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
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 unendlichOlber’s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen
Friedmann 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
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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 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 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
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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 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
Mpc⇒ Galaxien entfernen sich voneinander
Es muss einen Zeitpunkt gegeben haben, an dem das gesamte Universum aneinem Punkt konzentriert war
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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 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 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
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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 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 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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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 treffen
es wird über maßgebliche Quantengravitationseffekte während dieses kurzenZeitspanne spekuliert
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Strahlungs- und Massendominanz
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Strahlungs- und Massendominanz
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Strahlungs- und Massendominanz
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Strahlungs- und Massendominanz
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
dunkle Materie und Energie
dunkle Materie: Rotation von Galaxiendunkle 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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
dunkle Materie und Energie
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
dunkle Materie und Energie
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
dunkle Materie und Energie
dunkle Materie: Rotation von Galaxiendunkle Energie: beschleunigte Expansion⇒ repulsives Verhalten
machen heute etwa 95 % der Energie imUniversum ausdunkle Energie ist vernachlässigbar für dieBetrachtung des frühen Universums
konstante Dichte trotz Expansion desUniversums
Paul Angelike Das frühe Universum
Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
dunkle Materie und Energie
dunkle Materie: Rotation von Galaxiendunkle 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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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kosmische Hintergrundstrahlung
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
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kosmische Hintergrundstrahlung
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
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kosmische Hintergrundstrahlung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Hintergrundstrahlung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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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
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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
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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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Grand Unified Theory-Epoche
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
weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Grand Unified Theory-Epoche
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
weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Grand Unified Theory-Epoche
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 KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Grand Unified Theory-Epoche
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
weniger KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Grand Unified Theory-Epoche
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
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Grand Unified Theory-Epoche
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 KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese
1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Grand Unified Theory-Epoche
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 KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbar
freeze-out der fundamentalen Kräfte
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Grand Unified Theory-Epoche
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 KernteilchenTeilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischenGleichgewicht, Baryogenese1028 K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkungunterscheidbarfreeze-out der fundamentalen Kräfte
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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kosmische Inflation: das Horizon-Problem
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Horizon-Problem
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Horizon-Problem
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Horizon-Problem
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Horizon-Problem
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
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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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Flatness-Problem
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Flatness-Problem
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
Paul Angelike Das frühe Universum
Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
kosmische Inflation: das Flatness-Problem
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
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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
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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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
Paul Angelike Das frühe Universum
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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Primordiale Nuekleosynthese
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
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Primordiale Nuekleosynthese
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
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Primordiale Nuekleosynthese
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
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Primordiale Nuekleosynthese
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
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Primordiale Nuekleosynthese
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
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Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
Primordiale Nuekleosynthese
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
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Primordiale Nuekleosynthese
Abbildung:Entstehung vonDeuterium- undHeliumkernenwährend derprimordalenNukleosynthese(Quelle [1, S.698])
Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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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
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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
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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
Paul Angelike Das frühe Universum
Der Urknall Beobachtungen im heutigem Universum Die Entwicklung des frühen Universums Ausblick Kritik und Zusammenfassung
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
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Kritik am Standardmodell des Urknalls
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
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Kritik am Standardmodell des Urknalls
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
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Zusammenfassung
Abbildung: Temperatur- undDichteverlauf des Universums mitEpocheneinteilung (Quelle [1, S.693])
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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.
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