Die Urknalltheorie. KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft.

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1 Die Urknalltheorie KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft

2 Überblick 2 Allgemeine Relativitätstheorie Die Väter der Urknalltheorie Rotverschiebung der Galaxien Kosmische Hintergrundstrahlung Nukleosynthese

3 Allgemeine Relativitätstheorie Die 1915 von Albert Einstein ( ) veröffentlichte Theorie beschreibt die Wechselwirkung zwischen der Raum-Zeit und Materie. Die Gravitation ist eine Scheinkraft, die von der Krümmung der Raumzeit herrührt. Die Gravitation kann elektromagnetische Wellen beeinflussen. 3

4 Väter der Urknalltheorie Alexander Friedmann löst 1922 die Feldgleichungen der ART und zeigt, dass sich das Universum ausdehnen oder zusammenziehen kann. Abbé Georges Lemaître entwickelt 1927 eine Theorie, derzufolge das Universum einst als einziges Teilchen begann. George Gamow zeigt 1948 auf, wie sich der Kosmos aus einem heißen Anfangszustand entwickelt haben könnte und sagt die kosmische Hintergrundstrahlung vorraus. 4

5 Die Säulen der Urknalltheorie Urknalltheorie Rotverschiebung 5 Hintergrundstrahlung Nukleosynthese

6 Ausdehnung und Temperatur Geht man bei der Expansion des Universums von einem adiabatischen Prozess aus, so lassen sich die Energiedichten für Strahlung und Materie wie folgt beschreiben: In Folge der Ausdehnung des Universums müssen also zwangsläufig auch die Energiedichte und die Temperatur abnehmen. 6

7 Die Nukleosynthese 7

8 Die Entstehung des Universums 8

9 Nukleosynthese Ca. 10 Sekunden nach dem Urknall, bei weniger als 109 Kelvin, setzt die Nukleosynthese ein. Protonen und Neutronen verschmelzen zu Heliumkernen. Ungefähr 3-5 Minuten später kommt auch dieser Prozess wieder zum erliegen. Die dann noch freien Neutronen zerfallen über einen β -Prozess in Protonen, Elektronen und Antineutrino. Nach Ende der Nukleosynthese ist das Universum erfüllt von einem Plasma aus Atomkernen, Protonen und Elektronen, sowie thermischer Strahlung im Röntgenbereich. 9

10 Nukleosynthese Das frühe Universum war extrem dicht, heiß und erfüllt von Strahlung und Plasma. Ab einer bestimmten Temperatur setzt die Nukleosynthese ein. Ist die Temperatur zu niedrig kann die Coulomb-Schwelle nicht überwunden werden, ist die Temperatur zu hoch zerfallen die Kerne wieder. Entgegen der ersten Vermutungen, entstanden damals nicht alle Elemente sondern hauptsächlich Wasserstoff- und Heliumisotope. 10

11 Nukleosynthese Bei der Nukleosynthese werden zunächst Deuterium und später He3-Kerne erzeugt. Kerne mit 5 Nukleonen sind nicht stabil und zerfallen daher schnell wieder. Energiereiche Photonen spalten Kerne mit niedriger Bindungsenergie sofort wieder. Daher entstehen vor allem He4-Kerne. 11

12 Nukleosynthese Entstehung der ersten Atomkerne: Im heißen Plasma treten, bei ca Kelvin, eine Vielzahl an Veilchenreaktionen auf: Es stellt sich ein Gleichgewichtszustand zwischen Protonen und Neutronen, gemäß ihrem Massenunterschied ein: 12

13 Nukleosynthese Durch die Expansion des Universums verringert sich seine Temperatur. In Folge hören auch die Veilchenreaktionen auf. In der Zeit, bis die Kernfusion, bei ca. 10⁹ Kelvin, einsetzt zerfallen einige der Neutronen wieder. (Halbwertzeit eines freien Neutrons beträgt ca. 10 min.) Zu Beginn der Kernfusion liegt das folgende Neutronen zu Protonen Verhältnis vor: Für den Relativen Anteil an Hellium nach der Kernfusionsphase errechnet die Urknalltheorie: 13

14 Nukleosynthese Nebenstehendes Diagramm, gibt den Masseanteil der Isotope, in Abhängigkeit von η an. η ist das Verhältnis zwischen Baryonen (Neutronen & Protonen) und Photonen im Universum. 14

15 Nukleosynthese Die Häufigkeit, mit der im heutigen Universum die verschiedenen Elemente relativ zueinander auftreten lässt sich mit der Urknalltheorie exakt nachrechnen. Diese Übereinstimmung zwischen Realität und Theorie ist einer der stärksten Stützpfeiler, auf denen die Urknalltheorie ruht. 15

