Die Temperaturentwicklung des Universums

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1 Die Temperaturentwicklung des Universums
Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“ (WS 2007/2008) ZEITLICHE TEMPERATURENTWICKLUNG UND TEMPERATURENTWICKLUNG BEZOGEN AUF RÄUMLICHE EXPANSION Johannes Schwarz

2 Motivation Fragen: Wie schauen T(S) und T(t) aus?
Was geschah mit T(t) in den jeweiligen Phasen? Unterschiede zwischen strahlungs- & materiedomi-nierter Ära? T(S): Temp. bzgl. räumliche Expansion T(t): zeitliche Temp.entwicklung Strahlungsdominierte Ära Materiedominierte Ära

3 Gliederung Kosmologische Grundlagen Die strahlungsdominierte Ära
Die materiedominierte Ära Vergleich der beiden Ären Die Phasen des Universums

4 1. Kosmologische Grundlagen
Der kosmische Skalenfaktor S(t) „Hubble-Expansion“: Universum dehnt sich aus.  Abstände r(t) und Dichten ρ(t) sind zeitabhängig. t=t t=t2 Tatsächlicher Radius des Universums ist unbekannt.  Keine Bezugsgröße bzgl. Längen vorhanden. Einführung des kosmischen Skalenfaktors S(t): Hubble- Expansion Hubble-Expansion: Eine wichtige Säule des Big-Bang-Modells r(t) zeitabhängig => roh(t) zeitabhängig, da roh prop. 1/Volumen prop. 1/r(t)^3 Radius unbekannt => keine Bezugsgröße bzgl. Längen vorhanden => S(t) r0, ρ0 und S0 bezogen auf t=t0 (heute!) bzw.

5 1. Kosmologische Grundlagen
S(t) = Relative Expansion des Universums. Festgelegt: S(t0) = S0 = 1  bzw bzw. Aus folgt mit S(t):  Hubble-Parameter H(t): H(t) = Zeitliche Änderung des Skalenfaktors relativ zum Skalenfaktor selbst („Expansionsrate“). Aus folgt: S(t) ist dimensionslos

6 1. Kosmologische Grundlagen
Die Friedmann-Lemaître-Gleichungen ...beschreiben die Evolution und Dynamik des Universums und machen Voraussagen möglich über dessen Expansion oder Kontraktion.  Bewegungsgleichungen ...folgen durch Anwendung des „Kosmologischen Prinzips“ (Das Universum ist homogen und isotrop.) aus den Feldgleichungen der ART. Das Weltall ist homogen, d.h. es stellt sich einem Beobachter unabhängig von dem Punkt des Raumes, indem er sich befindet, immer gleich dar. Das Weltall ist isotrop, d.h. es stellt sich dem Beobachter unabhängig von der Beobachtungsrichtung im Raum immer gleich dar. => keine Vorzugsrichtung!!!! Sie sind Bewegungsgleichungen!!!!!!! Kosmologische Konstante beschreibt Gravitationskraft durch geom. Krümmung der Raum-Zeit LAMBDA: Vakuum Energie ρ: Dichte k: Krümmung p: Druck

7 Gliederung Kosmologische Grundlagen Die strahlungsdominierte Ära
Die materiedominierte Ära Vergleich der beiden Ären Die Phasen des Universums

8 2. „Strahlungsdominierte Ära“
„Hubble-Expansion“: Universum dehnt sich aus.  Universum entstand in einer Singularität. Zu Beginn: Zustand hoher Energiedichte, hoher Temperatur und hohen Drucks in sehr kleinem Raumvolumen. „Strahlungsdominierte Ära“. Keine Bildung von Atomen und Atomkernen möglich. Freie e-, p, n und γ kollidieren ständig mit v ≈ c.  Ständiger Austausch von Energie & Drehmoment.  Gleichmäßige Energieverteilung.  Thermisches Gleichgewicht zwischen Materie und γ.  γ stellen schwarzen Körper/Strahler dar. „Strahlungsdominierte Ära“: Energiedichte dominiert durch Strahlung. Keine Bildung von Atomen und Atomkernen möglich, allerdings freie e-, p und n vorhanden. Bsp. Fürs Kollidieren: Wechselwirkung: „Thomson-Streuung“ an freien Elektronen

