Das frühe Universum · Übersicht 1 Der Urknall Die Geschichte des Urknalls Das Versagen der...

Das frühe Universum

Paul Angelike

22. Juni 2017

Übersicht

1 Der UrknallDie Geschichte des UrknallsDas Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität

2 Beobachtungen im heutigem UniversumStrahlungs- und Massendominanzdunkle Materie, dunkle Energiekosmische Hintergrundstrahlung

3 Die Entwicklung des frühen UniversumsPlanck-EpocheGUT-EpocheKosmische InflationQuark-EpocheHadronen- und Leptonen-EpochePrimordiale Nuekleosynthese

4 Ausblick

5 Kritik und ZusammenfassungKritikZusammenfassungLiteratur

Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung

Die Geschichte des Urknalls

19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich

Olber’s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinenFriedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein’schen Feldgleichungender Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischenPrinzips (1922; 1927)

⇒ Expansion des Universums im Einklang mit ARTexperimenteller Nachweis: Hubble beobachtet eine Rotverschiebung deserwarteten Lichtspektrums weit entfernter Galaxien (1929)⇒ Hubble’s Law v = H0 D, H0 ≈ 71,9 km/s

Mpc⇒ Galaxien entfernen sich voneinander

Es muss einen Zeitpunkt gegeben haben, an dem das gesamte Universum aneinem Punkt konzentriert war

Paul Angelike Das frühe Universum



19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlichOlber’s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen

Friedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein’schen Feldgleichungender Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischenPrinzips (1922; 1927)







19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlichOlber’s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinenFriedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein’schen Feldgleichungender Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischenPrinzips (1922; 1927)








⇒ Expansion des Universums im Einklang mit ART

experimenteller Nachweis: Hubble beobachtet eine Rotverschiebung deserwarteten Lichtspektrums weit entfernter Galaxien (1929)⇒ Hubble’s Law v = H0 D, H0 ≈ 71,9 km/s





Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität

während des Urknalls soll die Dichte bzw. die Temperatur des Universumsunendlich gewesen sein⇒ Divergenz deutet auf Kollaps der ART hin

ART ist eine klassische, nicht-gequantelte Theorie⇒ Beschreibung von Ereignissen jenseits der Planck-Zeit nicht möglich

Die ART steht zwar im Einklang zum Urknall an sich, kann jedoch keineAussagen über diesen treffenes wird über maßgebliche Quantengravitationseffekte während dieses kurzenZeitspanne spekuliert






Die ART steht zwar im Einklang zum Urknall an sich, kann jedoch keineAussagen über diesen treffen

es wird über maßgebliche Quantengravitationseffekte während dieses kurzenZeitspanne spekuliert






Die ART steht zwar im Einklang zum Urknall an sich, kann jedoch keineAussagen über diesen treffenes wird über maßgebliche Quantengravitationseffekte während dieses kurzenZeitspanne spekuliert



Strahlungs- und Massendominanz

zunächst keine feste Materie, Teilchen undAntiteilchen treten in spontanerPaarerzeugung- und vernichtung auf

Das Universum war strahlungsdominiertRotverschiebung durch Expansionverringert Strahlungsenergie: E = ~ωStrahlungs- und Materiedichte nimmtwegen Expansion abStrahlungsdominanz: Erzeugung undVernichtung im thermischen Gleichgewicht




zunächst keine feste Materie, Teilchen undAntiteilchen treten in spontanerPaarerzeugung- und vernichtung aufDas Universum war strahlungsdominiert

Rotverschiebung durch Expansionverringert Strahlungsenergie: E = ~ωStrahlungs- und Materiedichte nimmtwegen Expansion abStrahlungsdominanz: Erzeugung undVernichtung im thermischen Gleichgewicht




zunächst keine feste Materie, Teilchen undAntiteilchen treten in spontanerPaarerzeugung- und vernichtung aufDas Universum war strahlungsdominiertRotverschiebung durch Expansionverringert Strahlungsenergie: E = ~ω

