VI. Kosmologie 6.1. Grundlegende astrophysikalische Beobachtungen 6.1.1. Grundlagen Astronomie: Beobachtung kosmischer Objekte & Phänomene Astrophysik: Interpretation mit physikalischen Modellen Kosmologie: Struktur & Dynamik des Weltalls im Großen Kosmologie Elementarteilc hen-physik Dynamik des frühen Universums Struktur im Großen Dunkle Materie Dunkle Energie...
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VI. Kosmologie6.1. Grundlegende astrophysikalische Beobachtungen6.1.1. Grundlagen
– (Anti-)Neutrinos entkoppeln und bewegen sich ab jetzt frei
# leichte Bosonen () 4# leichte Fermionen einer Sorte ,e=
t = 10 s: kBT 0,3 MeV < m(ee)
– Positronen verschwinden: ee – winziger e-Überschuss bleibt
– Universum ist neutral # e= # p
– Zahl der Photonen erhöht sich um Faktor
Aufheizung des Photon-Gases gegenüber Neutrinos: T 1,4 T Photon-WW mit e und p (Gleichgewicht) Photonen nicht frei Neutronen beginnen zu zerfallen 890 s Kerne können nicht existieren (Desintegrierung durch Photonen)
4
11
t = 100 s: kBT 0,1 MeV ≪ EB(Kerne)
– Kerne frieren aus; der Neutronenzerfall endet nach 200 s
– d-, -, Li-Kerne bilden sich neben p dominant, d‘s verschmelzen zu ’s–
– Modellrechnungen liefern d-Häufigkeit als Funktion von B
B groß hohe Fusionsrate kleine relative d-Häufigkeit
Messung der relativen d-Häufigkeit B 0,01...0,1
B = 1 ist ausgeschlossen! Wie kann dann = 1 sein?
14,0p#
n#
3,0p#n#1
p#n#2
n#p#
n#2
M
M
mn#p#Mmn#2M
p
α
Npnα
baryonisch
6.3.2. Entstehung von Atomen, Sternen und Galaxien
t 300 000 Jahre: T 4000 K ; kBT 0,3 eV < EB(Atome)
– neutrale Atome entstehen; e p sind nicht mehr frei
– Photonen entkoppeln von Materie Das Universum wird transparent Ereignisse ab hier im Prinzip noch heute „sichtbar”
ab jetzt:
heute:
Neutrinos heute:
Teilchenverhältnisse heute:
32
34
tTtT StrahlungMaterie
K7,2TmK1T StrahlungMaterie
K9,1Tν (bis auf äußere Aufheizung)
1:1:103:103n:n:n:n 99eBγν
Baryon-Antibaryon-Asymmetrie
t > 109 Jahre:
– Gas
– im Großen: Sterne Galaxien
lokale Verdichtung
Sterne
Planeten
Neutrinos
Photonen
schwere Kerne
Gravitation
GravitationGalaxienhaufen
SuperhaufenBänder, Wände, Leerräune
6.4. Probleme des Big-Bang-Modells
a) Dunkle Materie: Wir wissen MUniversum ≫ MBaryonen ( 11.5. )
b) Isotropie-Horizont-Problem: R tx mit x < 1 verschiedene Regionen unseres Universums waren früher kausal
getrennt Woher stammt die Isotropie (z.B. der 2,7 K-Strahlung) ?
c) Strukturbildung: Wie entstehen Galaxienverteilungen? winzige initiale Dichtefluktuationen vgl. b) Rolle der dunklen Materie und der Neutrinos?
Möglicher Ausweg: Inflation des Universums bei t 1035 s
Bild 1
ohne Inflation mit Inflation
Infla
tion
6.5. Dunkle Materie
Evidenz:
a) Theorie vermutlich ≫ sichtbar 0,02
b) Rotation von Spiralgalaxien (Doppler-verschobene Spektrallinien)
Annahme: Masse im Kern konzentriert
Spiralarm
Kern
r
vr
1v
Spiralarm
Kern
r
v
r
1vVorhersage:
Beobachtung: v const. für rKern < r ≲ 10 rGalaxie
Erklärung:
Galaxie eingebettet in Halo dunkler Materie, wobei
wie bei Gas
2Halo r
1ρ
Resultat:
a) 1 ( vermutlich )
b) B < 0,1 ( aus Elementhäufigkeiten )
c) 90% - 99% der Materie ist dunkel, und liegt in Form
exotischer, nicht-baryonischer Materie vor.
d) Kandidaten: massive Neutrinos supersymmetrische Teilchen, z.B. Neutralinos Teilchenanregungen in höheren Raumdimensionen Axionen Gravitinos Wimpzillas ...
Neutrinos: 109 kosmische Neutrinos pro Baryon
Wenn Dunkle Materie Neutrinos, dann 10…100 B
∃ Neutrino mit m 10…100·109 GeV 10…100 eV
direkte Grenze: me < 2 eV, m < 0,19 MeV, m < 18
MeV Oszillationen: mO(104)…O(105)
m < 0,1 eV ist „natürlich” zu klein?Wimps: Weakly interacting massive particles (hypothetisch) Eingenschaften: schwach wechselwirkend ( neutral) massiv (vermutlich einige 10 bis 100 GeV)
stabil heißer Kandidat: leichtestes Neutralino in SUSY-Theorien
mit R-Paritäts-Erhaltung direkter Nachweis möglich: elastische Wimp-Kern-WW
Beispiel für Experiment zum direkten Wimp-Nachweis: