Das frühe Universum. Paul Angelike. 22. Juni 2017

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1 22. Juni 2017

2 Übersicht 1 Der Urknall Die Geschichte des Urknalls Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität 2 Beobachtungen im heutigem Universum Strahlungs- und Massendominanz dunkle Materie, dunkle Energie kosmische Hintergrundstrahlung 3 Die Entwicklung des frühen Universums Planck-Epoche GUT-Epoche Kosmische Inflation Quark-Epoche Hadronen- und Leptonen-Epoche Primordiale Nuekleosynthese 4 Ausblick 5 Kritik und Zusammenfassung Kritik Zusammenfassung Literatur

3 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich

4 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich Olber s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen

5 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich Olber s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen Friedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein schen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischen Prinzips (1922; 1927)

6 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich Olber s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen Friedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein schen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischen Prinzips (1922; 1927) Expansion des Universums im Einklang mit ART

7 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich Olber s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen Friedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein schen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischen Prinzips (1922; 1927) Expansion des Universums im Einklang mit ART experimenteller Nachweis: Hubble beobachtet eine Rotverschiebung des erwarteten Lichtspektrums weit entfernter Galaxien (1929) Hubble s Law v = H 0 D, H 0 71, 9 km/s Mpc Galaxien entfernen sich voneinander

8 Die Geschichte des Urknalls 19. Jahrhundet: Das Universum ist statisch, homogen, isotrop und unendlich Olber s Paradoxon: Nachthimmel müsste hell erscheinen Friedmann sowie Lemaître untersuchen die Einstein schen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativität unter Berücksichtigung des kosmologischen Prinzips (1922; 1927) Expansion des Universums im Einklang mit ART experimenteller Nachweis: Hubble beobachtet eine Rotverschiebung des erwarteten Lichtspektrums weit entfernter Galaxien (1929) Hubble s Law v = H 0 D, H 0 71, 9 km/s Mpc Galaxien entfernen sich voneinander Es muss einen Zeitpunkt gegeben haben, an dem das gesamte Universum an einem Punkt konzentriert war

9 Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität während des Urknalls soll die Dichte bzw. die Temperatur des Universums unendlich gewesen sein Divergenz deutet auf Kollaps der ART hin

10 Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität während des Urknalls soll die Dichte bzw. die Temperatur des Universums unendlich 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

11 Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität während des Urknalls soll die Dichte bzw. die Temperatur des Universums unendlich 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 keine Aussagen über diesen treffen

12 Das Versagen der Theorie an der Urknall-Singularität während des Urknalls soll die Dichte bzw. die Temperatur des Universums unendlich 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 keine Aussagen über diesen treffen es wird über maßgebliche Quantengravitationseffekte während dieses kurzen Zeitspanne spekuliert

13 Strahlungs- und Massendominanz zunächst keine feste Materie, Teilchen und Antiteilchen treten in spontaner Paarerzeugung- und vernichtung auf

14 Strahlungs- und Massendominanz zunächst keine feste Materie, Teilchen und Antiteilchen treten in spontaner Paarerzeugung- und vernichtung auf Das Universum war strahlungsdominiert

15 Strahlungs- und Massendominanz zunächst keine feste Materie, Teilchen und Antiteilchen treten in spontaner Paarerzeugung- und vernichtung auf Das Universum war strahlungsdominiert Rotverschiebung durch Expansion verringert Strahlungsenergie: E = ω

16 Strahlungs- und Massendominanz zunächst keine feste Materie, Teilchen und Antiteilchen treten in spontaner Paarerzeugung- und vernichtung auf Das Universum war strahlungsdominiert Rotverschiebung durch Expansion verringert Strahlungsenergie: E = ω Strahlungs- und Materiedichte nimmt wegen Expansion ab

17 Strahlungs- und Massendominanz zunächst keine feste Materie, Teilchen und Antiteilchen treten in spontaner Paarerzeugung- und vernichtung auf Das Universum war strahlungsdominiert Rotverschiebung durch Expansion verringert Strahlungsenergie: E = ω Strahlungs- und Materiedichte nimmt wegen Expansion ab Strahlungsdominanz: Erzeugung und Vernichtung im thermischen Gleichgewicht

18 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien

19 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien dunkle Energie: beschleunigte Expansion repulsives Verhalten

20 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien dunkle Energie: beschleunigte Expansion repulsives Verhalten machen heute etwa 95 % der Energie im Universum aus

21 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien dunkle Energie: beschleunigte Expansion repulsives Verhalten machen heute etwa 95 % der Energie im Universum aus

22 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien dunkle Energie: beschleunigte Expansion repulsives Verhalten machen heute etwa 95 % der Energie im Universum aus dunkle Energie ist vernachlässigbar für die Betrachtung des frühen Universums

23 dunkle Materie und Energie dunkle Materie: Rotation von Galaxien dunkle Energie: beschleunigte Expansion repulsives Verhalten machen heute etwa 95 % der Energie im Universum aus dunkle Energie ist vernachlässigbar für die Betrachtung des frühen Universums konstante Dichte trotz Expansion des Universums

24 kosmische Hintergrundstrahlung 1948 postuliert, 1964 bei Antennentests von Penzias und Wilson entdeckt

25 kosmische Hintergrundstrahlung 1948 postuliert, 1964 bei Antennentests von Penzias und Wilson entdeckt homogen und isotrop, T 2.7 K

26 kosmische Hintergrundstrahlung 1948 postuliert, 1964 bei Antennentests von Penzias und Wilson entdeckt homogen und isotrop, T 2.7 K entstand Jahre nach dem Urknall durch decoupling von Strahlung und Materie

27 kosmische Hintergrundstrahlung 1948 postuliert, 1964 bei Antennentests von Penzias und Wilson entdeckt homogen und isotrop, T 2.7 K entstand Jahre nach dem Urknall durch decoupling von Strahlung und Materie macht den Hauptteil der im Universum abgestrahlten Photonen aus

28 kosmische Hintergrundstrahlung 1948 postuliert, 1964 bei Antennentests von Penzias und Wilson entdeckt homogen und isotrop, T 2.7 K entstand Jahre nach dem Urknall durch decoupling von Strahlung und Materie macht den Hauptteil der im Universum abgestrahlten Photonen aus T=9000 K: Rekombination der Elementarteilchen zu neutralem Wasserstoff; Strahlung wird nicht mehr absorbiert Universum transparent, CMB bleibt übrig

29 Planck-Epoche Urknall bis s

30 Planck-Epoche Urknall bis s Planck-Temperatur K

31 Planck-Epoche Urknall bis s Planck-Temperatur K Vereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraft

32 Planck-Epoche Urknall bis s Planck-Temperatur K Vereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraft keine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhanden

33 Planck-Epoche Urknall bis s Planck-Temperatur K Vereinheitlichung der vier Grundkräfte zur Urkraft keine Theorie zur Beschreibung der Planck-Epoche vorhanden mögliche Kandidaten: M-Theorie (Verallgemeinerung der String-Theorie), Schleifenquantengravitation

34 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K

35 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar

36 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT

37 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen

38 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung

39 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung große Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 10 9 weniger Kernteilchen

40 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung große Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 10 9 weniger Kernteilchen Teilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischen Gleichgewicht, Baryogenese

41 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung große Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 10 9 weniger Kernteilchen Teilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischen Gleichgewicht, Baryogenese K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkung unterscheidbar

42 Grand Unified Theory-Epoche s bis s nach dem Urknall, Temperatur K Gravitationswechselwirkung ist von Wechselwirkungen des Standardmodells unterscheidbar Standardmodell soll sich durch große, vereinheitlichte Theorie beschreiben lassen GUT strahlungsdominiert, keine stabilen Teilchen hohe Temeperatur: spontane Paarerzeugung und -vernichtung große Menge subatomer Teilchen und Antiteilchen (Photon, Elektron), 10 9 weniger Kernteilchen Teilchen und Antiteilchen nahezu gleichverteilt, im thermischen Gleichgewicht, Baryogenese K: starke Wechselwirkung wird von elektroschwacher Wechselwirkung unterscheidbar freeze-out der fundamentalen Kräfte

43 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen

44 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen Ausdehnung des Universums um den Faktor von s bis s GUT-Epoche

45 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen Ausdehnung des Universums um den Faktor von s bis s GUT-Epoche Motivation durch Flatness- und Horizon-Problem