Strahlungs- und Materiedichte nimmtwegen Expansion abStrahlungsdominanz: Erzeugung undVernichtung im thermischen Gleichgewicht




zunächst keine feste Materie, Teilchen undAntiteilchen treten in spontanerPaarerzeugung- und vernichtung aufDas Universum war strahlungsdominiertRotverschiebung durch Expansionverringert Strahlungsenergie: E = ~ωStrahlungs- und Materiedichte nimmtwegen Expansion ab

Strahlungsdominanz: Erzeugung undVernichtung im thermischen Gleichgewicht




zunächst keine feste Materie, Teilchen undAntiteilchen treten in spontanerPaarerzeugung- und vernichtung aufDas Universum war strahlungsdominiertRotverschiebung durch Expansionverringert Strahlungsenergie: E = ~ωStrahlungs- und Materiedichte nimmtwegen Expansion abStrahlungsdominanz: Erzeugung undVernichtung im thermischen Gleichgewicht



dunkle Materie und Energie

dunkle Materie: Rotation von Galaxien

dunkle Energie: beschleunigte Expansion⇒ repulsives Verhalten

machen heute etwa 95 % der Energie imUniversum ausdunkle Energie ist vernachlässigbar für dieBetrachtung des frühen Universumskonstante Dichte trotz Expansion desUniversums




dunkle Materie: Rotation von Galaxiendunkle Energie: beschleunigte Expansion⇒ repulsives Verhalten






machen heute etwa 95 % der Energie imUniversum aus

dunkle Energie ist vernachlässigbar für dieBetrachtung des frühen Universumskonstante Dichte trotz Expansion desUniversums





machen heute etwa 95 % der Energie imUniversum ausdunkle Energie ist vernachlässigbar für dieBetrachtung des frühen Universums

konstante Dichte trotz Expansion desUniversums



kosmische Hintergrundstrahlung

1948 postuliert, 1964 bei Antennentests vonPenzias und Wilson entdeckt

homogen und isotrop, T≈ 2.7 Kentstand 380.000 Jahre nach dem Urknalldurch decoupling von Strahlung und Materiemacht den Hauptteil der im Universumabgestrahlten Photonen ausT=9000 K: Rekombination derElementarteilchen zu neutralem Wasserstoff;Strahlung wird nicht mehr absorbiert⇒ Universum transparent, CMB bleibt übrig




1948 postuliert, 1964 bei Antennentests vonPenzias und Wilson entdeckthomogen und isotrop, T≈ 2.7 K

entstand 380.000 Jahre nach dem Urknalldurch decoupling von Strahlung und Materiemacht den Hauptteil der im Universumabgestrahlten Photonen ausT=9000 K: Rekombination derElementarteilchen zu neutralem Wasserstoff;Strahlung wird nicht mehr absorbiert⇒ Universum transparent, CMB bleibt übrig




1948 postuliert, 1964 bei Antennentests vonPenzias und Wilson entdeckthomogen und isotrop, T≈ 2.7 Kentstand 380.000 Jahre nach dem Urknalldurch decoupling von Strahlung und Materie

macht den Hauptteil der im Universumabgestrahlten Photonen ausT=9000 K: Rekombination derElementarteilchen zu neutralem Wasserstoff;Strahlung wird nicht mehr absorbiert⇒ Universum transparent, CMB bleibt übrig




1948 postuliert, 1964 bei Antennentests vonPenzias und Wilson entdeckthomogen und isotrop, T≈ 2.7 Kentstand 380.000 Jahre nach dem Urknalldurch decoupling von Strahlung und Materiemacht den Hauptteil der im Universumabgestrahlten Photonen aus

T=9000 K: Rekombination derElementarteilchen zu neutralem Wasserstoff;Strahlung wird nicht mehr absorbiert⇒ Universum transparent, CMB bleibt übrig




