Die Temperaturentwicklung des Universums

Präsentation zum Thema: "Die Temperaturentwicklung des Universums"—  Präsentation transkript:

1 Die Temperaturentwicklung des Universums
Hauptseminar: Der Urknall und seine Teilchen Die Temperaturentwicklung des Universums Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

2 Die Temperaturentwicklung des Universums
Einführung Grundlagen Temperaturabhängigkeiten Entwicklung des Universums Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

3 1 Einführung Überblick Motivation: Warum Temperaturentwicklung?
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

4 20.05.2011 Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums 04

5 Warum Temperaturentwicklung?
Temperatur lässt Rückschlüsse auf andere Größen zu: Energiedichte Größe des Universums Zeit → Abschnitt 3 Temperatur als Maß für Energie: E = kBT Wann enstanden Hadronen, Kerne, Atome? → Abschnitt 4 Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

6 2 Grundlagen Kosmologisches Prinzip Rotverschiebung durch Expansion
Skalenfaktor Friedmann-Gleichungen Schwarzkörperstrahlung Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

7 Das kosmologische Prinzip
Das Universum ist homogen und isotrop. Das Universum sieht von jedem Punkt und in jeder Richtung gleich aus. Gilt für große Dimensionen ( >100 Millionen Lj. = 1023m) Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

8 Rotverschiebung Spektrum entfernter Objekte ins Rote verschoben
Expansion zieht Wellenlänge auseinander (Wellenlänge ~ Expansion) Aus kosmologischem Prinzip folgt für beliebige Galaxien: v ~ d (Hubbelsches Gesetz) Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

9 Der Skalenfaktor Größe des Universums unbekannt → Einführung eines Skalenfaktors S(t) Definition: S(t0) = 1, t0 ≈ 13,7 Milliarden Jahre Hubbelsches Gesetz: Rotverschiebung: Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

10 Friedmann-Gleichungen
„Bewegungsgleichungen“ des Universums Herleitung durch Anwendung des kosmologischen Prinzips in den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie Friedmann-Gleichungen Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

11 Schwarzkörperstrahlung
Schwarzer Körper absorbiert e.m. Strahlung vollständig und emittiert thermische Strahlung Emissionsspektrum durch Plancksche Strahlungsformel beschrieben: Wiensches Verschiebungsgesetz: Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

12 3 Temperaturabhängigkeiten
Zusammenhang zwischen Temperatur, Energiedichte und Größe des Universums Strahlung Materie Zeitliche Temperaturentwicklung Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

13 Energiedichte der Strahlung
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

14 Strahlung und Skalenfaktor
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

15 Strahlung und Skalenfaktor: Beispiel
Wie groß war das Universum bei der Entkopplung der Strahlung? Das Universum ist heute ca. 1 Milliarde mal größer als bei der Entkopplung der Strahlung. Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

16 Materie und Skalenfaktor (1)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

17 Materie und Skalenfaktor (2)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

18 Energiedichte der Materie
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

19 Strahlungsdominierte Ära und materiedominierte Ära
Energiedichte der Strahlung nimmt schneller ab als Energiedichte der Materie Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

20 Zeitentwicklung bei Strahlungsdominanz (1)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

21 Zeitentwicklung bei Strahlungsdominanz (2)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

22 Zeitentwicklung bei Strahlungsdominanz (3)
Beispiel: Zu welchem Zeitpunkt entstehen Hadronen? Proportionalitätskonstante: 1 MeV Hadronenenergie: ca. 1 GeV → t = s Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

23 Zeitentwicklung bei Materiedominanz (1)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

24 Zeitentwicklung bei Materiedominanz (2)
Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

25 Zusammenfassung Strahlungs-Dominanz Materie-Dominanz Skalenfaktor
Energiedichte Zeit Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

26 4 Entwicklung des Universums
Übersicht über die Phasen des Universums Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

27 20.05.2011 Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums 27

28 Planck-Ära Unmittelbar nach dem Urknall
Physikalische Gesetzte versagen - Quantengravitation Begriffe von Raum und Zeit nicht definiert Nur eine Grundkraft (Supersymmetrie) Dichte: ca g/cm³ Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