9 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Eigenschaften eines schwarzen Körpers Absorbiert elektromagnetische Strahlung vollständig.  Keine Transmission und keine Reflexion. Ist ideale thermische Strahlungsquelle, die elektro-magnetische Strahlung mit einem charakteristischen, nur von der absoluten Temperatur T abhängigen Spektrum aussendet („thermische Emission“). Für diese emittierte sog. „Planck-Strahlung“ gilt: Das Plancksche Strahlungsgesetz Das Wiensche Verschiebungsgesetz Das Stefan-Boltzmann-Gesetz Ein Hohlraum, mit einer 'sehr kleinen' Öffnung, im Hohlraum befindet sich Strahlung im thermischen Gleichgewicht mit den Wänden des Körpers, welche die Strahlung laufend absorbieren und wieder aussenden. Durch das kleine Loch kann Strahlung ein- und auch austreten. Die Wände des Körpers werden auf konstanter Temperatur gehalten. Das Loch vorne muss deshalb 'sehr klein' sein, damit das thermische Gleichgewicht so wenig wie möglich gestört werden kann. Im Experiment ist das eine gute Näherung an den Idealfall.

10 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Das Plancksche Strahlungsgesetz Im Einheitsvolumen (V=1) und dem Frequenzintervall (ν, ν+dν) gilt für die Anzahl der Photonen nγ(ν)dν mit der Energie hν: Intensitätsverteilung: Plancksche Strahlungsgesetz beschreibt Strahlung eines schwarzen Körpers Wie kommt auf die Faktoren der Intensitätsverteilung????? [J s m-3] und [J m-3 μm-1] Plancksche Spektrum/Intensitätsverteilung: Nur von einer freien Größe abhängig: ABSOLUTE TEMPERATUR T Wie kommt man von den jeweiligen Formeln auf die anderen???????? Schaubild beschreiben: T wird größer => Max. des Spektrums verschiebt sich in Richtung kleinerer Wellenlängen

11 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Das Wiensche Verschiebungsgesetz Intensitätsmaximum Imax liegt bei νmax bzw. bei λmax: Es gelten: Das Stefan-Boltzmann-Gesetz Für die Anzahldichte Nγ der Photonen gilt: Für die Gesamtenergiedichte εγ der Strahlung gilt: Anzahldichte = Gesamtzahl der Photonen im Einheitsvolumen (V=1) Gesamtenergiedichte = Gesamtenergie der Photonen im Einheitsvolumen (V=1)  

12 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Adiabatische Expansion Universum während der strahlungsdominierten Ära als ideale Flüssigkeit aus Photonen und freien Elementarteilchen im thermischen Gleichgewicht  Universum expandiert adiabatisch Mitbewegtes Volumen:  Energie: Erster Hauptsatz der Thermodynamik:  freien e-, p und n dW=Volumenarbeit, warum Minus?????? dQ=0 da adiabatisch (also: kein Wärmeaustausch mit Umgebung) Epsilon: GESAMT-Energiedichte Roh: Energiedichte

13 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Temperaturentwicklung bzgl. der räumlichen Expansion Energiedichte eines Photons im Volumen V:  Nach Stefan-Boltzmann-Gesetz: Im Klartext: Bei einer Expansion einer Längeneinheit des Universums um den Faktor n während der strahlungsdominierten Ära fällt die Temperatur der Strahlung auf 1/n ab. Hubble- Expansion RÄUMLICHE Expansion Energiedichte herleitbar wegen adiabatischer Expansion

14 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Zeitliche Temperaturentwicklung aus folgt das Differential:  zeitliche Ableitung liefert: (I) erste Friedmann-Lemaître-Gleichung: für die strahlungsdominierte Ära gilt:  einsetzen ergibt: (II) Faktor a: siehe Stefan-Boltzmann-Gesetz

15 2. „Strahlungsdominierte Ära“
(I) in (II) ergibt lineare DGL 1. Ordnung bzgl. Tγ:  Lösung mittels Trennung der Veränderlichen: Im Klartext: Eine Sekunde nach dem Urknall ist die Temperatur der Strahlung von der Planck-Temperatur 1,417 · 1032 K auf 1,520 · 1010 K gefallen (bzw. von 1019 GeV auf 10-3 GeV) . Es gilt also:

16 2. „Strahlungsdominierte Ära“
Weitere wichtige Proportionalitäten Mit und folgt: T prop. t^(-1/2) gerade gezeigt Epsilon prop. T^4 = stefan-boltzmann-gesetz

17 Gliederung Kosmologische Grundlagen Die strahlungsdominierte Ära
Die materiedominierte Ära Vergleich der beiden Ären Die Phasen des Universums

18 3. „Materiedominierte Ära“
Adiabatische Expansion Für große Maßstäbe: homogenes Universum  Universum expandiert nahezu adiabatisch Mitbewegtes Volumen:  Energie: Erster Hauptsatz der Thermodynamik:  Materie-Teilchen besitzen Ruhemasse, daher Unterscheidung zwischen relativistischen und nicht-relativistischen Teilchen erforderlich Für große Maßstäbe erscheint das Universum homogen => Universum expandiert adiabatisch Rest analog zu strahlungsdominiertem Universum

19 3. „Materiedominierte Ära“
Relativistische Materie-Teilchen Verhalten im Grunde analog zu masselosen Teilchen (= Strahlung), da Ruhemasse vernachlässigbar klein Energie: Impuls gemäß Zustandsgleichung: Eingesetzt in den ersten Hauptsatz der Thermodynamik für eine adiabatische Expansion:   lineare DGL Lösung mittels Trennung der Veränderlichen:  analog zur Strahlung!

20 3. „Materiedominierte Ära“
Nicht-relativistische Materie-Teilchen a) Temperaturentwicklung bzgl. räumlicher Expansion Ruhemasse nicht mehr vernachlässigbar Energie: Impuls gemäß Zustandsgleichung: Die Bewegung von N Teilchen im Volumen V bei der Temperatur Tm verursacht folgenden Druck p (mit der Teilchendichte n = N/V): Also gilt für die Energiedichte εm = E/V: Ideales Gasgesetz

21 3. „Materiedominierte Ära“
Eingesetzt in den ersten Hauptsatz der Thermodynamik für eine adiabatische Expansion:  Näherung: Die Zahl der Teilchen N = n·V im Volumen V sei erhalten unabhängig von ihren verschieden-artigen Interaktionen.  Näherung und eingesetzt:   Näherung eingesetzt liefert Temp. bzgl. der räumlichen Expansion

22 3. „Materiedominierte Ära“
Energiedichte der Materie:  Bekannt: b) Zeitliche Temperaturentwicklung erste Friedmann-Lemaître-Gleichung: materiedominierte Ära: Hubble- Expansion b: Prop.konstante

23 3. „Materiedominierte Ära“
Einsetzen ergibt: Umformung liefert lineare DLG 1. Ordnung bzgl. S(t):  Lösung mittels Trennung der Veränderlichen:   Mit und folgt:

24 Gliederung Kosmologische Grundlagen Die strahlungsdominierte Ära
Die materiedominierte Ära Vergleich der beiden Ären Die Phasen des Universums

25 4. Vergleich Strahlung & relativist. Materie
Nicht-relativistische Materie Bei relativistischen Teilchen: Ruheenergie vernachlässigen Bei nicht-relativistischen Teilchen: Bewegungsenergie vernachlässigen V und λ vergrößern sich bei Expansion um S3 und S! Teilchenmasse ändert sich bei Expansion nicht!

26 4. Vergleich Strahlung & relativist. Materie
Nicht-relativistische Materie εγ fällt um Faktor S-1 schneller ab als εm Mit zunehmender Expansion des Universums gilt nach ca y: εγ = εm Davor: strahlungs-dominierte Ära Danach: materie-dominierte Ära Heute: εm unbekannt Strahlung verliert bei Expansion schneller Energie!!!!!!!!!!!!!!!! UNBEKANNT: Nur sichtbare Materie beobachtbar, aber keine andersartige, z.Bsp. DUNKLE MATERIE!!!!!!!!!

27 4. Vergleich Tm und Tγ unterscheiden sich um S-1.
Bei der Expansion des Universums kühlt nicht-relativistische Materie schneller ab als Strahlung!!! Kalte Materie und heiße Strahlung liegen bezüglich kosmischer Zeiträume NIEMALS im thermischen Gleichgewicht. Daher: Herleitung von Tm und Tγ getrennt erlaubt. Erinnerung: εγ aus Stefan-Boltzmann-Gesetz Strahlung & relativist. Materie Nicht-relativistische Materie Die Temperatur nicht-relativistischer Materie zeigt also eine andere Abhängigkeit vom Skalenfaktor als die Temperatur der Strahlung bzw. relativistischer Teilchen!!!!

28 4. Vergleich Strahlung & relativist. Materie
Nicht-relativistische Materie Voraussetzung: homogene Verteilung und Dominanz der jeweiligen Materie-form und getrennte Betrachtung Strahlungsdom. Ära: Expansion prop. t1/2 Materiedom. Ära: Expansion prop. t2/3 Klar: Also URKNALL!!!!!!

29 4. Vergleich Strahlung & relativist. Materie
Nicht-relativistische Materie In beiden Fällen nehmen die jeweiligen Energie-dichten quadratisch mit der Zeit ab trotz verschieden schneller Expansion. Klar: Die obigen Formeln gelten nur, wenn relativistische oder nichtrelativistische Materie getrennt voneinander betrachtet werden und jeweils die dominierende Materieform sind! Bis Jahre nach dem Urknall: Thomson-Streuung der Photonen v.a. an freien Elektronen (UNDURCHSICHTIGES UNIVERSUM) => mittlere freie Weglänge der Photonen klein Universum kühlt sich weiter ab: Rekombination zu Wasserstoff und Helium => weniger freie Elektronen => mittlere freie Weglänge der Photonen wächst Ca Jahre nach dem Urknall wird das Universum transparent für Licht (ENTKOPPLUNG der Photonen von der Materie)

30 Gliederung Kosmologische Grundlagen Die strahlungsdominierte Ära
Die materiedominierte Ära Vergleich der beiden Ären Die Phasen des Universums

31 5. Phasen des Universums t = 0 Planck-Ära T = ∞
TOE bzw. „Urkraft“ ??? Zustand der Singularität Ausdehnung unendlich klein Druck, Energiedichte und Temperatur unendlich groß „Urkraft“: Vier Naturkräfte Raum und Zeit kein Kontinuum Bekannte physikalische Gesetze versagen  Quantengravitation Materie und Energie bis zur Unkenntlichkeit verzerrt Bei t=0 ist das Universum in einer Singularität vereinigt Ausdehnung: lim(t->0)(S(t))=0 Alle anderen Grenzwerte (lim) Vor Planck-Zeit (t<10-43s) verliert die Zeit ihre Eigenschaft als Kontinuum Unterhalb der Plancklänge (d<10-35m) verliert der Raum seine Eigenschaft als Kontinuum Alle vier Naturkräfte sind in einer einzigen Urkraft vereint  Supersymmetrie

32 5. Phasen des Universums t = 10-43s (Planck-Zeit) GUT-Ära T = 1032K
(Planck-Temp.) E = 1019GeV (Planck-Energie) GUT & Gravitation γ, X, X, Y, Y, q, q, e, e, ν, ν, ... Zu Beginn: Gravitation spaltet sich von „Urkraft“ ab  Expansion GUT: Starke und elektroschwache Kraft ( SU(3) x SU(2) x U(1)) Superschwere X- und Y-Bosonen übertragen GUT-Kraft (d.h.: Leptoquarks existieren) Asymmetrie wegen Leptoquarks Größe: 10-35m (Planck-Länge) Dichte: 1094g/cm³ (Planck-Dichte) Antiteilchen Expansion des Universums durch freigesetzte Energie Leptoquarks: gebundene Zustände aus Leptonen und Quarks => Umwandlung von Leptonen in Quarks und umgekehrt erlaubt => X und Y sind Leptoquarks Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie (1 Milliardstel Überschuss an Materie)

33 5. Phasen des Universums t = 10-36s Inflation & Baryogenese T = 1027K
E = 1014GeV Gravitation, starke und elektro- schwache Kraft γ, X, X, Y, Y, q, q, e, e, ν, ν, g, ... Zu Beginn: Spontane Symmetrie-brechung  Starke Wechsel-wirkung spaltet sich von GUT ab Überlichtschnelle Expansion um das bis 1050-fache Materie und Strahlung wandeln sich ständig gegenseitig um Thermisches Gleichgewicht zwischen Materie und Photonen Inflation löst einige Probleme Spontane Symmetriebrechung: analog Phasenübergang Wasser -> Eis, d.h. Kristallisieren bei Abkühlung, Wasser ohne Vorzugsrichtung, Eiskristalle mit bestimmter zufälliger Vorzugsrichtung => Brechung der Kugelsymmetrie bei Wasser Expansion durch freiwerdende Energie Expansion: Proton => 10cm Bietet Lösung für Probleme wie: Horizontproblem, keine magn. Monopole, Entstehung von Strukturen wie Galaxien, Homogenität des Universums, Flachheitsproblem (geringe Krümmung des Raumes)

34 5. Phasen des Universums t = 10-36s Inflation & Baryogenese T = 1027K
E = 1014GeV Gravitation, starke und elektro- schwache Kraft γ, X, X, Y, Y, q, q, e, e, ν, ν, g, ... Superschwere X- und Y-Bosonen und deren Antiteilchen zerfallen in Leptonen und Quarks EXY ≈ 1015GeV/c² Asymmetrie bei diesen Bosonen-zerfällen, da Symmetriebrechung Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie (Baryogenese) + ANTITEILCHEN!!!!! X und Y zerfallen, da GUT nicht mehr vorhanden (X und Y sind ja Trägerteilchen der GUT-Kraft) Zerfall wahrscheinlicher als 2. Zerfall => Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie (1 Milliardstel) => daher: heute Materie vorhanden!!!!!! Zu den Zerfällen: Weder Leptonzahl noch Baryonenzahl erhalten, aber B-L ist erhalten Falls: Gleich viel Materie wie Antimaterie => heute keine Materie Symmetriebrechung: CP-Verletzung und thermisches Ungleichgewicht während Expansion

35 5. Phasen des Universums t = 10-33s Quarks-Ära T = 1025K
E = 1012GeV Gravitation, starke und elektro- schwache Kraft γ, q, q, e, e, ν, ν, g, ... X- und Y-Bosonen sterben jetzt endgültig aus (EXY ≈ 1015GeV/c²) Leptonen, Quarks und deren Antiteilchen bilden sich Quark-Antiquark-Gluonen-Plasma aus freien Teilchen Keine stabilen Hadronen Nach t = 10-12s und bei T = 1016K: elektroschwache Kraft spaltet sich auf in elektromagnetische und schwache Kraft  4 Naturkräfte Gluon: starke Wechselwirkung ist ja schon abgetrennt!!!!! Keine stabilen Hadronen, da E noch zu groß!!!!

36 5. Phasen des Universums t = 10-6s Hadronen-Ära T = 1013K
E = 1GeV 4 Natur- kräfte γ, q, q, e, e, ν, ν, Hadr., p, p, n, n Quarks vereinigen sich zu schweren Hadronen Quark-Antiquark-Gluonen-Plasma verschwindet Schwere Hadronen zerfallen bei fallender Temperatur/Energie in Neutronen und Protonen (1:5) und deren Antiteilchen Viele Neutrinos entstehen Zerfalls-Asymmetrie  Bruchteil (10-9) an Materie bleibt übrig Bzw. schwere Hadronen vernichten sich mit ihren Antiteilchen!!!!

