Das frühe heiße Universum

Transkript

1 Das frühe heiße Universum Kosmische Evolution für Nichtphysiker Haus der Astronomie WS 2017/2018

2 Zusammenfassung Teil I Im Durchschnitt homogenes Universum Expansion mit Skalenfaktor a(t) Effekte der Expansion: Rotverschiebung, Hubble-Relation Dynamik der Expansion: Friedmann-Gleichungen Änderungen der Dichte durch Expansion: ρ(t) a n

3 Skalenfaktor-Geschichte des Universums 3.0 Skalenfaktor relativ zur Jetztzeit Zeit in Mia. Jahren In der Vergangenheit beliebig klein!

4 Urknall-Singularität ä a = 4πG 3 (ρ + 3p/c2 ) heißt auch: Wenn es eine frühe Phase des Kosmos gibt, in dem die Dunkle Energie nicht dominiert, dann hatte das betreffende Modell-Universum einen singulären Anfang, a(t) = 0: a t 0 t Anfangssingularität Spezialfall allgemeinerer Singularitätentheoreme (Hawking-Penrose).

5 Grenzfälle: Epochen des Universums Bruchteil der heutigen Dichte ρ Dunkle Energie Staub Strahlung Skalenfaktor a Frage für das frühe Universum: Was gibt es jetzt als Strahlung im Universum?

6 Strahlung aus dem frühen Universum Frage: Was erwarten wir für Strahlung aus dem frühen Universum? Dichte der sichtbaren Materie (wechselwirkt mit Licht) heute kg/m 3. Ab ca. a/a 0 = : so dicht wie Wasser! Kompression, ohne Energie abzuführen, erhitzt extrem dichtes, heißes frühes Universum! Große Hitze erzeugt starke Wärmestrahlung

7 Wärmestrahlung: Glühendes Metall Bild: ExtraSchicht 2010, Radreifenproduktion im Bochumer Verein, Rainer Halama via Wikimedia Commons unter Lizenz CC BY-SA 3.0

8 Wärmestrahlung: Planck-Spektrum Spektrale Energiedichte uλ [µj/m 3 µm] UV optisch infrarot 8000 K 7500 K 6500 K K 5000 K 3000 K Wellenlänge [µm] Wärmestrahlung hat charakteristisches Spektrum (=Verteilung der Lichtenergie auf unterschiedliche Wellenlängen)

9 Entdeckung Hintergrundstrahlung: Penzias & Wilson Bild: NASA

10 Zuru ck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte Entdeckungsgeschichte Hintergrundstrahlung FIRAS-Instrument (Far Infrared Absolute Spectrometer), PI: John Mather Cosmic Background Explorer (COBE), Missionsdauer Markus Po ssel Das fru he heiße Universum

11 Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.) 400 Intensity in MJy/sr Data from Fixsen et al Best Planck fit: T = K Range shown: spectrum ±3 σ Frequency in 1/cm Daten aus Fixsen et al via

12 Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.) 400 Intensity in MJy/sr Data from Fixsen et al Best Planck fit: T = K Range shown: spectrum ±100 σ Frequency in 1/cm Daten aus Fixsen et al via

13 Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.) 400 Intensity in MJy/sr Data from Fixsen et al Best Planck fit: T = K Range shown: spectrum ±500 σ Frequency in 1/cm Daten aus Fixsen et al via

14 Hintergrundstrahlung dominiert! Intensity in MJy/sr Data from Fixsen et al Best Planck fit: T = K Range shown: spectrum ±3 σ Frequency in 1/cm Figure 1.The dependence of mass-to-light ratio, M/LB, onscale,r,foraveragespiralgalaxies (blue symbols), elliptical galaxies (green), and groups and clusters(red). (FromBahcall, Aus Lubin and Dorman Materiedichte/Abschätzung 1995)(11). The large scale point at 15h 1 Mpc represents Virgo Baryonenanteil und Eigenschaften cluster infall motion results (11). The location of Ωm =1andΩm =0.3 areindicatedbythe horizontal lines. A flattening of M/LB is suggested at Ωm 0.2 ± 0.1. der Wärmestrahlung: η = n b 10 9 n γ Deutlich mehr Photonen als Materieteilchen! Photonen dominieren!

15 Bindungsenergie Gebundene Systeme: versus freie Bestandteile:

16 Entwicklung Photonenenergie mit Skalenfaktor Photonenenergie [ev] Ionisierung H bei 13,6 ev E = 2,7 kt E = 27 kt a(t)/a(t 0 ) =(1 +z) 1 Ionisierung Pu bei 120 kev 2,7 kt ist durchschnittliche Photonenenergie, 27 kt die Mindestenergie des hochenergetischsten Bruchteils η Ausgangspunkt heutiger Wert: kt = 0,2 mev

17 Entwicklung Photonenenergie mit Skalenfaktor Photonenenergie [ev] E = 2,7 kt E = 27 kt Bindungsenergie Ni-56: 8,8 MeV/Nukleon Paarproduktion Elektronen: 1 MeV a(t)/a(t 0 ) =(1 +z) 1 2,7 kt ist durchschnittliche Photonenenergie, 27 kt die Mindestenergie des hochenergetischsten Bruchteils η Ausgangspunkt heutiger Wert: kt = 0,2 mev

18 Die kosmische Geschichte Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a

19 Urknall und Inflation Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a

20 Urknall und Inflation Singulärer Anfang a(t = 0) = 0: Urknall Quantengravitation kein sicheres Modell! Vereinheitlichung von Kräften (?) Inflation: Phase a(t) exp(h i t) Vielfalt von Inflationsmodellen Inflation erklärt Ω K = 0 (euklidische Geometrie) Inflation erklärt beobachtete Homogenität Bild: Friedrich Böhringer

21 Heiße Elementarteilchensuppe Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a

22 Zuru ck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte Heiße Elementarteilchensuppe Elektroschwache Symmetriebrechung (Higgs!) Quarks zu Hadronen bei t = 10 6 s Bild: Arpad Horvath Materie vs. Antimaterie I: Hadronen vernichten sich t = 1s Ebenfalls t = 1s: Neutrinos entkoppeln Materie vs. Antimaterie II: Leptonenvernichtung t = 10s Bild: ALICE Collaboration/CERN Markus Po ssel Das fru he heiße Universum

23 Entstehung der leichten Elemente Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a

24 Zurück zum Anfang Nuclear Physics in Astrophysics VI (NPA6) Kosmische Hintergrundstrahlung IOP Publishing Kosmische Geschichte Journal of Physics: Conference Series 665 (2016) doi: / /665/1/ Nukleosynthese: Vergleich mit Beobachtungen 10-2 WMAP Ω B h 2 Mass fraction He 3 He/H, D/H 7 Li/H Li D 3 He Abbildung links aus Coc 2016 Alles gut bis auf Lithium-7 niemand weiß derzeit, warum Planck 1 10 η Lösung Lithium-6-Problem: Lind et al. 2013

25 Kosmische Hintergrundstrahlung Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a

26 Rekombinationsphase n = 3 n = 2 n = 1 ν = E/h Ist das frühe Universum weit genug abgekühlt, finden sich Atomkerne und Elektronen zu Atomen zusammen das Universum wird durchsichtig bei kosmischer Zeit t rec = Jahre

27 Freisetzung kosmische Hintergrundstrahlung Gedankenexperiment: Im Raum verteilte Lampen; instantaner Lichtblitz wir empfangen jetzt, in diesem Moment die Hintergrundstrahlung von einer Kugel geeigneter Größe um uns herum!

28 Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.) 400 Intensity in MJy/sr Data from Fixsen et al Best Planck fit: T = K Range shown: spectrum ±3 σ Frequency in 1/cm Daten aus Fixsen et al via

29 Zuru ck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte Inhomogenita ten in der Hintergrundstrahlung Bild: ESA/Planck Collaboration Markus Po ssel Das fru he heiße Universum

30 Parameterbestimmung aus der Hintergrundstrahlung Hilfs-Ellipsen beim Zeichenprozess zeigen an, welche Größenskalen bei der Zeichnung eine Rolle spielen welche Größenskala wie häufig vorkommt, lässt sich beschreiben (Histogramm)

31 Parameterbestimmung aus der Hintergrundstrahlung Spektrum der Inhomogenitäten hängt von den Parametern ab, z.b. Ω m, Ω b, Ω Λ (insbes. Höhe und Ausprägung der Maxima) Dl, [µk 2 ] Dl residual, [µk 2 ] l Bild: ESA/Planck Collaboration, A&A 571, A15 (2014)

32 Parameterbestimmung Ω m = Ω γ = 0,005% Ω Λ = 68,3% { Ωb = 4,9% Ω cdm = 26,8% } = 31,7% Bild: ESA/Planck Collaboration Wobei Ω b = normale (baryonische) Materie (Protonen, Neutronen,... ) Ω cdm = dunkle Materie (keine Wechselwirkung mit Licht), Ω Λ = (beschleunigende) Dunkle Energie

33 Mehr als nur Parameterbestimmung Suzuki et al. 2011

34 Galaxienentwicklung Strahlungsära Materieära Urknall s Inflation 1 Millionstel s Quark-Confinement 1 s bis 3 min leichte Elemente Strukturentstehung ab dem nächsten Termin! 100e Mio. a Galaxien a Hintergrundstrahlung Jetzt 13,8 Mia. a