Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

23.1.2009 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 1 Vorlesung 11: Roter Faden: 1.Horizontproblem 2. Flachheitsproblem 3. Inflation.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "23.1.2009 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 1 Vorlesung 11: Roter Faden: 1.Horizontproblem 2. Flachheitsproblem 3. Inflation."—  Präsentation transkript:

1 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 1 Vorlesung 11: Roter Faden: 1.Horizontproblem 2. Flachheitsproblem 3. Inflation

2 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 2 Horizontproblem Problem: A und B haben gleiche Temperatur. Photonen aus A yr unterwegs. Photonen aus B yr unterwegs, aber in entgegengesetzte Ri. Wie können A und B die gleiche Temp. haben, wenn das Univ. nur yr alt ist? Problem noch viel schlimmer, wenn man Anzahl der nicht kausal zusammen- hängenden Gebiete zum Zeitpunkt der Entkoppelung betrachtet!

3 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 3 Horizontproblem Wenn wir 3K-Strahlung über 4 Raumwinkel betrachten, sehen wir kausal nicht zusammenhangende Gebiete, d.h. Gebiete die nie Energie austauschen konnten. Warum exakt die gleiche Temperatur? Dies nennt man Horizontproblem, weil die Horizonte der CMB viel kleiner sind als der 4 Raumwinkel, die wir beobachten. Lösung: durch Inflation wurde der Horizont damals drastisch vergrößert.

4 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 4 Wie stark muss Inflation sein? Wie groß ist Universum zum Zeitpunkt t GUT ? Zum Zeitpunkt t GUT s war das Univ. ca. 3 cm groß! (S GUT /S 0 = T 0 /T GUT 2.7/10 28 mit S 0 3ct cm) Energieaustausch max. mit Lichtgeschwindigkeit, d.h. bis zu einem Abstand von ct = cm! Daher muss Inflation einen Schub im Skalenfaktor von mindestens erzeugt haben, oder S = e t/ > oder t > s für = s, d.h. Inflation nur zwischen und s und H=1/ > s -1

5 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 5 Durch Inflation wird Horizont (=sichtbare Universum=ct=c/H=Hubble Radius) klein gegenüber expandierte Raum-Zeit. D.h. Regionen mit kausalem Kontakt vor Inflation nicht mehr im kausalen Kontakt (leave horizon), aber haben gleiche Temp. Sehr viel später wieder in kausalem Kontakt (reentering horizon). Inflation und Horizont

6 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 6 Universum mit und ohne Inflation Während Inflation dehnt sich Universum mit Geschwindigkeit v > c aus. Dies ist nicht im Wiederspruch zur Relativ. Theorie, die sich nur auf Gebiete im kausalen Kontakt bezieht. Teile des Univ. nach Inflation ohne kausalen Kontakt! Gebiete mit kausalem Kontakt wachsen mit der Zeit.

7 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 7

8 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 8 Flachheitsproblem (S/S) 2 = 8 G/3 ( Str + m + - k/S 2 ) mit = / 8 G Mit crit = 3H 2 / 8 G, t = Str + m + und t = t / crit folgt: k/H 2 S 2 = t -1 kt 2/3, da H 1/t und S t 2/3. Da experimentell t 1 und t s muss gelten: k Heutige Universum SEHR FLACH.

9 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 9 Lösung für Flachheitsproblem: wieder Inflation Oder S(t) e t/ mit Zeitkonstante = 1 /H Alter des Univ., d.h.beschleunigte Expansion durch Vakuumenergie jetzt sehr langsam, aber zum Alter t GUT s sehr schnell! H=1/t damals KONSTANT und s -1. Horizont= Bereich im kausalen Kontakt =ct = c/H wurde durch Inflation um Faktor vergrößert und Krümmungsterm -1 1/S 2 um verringert.

10 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 10 Was ist Inflation? Inflation könnte entstehen durch Vakuumenergie mit konstanter Dichte, wie z.B. durch spontane Symmetrie Brechung (SSB) entsteht. Dies erzeugt abstoßende Gravitation mit exponentiellem Anwachsen des Skalenfaktors.

11 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 11 Was ist spontane Symmetriebrechung? Higgsfeld: = 0 e i Wenn Phasen willkürig, dann Mittelwert (Vakuumerwartungswert) =0 (engl.: v.e.v = vacuum expectation value) Wenn Phasen ausgerichtet, v.e.v 0! Spontan bedeutet wenn Ordnungsparameter eine Grenze unterschreitet, wie z.B. Sprungtemperatur bei der Supraleitung oder Gefriertemp. von Wasser.

