahren ist das Universum noch 3000 K heiß –Temperatur reicht nicht mehr zur Ionisation der Kerne aus –Atomkerne können die zuvor freien Elektronen einfangen

48 Marcus Käpplein48 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

49 Marcus Käpplein49 Entkopplung der Strahlung

50 Marcus Käpplein50 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

51 Marcus Käpplein51 5.Zusammenfassung ZeitTemperaturPhase „0“ s ∞ Planck-Ära s10 32 KGUT-Ära s10 27 KInflation s10 27 KBaryogenese s10 25 KQuark-Ära s10 13 KHadronen-Ära s10 12 KLeptonen-Ära 10 s10 9 KNukleosynthese a10 5 KEnde Strahlungs- Beginn Materie-Ära a3000 KEntkopplung der Strahlung


Herunterladen ppt "Die Temperaturentwicklung des Universums Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“ im SS 2005."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen