Vorlesung 13: Roter Faden:

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1 Vorlesung 13: Roter Faden: 1. Inflation und Powerspektra 2. Horizontproblem 3. Flachheitsproblem 4. Baryon Asymmetrie 5. Grand Unified Theories 6. Nachweis der Supersymmetrie 7. Fragen 8. Deep Questions 9. Prüfungsthemen 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 1

2 Aus Weidker, Wendker: Astronomie und Astrophysik 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 2

3 Inflation: Quantenfluktuationen erzeugen skaleninv. Dichtefluktuationen für flaches Potential! Aus: Alan Guth, The inflationary Universe Quantenfluktuationen Wenn slow roll Bedingungen erfüllt, dann dφ/dt konstant und die Expansion verläuft gleich in allen Richtungen. Dies ergibt Dichtefluktuationen wie white noise t Infl 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 3 x

4 Evidenz für Inflation aus der CMB Die Entdeckung der akustischen Peaks nennt man wohl die zweite Revolution in der Kosmologie. Die erste war die Entdeckung der Skaleninvarianz der Anisotropien der CMB durch den COBE Satelliten, der gemessen hat das die Temperaturschwankungen der CMB unter großen Winkeln überall gleich sind! Dies war der erste experimentelle Hinweis auf eine Inflation im frühen Univ.! Inflation vorher postuliert von Alan Guth in 1982 um Monopol-Problem zu lösen. Inflation löste gleichzeitig Flachheitsproblem und Horizontproblem. Aus A. Guth, The inflationary Universe. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 4

5 Horizontproblem Problem: A und B haben gleiche Temperatur. Photonen aus A yr unterwegs. Photonen aus B yr unterwegs, aber in entgegengesetzte Ri. Wie können A und B die gleiche Temp. haben, wenn das Univ. nur yr alt ist? Problem noch viel schlimmer, wenn man Anzahl der nicht kausal zusammenhängenden Gebiete zum Zeitpunkt der Entkoppelung betrachtet! 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 5

6 Horizontproblem 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 6

7 Inflation und Horizont Durch Inflation wird Horizont (=sichtbare Universum=ct=c/H=Hubble Radius) klein gegenüber expandierte Raum-Zeit. D.h. Regionen mit kausalem Kontakt vor Inflation Nicht mehr im kausalen Kontakt ( leave horizon ), aber haben gleiche Temp. Sehr viel später wieder in kausalem Kontakt ( reentering horizon ). 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 7

8 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 8

9 Flachheitsproblem (S/S) 2 = 8πG/3 (ρ Str +ρ m + ρ Λ -k/s 2 ) mit ρ Λ = Λ/ 8πG Mit ρ crit = 3H 2 / 8πG, ρ t =ρ Str +ρ m + ρ Λ und Ω t = ρ t / ρ crit folgt: k/h 2 S 2 = Ω t -1 kt 2/3, da H 1/t und S t 2/3. Da experimentell Ω t 1 und t s muss gelten: k Heutige Universum SEHR FLACH. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 9

10 Zum Mitnehmen Inflation erklärt, warum CMB Temperatur in allen Richtungen gleich (Horizontproblem gelöst) CMB Temperaturfluktuationen skaleninvariant. Universum absolut flach (Flachheitsproblem gelöst) Gesamtenergie des Universums gleich 0 (free lunch) Masse im Universum (aus Inflationsenergie) 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 10

11 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 11

12 Be aware: more phase transitions than GUT one, e.g. Electrow. one. Hence many models to explain Baryon Asym. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 12

13 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 13

14 Proton decay expected in GUT s 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 14

15 R-Parity Proton decay Without R-parity fast Proton decay! Only possible interactions of Lightest Supersymmetric Particle (LSP) with matter: elastic scattering or production of squarks or sleptons, since at each vertex there should be always to SUSY particles to get R=+1 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 15 χ q χ q χ Z,h,A q q q χ

16 Some production diagrams 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 16

17 Supersymmetry Symmetrie zwischen Fermionen Bosonen (Materie) (Kraftteilchen) Teilchenmassen GeV! 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 17

18 Gauge Coupling Unification in SUSY 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 18

19 Running of Strong Coupling Constant 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 19

20 Fundamental Questions in Physics 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 20

21 Example of SUSY production and decay chain 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 21

22 Main SUSY signature: missing energy 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 22

23 Prinzip eines Teilchendetektors 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 23

24 Prinzip eines Teilchendetektors e + e - Myon (hohe Energie) (mittlere Ene.) (kleine Energie) Photon Elektron Quark Jet Spurdetektor Elektronkalorimeter Hadronkalorimeter Magnetspule Myonkammern 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 24

25 CMS Collaboration 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 25

26 The Tracker Pixel endcap disks 214m 2 of silicon sensors 11.4 million silicon strips 65.9 million pixels in final configuration! 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 26