1948 postuliert, 1964 bei Antennentests vonPenzias und Wilson entdeckthomogen und isotrop, T≈ 2.7 Kentstand 380.000 Jahre nach dem Urknalldurch decoupling von Strahlung und Materiemacht den Hauptteil der im Universumabgestrahlten Photonen ausT=9000 K: Rekombination derElementarteilchen zu neutralem Wasserstoff;Strahlung wird nicht mehr absorbiert⇒ Universum transparent, CMB bleibt übrig



Planck-Epoche

Urknall bis 10−43 s

Planck-Temperatur 1032 KVereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraftkeine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhandenmögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie),Schleifenquantengravitation



Planck-Epoche

Urknall bis 10−43 sPlanck-Temperatur 1032 K

Vereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraftkeine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhandenmögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie),Schleifenquantengravitation



Planck-Epoche

Urknall bis 10−43 sPlanck-Temperatur 1032 KVereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraft

keine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhandenmögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie),Schleifenquantengravitation



Planck-Epoche

Urknall bis 10−43 sPlanck-Temperatur 1032 KVereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraftkeine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhanden

mögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie),Schleifenquantengravitation



Planck-Epoche

Urknall bis 10−43 sPlanck-Temperatur 1032 KVereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraftkeine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhandenmögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie),Schleifenquantengravitation



Grand Unified Theory-Epoche

10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 K

Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des StandardmodellsunterscheidbarStandardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUTstrahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtunggroße Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109

weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte




10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 KGravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodellsunterscheidbar

Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUTstrahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtunggroße Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109





10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 KGravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des StandardmodellsunterscheidbarStandardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUT

strahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtunggroße Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109





10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 KGravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des StandardmodellsunterscheidbarStandardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUTstrahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’

hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtunggroße Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109





10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 KGravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des StandardmodellsunterscheidbarStandardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUTstrahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung

große Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109





10−41 s bis 10−36 s nach dem Urknall , Temperatur 1032 KGravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des StandardmodellsunterscheidbarStandardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreibenlassen→ GUTstrahlungsdominiert, keine ’stabilen Teilchen’hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtunggroße Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 109

weniger Kernteilchen

Teilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte





weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese

1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte





weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbar

freeze-out der fundamentalen Kräfte



kosmische Inflation: das Horizon-Problem

erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen

Ausdehnung des Universums um den Faktor1050 von 10−35 s bis 10−31 s→ GUT-EpocheMotivation durch Flatness- undHorizon-ProblemHorizon-Problem: beobachtbare Isotropiedes Universums nicht erklärbar,gegenüberliegende Punkte sind nicht kausalmiteinander verbundendurch Inflation werden einst benachbartePunkte kausal getrennt, dieHintergrundstrahlung behält jedoch dieselbeStruktur




erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagenAusdehnung des Universums um den Faktor1050 von 10−35 s bis 10−31 s→ GUT-Epoche

Motivation durch Flatness- undHorizon-ProblemHorizon-Problem: beobachtbare Isotropiedes Universums nicht erklärbar,gegenüberliegende Punkte sind nicht kausalmiteinander verbundendurch Inflation werden einst benachbartePunkte kausal getrennt, dieHintergrundstrahlung behält jedoch dieselbeStruktur




erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagenAusdehnung des Universums um den Faktor1050 von 10−35 s bis 10−31 s→ GUT-EpocheMotivation durch Flatness- undHorizon-Problem

Horizon-Problem: beobachtbare Isotropiedes Universums nicht erklärbar,gegenüberliegende Punkte sind nicht kausalmiteinander verbundendurch Inflation werden einst benachbartePunkte kausal getrennt, dieHintergrundstrahlung behält jedoch dieselbeStruktur




erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagenAusdehnung des Universums um den Faktor1050 von 10−35 s bis 10−31 s→ GUT-EpocheMotivation durch Flatness- undHorizon-ProblemHorizon-Problem: beobachtbare Isotropiedes Universums nicht erklärbar,gegenüberliegende Punkte sind nicht kausalmiteinander verbunden