12 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 12 Symmetriebrechungen

13 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 13 Warum Vakuum so leer? Was ist das Vakuumenergie? Vakuumfluktuationen machen sich bemerkbar durch: 1)Lamb shift 2)Casimir Effekt 3)Laufende Kopplungs- konstanten 4)Abstoßende Gravitation Berechnung der Vakuumenergiedichte aus Higgs-Feldern GeV/cm 3 im Standard Modell GeV/cm 3 in Supersymmetrie Gemessene Energiedichte ( =0.7)->10 -5 GeV/cm 3 h h h

14 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 14 Inflation bei konstantem 0 Oder S(t) e t/ mit Zeitkonstante = 1 /H Alter des Univ., d.h.beschleunigte Expansion durch Vakuumenergie jetzt sehr langsam, aber zum Alter t GUT s sehr schnell! H=1/t damals KONSTANT und s -1. Horizont= Bereich im kausalen Kontakt =ct = c/H wurde durch Inflation um Faktor vergrößert und Krümmungsterm -1 1/S 2 um verringert.

15 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 15 Abstoßende Gravitation wenn konstant

16 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 16 Exponentielle Zunahme Sissa Ben Dahir erfand in Indien das Schachspiel Der König möchte ihn belohnen und bat ihn einen Wunsch zu äussern. Er wünschte sich ein Korn Reis für das erste Feld des Schachbretts, 2 für das zweite, 4 für das dritte, usw. Der König hatte wohl nie Exponentialfkt. studiert und willigte ein. Er war bald zahlungsunfähig und beging Selbstmord.

17 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 17 Inflationspotential Wie entsteht Inflation? Wenn Vakuumenergie überwiegt. Vakuumenergie entsteht durch spontane Symmetriebrechung, Beispiele für Symmetriebrechungen: Übergang von nicht Supraleitung zur Supraleitung, Gefrieren von Wasser Ferromagnetismus Higgsmechanismus Typische Potentialänderungen: V vorher V nachher Dichte der Cooperpaare Dichte der Eiskristalle Magnetisation Higgsfeld Damit Infl. genügend lange dauert, muss Potential des Phasenübergangs sehr flach sein. Bewegungsgl. eines skalaren Higgsfeldes identisch mit einer Kugel, die Potential herunterrollt (folgt aus Euler-Lagrange Gl. einer relat. Quantenfeldtheorie). Länge des Potentials bestimmt Länge der Infl. Tiefe des Potentials bestimmt freiwerdende Energie.

18 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 18 Aus Weidker, Wendker: Astronomie und Astrophysik Spontane SSB im frühen Universum bei der GUT Skale

19 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 19 possible evolution of the universe

20 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 20 Gauge Coupling Unification in SUSY

21 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 21 possible evolution of the universe

22 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 22 Running Coupling Constants

23 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 23 Warum Quarks nicht als freie Teilchen existieren Elektrische Kraft Dichte der elektrischen Feldlinien 1/r 2 Photonen ungeladen keine Selbstkopplung Starke Kraft Dichte der Farbfeldlinien 1/r 2 +r durch Gluonselbstkopplung (Gluonen bilden Strings) Teilchen bilden sich entlang strings, wenn es energetisch günstiger ist, potentielle Energie in Masse umzuwandeln Jets von Teilchen entlang ursprüngliche Quark-Richtung E=mc 2

24 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 24 Running of Strong Coupling Constant

25 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 25 Beim Gefrieren auch flaches Potential, denn bei Unterkühlung (Potentialtopf im Zentrum) passiert zuerst gar nichts. Wenn zwei Moleküle sich ausrichten, nimmt Energie nur wenig ab. Nur wenn Gefrieren irgendwo anfängt, folgt Ausrichtung anderer Moleküle und der Phasenübergang vom falschen zum wahren Vakuum findet in einem größeren Volumen statt. Erstarrungswärme gegeben durch Tiefe des Potentials und proportional zum Volumen des Phasenübergangs. Vergleich mit Phasenübergängen im Wasser Vorsicht: flaches Potential heisst geringe Wechselwirkung zwischen Higgsteilchen. Higgsteilchen des SM haben Quantenzahlen der schwachen WW, die schon zu stark ist. Brauche weiteres Higgsteilchen, dass keine QZ des SM hat (Inflaton). In GUT sowieso viele Higgsteilchen vorhergesagt. Wahres Vakuum entspricht niedrigste Energiezustand Falsches Vakuum entspricht unterkühlter Zustand im Zentrum Aus: Alan Guth, The inflationary Universe

