Das fruhe heiße¨ Universum - Haus der Astronomie · Bild: ALICE Collaboration/CERN Markus P¨ossel Das fruhe heiße Universum¨

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


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!



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).



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


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



Warmestrahlung: Gluhendes Metall

Bild: ”ExtraSchicht 2010, Radreifenproduktion im Bochumer Verein“,Rainer Halama via Wikimedia Commons unter Lizenz CC BY-SA 3.0


https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Bochumer_Verein-23-50078.jpg

https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode


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)



Entdeckung Hintergrundstrahlung: Penzias & Wilson

Bild: NASA



Entdeckungsgeschichte Hintergrundstrahlung

Cosmic Background Explorer (COBE),Missionsdauer 1989–1993

FIRAS-Instrument (Far Infrared AbsoluteSpectrometer), PI: John Mather



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





0

50

100

150

200

250

300

350

400

Inte

nsity

inM

Jy/s

r









0

50

100

150

200

250

300

350

400

Inte

nsity

inM

Jy/s

r







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

50

100

150

200

250

300

350

400

Inte

nsity

inM

Jy/s

r




Aus Materiedichte/Abschatzung Baryonenanteil und Eigenschaftender Warmestrahlung:

η =nb

nγ∼ 10−9

Deutlich mehr Photonen als Materieteilchen! Photonendominieren!



Bindungsenergie

Gebundene Systeme:

versus

freie Bestandteile:



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



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



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



Urknall und Inflation

Urknall

10−33 sInflation





100e Mio. aGalaxien

Jetzt13,8 Mia. a



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



Heiße Elementarteilchensuppe

Urknall

10−33 sInflation





100e Mio. aGalaxien

Jetzt13,8 Mia. a



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



Entstehung der leichten Elemente

Urknall

10−33 sInflation





100e Mio. aGalaxien

Jetzt13,8 Mia. a



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


http://adsabs.harvard.edu/abs/2016JPhCS.665a2001C

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...554A..96L

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...554A..96L


Kosmische Hintergrundstrahlung

Urknall

10−33 sInflation





100e Mio. aGalaxien

Jetzt13,8 Mia. a



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



Freisetzung kosmische Hintergrundstrahlung

Gedankenexperiment: Im Raum verteilte Lampen; instantaner

”Lichtblitz“

⇒ wir empfangen jetzt, in diesem Moment dieHintergrundstrahlung von einer Kugel geeigneter Große um unsherum!





0

50

100

150

200

250

300

350

400

Inte

nsity

inM

Jy/s

r







Inhomogenitaten in der Hintergrundstrahlung

Bild: ESA/Planck Collaboration



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)



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


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



Mehr als nur Parameterbestimmung

Suzuki et al. 2011



Galaxienentwicklung

Urknall

10−33 sInflation





100e Mio. aGalaxien

Jetzt13,8 Mia. a

⇒ Strukturentstehung ab dem nachsten Termin!Das fruhe heiße UniversumMarkus Possel

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