46 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen Ausdehnung des Universums um den Faktor von s bis s GUT-Epoche Motivation durch Flatness- und Horizon-Problem Horizon-Problem: beobachtbare Isotropie des Universums nicht erklärbar, gegenüberliegende Punkte sind nicht kausal miteinander verbunden

47 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen Ausdehnung des Universums um den Faktor von s bis s GUT-Epoche Motivation durch Flatness- und Horizon-Problem Horizon-Problem: beobachtbare Isotropie des Universums nicht erklärbar, gegenüberliegende Punkte sind nicht kausal miteinander verbunden durch Inflation werden einst benachbarte Punkte kausal getrennt, die Hintergrundstrahlung behält jedoch dieselbe Struktur

48 kosmische Inflation: das Horizon-Problem erst 1981 von Guth und Linde vorgeschlagen Ausdehnung des Universums um den Faktor von s bis s GUT-Epoche Motivation durch Flatness- und Horizon-Problem Horizon-Problem: beobachtbare Isotropie des Universums nicht erklärbar, gegenüberliegende Punkte sind nicht kausal miteinander verbunden durch Inflation werden einst benachbarte Punkte kausal getrennt, die Hintergrundstrahlung behält jedoch dieselbe Struktur

49 kosmische Inflation: das Flatness-Problem Flatness-Problem: das beobachte Universum schein flach zu sein, keine messbare Raumzeitkrümmung

50 kosmische Inflation: das Flatness-Problem Flatness-Problem: das beobachte Universum schein flach zu sein, keine messbare Raumzeitkrümmung bei normaler Expansion müsste der kosmische Dichte-Parameter Ω 0 den stabilen Wert 1 annehmen, der sich nicht erklären lässt

51 kosmische Inflation: das Flatness-Problem Flatness-Problem: das beobachte Universum schein flach zu sein, keine messbare Raumzeitkrümmung bei normaler Expansion müsste der kosmische Dichte-Parameter Ω 0 den stabilen Wert 1 annehmen, der sich nicht erklären lässt durch inflationäre Expansion erscheint das beobachtbare Universum flach auf praktisch allen Skalen

52 kosmische Inflation: das Flatness-Problem Flatness-Problem: das beobachte Universum schein flach zu sein, keine messbare Raumzeitkrümmung bei normaler Expansion müsste der kosmische Dichte-Parameter Ω 0 den stabilen Wert 1 annehmen, der sich nicht erklären lässt durch inflationäre Expansion erscheint das beobachtbare Universum flach auf praktisch allen Skalen durch Inflation ist Ω 0 = 1 notwendig

53 Quark-Epoche s bis 10 4 s nach dem Urknall

54 Quark-Epoche s bis 10 4 s nach dem Urknall nach s bei K: schwache und elektromagnetische Wechselwirkungen trennen sich

55 Quark-Epoche s bis 10 4 s nach dem Urknall nach s bei K: schwache und elektromagnetische Wechselwirkungen trennen sich spontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durch das Higgs-Feld

56 Quark-Epoche s bis 10 4 s nach dem Urknall nach s bei K: schwache und elektromagnetische Wechselwirkungen trennen sich spontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durch das Higgs-Feld Quark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammen

57 Quark-Epoche s bis 10 4 s nach dem Urknall nach s bei K: schwache und elektromagnetische Wechselwirkungen trennen sich spontane Symmetriebrechung der elektroschwachen Eichsymmetrie durch das Higgs-Feld Quark setzen sich noch nicht zu Hadronen zusammen Quark-Gluonen-Plasma

58 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall

59 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < K : zu niedrig zur spontanen Paarerzeugung von Protonen und Neutronen

60 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < K : zu niedrig zur spontanen Paarerzeugung von Protonen und Neutronen zunächst thermisches Gleichgewicht von Strahlung und leichten Elementarteilchen, den Leptonen

61 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < 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 Paarvernichtung zerstrahlt sind

62 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < 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 Paarvernichtung zerstrahlt sind T 1, 09 s: Dichte und Temperatur klein genug für freie Neutrinos Universum wird transparent für Neurinos, thermisches Gleichgewicht gebrochen

63 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < 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 Paarvernichtung zerstrahlt sind T 1, 09 s: Dichte und Temperatur klein genug für freie Neutrinos Universum wird transparent für Neurinos, thermisches Gleichgewicht gebrochen endet nach 10 2 s, als die Temperatur (10 9 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugung von Leptonen war