27 Modell des AMS-02 Detektors auf der ISS 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 27

28 AMS-02 Detektor Hochenergetische Teilchen fliegen durch AMS Dabei wechselwirken sie mit unterschiedlichen Detektoren Mit den Informationen aus allen Detektoren lassen sich die Teilchen dann identifizieren 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 28

29 Particle identification techniques 300 GeV e - e + p He γ γ TRD TOF Tracker RICH Calorimeter 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 29

30 Zum Mitnehmen Supersymmetrie bietet: Vereinheitlichung aller Kräfte mögliche Erklärung für die Baryonasymmetrie Higgs Mechanismus um Massen zu erklären Kandidat für Dunkle Materie Beseitigung der quadratischen Divergenzen des SM. Mögliche Signale der Supersymmetrie: (bisher noch nicht gefunden!) Direkter Nachweis der SUSY Teilchen am LHC Indirekter Nachweis der Annihilation der DM (mit Zerfallskanäle vorhergesagt von SUSY) Direkter Nachweis der WIMPS durch Streuung (mit Wirkungsquerschnitten vorhergesagt von SUSY) 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 30

31 Fragen 1. The dark ages : Vom Begriff her entsteht der Eindruck, dass mit der Rekombination das Universum quasi schlagartig dunkel wurde. Tatsächlich muss es jedoch noch für eine ganze Weile sehr hell und heiß gewesen sein. Von t = yr (Rekombination) mit T K (weißglühend) bis zur Rotglut (T 750 K) bei t 4 Myr war das Universum von sichtbarer Strahlung erfüllt. Allerdings dauerte es dann 200 Myr, bis die ersten Sterne leuchteten. A: korrekt 2. Neutrinomasse: Die durchschnittliche Neutrinomasse beträgt (aus WMAP- Messungen) mν < 0.23 ev. Da νe die geringste der Neutrinomassen besitzen, müsste deren Masse deutlich unter 0.23 ev liegen. Im Großexperiment KATRIN soll die Masse der νe bzw. deren Obergrenze bestimmt werden, wobei die Nachweisgrenze von KATRIN bei 0.2 ev liegen soll. Wenn die Auswertung der WMAP-Daten korrekt ist, wäre damit KATRIN überflüssig, oder? A: eine unabhängige Bestätigung dass die Neutrinomassen tatsächlich so klein sind, ist immer gut. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 31

32 Fragen 3. Polarisation der CMB: Die Polarisation setzt m. E. voraus, dass Elektronen in der LSS in lokalen Bereichen keine stochastische Bewegung ausgeführt haben bzw. deren Spins nicht isotrop verteilt waren, da ansonsten die CMB- Polarisation random sein müsste. Was wären Ursachen für großräumige Bereiche von Anisotropien der Elektronen-Flüsse? A: Die relative Bewegung der Photonen besitzt durch die CMB Anisotropie (vor allem Quadrupolasymmetrie) eine bevorzugte Richtung gegenüber Elektronen, wodurch eine Polarization entsteht. 4. Annihilation von Materie/Antimaterie: Protonen und Antiprotonen wurden bis auf wenige durch Annihilation in Photonen umgewandelt. Derselbe Prozess hat für Elektronen und Positronen stattgefunden. Erstaunlich ist, dass offenbar exakt der identische winzige Anteil η an Elektronen übriggeblieben ist, wie der der Protonen, denn sonst wäre das Universum nicht elektrisch neutral. Woher kommt die identische Asymmetrie für Protonen/Elektronen und deren Antiteilchen? (Klar: Im Urknall war das Universum auch elektrisch neutral, aber warum ist die Asymmetrie identisch?) A: Man geht davon aus, dass es eine B-L Symmetrie gibt, d.h. B-L=konstant. Hier ist B die Baryonzahl und L die Leptonzahl. Diese Symmetrie erzeugt oder vernichtet immer gleich viele Leptonen und Baryonen. B-L ist in allen bekannten Wechselwirkungen erhalten (und von den einfachtsten GUT's vorhergesagt). 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 32

33 5. Der Urknall: Vor der inflationären Phase war auf kleinstem Raum immense Energie (= Masse) konzentriert. Der Schwarzschild-Radius Fragen dieser Masse war jedoch wesentlich größer als die Ausdehnung der Massenkonzentration. (Beispiel: Bereits für m 10 µg ist der Schwarzschildradius rc = Planklänge lp). Also hätte es eigentlich bei einer derartig hohen Massenkonzentration, wie sie bei τp vorlag, gar nicht zu einem Big Bang kommen dürfen. (Aus einem Schwarzen Loch entweicht nichts!) Oder aber, die Energie/Masse, die sich im Urknall ausgebreitet hat, ist erst während des Urknalls entstanden (Umwandlung falsches Vakuum in Energie?). Dann müsste lokal die Massenkonzentration immer kleiner als die kritische Schwarzschild-Masse gewesen sein, d.h. bereits zur Zeit der Quantenfluktuationen dürften recht kleine Raumbereiche in der Regel nicht in kausalem Kontakt mit Nachbarbereichen gestanden haben. Die daraus resultierenden Irregularitäten wurden dann eingefroren und sind heute in der CMB nachweisbar. Oder aber, ganz einfach: Die gesamte Masse des Universums war bei t = τp in einem Raumbereich lp konzentriert, der Schwarzschildradius dieser Masse entsprach aber bereits seiner heutigen Dimension, d.h., der Big Bang lief in einem Schwarzen Loch ab. Aber dann: Woher kommt diese Masse? A: gute Frage. Universum so groß wegen Inflation, die nach einer Symmetriebrechung entstand, z.b. die Brechung der einer GUT Symmetrie in die bekannten Kraefte. Bei der Symmetriebrechung entstehen Higgsfelder, die die Austauschteilchen Masse geben und so die Kraft ausschalten. Gleichzeitig jedoch durch die Vakuumenergie Inflation hervorrufen und die frewerdende Energie in Masse umwandeln. Na ja, wie sagt Weinberg in seinem Buechlein Die ersten drei Minuten : Oft muss man seine eigene Zweifel vergessen und die Annahmen weiterverfolgen, gleichgültig, wohin sie auch führen mögen es kommt nicht darauf an, von theoretischen Vorurteilen frei zu sein, sondern darauf, die richtigen theoretischen Vorurteilen zu haben. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 33

34 Fragen 6. Kosmische Zeitskala: Eine Zeitskala ist abhängig von der Stärke des Gravitationsfeldes in dem Bereich, in dem die Zeit gemessen wird. Aufgrund der extremen Massenkonzentration im frühen Universum müsste für große z eine andere (verzögerte) Zeitskala gelten als heute. Oder könnte eine solche Zeitdilatation lediglich ein äußerer Beobachter feststellen? (den es natürlich grundsätzlich nicht geben kann.) A: die unterschiedlichen Zeitskalen können nur gemessen werden von zwei Beobachtern, die Frequenzen von Gammastrahlen miteinander vergleichen. Daher praktisch schwierig. 7). Energie der Neutrinos aus der Entkopplung: Die Energie der Photonen aus der LSS skaliert mit 1/S (λ S) Da Neutrinos Ruhmasse besitzen, müsste deren gesamte Energie bei der Entkopplung nahezu vollständig Ekin sein ( MeV). Die Neutrinos müssten dann kinetische Energie verlieren, also mit der Zeit langsamer werden. Wird diese Energie dem Raum übertragen (Energieerhaltung!), also z.b. durch Zunahme der Vakuumenergie? Oder müssen wir Neutrinos hier quantenmechanisch betrachten und wie bei Photonen der Neutrinoenergie eine Frequenz zuordnen, die S abnimmt? A: relativistische Materie geht mit 1/S 4, nicht relativistische mit 1/S 3. Daher werden die Neutrinos, wenn sie relativ. sind, erst mit 1/S 4 skalieren /wie Photonen) und bei Temp. T<m ν als 1/S 3 (wie Teilchen). 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 34

35 Deep questions (siehe Creation von Berry Parker) Hat das Universum als Vakuumfluktation angefangen? Diese Idee wurde von Ed Tryon publiziert. Im Prinzip ok, da Gesamtenergie des Universums null und Vakuumenergie könnte zur Inflation führen Schwierig zu beweisen, vor allem weil Quantumgravitation noch nicht existiert. Wie entstand Leben? 1860: Franz. Akademie vergibt Preis für Beweis, dass Leben aus Nicht-Leben entstehen kann. Pasteur zeigte im Labor, dass dies unmöglich ist. Wurdeakzeptiert bis in 1924 Haldane spekulierte, dass a) es viel Kohle gab und daher viel CO2 im frühen Universum und b) dass Lichtblitze in einer reduzierenden Atmosphäre (aus CH4 und NH3 ohne O2)biochemische Moleküle erzeugen können! Sauerstoff tatsächlich später entstanden durch Alchen im Ozean, wo sie für UV Licht geschützt waren. O2 stieg auf und ergab Ozon, woduch später auch Leben außerhalb der Ozeane entstehen konnte. Nachweis in 1953+x bei Miller, dass in so einer Atmosphäre tatsächlich Aminosäure entstehen können. In 1961 zeigte Oro, dass auch DANN entstehen können und damit dass die Bausteine Des Lebens aus Nicht-Leben entstehen können. 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 35

36 Typische Prüfungsfragen Was sind die exp. Grundpfeiler der Urknalltheorie? Wie ist Zeitentwicklung, Temperaturentw.? Wie lauten Friedmansche Gleichungen? Woraus besteht die Energie des Universums? Wie weiss man das? Wie unterscheidet sich Dark Energie von Dark Matter? Wie kann man DM nachweisen? Warum akustische Peaks in der CMB? Wie entstehen sie? Was lernt man aus diesen Peaks? 17 Feb 2005 Kosmologie, WS 05, Prof. W. de Boer 36