29 GUT-Ära Abspaltung der Gravitation: 2 Grundkräfte
Teilchen: Leptoquarks X, Y Thermisches Gleichgewicht zwischen Strahlung und Teilchen Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

30 Inflation GUT-Kraft → starke + elektroschwache Kraft: 3 Grundkräfte
Ausdehnung um ca. Faktor 1030 Ausdehnung schneller als Lichtgeschwindigkeit Inflationstheorie löst einige Probleme Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

31 Baryogenese X und Y zerfallen in Quarks und Leptonen
Beispiel: Zerfälle von X Zerfälle nicht gleichwahrscheinlich → mehr Materie als Antimaterie Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

32 Quark-Ära X, Y alle zerfallen Quark-Gluonen-Plasma
Keine Kernbildung möglich Quarks und Leptonen werden ständig erzeugt und vernichtet Bei t = s und T = 1016 K: Trennung von elektromagnetischer und schwacher Kraft → 4 Grundkräfte Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

33 Hadronen-Ära Quarks setzen sich zu Hadronen zusammen
Ständige Erzeugung und Vernichtung Zunehmende Abkühlung: Schwere Hadronen zerfallen in Protonen und Neutronen Energie reicht nicht mehr zur Erzeugung → Vernichtung aller Hadronen, bis auf Materieüberschuss Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

34 Leptonen-Ära (1) Dichte: 1013 g/cm³
Größtenteils: e-, e+, Neutrinos, Photonen Häufige Stöße Annihilation und Erzeugung Neutrinos im Gleichgewicht mit anderen Teilchen Wenige Kernteilchen (1:109) Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

35 Leptonen-Ära (2) Auskopplung der Neutrinos (Dichte zu gering für Wechselwirkung) Neutronen zerfallen häufiger zu Protonen als umgekehrt → Verhältnis 1:6 e- und e+ vernichten sich schneller als sie erzeugt werden Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

36 Nukleosynthese e- und e+ verschwinden
Protonen und Neutronen fügen sich zu Kernen zusammen: Zunächst: → Gleichgewicht zwischen p, n, 2H Abnehmende Photonenenergie → 2H stabil Bildung von 3H, 3He, 4He, 7Li und 7Be Neutronen werden in 4He gebunden 7Be zerfällt durch Elektroneneinfang in 7Li Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

37 Nukleosynthese (Ende)
e- und e+ bis auf kleinen Materieüberschuss vernichtet Kerne: ca. 75% 1H (Protonen) knapp 25% 4He 0,001% 2H (Deuterium) Spuren von 7Li Schwerere Kerne erst später in Sternen Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

38 Ende der strahlungsdominierten Ära Beginn der materiedominierten Ära
Energiedichte der Strahlung gleich der Energiedichte der Materie: Ab jetzt dominiert die Materie Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

39 Rekombination Kerne und Elektronen bilden Atome
Photonen wechselwirken viel schwächer mit neutralen als mit geladenen Teilchen → kaum noch Stöße → Entkopplung der Strahlung Ab jetzt: Dunkles Zeitalter Nach ca. 250 Mio. Jahren: Materie bildet Sterne Photonen als Hintergrundstrahlung Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

40 Heute Hintergrundstrahlung aus Rekombinationsphase messbar (T = 2,7K)
→ Erkenntnisse über die Entwicklung des Universums Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

41 Zukunft (1) Expansion abhängig von Dichte des Universums
Genauer Werte der Dichte unbekannt 3 Möglichkeiten Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

42 Zukunft (2) Drei Möglichkeiten: Ω > 1: geschlossenes Universum
Ausdehnung immer langsamer, dann Kontraktion bis zum „big crunch“ T → ∞ Ω < 1: offenes Universum Ewige Ausdehnung T → 0 („Kältetod“) Ω = 1: kritisches Universum Ewige Ausdehnung, immer langsamer Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums

43 Danke für die Aufmerksamkeit
Ende Danke für die Aufmerksamkeit Alexander Bett: Die Temperaturentwicklung des Universums