37 5. Phasen des Universums t = 10-4s Leptonen-Ära: Beginn T = 1012K
E = 0,1GeV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, e, p, p, n, n, Z, W Dichte: 1013g/cm³ Viele Neutrinos, Elektronen und Positronen aus p-n-Reaktionen: Leptogenese Paarvernichtung der p und n Dichte zu gering  Neutrinos beginnen zu entkoppeln, d.h. wechselwirken kaum noch mit Materie Schwache p-n-Reaktionen Neutrinos ww. Schwach!!!! Leptogenese: Asymmetrie zwischen Leptonen und Antileptonen, also zwischen Materie und Antimaterie => Elektronen vernichten sich mit Positronen (ähnlich wie bei Hadronen) => Materie-Überschuss

38 5. Phasen des Universums Leptonen-Ära: Ende t = 1s T = 1010K E = 1MeV
4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, e, p, n, Z, W Paarvernichtung der p und n abgeschlossen, Paarvernichtung der e- mit den e+ beginnt p-n-Reaktionen „frieren aus“  n:p = 1:6 Neutrinos entkoppeln jetzt vollständig (νμ und ντ bei 3,5MeV und νe bei 2,3MeV)  Freeze-Out Strahlungsdominanz um 1010 größer gegenüber Materie Bausteine der Welt Neutrinos: Neutrinos und Materie nicht mehr im thermischen Gleichgewicht Strahlungsdominanz gegenüber Materie Bildung der Bausteine der Welt abgeschlossen

39 5. Phasen des Universums t = 1s Leptonen-Ära: Ende T = 1010K
E = 1MeV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, e, p, n, Z, W Freeze-Out mathematisch: Mittlere Reaktionsrate: Expansionsrate (siehe Folie 14): Falls : Thermisches Gleichgewicht!!! Bsp.: Neutrinos (schwache Ww.) und   N: Anzahldichte σ(E): Wirkungs- querschnitt Folie 14: zeitliche Temperaturentwicklung der strahlungsdom. Ära (HERLEITUNG aus Friedmann-Lemaitre-Gleichungen!!!) Gegenbsp.: Falls Reaktionsrate KLEINER als Expansionsrate => Teilchen können sich nicht mehr zur Ww finden!!!!! (ENTSPRICHT FREEZE-OUT!!!) Anzahldichte aus Stefan-Boltzmann-Gesetz Freeze-Out: Neutrinos entkoppeln von allen Ww. Und expandieren frei!!!!!!

40 5. Phasen des Universums t = 10-100s Primordiale Nukleosynthese
T = 109K E = 0,1MeV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, n, d Neutronenzerfall (τ ≈ 886s):  n:p = 1:7 (Ausgangsverhältnis) p und n fusionieren zu ersten Atomkernen: Photodesintegration Coulombwall γ zertrümmern zunächst die d-Kerne Kern- Fusion Neutronenzerfall nicht MEHR reversibel möglich, da Energie zu gering!!!!!!!!! Lebensdauer Energie jetzt klein genug für Fusionsreaktion, da zuvor viel zu viele Photonen!!!!!!!! OBERE und UNTERE Grenze der Kernfusion (10^10 – 10^8 K)

41 Praktisch alle n werden in 4He eingebaut!
5. Phasen des Universums Primordiale Nukleosynthese t = 100s T < 109K E < 0,1MeV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, n, d, t, He Nach 1min: d wird nicht mehr von γ zertrümmert Nach 100s: 4He entsteht Nur in eine Richtung, da Energie zu niedrig Obere 4 Reaktionen: langsam, da GAMMA Untere 4 Reaktionen: schneller, da ohne GAMMA 3H ist Tritium!!! Praktisch alle n werden in 4He eingebaut!