64 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < 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 Paarvernichtung zerstrahlt sind T 1, 09 s: Dichte und Temperatur klein genug für freie Neutrinos Universum wird transparent für Neurinos, thermisches Gleichgewicht gebrochen endet nach 10 2 s, als die Temperatur (10 9 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugung von Leptonen war Dichte des Universum war etwa 10 mal höher als Dichte von Wasser

65 Hadronen- und Leptonen-Epoche 10 6 s bis 10 2 s nach dem Urknall T < 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 Paarvernichtung zerstrahlt sind T 1, 09 s: Dichte und Temperatur klein genug für freie Neutrinos Universum wird transparent für Neurinos, thermisches Gleichgewicht gebrochen endet nach 10 2 s, als die Temperatur (10 9 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugung von Leptonen war Dichte des Universum war etwa 10 mal höher als Dichte von Wasser Leptonen und Anti-Leptonen vernichten sich größtenteils, einige Leptonen vrebleiben

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

67 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li

68 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li schwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese

69 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li schwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese Temperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonen und Neutronen, hoch genug für Fusionsreaktionen

70 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li schwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese Temperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonen und Neutronen, hoch genug für Fusionsreaktionen Verhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidend

71 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li schwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese Temperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonen und Neutronen, hoch genug für Fusionsreaktionen Verhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidend endet nach 10 2 s, als die Temperatur (10 9 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugung von Leptonen war

72 Primordiale Nuekleosynthese während der Photonenepoche, 10 s bis 20 min nach dem Urknall leichte Isotope entstehen: 4 He, 2 H, 3 He, 7 Li schwere Isotope entstehen erst später durch stellare Nukleosynthese Temperatur gering genug für den stabilen Zusammenschluss von Protonen und Neutronen, hoch genug für Fusionsreaktionen Verhältnis von Baryonen zu Photonen entscheidend endet nach 10 2 s, als die Temperatur (10 9 K) zu niedrig zur spontanen Paaerzeugung von Leptonen war Resultat: 75 % 1 H, 25 % 4 He, 2 H, 3 He und 3 H vernachlässigbar

73 Primordiale Nuekleosynthese Abbildung: Entstehung von Deuterium- und Heliumkernen während der primordalen Nukleosynthese (Quelle [1, S. 698])

74 Ausblick Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehung von Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationen gefunden werden

75 Ausblick Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehung von Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationen gefunden werden Kontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruck beeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-Fußabdruck

76 Ausblick Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehung von Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationen gefunden werden Kontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruck beeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-Fußabdruck Galaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunkle materiedominiert

77 Ausblick Inhomogenitäten von normaler Masse nicht ausreichend für die Entstehung von Galaxien, da im CMB keine entsprechend starken Dichtevariationen gefunden werden Kontraktionen dunkler Materieklumpen werden nicht vom Stahlungsdruck beeinflusst und hinterlassen deshalb keinen CMB-Fußabdruck Galaxien sind materiedominiert, der Rest des Universums dunkle materiedominiert Friedmann-Gleichungen geben Aufschluss über Fortbestehen des Universum mit Ω 0 = 1 expandiert das Universum für immer

78 Kritik am Standardmodell des Urknalls Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknall

79 Kritik am Standardmodell des Urknalls Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknall kosmische Inflation als ad-hoc-erweiterung der Urknalltheorie

80 Kritik am Standardmodell des Urknalls Was ist nördlich vom Nordpol? keine Aussage über Vorgänge vor dem Urknall kosmische Inflation als ad-hoc-erweiterung der Urknalltheorie Natur dunkler Materie und Energie bis heute weitgehend unbekannt, obwohl das heutige Universum von diesen Größen dominiert wird

81 Zusammenfassung Abbildung: Temperatur- und Dichteverlauf des Universums mit Epocheneinteilung (Quelle [1, S. 693])

82 Literatur Eric Chaisson and Steve MacMillan. Astronomy today. Prentice Hall, Upper Saddle River, NJ, 3. ed. edition, Steven Weinberg. Die ersten drei Minuten. R. Piper & Co. Verlag Muenchen, WMAP images on nasa.gov