Präsentation herunterladen
Die Präsentation wird geladen. Bitte warten
1
Elementarteilchen-physik
VI. Kosmologie 6.1. Grundlegende astrophysikalische Beobachtungen Grundlagen Astronomie: Beobachtung kosmischer Objekte & Phänomene Astrophysik: Interpretation mit physikalischen Modellen Kosmologie: Struktur & Dynamik des Weltalls im Großen Kosmologie Elementarteilchen-physik Dynamik des frühen Universums Struktur im Großen Dunkle Materie Dunkle Energie...
2
6.1.2. Experimentelle Methoden
Messgrößen: Strahlung aller Arten bei allen Energien optische Beobachtungen (Sterne, Galaxien, Nebel,...) spektrale Verteilungen, Spektrallinien Radioteleskopie von Erdoberfläche Satelliten-Teleskopie (Infrarot Röntgen Gamma) z.B. WMAP Anisotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung INTEGRAL Röntgen / weiche Gammastrahlung GLAST harte Gammastrahlung Unterirdische Detektoren (Neutrino-Teleskopie) Quellen: Aktive galaktische Kerne, Supernovae, Sonne,... Detektoren für geladene kosmische Strahlung ( Protonen, Kerne, e ) Satelliten, Ballons, Luftschauerdetektoren Gravitationswellen ( Laserinterferometer, Resonatoren )
3
Schwarzkörper-Strahlung
Beispiele: thermisches Universum: Spektralverteilung Temperatur nicht-thermisches Universum: Spektralverteilung Erzeugungs- und Beschleunigungsmechanismus Linienspektren Elemente, Moleküle Dopplerverschiebung Geschwindigkeit Standardkerzen bekannter Leuchtkraft Abstände Cepheiden (periodisch Veränderliche), Supernovae von Typ Ia,... Schwarzkörper-Strahlung Einheiten: Lichtjahr: 1 Lj 9,5∙1015 m Lichtsekunde: 1 Ls 3∙108 Lj 3∙108 m
4
Zustand des bekannten Universums (heute):
Resultate Zustand des bekannten Universums (heute): Materie: Nukleonen, Elektronen Verteilt auf… Sonnen ( M ≈ 1029…1032 kg ) Planeten interstellaren Staub, interstellares Gas Quasare (Quasi-Stellare-Objekte, ferne aktive Galaxien) Neutronensterne, schwarze Löcher, … Räumliche Struktur Galaxie: O( 1011 ) Sonnen, ØGalaxie ≈ O( 105 ) Lj sichtbares Universum: O( 1011 ) Galaxien, strukturiert in Galxienhaufen, Superhaufen, Bändern, Wänden,… homogen im Großen, auf Skalen > 5∙108 Lj Mittlere Dichte: ρ ≈ g / cm3 ≈ 0,05 H-Atome / m3
5
Chemische Zusammensetzung
M( H ) ≈ 75% M( He , D, … ) ≈ 25% Dynamik der Materie Sterne: vgl. Sternentwicklung, Kap Galaxien: streben auseinander Rotverschiebung das Universum expandiert Expansionsrate des Universums (heute): Hubble Konstante: Rotverschiebung: Fluchtgeschwindigkeit: Alter des Universums ≈ 14 Milliarden Jahre
6
thermisch Plancksches Spektrum
Photonen: nicht-thermisch: Synchrotronstrahlung ( Elektronen in Magnetfeldern ) Inverse Comptonstreuung: e gIR e gTeV WW kosmischer Strahlung p0 gTeV gTeV … thermisch Plancksches Spektrum Sonnenlicht Infrarot-Strahlung von Staub und Gas 3-Kelvin Hintergrundstrahlung: T 2,735 K ng 400 / cm3 ng / nBaryon ≈ 3∙109 Isotropieabweichung: DT / T ≈ 105
7
Bild 1
8
Entfernungen: Erddurchmesser 0,03 Ls Erde – Mond Ls Erde – Sonne Ls Pluto – Sonne Ls Sonne – Proxima Centauri Lj Sonne – Galaktisches Zentrum Lj Sonne – Andromeda-Galaxie 2∙106 Lj Sonne – ferne Galaxie Lj
9
6.2. Das Big-Bang-Modell 6.2.1. Überblick
H0(t) ≈ const. bis heute „Radius” R(t) des Universums war 0 vor ≈ 1/H0 ≈ 2·1010 Jahren Interpretation: Big Bang ( Urknall ) Interpretation in allgemeiner Relativitätstheorie: R(t) = Skalenparameter ( Streckung von Abständen ) Homogenität & Isotropie im Großen Berechnung von R(t) Grundlage der allgemeiner Relativitätstheorie: Äquivalenzprinzip: Beschleunigung und Gravitatioskraft sind lokal ununterscheidbar Geometrische Interpretation: Massen verkrümmen Raum-Zeit Trajektorien entlang der Geodäten
10
g(x) Krümmungstensor Trajektorien
Mathematische Erfassung der Raum-Zeit-Krümmung: Linienelement metrischer Tensor Flache Raum-Zeit: Differentialgeometrie Krümmungstensor aus g(x) Einsteinsche Feldgleichungen Massenverteilung Energie-Impuls-Tensor g(x) g(x) Krümmungstensor Trajektorien
11
Entwicklung von 0 1 für 0 1 101 ( hypothetisch )
Bild 1 Strahlungsdominanz Materiedominanz Entwicklung von 0 1 für 0 1 101 ( hypothetisch )
12
6.3.1. Die ersten drei Minuten
6.3. Das frühe Universum Die ersten drei Minuten Erste Jahre Strahlungsdominanz k = 0 t < s: T > 1015 K ; kBT > 100 GeV heutige experimentelle Elementarteilchenphysik bei Skala 100 GeV Prozesse jenseits des Standardmodells vermutlich aktiv CP- und B-verletzende Prozesse erzeugen Überschuss baryonischer Materie vs. Antimaterie Spontane Symmetriebrechungen des Vakuums Plötzliche Aufblähung des Universums (Inflation) Homogenität, Isotropie, ,…
13
t = 10-10 s: T = 1015 K ; kBT 100 GeV t = 10-5 s: kBT 100 MeV
Ursuppe im thermischen Gleichgewicht Quark-Gluon-Lepton-Photon-Gas #(Teilchen) #(Antiteilchen), Asymmetrie = O(10-9) Gesamtladung = 0 t = 10-5 s: kBT 100 MeV s-, c-, b-, t-Quarks und -, -Leptonen sind durch schwache Wechselwirkung zerfallen ( alle haben m > 100 MeV ) Nukeonen p und n bilden sich Nukleonen-Antinukleonen-Annihilation Antibaryonen verschwinden O(10-9)-Anteil an Baryonen überlebt
14
t = 1 s: kBT 1 MeV < mn mp = 1,3 MeV
Teilchen: thermodynamisches Gleichgewicht: p n # Leptonen, # Photonen ≫ # Baryonen t = 1 s: kBT 1 MeV < mn mp = 1,3 MeV (p n)-Übergang selten schwache Wechselwirkung selten # n / # p 0,19 (Anti-)Neutrinos entkoppeln und bewegen sich ab jetzt frei # leichte Bosonen (g) # leichte Fermionen einer Sorte (n,e) =
15
t = 10 s: kBT 0,3 MeV < m(e+e-)
Positronen verschwinden: e+ e- g g winziger e--Überschuss bleibt Universum ist neutral # e- = # p Zahl der Photonen erhöht sich um Faktor Aufheizung des Photon-Gases gegenüber Neutrinos: Tg 1,4 Tn Photon-WW mit e- und p (Gleichgewicht) Photonen nicht frei Neutronen beginnen zu zerfallen (t 890 s) Kerne können nicht existieren (Desintegrierung durch Photonen)
16
t = 100 s: kBT 0,1 MeV ≪ EB(Kerne)
Kerne frieren aus; der Neutronenzerfall endet nach 200 s d-, a-, Li-Kerne bilden sich (a neben p dominant, d‘s verschmelzen zu a’s) Modellrechnungen liefern d-Häufigkeit als Funktion von WB WB groß hohe Fusionsrate kleine relative d-Häufigkeit Messung der relativen d-Häufigkeit WB 0,01...0,1 WB = 1 ist ausgeschlossen! Wie kann dann W = 1 sein? baryonisch