durch Inflation werden einst benachbartePunkte kausal getrennt, dieHintergrundstrahlung behält jedoch dieselbeStruktur




erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagenAusdehnung des Universums um den Faktor1050 von 10−35 s bis 10−31 s→ GUT-EpocheMotivation durch Flatness- undHorizon-ProblemHorizon-Problem: beobachtbare Isotropiedes Universums nicht erklärbar,gegenüberliegende Punkte sind nicht kausalmiteinander verbundendurch Inflation werden einst benachbartePunkte kausal getrennt, dieHintergrundstrahlung behält jedoch dieselbeStruktur



kosmische Inflation: das Flatness-Problem

Flatness-Problem: das beobachteUniversum schein flach zu sein, keinemessbare Raumzeitkrümmung

bei normaler Expansion müsste derkosmische Dichte-Parameter Ω0 denstabilen Wert 1 annehmen, der sich nichterklären lässtdurch inflationäre Expansion erscheintdas beobachtbare Universum flach aufpraktisch allen Skalendurch Inflation ist Ω0 = 1 notwendig




Flatness-Problem: das beobachteUniversum schein flach zu sein, keinemessbare Raumzeitkrümmungbei normaler Expansion müsste derkosmische Dichte-Parameter Ω0 denstabilen Wert 1 annehmen, der sich nichterklären lässt

durch inflationäre Expansion erscheintdas beobachtbare Universum flach aufpraktisch allen Skalendurch Inflation ist Ω0 = 1 notwendig




Flatness-Problem: das beobachteUniversum schein flach zu sein, keinemessbare Raumzeitkrümmungbei normaler Expansion müsste derkosmische Dichte-Parameter Ω0 denstabilen Wert 1 annehmen, der sich nichterklären lässtdurch inflationäre Expansion erscheintdas beobachtbare Universum flach aufpraktisch allen Skalen

durch Inflation ist Ω0 = 1 notwendig




Flatness-Problem: das beobachteUniversum schein flach zu sein, keinemessbare Raumzeitkrümmungbei normaler Expansion müsste derkosmische Dichte-Parameter Ω0 denstabilen Wert 1 annehmen, der sich nichterklären lässtdurch inflationäre Expansion erscheintdas beobachtbare Universum flach aufpraktisch allen Skalendurch Inflation ist Ω0 = 1 notwendig



Quark-Epoche

10−35 s bis 10−4 s nach dem Urknall

nach 10−10 s bei 1015 K: schwache und elektromagnetischeWechselwirkungen trennen sichspontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durchdas Higgs-FeldQuark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammenQuark-Gluonen-Plasma



Quark-Epoche

10−35 s bis 10−4 s nach dem Urknallnach 10−10 s bei 1015 K: schwache und elektromagnetischeWechselwirkungen trennen sich

spontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durchdas Higgs-FeldQuark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammenQuark-Gluonen-Plasma



Quark-Epoche

10−35 s bis 10−4 s nach dem Urknallnach 10−10 s bei 1015 K: schwache und elektromagnetischeWechselwirkungen trennen sichspontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durchdas Higgs-Feld

Quark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammenQuark-Gluonen-Plasma



Quark-Epoche

10−35 s bis 10−4 s nach dem Urknallnach 10−10 s bei 1015 K: schwache und elektromagnetischeWechselwirkungen trennen sichspontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durchdas Higgs-FeldQuark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammen

Quark-Gluonen-Plasma



Quark-Epoche

10−35 s bis 10−4 s nach dem Urknallnach 10−10 s bei 1015 K: schwache und elektromagnetischeWechselwirkungen trennen sichspontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durchdas Higgs-FeldQuark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammenQuark-Gluonen-Plasma



Hadronen- und Leptonen-Epoche

10−6 s bis 102 s nach dem Urknall

T< 1013 K : zu niedrig zur spontanen Paarerzeugung von Protonen und Neutronen

zunächst thermisches Gleichgewicht von Strahlung und leichten Elementarteilchen,den Leptonen

