Das Frühe Universum Astrophysik und Teilchenphysik vereint Max Camenzind APCOSMO TUDA @ SS 2012
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
Das Frühe Universum Astrophysik und
Teilchenphysik vereint
Max Camenzind
APCOSMO
TUDA @ SS 2012
Urknall Vorstellung ? Wir sind keine Zuschauer -
wir sind Teil des Universums
Wir
be
ob
ach
ten
de
n
Urk
na
ll
Him
me
lsä
qu
ato
r
Big Bang
Photosphäre
Universum
2,725 K
380.000 LJ
Strahlungssphäre:
Photon-dominiertes
neutrales Plasma
1 e- auf 2 Mrd. Phot
Big Bang
t = 0:
Rand des
Universums
. .
. .
. .
. . . .
.
.
. .
. . . Temperatur
nimmt zu
T 1032 K
Hubble-Sphäre RH = c/H(t) LCDM
Rückwärts-
Lichtkegel
Heute
Wir
be
ob
ac
hte
n d
as U
niv
ers
um
lä
ng
s
Rü
ck
wä
rtsli
ch
tkeg
el
Ho
rizo
nt
LC
DM
B
ere
ich
jen
seit
s n
ie b
eo
bach
tbar
Mrd. Lichtjahre
Mrd
. Ja
hre
• „Equilibrium“ Rotverschiebung zeq
• Thermische Geschichte, Gleichgewichte;
• Planck-Epoche und Inflation;
• Standard-Modell der Teilchenphysik (kT < 1 TeV und kT > 1 TeV)
• Quark-Hadron Phasen-Übergang;
• Primordiale Nukleosynthese 25% He
• Rekombinations-Ära CMB;
• Dunkle Epoche: Von Rekombination zu Galaxien.
Unsere Themen
????????
Expansionsgeschichte Universums
Photonen
Neutrinos
CDM
Baryonen
Λ
m3=0,05 eV
m2=0,009 eV
m1≈ 0 eV
Ωi = ρi/ρcrit
Entwicklung der Dichten von 1 MeV → heute
Frühes
Universum
Equilibrium Redshift
• Materie-dominierte Epoche: Dichte wächst rM ~ 1/a3 = (1+z)³
• Energiedichte der Strahlung: rR ~ (1+z)4
• Krümmungsterm: kc²/a² ~ (1+z)²
• Deshalb existiert z = zeq, wo beide Dichten gleich ausfallen: rM = rR „Equilibrium Redshift“ zeq = 3150.
• Dies erfolgt kurz vor der Rekombination zrec = 1080.
Dichte Entwicklung ; 1+z = 1/a
DE
dominiert
Materie
dominiert Strahlung
dominiert
F-Glg: Strahlungs-Dominanz
t = 2,4 sec g*1/2 (MeV/kT)²
g* = gB + 7gF/8
Anzahl Freiheitsgrade
Zeit nach dem Big-Bang
13,7 Mrd.
Jahre
heute
Sterne und
Galaxien
Temperatur des Universums
D, He, Li
„gekocht“
2,725 K
Pla
nck
Ep
och
e
Infl
ati
on
Quark-
Gluonen
Plasma
10-44
T (GeV)
1019
1016
102
100
10-3
10-4
10-9
t 10-43s 10-37s 10-11s 10-5s 1s 3min 381.000a
Qu
an
ten
-Gra
vit
ati
on
Planck-Zeit
SO(10)
GUT, Inflation
SU(3)cx
SU(2)Lx
U(1)Y
Elektroschwach
Quark-Lepton-
Gluon Plasma
Quark-Confinement
Hadronen
Leptonen
Neutrino-Entkopplung
Kern-
Synthese
Kerne entstehen
Photonen-
Epoche
Photon-
Entkopplung
Galaxien,
Sterne
Kosm. Epochen
Planck
Epoche
Expansion in drei Phasen I - III Planck-Einheiten: tP = 10-43 sec , LP = 10-35 m
50 Gpc
~2 LP
Sun
Camenzind 2011
Beschleuniger- Physik Tevatron, LHC
Unbekanntes Territorium
I
Entropieerhaltung
Entropieerzeugung
II
III
Die Ursuppe – Quark-Gluon Plasma
kBT > 200 MeV : q,lep,g,ph,W,Z,h
Materie im Frühen Universum
• Alle Teilchen wechselwirken sehr schnell miteinander, da die Dichte hoch genug.