17
6.3.2. Entstehung von Atomen, Sternen und Galaxien
t Jahre: T 4000 K ; kBT 0,3 eV < EB(Atome) neutrale Atome entstehen; e-, p sind nicht mehr frei Photonen entkoppeln von Materie Das Universum wird transparent Ereignisse ab hier im Prinzip noch heute „sichtbar” ab jetzt: heute: Neutrinos heute: Teilchenverhältnisse heute: (bis auf äußere Aufheizung) Baryon-Antibaryon-Asymmetrie
18
Bänder, Wände, Leerräune
t > 109 Jahre: Gas im Großen: Sterne Galaxien lokale Verdichtung Sterne Planeten Neutrinos Photonen schwere Kerne Gravitation Galaxienhaufen Superhaufen Bänder, Wände, Leerräune
19
6.4. Probleme des Big-Bang-Modells
Dunkle Materie: Wir wissen MUniversum ≫ MBaryonen ( 11.5. ) Isotropie-Horizont-Problem: R tx mit x < 1 verschiedene Regionen unseres Universums waren früher kausal getrennt Woher stammt die Isotropie (z.B. der 2,7 K-Strahlung) ? Strukturbildung: Wie entstehen Galaxienverteilungen? winzige initiale Dichtefluktuationen vgl. b) Rolle der dunklen Materie und der Neutrinos? Möglicher Ausweg: Inflation des Universums bei t 1035 s Bild 1
20
ohne Inflation mit Inflation Inflation
21
6.5. Dunkle Materie Evidenz: Theorie vermutlich W ≫ Wsichtbar 0,02
Rotation von Spiralgalaxien (Doppler-verschobene Spektrallinien) Spiralarm Kern r v Annahme: Masse im Kern konzentriert
22
Vorhersage: r v Beobachtung: v const. Erklärung:
Spiralarm Kern r v Vorhersage: Beobachtung: v const. für rKern < r ≲ 10 rGalaxie Erklärung: Galaxie eingebettet in Halo dunkler Materie, wobei wie bei Gas
23
Resultat: W 1 ( vermutlich ) WB < 0,1 ( aus Elementhäufigkeiten ) 90% - 99% der Materie ist dunkel, und liegt in Form exotischer, nicht-baryonischer Materie vor. Kandidaten: massive Neutrinos supersymmetrische Teilchen, z.B. Neutralinos Teilchenanregungen in höheren Raumdimensionen Axionen Gravitinos Wimpzillas ...
24
Neutrinos: 109 kosmische Neutrinos pro Baryon Wenn Dunkle Materie Neutrinos, dann Wn 10…100 WB ∃ Neutrino mit mn 10…100·109 GeV 10…100 eV direkte Grenze: m(ne) < 2 eV, m(nm) < 0,19 MeV, m(nt) < 18 MeV Oszillationen: Dm2 O(10-4)…O(105) mn < 0,1 eV ist „natürlich” zu klein? Wimps: Weakly interacting massive particles (hypothetisch) Eingenschaften: schwach wechselwirkend ( neutral) massiv (vermutlich einige 10 bis 100 GeV) stabil heißer Kandidat: leichtestes Neutralino in SUSY-Theorien mit R-Paritäts-Erhaltung direkter Nachweis möglich: elastische Wimp-Kern-WW
25
Beispiel für Experiment zum direkten Wimp-Nachweis:
tiefgekühlter Kristall, abgeschirmt, Untergrundlabor Wimp-Stoß Phononen Aufheizung einer supraleitenden Schicht bei der Sprungtemperatur Signal in SQUID „Thermometer” Untergrundprozesse Phononen und Photonen; Photon-Absorption auf Halbleiter/Detektor Aufheizen eines zweiten supraleitenden Thermometers Indirekter Nachweis: Wimp-Wimp-Zerstrahlung im Weltall erzeugt hochenergetische Gammas und Antimaterie Suche nach direkter Erzeugung von Wimps am LHC, CERN, seit 2010 ( z. Zt. 3,5 TeV Protonen auf 3,5 TeV Protonen )
Ähnliche Präsentationen
© 2024 SlidePlayer.org Inc.
All rights reserved.