Leptonen dominieren Hadronen, da diese zumeist durch spontane Paarvernichtungzerstrahlt sind

T≈ 1,09 s: Dichte und Temperatur klein genug für freie Neutrinos⇒ Universum wird transparent für Neurinos, thermisches Gleichgewicht gebrochen

endet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugungvon Leptonen war

Dichte des Universum war etwa 10 mal höher als Dichte von Wasser

Leptonen und Anti-Leptonen vernichten sich größtenteils, einige Leptonen vrebleiben



Primordiale Nuekleosynthese

während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall

leichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Li

schwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese

Temperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für Fusionsreaktionen

Verhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidend

endet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen war

Resultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar




während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknallleichte Isotope entstehen: 4He, 2H, 3He, 7Lischwere Isotope entstehen erst später durch stellare NukleosyntheseTemperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonenund Neutronen, hoch genug für FusionsreaktionenVerhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidendendet nach 102 s, als die Temperatur (109 K) zu niedrig zur spontanenPaaerzeugung von Leptonen warResultat: 75 % 1H, 25 % 4He, 2H, 3He und 3H vernachlässigbar



Abbildung:Entstehung vonDeuterium- undHeliumkernenwährend derprimordalenNukleosynthese(Quelle [1, S.698])


Ausblick

Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehungvon Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationengefunden werden

Kontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruckbeeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-FußabdruckGalaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunklemateriedominiertFriedmann-Gleichungen geben Aufschluss über Fortbestehen des Universum→ mit Ω0 = 1 expandiert das Universum für immer



Ausblick

Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehungvon Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationengefunden werdenKontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruckbeeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-Fußabdruck

Galaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunklemateriedominiertFriedmann-Gleichungen geben Aufschluss über Fortbestehen des Universum→ mit Ω0 = 1 expandiert das Universum für immer



Ausblick

Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehungvon Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationengefunden werdenKontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruckbeeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-FußabdruckGalaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunklemateriedominiert

Friedmann-Gleichungen geben Aufschluss über Fortbestehen des Universum→ mit Ω0 = 1 expandiert das Universum für immer



Ausblick

Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehungvon Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationengefunden werdenKontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruckbeeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-FußabdruckGalaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunklemateriedominiertFriedmann-Gleichungen geben Aufschluss über Fortbestehen des Universum→ mit Ω0 = 1 expandiert das Universum für immer



Kritik am Standardmodell des Urknalls

Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknall

kosmische Inflation als ad-hoc-Erweiterung der UrknalltheorieNatur dunkler Materie und Energie bis heute weitgehend unbekannt, obwohldas heutige Universum von diesen Größen dominiert wird




Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknallkosmische Inflation als ad-hoc-Erweiterung der Urknalltheorie

Natur dunkler Materie und Energie bis heute weitgehend unbekannt, obwohldas heutige Universum von diesen Größen dominiert wird




Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknallkosmische Inflation als ad-hoc-Erweiterung der UrknalltheorieNatur dunkler Materie und Energie bis heute weitgehend unbekannt, obwohldas heutige Universum von diesen Größen dominiert wird


Zusammenfassung

Abbildung: Temperatur- undDichteverlauf des Universums mitEpocheneinteilung (Quelle [1, S.693])


Literatur

Eric Chaisson and Steve MacMillan.Astronomy today.Prentice Hall, Upper Saddle River, NJ, 3. ed. edition, 1999.

Steven Weinberg.Die ersten drei Minuten.R. Piper & Co. Verlag Muenchen, 1979.

WMAP images on nasa.govhttps://map.gsfc.nasa.gov/resources/otherimages.html.


Das frühe Universum · Übersicht 1 Der Urknall Die Geschichte des Urknalls Das Versagen der...

Documents

Transcript of Das frühe Universum · Übersicht 1 Der Urknall Die Geschichte des Urknalls Das Versagen der...