• Wechselwirkungsrate > Expansionsrate.
• Damit befinden sich alle Teilchen im thermodynamischen Gleichgewicht.
• Bosonen erfüllen Bose-Verteilung (Photonen, Gluonen, W und Z, Higgs);
• Fermionen die Fermi-Verteilung (Leptonen und Quarks, Massen unwichtig).
Gleichgewichtsverteilung - g: # Freiheitsgrade
Teilchendichte n, Energiedichte rc² und Druck P
Bose oder
Fermi-Verteilung
Materie im Frühen Universum
Thermische Gleichgewichtsverteilung:
Relativistische Näherung
E >> mc²
z(3) = 1,20205
z(4) = p4/90
Relativistische Bose-Verteilung
Relativistische Fermi-Verteilung
Effektive Anzahl „dof“ für Relativistisches Plasma
T > 1 MeV: g* = 2 + (7/8)(2 + 2 + 3x2 ) = 10,75
Photonen, Elektronen, Positronen + 3 Neutrinos
Zusammenfassung Bausteine
• Fundamentale Bausteine der
Materie:
– Alle punktförmig
• Welche Kräfte halten die
Bausteine zusammen?
• Was ist überhaupt eine
fundamentale Kraft ?
Neutron
d d
u +2/3 e
-1/3 e
-1/3 e
Proton Neutron
u u
d
Proton
+2/3 e
+2/3 e
-1/3 e
Quarks und normale Materie
2 Fermi
Krä
fte
ve
rmit
telt
du
rch
Au
sta
us
ch
teil
ch
en
Proton gebunden durch Gluonen
Quark-Phasen-Diagramm
Frühes Universum und Teilchenphysik
• Für Energien > 100 MeV benötigen wir die Teilchenphysik !
• Standard Modell der Teilchen-Physik: SUC(3) x SUL(2) x UY(1) : Eich-Theorien für Energien unterhalb ~ 1 TeV gut getestet.
• Neutrino Physik deutet auf Abweichungen hin oberhalb dieser Energien.
• Supersymmetrische Extension ? jenseits der TeV-Skala Colliders wie LHC und ILC. Existenz stabiler WIMPs (Neutralino).
• Sterile Neutrinos mit M1 ~ 10 keV ?
Es gibt nur 4 Grundkräfte
Sta
nd
ard
mo
dell 2
012
Te
ilc
he
np
hy
sik
E <
Te
V
Kräfte
Leptonen
Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China
Massen-Spektrum im Standard-Modell
10 100 1 10 100 1 10 100 1 10 100 1 10 100 1 1
meV eV keV MeV GeV TeV
d s b Quarks (Q = -1/3)
u c t Quarks (Q = +2/3)
Geladene Leptonen (Q = -1) e m t
All flavors
n3 Neutrinos
Higgs
Larg
e H
ad
ron
en C
oll
ider
CE
RN
Sta
nd
ard
mo
de
ll 1
00
Ge
V
Ph
ysik
alisch
e P
ara
mete
r
SU
(3) c
x S
U(2
) L x
U(1
) Y
Anzahl Freiheitsgrade kT < 1 TeV
4 g*(T)
QC
D P
hase-T
ran
sit
ion
e+e
- An
nih
ilati
on
Nu
cle
osyn
thesis
n D
eco
up
lin
g
Meso
ns
freeze o
ut
Heavy q
uark
s a
nd
bo
so
ns f
reeze o
ut
LHC
An
zah
l F
reih
eits
gra
de
kT
< 1
TeV
Ele
ctr
o-w
eak P
hase-T
ran
sit
ion
Ungelöste Fragen im
Standard-Modell TP
• Warum ist Gravitation so schwach ?
• Woher bekommen Fermionen ihre Masse (d, u, s, e, …) ? Sog. Hierarchie-Problem Higgs
• Kein Platz für Dunkle Materie!
• Wie kann man die elektroschwache Symmetrie-brechung erklären?
• Warum gerade drei Familien??