42 5. Phasen des Universums t = 100s Primordiale Nukleosynthese
T < 109K E < 0,1MeV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, n, d, t, He, Li, Be Teil des Heliums kann zu Lithium und Beryllium reagieren: Schwerere Elemente als 7Li und 7Be werden nicht erzeugt, da: Coulomb-Barrieren anwachsen Elemente mit 5 und 8 Nukleonen im Kern instabil sind Dichte zu gering ist Nur in eine Richtung, da Energie zu niedrig 3H ist Tritium!!!

43 5. Phasen des Universums t = 30min Primordiale Nukleosynthese: Ende
T = 108K E = 10keV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, d, t, He-, Li- Be-Kerne Alle n wurden „verbaut“. Coulombwall zu groß. Es entstanden die ersten Atom-kerne, davon waren: 75 % Protonen (H-Kerne) 25 % Helium (4He-Kerne) 0,001 % Deuterium Spuren von Lithium und Beryllium Wichtig: Die komplette Materie liegt immer noch als Plasma vor!!!

44 5. Phasen des Universums t = 10000y Ende der strahlungsdominierten Ära
T = 30000K E = 3eV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, d, t, He-, Li- Be-Kerne Da und endet nach ca Jahren die strahlungsdominierte Ära, d.h. die Ruheenergie der Materie über-steigt jetzt die Energie der Strahlung. Energiedichte im Universum ver-dünnt sich aufgrund Expansion. Photonen- und Teilchendichte nehmen ebenfalls ab. Beginn: materiedominierte Ära

45 5. Phasen des Universums t = 300000y Entkopplung der Strahlung
E = 0,3eV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, e, p, d, t, He-, Li- Be-Kerne Temperatur reicht nicht mehr zur Ionisation der Atome aus. Kerne fangen freie Elektronen ein. Rekombination: Neutrale Atome entstehen!!! jetzt: Rekombination Bisher: Thomson-Streuung v.a. an freien Elektronen => mittlere freie Weglänge der Photonen sehr gering => Universum undurchsichtig (WASSERSTOFF-PLASMA) Dann: Universum expandiert, kühlt sich weiter ab, Kerne fangen freie Elektronen ein => mittlere freie Weglänge der Photonen steigt Jetzt: keine freien Elektronen mehr => mittlere freie Weglänge der Photonen wächst weiter => Entkopplung!!!!!!!!!! => Universum durchsichtig (ATOMARER WASSERSTOFF) bisher:

46 5. Phasen des Universums t = 300000y Entkopplung der Strahlung
E = 0,3eV 4 Natur- kräfte γ, ν, ν, H, He, Li, Be Aufgrund der Rekombination: Entkopplung der Strahlung  Licht Bisher: Universum undurchsichtig Jetzt: Universum durchsichtig bisher: jetzt: Bisher: Thomson-Streuung v.a. an freien Elektronen => mittlere freie Weglänge der Photonen sehr gering => Universum undurchsichtig (WASSERSTOFF-PLASMA) Dann: Universum expandiert, kühlt sich weiter ab, Kerne fangen freie Elektronen ein => mittlere freie Weglänge der Photonen steigt Jetzt: keine freien Elektronen mehr => mittlere freie Weglänge der Photonen wächst weiter => Entkopplung!!!!!!!!!! => Universum durchsichtig (ATOMARER WASSERSTOFF)

47 5. Phasen des Universums Heute t = 13,6 Mrd.y T = 2,7K E = 230μeV
4 Natur- kräfte bekannte Elemente & Teilchen Entkopplung der Strahlung als sog. „Hintergrundstrahlung“ auch heute noch beobachtbar : - ) Photonen haben durch Expansion Energie verloren, Zunahme der Wellenlänge  Rotverschiebung λmax=1,8mm  T=2,7K

48 Dankeschön & Literatur
Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!!! de Boer: Einführung in die Kosmologie (Skript + Folien) Dagobert Duck „Sein Leben seine Milliarden“ Matts Roos: Introduction to Cosmology Dr. Matthew J. Mallen: „Big Chill or Big Crunch“ de.wikipedia.org