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Das fruhe heißeUniversum
Kosmische Evolution fur Nichtphysiker
Markus Possel
Haus der Astronomie
WS 2017/2018
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Zusammenfassung Teil I
• Im Durchschnitt homogenes Universum
• Expansion mit Skalenfaktor a(t)
• Effekte der Expansion: Rotverschiebung, Hubble-Relation
• Dynamik der Expansion: Friedmann-Gleichungen
• Anderungen der Dichte durch Expansion: ρ(t) ∼ an
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Skalenfaktor-Geschichte des Universums
0 5 10 15 20 25 30 35
Zeit in Mia. Jahren
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0Ska
lenfa
ktor
rela
tiv z
ur
Jetz
tzeit
In der Vergangenheit beliebig klein!
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Urknall-Singularitat
aa
= −4πG
3(ρ + 3p/c2)
heißt auch: Wenn es eine fruhe Phase des Kosmos gibt, in demdie Dunkle Energie nicht dominiert, dann hatte das betreffendeModell-Universum einen singularen Anfang, a(t) = 0:
a
tt0
Anfangssingularitat – Spezialfall allgemeinererSingularitatentheoreme (Hawking-Penrose).
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Grenzfalle: Epochen des Universums
10−6 10−5 10−4 10−3 10−2 10−1 100 101 10210−14
10−7
100
107
1014
1021
Skalenfaktor a
Bru
chte
ilde
rheu
tigen
Dic
hteρ
Strahlung
Dunkle Energie
Staub
Frage fur das fruhe Universum:
Was gibt es jetzt als Strahlung im Universum?Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Strahlung aus dem fruhen Universum
Frage: Was erwarten wir fur Strahlung aus dem fruhen Universum?
Dichte der sichtbaren Materie (wechselwirkt mit Licht) heute10−27 kg/m3. Ab ca. a/a0 = 10−10: so dicht wie Wasser!
Kompression, ohne Energie abzufuhren, erhitzt⇒ extrem dichtes,heißes fruhes Universum!
Große Hitze erzeugt starke Warmestrahlung
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Warmestrahlung: Gluhendes Metall
Bild: ”ExtraSchicht 2010, Radreifenproduktion im Bochumer Verein“,Rainer Halama via Wikimedia Commons unter Lizenz CC BY-SA 3.0
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Warmestrahlung: Planck-Spektrum
0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5
Wellenlänge [µm]
0
1
2
3
4
5
6Spekt
rale
Energ
iedic
hte
uλ [µJ/m
3µm
]UV optisch infrarot
8000 K
7500 K
6500 K
6000 K5000 K
3000 K
Warmestrahlung hat charakteristisches Spektrum (=Verteilung derLichtenergie auf unterschiedliche Wellenlangen)
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Entdeckung Hintergrundstrahlung: Penzias & Wilson
Bild: NASA
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Entdeckungsgeschichte Hintergrundstrahlung
Cosmic Background Explorer (COBE),Missionsdauer 1989–1993
FIRAS-Instrument (Far Infrared AbsoluteSpectrometer), PI: John Mather
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.)
0 5 10 15 20Frequency in 1/cm
0
50
100
150
200
250
300
350
400
Inte
nsity
inM
Jy/s
r
Data from Fixsen et al. 1996
Best Planck fit: T = 2.728 K
Range shown: spectrum ±3 σ
Daten aus Fixsen et al. 1996 via http://lambda.gsfc.nasa.gov
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.)
0 5 10 15 20Frequency in 1/cm
0
50
100
150
200
250
300
350
400
Inte
nsity
inM
Jy/s
r
Data from Fixsen et al. 1996
Best Planck fit: T = 2.728 K
Range shown: spectrum ±100 σ
Daten aus Fixsen et al. 1996 via http://lambda.gsfc.nasa.gov
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.)