16 Nukleosynthese Elemente bis zu einer Kerngröße von ca. Eisen entstanden im Inneren von großen Sternen. 16

17 Häufigkeitsverteilung der Elemente 17

18 Nukleosynthese 18

19 Die kosmische Hintergrundstrahlung 19

20 Die Entstehung des Universums 20

21 Ende der Strahlungs-Ära Die kosmische Rotverschiebung, als Folge der Raumausdehnung, sorgt dafür, dass etwa Jahren nach dem Urknall die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie fällt. Von nun an bestimmt die Verteilung der Materie maßgeblich die Dynamik des Universums. Entkopplung der Hintergrundstrahlung Jahre nach dem Urknall liegt die Temperatur des Universums bei ungefähr K. Atomkerne beginnen freie Elektronen einzufangen und es bilden sich Atome mit neutraler Ladung. Die Hintergrundstrahlung hat nun nicht mehr genügend Energie um Atome zu ionisieren. Weil die Hintergrundstrahlung nur noch selten mit den Atomen wechselwirkt können sich die Photonen frei ausbreiten. Es kommt zur Entkopplung, das Universum wird transparent. 21

22 Kosmische Hintergrundstrahlung Wenn das Universum in seinen Anfangszeiträumen noch extrem dicht und heiß gewesen sein soll, so muss es zu dieser Zeit eine Menge Strahlung gegeben haben. Diese Strahlung kann heute noch gemessen werden. Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde bereits 1948 von George Gamow vorhergesagt werden. Die experimentelle Bestätigung lies allerdings noch bis 1965 auf sich warten. Arno Penzias und Robert Wilson entdeckten die Strahlung zufällig bei der Kalibrierung einer Antenne. 22

23 Kosmische Hintergrundstrahlung Entstanden ist die kosmische Hintergrundstrahlung bei etwas 3000 Kelvin. Durch die Expansion des Universums hat sich ihr Spektrum bis heute in den Mikrowellenbereich verschoben. Die Hintergrundstrahlung entspricht heute dem Spektrum eines schwarzen Strahlers bei 2,7 Kelvin. Im Durchschnitt finden sich in jedem cm³ des Weltalls noch ca. 400 Photonen dieser Hintergrundstrahlung. 23

24 Kosmische Hintergrundstrahlung Messungen der Richtungsabhängigkeit der Hintergrundstrahlung ergaben maximale Abweichungen von 0,1%. Diese sind durch die Bewegungen der Milchstraße zu erklären. Kleinere Abweichungen rühren von Dichteschwankungen und Gravitationsverschiebungen her. 24

25 Die Rotverschiebung 25

26 Rotverschiebung 1929 entdeckte Ewdin Hubble die Rotverschiebung von Galaxien, welche er auf die Expansion des Universums zurückführt. Die Rotverschiebung ist proportional zum Abstand zwischen der Erde und den beobachteten Galaxien. Der Proportionalitätsfaktor zwischen Rotverschiebung und Entfernung wird Hubble-Konstante genannt. 26

27 Rotverschiebung Um das Hubble-Gesetz verifizieren zu können, kann man die Geschwindigkeit und den Abstand entfernter Galxien messen. Die Geschwindigkeit einer Galaxie ergibt sich aus der Rotverschiebung der Wasserstoffspektrallinien. 27

28 Rotverschiebung Die Abstandsmessung gestalltet sich deutlich schwieriger als die Messung der Geschwindigkeit. Entfernungsmessungen beruhen darauf, dass man gemessene Helligkeit mit ihrer Strahlungsleistung vergleicht. Als Referenz können hierzu bestimmte Himmelskörper oder Ereignisse dienen, deren Entfernung bekannt ist. Beispiele für sogenannte Standardkerzen : RR-Lyrae-Sterne Cepheiden (pulsierende Sterne) Supernovae vom Typ la 28

29 Rotverschiebung Die absolute Helligkeit von Cepheiden lässt sich durch die PeriodenLeuchtkraft-Beziehung herleiten: Supernovae vom Typ 1a sind an ihrer charakteristischen Lichtkurve zu identifizieren. Da alle Supernovae diesn Typs eine vergleichbare Helligkeit aufweißen, sind sie ideale Standardkerzen. 29

30 Rotverschiebung 30

31 Rotverschiebung Messungen ergeben, dass sich scheinbar alle Galxien von uns wegbewegen. Rosinenkuchenmodell Galaxien bewegen sich nicht selbst, sondern werden mit der Raum-Zeit mitgetragen. Da sich alle Galaxien voneinander entfernen ist keine Aussage zu treffen, wo sich der Mittelpunkt des Universums befindet 31

32 Zusammenfassung Rotverschiebung Das Universum expandiert Nukleosynthese, Hintergrundstrahlung Das Universum war heiß und dicht 32

33 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit 33