Einteilung der VL
description
Transcript of Einteilung der VL
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 1
Einteilung der VL
1. Einführung2. Hubblesche Gesetz3. Antigravitation4. Gravitation5. Entwicklung des Universums6. Temperaturentwicklung7. Kosmische Hintergrundstrahlung8. CMB kombiniert mit SN1a9. Strukturbildung10. Neutrinos11. Grand Unified Theories12.-13 Suche nach DM
HEUTE
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 2
Vorlesung 6:
Roter Faden:
1. Temperaturentwicklung des Universums2. Kernsynthese3. CMB=cosmic microwave background = kosmische Hintergrundstrahlung.
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 3
Bisher:Ausdehnungund Alter desUniversumsberechnet.
Wie ist die Tempe-raturentwicklung?Am Anfang ist dieEnergiedichtedominiert durchStrahlung.
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 4
Plancksche Gesetz für Strahlung eines schwarzen Körpers
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 5
Schwarzkörperstrahlung: ein Thermometer des Universums
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 6
Wandtemperatur eines Schwarzkörpers(nicht reflektierende Wände imthermischen Gleichgewicht mit Strahlung!) und austretendes Spektrum (links)
Universum ist ein Schwarzkörper
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 7
Stefan-Boltzmann Gesetz für Strahlung eines schwarzen Körpers
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 8
Kosmische Hintergrundstrahlung gemessen mit dem COBE Satelliten (1991)
T0 = 2.728 ± 0.004 K Dichte der Photonen 412 pro cm3
Wellenlänge der Photonen ca. 1,5 mm, so dichteste Packungca. (10 mm / 1.5 mm)3 = ca. 300/cm3, so 400 sind viele Photonen/cm3
Mather(left) (NASA), Smoot (LBL, Berkeley)
Nobelpreis 2006
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 9
Nach Stefan-Boltzmann: Str T4 Es gilt auch: Str N E 1/S4
Daher gilt für die Temperatur der Strahlung: T 1/S Hiermit kann man die Fríedmann Gl. umschreiben als Funkt. von T! Es gilt: dT d(1/S) oder S/S -T/T und 1/S2 T2
Temperatur und Skalenfaktor
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 10
Im strahlungsdominierten Universum kann man schreiben:
(S/S)2 = (T/T)2 = 8GaT4/3c2 (Str=aT4>>m und k/S2 und )
Lösung dieser DG: T = (3c2/8aG)1/4 1/t = 1,5 1010 K (1s/t)
= 1,3 MeV (1s/t)
Im Klartext: 1 s nach dem Urknall ist die Temperatur gefallen von der Planck Temperatur von 1019 GeV auf 10-3 GeV
Temperaturentwicklung des Universums
Friedmann-Gleichung als Fkt. der Temperatur:
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 11
Wichtigste Ergebnisse aus der Friedman-Gl- als Fkt. von T
Entkopplung der Photonen, wenn dieTemperatur unter Ionisationsenergie fällt
UND eine genügend kleine Photonendichte, damit dieIonisationsrate < Rekombinationsrate.
(wichtig, weil Planckspektrum bei T=13.6 eV noch genügend Photonen hat um Atome wieder zu ionisieren. Dies entspricht:
T= 0,3 eV = 3000 K oder Zeit t = 3.105 yr oder mit T0=2,7KRotverschiebung z = S0/S = T/T0 = 3000 / 2.7 = 1100
Bildung der Kerne (Kernsynthese oder Nukleosynthese) bei T= Kernbindungsenergie O(1 MeV)=O(1010K) odert = O(1s) oderz = S0/S = T/T0
= 1010/2.7=O(1010)K
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 12
Temperaturentwicklung des Universums
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 13
Nukleosynthese
http://www.mpa-garching.mpg.de/~weiss/Nukleosynthese_08/Nukleosynthese_1u2.pdf
In dieser VL nur “primordiale”Kernsynthese, d.h. Elemente,die in den ersten drei Minutendes Urknalls entstehen, hauptsächlich H, He, die in Anzahldichte ca. 90% und 8% der Nukleonen im Universum ausmachen.(He=24% in Massendichte)
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 14
Nukleosynthese
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 15
Nukleosynthese
Nach t=1.5 s nur noch Neutronenzerfall und Kernsynthese durch starke Wechselwirkung, aber keine schwache Wechselwirkungen mehr
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 16
Nukleosynthese
Boltzmann-Verteilung
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 17
Nukleosynthese
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 18
Nukleosynthese
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 19
Nukleosynthese
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 20
WMAP results agree with Nuclear Synthesis
Kernsynthese:Alle Elementhäufigkeitenstimmen überein mit:
Ωbh2=0.0214 +/- 0.002 oder mit h=0.71 Ωb=4,2%
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html
Auch WMAP: Ωb=4,4%(später mehr)
Vorhergesagte 7Li Häufikeit größerals gemessen, aber Li wird in Sternendurch Fusion zerstört
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 21
Deuteriumhäufigkeit wichtigster Thermometer des Universums
Höhere Baryondichte gibt weniger D, da Fusion von D in He effektiver wird, d.h. mehr He, weniger D.
Daher D sehr steile Funktion von der Baryondichte oder was sehr oft angegeben wird Elementhäufigkeit als Funktion von : =B/ , da dieses Verhältnis unabhängig vom Skalenfaktor und damit von der Vakuumdichte ist.Die Photondichte ist sehr genau bekannt aus der CMB.
Problem bei der Messung der Deuteriumhäufigkeit:
D wird auch in Sternen durch Fusion zerstört!Daher Messung als Funktion der Zeit (oder Rotverschiebung) D-Absorptionslinien aus Lyman-alpha-Forest (Lya-Wald). Diese Linien sind durch den anderen Kernum 82 km/s gegenüber Wasserstoff ins Blaue verschoben. Am Einfachsten wird D/H gemessen und der höchste Wert wird für die D-Häufigkeit genommen.
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 22
Lyman- Wasserstoff linien
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 23
D in Lyman- Wald
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 24
Entstehung der 3K Kosmischen Hintergrundstrahlung Cosmic Microwave Background (CMB))
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 25
Nach Rekombination ‘FREE STREAMING’ der Photonen
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 26
Last Scattering Surface (LSS)
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 27
Das elektromagnetische Spektrum
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 28
The whole shebangThe whole shebang
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 29
Zum MitnehmenTemperaturentwicklung im frühen Universum: T = (3c2/8aG)1/4 1/t = 1,5 1010 K (1s/t) = 1,3 MeV (1s/t) i
Nach der Rekombination der Protonen und Elektronen zu neutralem Wasserstoff wird das Universum transparent für Photonen und absolut dunkel bis nach 200 Myr Sterne entstehen. Dazwischen „dark ages“.
Die nach der Rekombination frei entweichende Photonen sind heute noch beobachtbar als kosmische Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von 2.7 K Es gilt: T 1/S für Strahlung und relativ. Materie (E>10mc2) 1/S 1+z (gilt immer) T 1/ t (wenn Strahlung und relat. Materie dominiert, gilt
nicht heute, denn zusätzlich Vakuumenergie)
Hiermit zu jedem Zeitpunkt die Energie oder die Temperatur mit einem Dreisatz im frühen Universum zu berechnen, wenn man weiß:
zum Zeitpunkt der Rekombination: (Trec=3000 K) = (380.000 yr) =(z=1100)
Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.11.2012 30
Pfeiler der Urknalltheorie:
1) Hubble Expansion2) CMB3) Kernsynthese 1) beweist dass es einen Urknall gab und 2,3) beweisen, dass Univ. am
Anfang heiß war!
Zum Mitnehmen