0 5 10 15 20Frequency in 1/cm
0
50
100
150
200
250
300
350
400
Inte
nsity
inM
Jy/s
r
Data from Fixsen et al. 1996
Best Planck fit: T = 2.728 K
Range shown: spectrum ±500 σ
Daten aus Fixsen et al. 1996 via http://lambda.gsfc.nasa.gov
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Hintergrundstrahlung dominiert!– 9 –
Figure 1.The dependence of mass-to-light ratio, M/LB, on scale, R, for average spiral galaxies
(blue symbols), elliptical galaxies (green), and groups and clusters (red). (From Bahcall,
Lubin and Dorman 1995)(11). The large scale point at ∼ 15h−1 Mpc represents Virgo
cluster infall motion results (11). The location of Ωm = 1 and Ωm = 0.3 are indicated by the
horizontal lines. A flattening of M/LB is suggested at Ωm ≃ 0.2 ± 0.1.
0 5 10 15 20Frequency in 1/cm
0
50
100
150
200
250
300
350
400
Inte
nsity
inM
Jy/s
r
Data from Fixsen et al. 1996
Best Planck fit: T = 2.728 K
Range shown: spectrum ±3 σ
Aus Materiedichte/Abschatzung Baryonenanteil und Eigenschaftender Warmestrahlung:
η =nb
nγ∼ 10−9
Deutlich mehr Photonen als Materieteilchen! Photonendominieren!
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Bindungsenergie
Gebundene Systeme:
versus
freie Bestandteile:
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Entwicklung Photonenenergie mit Skalenfaktor
10-9 10-8 10-7 10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 100
a(t)/a(t0 ) =(1 +z)−1
10-4
10-3
10-2
10-1
100
101
102
103
104
105
106Photo
nenenerg
ie [
eV
]
Ionisierung H bei 13,6 eV
Ionisierung Pu bei 120 keV
E = 2,7 kT
E = 27 kT
2,7 kT ist durchschnittliche Photonenenergie, 27 kT die Mindestenergie deshochenergetischsten Bruchteils η – Ausgangspunkt heutiger Wert: kT = 0,2 meV
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Entwicklung Photonenenergie mit Skalenfaktor
10-11 10-10 10-9 10-8 10-7 10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 10-1 100 101
a(t)/a(t0 ) =(1 +z)−1
10-4
10-3
10-2
10-1
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109Photo
nenenerg
ie [
eV
] Bindungsenergie Ni-56: 8,8 MeV/Nukleon
Paarproduktion Elektronen: 1 MeV
E = 2,7 kT
E = 27 kT
2,7 kT ist durchschnittliche Photonenenergie, 27 kT die Mindestenergie deshochenergetischsten Bruchteils η – Ausgangspunkt heutiger Wert: kT = 0,2 meV
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Die kosmische Geschichte
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Urknall und Inflation
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Urknall und Inflation
• Singularer Anfang a(t = 0) = 0:Urknall
• Quantengravitation — kein sicheresModell!
• Vereinheitlichung von Kraften (?)
• Inflation: Phase a(t) ∼ exp(Hi · t)
• Vielfalt von Inflationsmodellen
• Inflation erklart ΩK = 0 (euklidischeGeometrie)
• Inflation erklart beobachteteHomogenitat
Bild: Friedrich Bohringer
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Heiße Elementarteilchensuppe
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Heiße Elementarteilchensuppe
• Elektroschwache Symmetriebrechung(Higgs!)