• Warum mehr Materie als Anti-Materie?
• Wie kann Gravitation quantisiert werden ?
• Was ist der Ursprung der kosmischen Vakuum-Energie?
• Gibt es noch mehr Dimensionen
Inv
erse
Ko
pp
lun
gsk
on
stan
te
Minimales Supersymmetrisches
Modell (kBT > TeV)
Zu jedem Standardteilchen gibt es einen Superpartner:
Quarks s-Quarks (skalar), Photon Photino
Elektron s-Elektron (skalar), Gluon Gluino
electron
selectron
quark
squark
photon
photino
vereinigt
Bosonen mit Fermionen
Kraft mit Materie
Fermion
Boson
Boson
Fermion
Warum Supersymmetrie?
Su
per
kra
ft
Die
Su
ch
e n
ach
WIM
Ps
N
eu
tra
lin
o is
t le
ich
tes
te s
tab
ile
Su
Sy-T
eilc
hen
, m
c >
100
GeV
/c²
„Relikt-Teilchen“ aus Frühem Universum
• Dunkle Materie wird durch SUSY Teilchen als
Übrigbleibsel aus frühem Universum erklärt
(bester Kandidat: Neutralino).
• Bei hohen Temperaturen waren alle diese
Teilchen im Gleichgewicht mit dem Plasma.
• Bei gewissen Temperaturen annihilieren
diese Teilchen (cc ff) „Freeze-out“
• Aber annihilieren nicht vollständig, da die
Dichte zu niedrig für nicht-relativ. Teilchen.
Greist & Kamionkowski
Physics Reports 333-334, 167(2000)
Xh2
mXnXrc
310-27 cm3 s-1
Av
If A ~ 0.1weak ~ 0.1 2
mweak2
~ 0.4pb,
then Xh2 ~ 0.3
Equilibrium
density
Decoupling
Au
sflo
cken
der
WIM
Ps
2 23 [( ) ( ) ]eq
A
dnHn v n n
dt
c
c c c+ - -
Neutralino Galaktischer Halo
rlocal 0,3 GeV/cm3, v/c 10-3, mc 100 GeV/c²
Fluß: 103 cm-2 s-1 sr-1 !
Suche nach WIMPs im Gran Sasso WIMPs = weakly interacting massive particles
Du
nk
le M
ate
rie
WIM
Ps
Dir
ekte
Dete
kti
on
• Elastische Streuung des WIMP an einem Kern im Detektor
• Rückstossenergie des Kerns mit Masse
2
2
2(max) 2
( )recoil x N
N
mE v m
m m
c
c
+
Für vc ~ 0,001 c
• Dieser Rückstoss wird auf verschiedene Weise gemessen :
Elektronen frei gesetzt (Ionisations-Detektor)
Lichtblitze (Szintillations-Detektor)
Vibrationen im Festkörper (Phononen-Detektor)
Nm
Prinzip der WIMP Detektion
Erecoil ~ 10-6 mNc² ~ 100 keV
WIMP Grenzwerte – XENON100 Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit N
Supersymmetry ?
WIMP Edelgas-Experimente
M. Schumann: arXiv:1206.2169
LUX Detector - USA
58
Linkshändig – Rechtshändig Ist die mikro-Welt symmetrisch?
WIMPs als rechtshändige Neutrinos?
Warme Dunkle Materie WDM Ist die mikro-Welt symmetrisch?
SU(3)c x SU(2)L x SU(2)R x U(1)B-L
Warme Dunkle Materie WDM:
rechtshändige Neutrinos mit mn ~ 1 keV/c²
es gibt keine kleinskaligen Dunkle Halos
mit Massen unter 100 Mio. Sonnenmassen;
löst das Problem der zu vielen Satelliten-
galaxien in der Lokalen Gruppe mit CDM;
löst das Problem der sog. Cusp-Profile
der Kalten Dunklen Materieverteilung;
die anderen 2 rechtshändigen Neutrinos haben
viel höhere Massen;
es gibt WR Bosonen mit Massen um 10 TeV/c²
Auf der Suche nach der „Weltformel“
heutige
experimentelle
Grenze
Fortschritt der Physik Zurück zum Urknall
? ?
Zur Planck-Epoche Grenzen des Verstehens
• Für t = 0 würde unendliche Krümmung,
Temperatur & Dichte erreicht
völlig unphysikalisch !
Universum würde singulär.
• Bei t = 10-43 sec setzen Quanteneffekte ein
kleinste Volumenzellen ~ LP³
Volumen wird diskretisiert !
Saat-Fluktuationen Struktur !
• Für t > tP Inflation: exponentielle
Expansion Fluktuationen gestreckt.
Die Planck-Skala, benannt nach
Max Planck, markiert eine Grenze
für die Anwendbarkeit der bekannten
Gesetze der Physik.
Die Planck-Einheiten, benannt nach
Max Planck, bilden ein natürliches
Einheitensystem für Masse, Länge,
Zeit und Temperatur. Auf diesen
Skalen erscheint der Raum quantisiert.
Quantengravitation - Planck-Einheiten
• Planck Masse, Länge und Zeit:
• Planck Temperatur:
• Zur Planck-Zeit folgt kosmische Energiedichte aus
und “Raum ist gequantelt”
1/ 2
8
1/ 2
35
3
1/ 2
44
5
2.2 10 kg,
1.6 10 m,
5.4 10 s.
P
P
P
cm
G
GL
c
Gt
c
-
-
-
321.4 10 K, reached at .P PT t t
2,P PkT m c
,/43
P
2
P
4
P
- LcmcT
cmcGm P
2
P //
Gravitationsradius
= Compton W´Länge
F-Glgen in natürlichen Einheiten
Die Planck-Masse ist die natürliche Einheit in Einstein-Glgen:
Lösung der Friedmann-Gleichung:
Universum entwickelt sich auf Planck-Skalen Inflation!!!
Unsere Welt
Frühere Welt
Big-Bang
Quantenbrücke
Zeit
Genesis des 21. Jh.: am Anfang
war nur Gravitation, daraus
materialisierten die Quarks,
Photonen, Gluonen und Leptonen
Big Bang = Quanten-Brücke
Das Quanten
Universum …
Spiegel 2009
Martin Bojowald
Was
ist
der
Big
Ban
g –
„S
ing
le Q
ua
ntu
m“
?
3-d
imen
sio
na
le K
ug
elfl
äch
e S
³ m
it R
ad
ius
~
ein
ige
Pla
nck
-Rad
ien
(~
10
-34 m
)
wäch
st e
xp
on
enti
ell
(In
fla
tio
n);
Q
uan
ten
flu
ktu
ati
on
en „
gef
rier
en“
au
s.
S³
Inflations-Pioniere
• Von Alan Guth 1981
vorgeschlagen zur Lösung:
– Horizont-Problems
– Flachheits-Problems
• Von Andrei Linde weiter entw.
• Wesentliche Idee: Universum
macht exponentielle Expansion
in früher Zeit durch.
Andrei Linde
Stanford
Alan Guth
MIT
Idee des Inflationären Universums
1030
A. Linde
Es gibt keine Theorie der Inflation, …
1980
2000
1990
-inflation Old Inflation
New Inflation Chaotic inflation
Double Inflation Extended inflation
DBI inflation
Super-natural
Inflation
Hybrid inflation
SUGRA inflation
SUSY F-term
inflation SUSY D-term
inflation
SUSY P-term
inflation
Brane inflation
K-flation N-flation
Warped Brane
inflation
inflation
Power-law inflation
Tachyon inflation Racetrack inflation
Assisted inflation
Roulette inflation Kahler moduli/axion
Natural inflation
Fluktuationsgenerator
Fluktuationsverstärker
Cosmological
functions r(z), G(z,k), Ps(k), Pt(k)
(Graphics from Gary Hinshaw/WMAP team)
381.00
Jahre
400 Mio
Jahre
13,7 Mrd
Jahre
Bruchteil
Sekunde
Probleme im Standard-Modell
• Das Standard Big-Bang Modell weist viele tiefe Probleme auf:
• Flachheits-Problem: Warum ist das FRW-Universum flach, d.h. k = 0 ? Feinabstimmung der Dichte.
• Kausaltitäts-Problem: oder Problem der Isotropie des CMB. Information breitet sich mit Lichtgeschwin-digkeit aus – warum ist CMB isotrop?
• Monopole-Problem: GUT Theorien sagen die Existenz von topologischen Defekten voraus, die sich als magnetische Monopole manifestieren.
• allgemeines Skalen-Problem: ~ µm ist keine natür-liche Skala für das Frühe Universum, sondern die Planck-Skala!
Das Kausalitäts-Problem in konformen Zeitdiagramm
Heute
Rekombintion
Big Bang
Inflation macht das Universum flach,
homogen und isotrop !
In diesem Modell wächst
das Universum typisch
um den Faktor 1030
während der Inflation.
Ein kleiner Ausschnitt
aus Universum mit ct =
1010 LJahren wächst
gewaltig. Universum
sieht heute homogen,
isotrop und flach aus.
Anfangszustand in der Inflation:
3D Kugelfläche mit Radius ~ 10
Planck-Radien wächst exponentiell;
Quantenfluktuationen „gefrieren“ aus.
Horizont
LCDM
Wel
len
län
gen
ein
fach
du
rch
Exp
an
sion
ges
trec
kt
Camenzind 2010 Horizont de Sitter
Das Inflationäre Universum
Erfolge der Inflation
• Inflation löst Flachheits-Problem, Horizont-problem & vieles mehr: N = ln(a>/a<) > 55.
• Inflation ist die Quelle für Störungen auf dem Friedmann-Hintergrund via Quanten-Fluk-tuationen im Frühen Universum F ~ 10-5.
• Diese Störungen bleiben eingefroren, wenn einmal durch die Expansion auf Skalen jenseits des Horizonts gestreckt. wachsen erst wieder, wenn sie in Horizont eintreten.
• Leistungsspektrum und Spektralindex hängen vom speziellen Modell der Inflation ab.
Primordiale Nukleosynthese (BBN)
• 1940s: Gamow, Alpher & Herman: alle chemischen Elemente werden synthetisiert via nukleare Reaktionen in hot early universe “ylem”.
• Vorhersage der Existenz der CMBR
George Gamow (1904-1975)
kT~MeV t~sec
Neutrinos koppeln via schwache WW (im Gleichgewicht)
1e
1T)(p,f
p/T+
n
Pri
mo
rdia
les
Nu
kle
are
s N
etz
we
rk
Häufigkeits-Entwicklung
Häufigkeiten
Agreement of abundances over 10 orders of magnitude
Major success of Big-Bang
Observational concordance
h
CMB: ng = 411 cm-3
h = nB/ng = (41) x 10-10
B = = rB
rc
nBmB
3H2/8pG
B h702 ~ 0,04
Von Rekombination zu Reionisation
• Bei z ≈ 1080 bilden sich H-Atome in einem homogenen Medium bei T ≈ 3000 K im Gleichgewicht mit CMB-Strahlung.
• Reionization beginnt mit ersten Sternen bei z ≈ 20 und endet bei z ≈ 6 mit HII Regionen, die von leuchtkräftigen Quellen erzeugt werden (erste Sterne und Quasare in dunklen Halos).
Ionisiertes
Universum
Ion
isie
rtes
Un
ivers
um
Gas im jungen Universum
Erste Sterne CMB
Big
Bang
0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0
Milliarden Jahre
0.6 0.7 0.8 0.9 1.0
Epoche der Re-Ionisation
Atomarer / Ionisierter Mix
Dark Age
Atomares Gas
Erste Quasare
Zusammenfassung
• Expansion des Universums beginnt in der Planck-Epoche (Quantisierung wichtig). Was davor?
• Expandiert dann exponentiell um ~30 Größen-ordnungen – alle Skalen werden gestreckt.
• Daraus entsteht das Quark-Gluon -Lepton Plasma
• Hadronen (heutige Materie) bilden sich erst im Quark-Hadronen Phasenübergang nach ~ 10 µsec, dank geringen Überschusses an Materie.
• Nach 3 Minuten werden D, He und Li „gekocht“, jedoch keine schweren Elemente (C,N,O,…).
• Nach 381.000 Jahren rekombinieren e und hinterlassen den CMB mit Anisotropien.
Zusammenfassung
Related Documents
