Reise zum Urknall - HEP

Reise zum Urknall
Teilchenphysik und Kosmologie
1. März 2005
Prof. Dr. Gregor Herten
Universität Freiburg

Wissenschaftliche Methode
Eigenschaften einer wissenschaftlichen Theorie
• Sie ist ein mathematisches Abbild der Natur.
• Man kann sie nicht beweisen - nur widerlegen.
• Eine gute Theorie sollte aus wenigen Annahmen
viele Beobachtungen vorhersagen.
• Sie muss widerlegbar sein.
In der Physik gibt es eine enge Zusammenarbeit zwischen
Experimentalphysikern, die Messungen durchführen, und
Theoretikern, die unter Benutzung der Messwerte eine
mathematische Theorie entwickeln.
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Länge nge
Meter ist die Basiseinheit der Länge
• 1 Lichtsekunde = 300 000 000 m = 3 · 108 m
• 1 Lichtjahr (ly)= 9,5 · 1015 m
• 1 Parsec (Pc) = 3,3 ly
• 1 Mega Parsec (MPc) = 3,3 · 106 ly
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Energie
1 Joule ist die Basiseinheit
1 eV = Kinetische Energie nach 1 Volt Beschleunigungsspannung
1 keV = 10 3 eV: 1000 Volt
1 MeV = 10 6 eV: 1 Million Volt
1 GeV = 10 9 eV: 1 Milliarde Volt
1 TeV = 10 12 eV: 1 Billion Volt
Masse
E = m c 2 : Masse ist eine Form der Energie
Temperatur
E = k T : Temperatur ist kinetische Energie
0° Kelvin ( K ) = - 273,16 °C
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Das Universum ist homogen und isotrop
Homogen: überall gleiche Massendichte
Isotrop: in allen Richtungen gleich
Verteilung von 3 Millionen Galaxien
in einem Ausschnitt (15% des
Himmels) in der Nähe des galaktischen
Südpols.
Großräumige Strukturen erkennbar.
Gute Annahme, das Universum als Ganzes
als homogen und isotrop anzusehen.
3-dimensionale Computer Rekonstruktion der
Galaxie-Verteilung.
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Rätsel der Astrophysik: Dunkle Materie
Gute Übereinstimmung, wenn man
nur die Sonnenmasse berücksichtigt.
Rotationsgeschwindigkeiten
der Planeten um die Sonne.
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Rätsel der Astrophysik: Dunkle Materie
Gute Übereinstimmung, wenn man
nur die Sonnenmasse berücksichtigt.
Rotationsgeschwindigkeiten
der Planeten um die Sonne.
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Ausdehnung des Universums
Gelbes Sternlicht wird als rotes Licht empfangen,
wenn sich der Stern von uns fortbewegt.
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Rätsel der Astrophysik: Dunkle Materie
Gute Übereinstimmung, wenn man
nur die Sonnenmasse berücksichtigt.
Rotationsgeschwindigkeiten
der Planeten um die Sonne.
Folgerung: Galaxien müssen viel mehr Materie besitzen als aus der Verteilung
der leuchtenden Sterne zu erwarten ist (dunkle Materie).
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f 1 , R 1
Das Universum dehnt sich aus
Ausdehnung des Universums:
Galaxien entfernen sich von einander.
Aber innerhalb einer Galaxie ändern
sich die Abstände nicht.
Photonen (Licht) bewegen
= λ sich mit Lichtgeschwindigkeit c.
z 2 −1
λ1
Während ihrer Ausbreitung dehnt sich das Universum aus.
Dabei vergrößert sich die Wellenlänge (Frequenz wird kleiner): Rotverschiebung
1 2 2
z = =
Rotverschiebung: f2
R1
f
−
f
R
f 2 , R 2
f 1 , f 2 : Frequenz des Lichtes
R 1 , R 2 : Größe des Universums
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Die Geschwindigkeit der Ausdehnung
Cepheid Sterne (Hubble 1929) Supernovae (Riess, Press, Kirshner 1996)
Hubble (1929):
H 0 = 460 km / (sec MPc)
Alter der Welt:
t 0 ≈1/H 0 = 2 Mrd. Jahre
Hubble Gesetz:
v = H 0 · Abstand
H 0: Hubble Parameter
Heute:
H 0 = 72 km/sec MPsec
= 7,4 · 10 -11 / Jahr
t 0 ≈ 13,4 Mrd. Jahre
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Suche nach Supernova Explosionen
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Das beschleunigende Universum
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Einsteins „größte Eselei“
Gravitation Anti-Gravitation
Masse, Energie Vakuumenergie,
dunkle Energie,
kosmologischer
Term
Mit der Entdeckung des beschleunigenden
Universums ist Einsteins „Eselei“ wieder da.
Einsteins Resultat war:
Das Universum muss sich ständig ändern
(ausdehnen oder zusammenziehen).
Dies widersprach dem Zeitgeist
(statisches Universum).
Daher führte Einstein den kosmologischen
Term ein.
Nach der Entdeckung der Ausdehnung
des Universums durch Hubble, bezeichnete
Einstein dies als seine größte Eselei.
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Materie: Anziehung unter Gravitation
Vakuumenergie: Abstoßung unter Gravitation (Anti-Gravitation)
Kritische Dichte: ρ krit ≈ 4 Protonmassen / m 3,
Ω i = Dichte/kritische Dichte : Ω = Ω V + Ω M
Größe
Ω V =0
Ω V =0
Energie- und Massendichte des Universums
Ω V=0
Zeit
Das Universum ist offen.
Winkelsumme (im Δ )< 180°.
Ω < 1
Das Universum ist flach.
Winkelsumme (im Δ ) = 180° .
Ω = 1
Das Universum ist geschlossen.
Winkelsumme (im Δ ) > 180° .
Ω > 1
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Hintergrundstrahlung
Penzias, Wilson 1965
Cobe Satellit 1992
WMAP 2002

Messung der Hintergrundstrahlung
sehr geringe Temperaturschwankungen
rot: T=2.725K + 0.00002 K
blau:T=2.725K - 0.00002 K
Die Messungen zeigen,
dass sich das Universum im
Alter von 380 000 Jahren
im thermischen Gleichgewicht
befand und sehr homogen und
isotrop war.
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Deutung der Hintergrundstrahlung
Wärmestrahlung: Ein heißer Körper sendet Licht aus. Die Farbe (Frequenz)
hängt von der Temperatur ab.
Beispiel Sonnenoberfläche: 5800 Kelvin.
Universum im Alter von 380 000 Jahren:
Vor dieser Zeit konnten sich keine Atome bilden, da das Universum zu heiß war.
Das Licht streute an freien Elektronen und Protonen.
Nun kühlte das Universum auf ca. 3000 K ab. Jetzt konnten sich Elektronen
und Protonen zu neutralen Atomen verbinden.
Da es keine freien Elektronen mehr gab, breitete sich das Licht ungehindert aus.
Alter: 380000 Jahre heute
Größe des Universums 1 1100
Frequenz des Lichtes 1100 1
Temperatur 3000 K 2,725 K
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Ω V
Zusammenfassung der Messungen
Alter des Universums: 13.4 ± 0.3 Mrd. Jahre
Kritische Dichte:
ρ krit ≈ 4 Protonmassen / m 3
Ω V = Vak. Energiedichte/krit. Dichte
Ω M= Massendichte / krit. Dichte
Ergebnisse:
Ω = ΩV + ΩM = 1.02 ± 0.02
Das Universum ist flach.
H0 = 72 km/sec MPc
Vakuumenergie: 73 ± 1 %
Dunkle Materie, Neutrinos: 23 ± 1%
Baryonen(Atome): 4 ± 0.5 %
Sterne: 0.5 %
Dunkle
Materie,
Neutrinos
Atome
Vakuum-
Energie
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heute
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Das frühe Universum
Warum ist unsere Welt so beschaffen, dass Leben möglich ist?
Die Weichen wurden bereits im frühen Universum gestellt.
Mit den Methoden der Astrophysik (Optik, Mikrowellen, Radiowellen)
können wir nicht erforschen, wie das frühe Universum (t < 380 000 Jahre) aussah.
Hier hilft die Teilchenphysik weiter:
Mit Beschleunigern kann man Teilchen auf hohe Energie beschleunigen,
Teilchenreaktionen untersuchen und die kleinsten Bausteine der Materie erforschen.
Mini - Urknall im Labor
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Kleine Teilchen - große Beschleuniger
Δx • Δp ≥ ħ : Unschärfe - Relation (Heisenberg)
E = m c 2 : Energie - Masse - Relation (Einstein)
Folgerung:
Die Erforschung kleiner Materiestrukturen oder schwerer Teilchen
erfordert
die Untersuchung von Teilchenstößen bei hohen Energien.
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Teilchenbeschleuniger
Linearbeschleuniger Collider
Bedeutende Beschleunigerzentren:
CERN (Genf), DESY(Hamburg), Fermilab(Chicago), SLAC(Stanford), KEK(Japan)

Urknall im Labor
Die Detektoren messen:
Energie, Flugrichtung und Teilchentyp der Spuren.
Mit diesen Messwerten können die physikalischen Theorien der
Teilchenphysik überprüft werden.
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Elementarteilchen
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Photon
Kräfte Kr fte
Gluon
Graviton?
Standardmodell
Hervorragende Bestätigung im
Experiment. Großartige
(kulturelle) Leistung der Menschheit.
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Erweiterung:
Supersymmetrie, Stringtheorie
Die Standardtheorie wird mathematisch inkonsistent bei Energien,
die sehr viel größer als 1 TeV sind. Supersymmetrie ist eine
elegante Lösung. Aber Verdopplung der Elementarteilchen nötig.
Das leichteste neutrale SUSY Teilchen ist ein Kandidat für die
Dunkle Materie.
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1TeV
Rätsel: tsel: Gibt es eine Urkraft?
Falls eine Urkraft existiert, so erwartet wir, dass
die bekannten Kräfte bei hohen Energien gleich
stark werden. Bei noch höheren Energien gibt es
dann nur noch die Urkraft, die kurz nach dem
Urknall wirksam war.
Theorien der Teilchenphysik erlauben, die
Messungen bei niedrigen Energien zu hohen
Energien zu extrapolieren.
Standardmodell:
kein Vereinigungspunkt
Supersymmetrie:
Vereinigungspunkt bei 10 16 GeV.
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Kurze Geschichte des Universums
Vor 13,4 Mrd. Jahren begann unsere Zeitrechnung mit dem Urknall.
Ob es vorher etwas gab, oder wie es zum Urknall kam, ist unbekannt.
Wir wissen nichts über das Geschehen
bis zur Planckzeit ( t < 10 -44 sec).
Es fehlt eine Quantentheorie der
Gravitation.
Vermutlich ist eine Unterscheidung
von Raum und Zeit nicht sinnvoll.
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Kurze Geschichte des Universums
10 -44 sec bis 10 -34 sec
Das Universum ist 10 32 Grad (10 19 GeV) heiß.
Die Gravitationskraft separiert als eigenständige Kraft.
Die anderen Kräfte sind noch vereinigt.
10 -34 sec bis 10 -32 sec: Inflation
Anfangs sind die 3 Kräfte noch vereint. Nun separiert
die starke Kraft. Dabei nimmt eine kleine Region
einen anderen Energiezustand an (Vakuumenergie).
Dies führt zu einer Anti-Gravitation und zu einer
enormen Ausdehnung.
Innerhalb von 10 -32 sec dehnt sich das
Universum um einen Faktor 10 50 aus (Inflation)
Danach hat es die Größe eines Tennisballs.
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Konsequenzen der Inflation:
Kurze Geschichte des Universums
1) Das Universum wird homogen und isotrop.
Anfängliche Inhomogenitäten werden verschmiert.
2) Das Universum wird flach ( Ω = 1 ).
Anfängliche Krümmungen des Raumes werden geglättet.

Kurze Geschichte des Universums
10 -32 sec
Die Inflation ist beendet.
Die normale Expansion wird fortgesetzt.
Die Materie besteht aus Quarks und Leptonen
(Elektronen und Neutrinos). Auf sie wirken die
Gravitation, starke Kraft und die noch vereinigte
elektroschwache Kraft.
Vermutlich existiert ein kleiner Überschuss (10 -9 ) an
Materie gegenüber Anti-Materie.
Daraus entstehen später Sterne und Galaxien.
10 -11 sec
Die Temperatur fällt unter 10 15 Grad. Die
elektroschwache Kraft teilt sich in die
elektromagnetische und die schwache Kraft.
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Kurze Geschichte des Universums
10 -6 sec:
Quarks und Antiquarks vernichten sich. Dabei entstehen
viele Photonen. Der winzige Überschuss (10 -9 ) an
Materie führt dazu, dass alle Antiquarks vernichtet
werden, aber ein Bruchteil von 10 -9 Quarks übrig bleibt.
10 -4 sec:
Das beobachtbare Universum ist so groß wie unser
heutiges Sonnensystem. Die Quarks verbinden sich
und bilden Protonen und Neutronen. Es gibt keine freien
Quarks mehr.
1 sec:
Die Neutrinos haben bisher häufig mit Protonen und
Neutronen reagiert. Mit fallender Temperatur nimmt die
Reaktionsrate ab. Das Universum wird für Neutrinos
transparent. Sie breiten sich ungehindert aus und bilden
eine Neutrino-Hintergrundstrahlung (T=1,95 K , n = 340
Neutrinos/cm 3 ).
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Kurze Geschichte des Universums
100 sec:
Protonen und Neutronen verbinden sich und bilden Helium und andere leichte
Elemente. Die gemessene Häufigkeit der leichten Elemente bestätigt die
Urknalltheorie.
Die schwereren Kerne sind später in Sternen und bei Supernova
Explosionen erzeugt worden.
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Kurze Geschichte des Universums
Im Urknallmodell hängt die 4 He Häufigkeit von der Anzahl der
Neutrinoarten N ν ab.
(mehr Neutrinos bedeutet: höhere Temperatur und mehr 4 He).
Gute Übereinstimmung mit 3 Neutrinofamilien.
Large Elektron-Positron Collider
im CERN:
N ν = 2.994 ± 0.012
Die gute Übereinstimmung der
4 He – Häufigkeit zwischen
Messung und Theorie ist eine
wichtige Bestätigung der
Urknalltheorie.
Gutes Beispiel für die
Verbindung von
Teilchenphysik und Astrophysik.
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380 000 Jahre
Geringe Fluktuationen in der
Hintergrundstrahlung
waren Ausgangspunkte für die
Entstehung von Materiehaufen.
Es bilden sich neutrale Atome. Nun
können sich die Photonen ungehindert
ausbreiten. Die 3 Kelvin
Hintergrundstrahlung ist eine wichtige
Bestätigung der Urknalltheorie. Die
Temperaturschwankungen sind sehr
gering (1/50 000).
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1 Mrd. Jahre
Kurze Geschichte des Universums
Dichteschwankungen verstärken sich
aufgrund der Gravitationskraft. Es
entstehen riesige Gaswolken.
Daraus bilden sich Sterne und Galaxien.
Eine so schnelle Galaxiebildung lässt sich
nur verstehen, wenn dunkle Materie vorlag.
13 Mrd. Jahre: heute
30 Mrd. Jahre: Die meisten Sterne sind erloschen.
10 35 Jahre: Atomkerne zerfallen (?). Es gibt nur noch Licht, Neutrinos,
Schwarze Löcher, dunkle Materie (?). Die Vakuumenergie
überwiegt. Das Universum dehnt sich immer schneller aus.
10 80 Jahre: Schwarze Löcher mit 1000 Sonnenmassen zerstrahlen.
Die Ausdehnung des Universums wird immer weiter
beschleunigt.
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Zusammenfassung
Die Kosmologie ist zu einer (präzisen)
experimentellen Wissenschaft geworden.
Astrophysik und Teilchenphysik liefern neue
Erkenntnisse über unser Universum.
Ergebnisse:
- gute Übereinstimmung mit dem
Urknallmodell und einer frühen Inflationsphase.
- das Universum ist auf großen Skalen flach,
d.h. Ω V + Ω M =1.
- deutliche Hinweise auf Vakuumenergie Ω V ~ 0.7
- Materiedichte Ω M ~ 0.3 ,
davon ca. 85% dunkle Materie.
Zukünftige Messungen:
-Teilchenphysik
(Large Hadron Collider, CERN, 2007)
- Astrophysik (Supernovae bei hohem z,
Messungen der 3K Strahlung,
Strukturbildung im Universum)
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Die Welt im Jahr 2000
Die Erde im Jahr 1500