• Quarks zu Hadronen bei t = 10−6s
• Materie vs. Antimaterie I: Hadronenvernichten sich t = 1s
• Ebenfalls t = 1s: Neutrinosentkoppeln
• Materie vs. Antimaterie II:Leptonenvernichtung t = 10s
Bild: Arpad Horvath
Bild: ALICE Collaboration/CERN
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Entstehung der leichten Elemente
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
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Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Nukleosynthese: Vergleich mit Beobachtungen
0.22
0.24
0.26
WM
AP
ΩBh
2
Mass
fra
ctio
n
4He
10-2
10-6
10-5
10-4
10-3
3H
e/H
, D
/H
D
3He
10-10
10-9
1 10
7L
i/H
7Li
Pla
nck
η×1010
Figure 1. Abundances of 4He (mass fraction), D, 3He and 7Li (by number relative to H) asa function of the baryon over photon ratio (or b·h2). The vertical stripe corresponds tothe Planck baryonic density [6] (dotted lines are from WMAP [5]) while the horizontal arearepresent the adopted primordial abundances.
Nuclear Physics in Astrophysics VI (NPA6) IOP PublishingJournal of Physics: Conference Series 665 (2016) 012001 doi:10.1088/1742-6596/665/1/012001
5
Abbildung links aus Coc 2016
Alles gut bis auf Lithium-7 –niemand weiß derzeit, warum
Losung Lithium-6-Problem: Lindet al. 2013
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Kosmische Hintergrundstrahlung
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
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Rekombinationsphase
n = 1
n = 2
n = 3
ν = ∆E/h
Ist das fruhe Universum weit genug abgekuhlt, finden sichAtomkerne und Elektronen zu Atomen zusammen — dasUniversum wird durchsichtig bei kosmischer Zeittrec = 380.000Jahre
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Freisetzung kosmische Hintergrundstrahlung
Gedankenexperiment: Im Raum verteilte Lampen; instantaner
”Lichtblitz“
⇒ wir empfangen jetzt, in diesem Moment dieHintergrundstrahlung von einer Kugel geeigneter Große um unsherum!
Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
Zuruck zum Anfang Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmische Geschichte
Planck-Kurve: COBE-FIRAS (Mather et al.)
0 5 10 15 20Frequency in 1/cm
0
50
100
150
200
250
300
350
400
Inte
nsity
inM
Jy/s
r
Data from Fixsen et al. 1996
Best Planck fit: T = 2.728 K
Range shown: spectrum ±3 σ
Daten aus Fixsen et al. 1996 via http://lambda.gsfc.nasa.gov
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Inhomogenitaten in der Hintergrundstrahlung
Bild: ESA/Planck Collaboration
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Parameterbestimmung aus der Hintergrundstrahlung
Hilfs-Ellipsen beim Zeichenprozess zeigen an, welche Großenskalen beider Zeichnung eine Rolle spielen – welche Großenskala wie haufigvorkommt, lasst sich beschreiben (Histogramm)
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Parameterbestimmung aus der Hintergrundstrahlung
Spektrum der Inhomogenitaten hangt von den Parametern ab, z.B.Ωm,Ωb ,ΩΛ (insbes. Hohe und Auspragung der Maxima)
0
1000
2000
3000
4000
5000
6000
Dℓ,
[µK
2]
0 500 1000 1500 2000 2500ℓ
−200
−100
0
100
200
Dℓ
resi
dual
,[µK
2]
Bild: ESA/Planck Collaboration, A&A 571, A15 (2014)Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
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Parameterbestimmung
Ωm =
Ωb = 4,9%Ωcdm = 26,8%
= 31,7%
Ωγ = 0,005%
ΩΛ = 68,3%
Bild: ESA/Planck Collaboration
Wobei Ωb = normale (baryonische) Materie (Protonen, Neutronen, . . . )
Ωcdm = dunkle Materie (keine Wechselwirkung mit Licht),
ΩΛ = (beschleunigende) Dunkle Energie
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Mehr als nur Parameterbestimmung
Suzuki et al. 2011
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Galaxienentwicklung
Urknall
10−33 sInflation
Strahlungsara Materieara
1 Millionstel sQuark-Confinement
1 s bis 3 minleichte Elemente 380.000 a
Hintergrundstrahlung
100e Mio. aGalaxien
Jetzt13,8 Mia. a
⇒ Strukturentstehung ab dem nachsten Termin!Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel
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