26 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 26 Energieerhaltung aus Friedmann Gl. (1) (2)

27 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 27 p<0 p=0 The ultimate free lunch Bubbles des echten Vakuums expandieren und füllen den Raum, während das falsche Vakuum mit negativer Druck zerfällt. Bei der Expansion wird die Energie des falschen Vakuums umgewandelt in Masse und kinetische Energie. Hierbei entsteht die ganze Masse des Universums ohne Energiezufuhr, da Gesamtenergie erhalten. Free Lunch! Vakuumenergiedichte u = c 2 = E 4 / (ħc 3 ) J/m 3 für E GeV, Diese Energie reicht um die gesamte Materiedichte des Univ, (u.a. >10 78 Baryonen) zu erklären. Note: für diese Dichte ist die Hubble Konstante (8 G /3 ) = s -1, wie vorher.

28 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 28 Mögliches Higgsfeldpotential für Inflation Aus: Alan Guth, The inflationary Universe The inflaton field can be represented as a ball rolling down a hill. During inflation, the energy density is approximately constant, driving the tremendous expansion of the universe. When the ball starts to oscillate around the bottom of the hill, inflation ends and the inflaton energy decays into particles. In certain cases, the coherent oscillations of the inflaton could generate a resonant production of particles which soon thermalize, reheating the universe. É=mc 2 Es entstehen viele Teilchen mit hohen Energien, d.h. hohen Temp.

29 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 29 Monopolproblem Bei Ausrichtung der Higgsfelder entstehen an Randgebieten topologische Defekte mit sehr hohen Energiedichten (wie Domänränder des Ferromagnetismus). E Defekt E GUT GeV. Punktdefekte haben Eigenschaften eines magnetischen Monopols. Liniendefekte sind Strings, Flächendefekte sind Branes. Da Monopole nicht beobachtet sind, müssen sie durch Inflation genügend verdünnt sein. Bubbles des waren Vakuums müssen > sichtbare Universum sein, daher keine Domänwände in unserem Univ. und keine magnetische Monopole! Ok, für Faktor Inflation.

30 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 30 Inflationspotentiale

31 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 31 Viele Universen? Hohe lokale Dichten an den Grenzen der Domänen und Druck- Unterschiede können Gebiete trennen in unterschiedlichen Universen. p >0 p <0

32 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 32 Lindes self-reproducing universe

33 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 33 Quantenfluktuationen Wenn slow roll Bedingungen erfüllt, dann d /dt konstant und die Expansion verläuft gleich in allen Richtungen. Dies ergibt Dichtefluktuationen wie white noise Inflation: Quantenfluktuationen erzeugen skaleninv. Dichtefluktuationen für flaches Potential! Aus: Alan Guth, The inflationary Universe t Infl x

34 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 34 Skaleninvarianz der Dichtefluktuationen Wenn alle Wellenlängen gleiche Amplituden (oder Leistung/Power) haben, dann spricht man von Skaleninvarianz (equal power on all scales)

35 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 35 Die Entdeckung der akustischen Peaks nennt man wohl die zweite Revolution in der Kosmologie. Die erste war die Entdeckung der Skaleninvarianz der Anisotropien der CMB durch den COBE Satelliten, der gemessen hat das die Temperaturschwankungen der CMB unter großen Winkeln überall gleich sind! Dies war der erste experimentelle Hinweis auf eine Inflation im frühen Univ.! Inflation vorher postuliert von Alan Guth in 1982 um Monopol-Problem zu lösen. Inflation löste gleichzeitig Flachheitsproblem und Horizontproblem. Evidenz für Inflation aus der CMB Aus A. Guth, The inflationary Universe.

36 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 36 Zum Mitnehmen Inflation erklärt, warum CMB Temperatur in allen Richtungen gleich (Horizontproblem gelöst) CMB Temperaturfluktuationen skaleninvariant (d.h. Harrison-Zeldovich Spektrum mit power index n 1, P k) Universum absolut flach (Flachheitsproblem gelöst) Gesamtenergie des Universums gleich 0 (free lunch) Masse im Universum (aus Inflationsenergie) Symmetriebrechung erwartet bei der GUT Skale, die ca nach dem Urknall zur Inflation führt


Herunterladen ppt "23.1.2009 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 1 Vorlesung 11: Roter Faden: 1.Horizontproblem 2. Flachheitsproblem 3. Inflation."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen