Akademie für Ältere Heidelberg 2015/1


Das Universum in Raum und Zeit

Seminar für Senioren 2015:


Dienstag 08:45 - 10:15 Uhr

Volkshochschule Heidelberg, Raum E10

Bergheimer Straße 76

Moderne Astronomie


Horizon
Kaum eine andere Naturwissenschaft hat in den letzten 50 Jahren eine so stürmische Entwicklung genommen wie die Kosmologie. Sie hat Entdeckungen hervorgebracht, die unser Weltbild drastsich verändert haben. Wichtige Meilensteine auf diesem Wege waren die Entwicklung der modernen Spiegelteleskope und ihrer Detektoren, sowie von leistungsfähigen Computern. Noch vor 100 Jahren endete das sichtbare Universum am Rand der Milchstraße. Heute überblicken wir dank Hubble das gesamte Universum - etwa 100 Milliarden Galaxien bleiben zu erforschen!

Turbulenz

Albert Einstein hat die Grundlagen zum Verständnis des Universums 1915 gelegt. Im November 1915 hat Albert Einstein die Newtonsche Gravitation total revidiert und postuliert, dass Gravitation Geometrie ist. Und er sollte Recht behalten, auch wenn die Physiker damals nicht sehr begeistert reagierten. Heute wissen wir, dass alle fundamentalen Wechselwirkungen Geometrie sind - "alles ist Geometrie".

Moderne Astronomie

Für dieses 1. Halbjahr habe ich als Grundlage mein Buch vorgeschlagen.

Max Camenzind privat

Telefon: 06223 - 713 82
E-Mail: Martina_Camenzind@gmx.net

Daten und Themen des Seminars




13./20. Jan.: Relativistische Weltmodelle


Im Laufe der Zeit sind verschiedene Lösungen der Friedmann-Gleichungen diskutiert worden. Bereits 1917 schlug Albert Einstein sein statisches Universum vor. Bei statischen Lösungen ist der Weltradius konstant, R(t) = const. Lambda wurde ja von Einstein auf diese Weise eingeführt und ist ungleich null. Als Krümmung wurde k = +1 gewählt, weil alle sphärischen Universen geschlossen sind, was Einstein als ästhetisch empfand. Im statischen Universum verschwinden sowohl Hubble-Parameter, als auch Abbremsparameter, was anschaulich unmittelbar einsichtig ist.
Im gleichen Jahr 1917 fand der holländische Astronom Willem de Sitter (1872 - 1934) eine flache Lösung, k = 0, mit positiver kosmologischer Konstante, die dynamisch, aber materiefrei (Energie-Impuls-Tensor null) ist. Die Dynamik dieser de-Sitter-Lösung wird allein von der Dunklen Energie verursacht. De Sitter erkannte jedoch den Zusammenhang zur Rotverschiebung nicht, obschon er Sliphers Messungen kannte.

Alexandr Friedmann aus Petersburg setzte 1922 Einsteins Kosmologische Konstante wieder auf Null zurück und zeigte, dass dann die Einsteinschen Gleichungen expandierende Universen implizieren. Die Arbeiten von 1922 und 1924 wurden aber kaum zur Kenntnis genommen, auch von Einstein nicht, obschon er als Gutachter der Arbeiten fungierte. Der belgische Priester Georges Lemaître (1894 - 1966) arbeitete auf gleichem Gebiet wie Friedmann. Er fand 1927 die Lösung eines expandierenden Universums. Zunächst wurden positive Krümmung und positives Lambda vorausgesetzt. Dynamische Universen waren zu jener Zeit äußerst unattraktiv. Erst Hubbles Entdeckung der Fluchtbewegung der Galaxien im Jahr 1929 verschafften den Friedmann-Lemaître-Modellen verdienten Zulauf.

Im Zuge von Einsteins zurückgenommener kosmologischer Konstante, erlangen Modelle mit verschwindendem Lambda zunehmend Aufmerksamkeit. Das Einstein-de-Sitter-Universum (1932) ist flach, k = 0, und ist das Standardmodell der Kosmologen bis 1998.

Dynamische Universen haben variablen Weltradius R(t), der häufig auch als Skalenfaktor a(t) in der Fachliteratur bezeichnet wird. Die Entdeckung der Expansion führte Lemaître zu der Annahme: wenn man die Expansion zeitlich zurück extrapoliert, dann muss es ein beliebig kleines Universum gegeben haben. Lemaître nannte dies die 'Geburt des Raumes' (Artikel in Nature 1931). Demzufolge muss er als der 'Vater der Urknall-Theorie' bezeichnet werden.

27. Jan.: Lambda-CDM - Standardmodell


Das heutige Standardmodell der Kosmologie kommt nicht ohne kosmologische Konstante aus. Damit sind die Friedmann-Gleichungen nicht mehr geschlossen lösbar - außer im Falle verschwindender Krümmung Omegak = 0. Dieses Modell ist als Lambda-CDM bekannt - ein kosmologische Modell ohne Krümmung, aber mit kalter Dunkler Materie, Baryonen, Strahlung und Dunkler Energie.

Wir leben in einem Universum, das nach den aktuellen Erkenntnissen der modernen Kosmologie niemals kollabieren wird, aber ewig expandieren und dabei langsam auskühlen wird. Das Alter unseres Universums beträgt 13,8 Mrd. Jahre.

Weltmodell Abb.: Modelle des Universums und Supernova-Daten von 1998. Nur ein beschleunigt expandierendes Universum passt zu den Beobachtungen. Die Beobachtungsbefunde legen dann eindeutig ein Modell fest, das heutige LambdaCDM. [Grafik: Hz]

Die Zusammensetzung unseres Universums ist wie folgt: 31,5% Materie und 68,5% Dunkle Energie (Planck 2014). Die Supernovadaten passen zu allen anderen astronomischen Messungen (kosmische Hintergrundstrahlung, großräumige Verteilung der Galaxien und Galaxienhaufen, Häufigkeiten der primordialen Elemente) und auch zu den Erkenntnissen aus der Altersbestimmung. So gibt das Alter von Objekten im Kosmos ein Mindestalter für das Universum vor. Die Altersbestimmung mit radiogenen Methoden bei Gesteinen oder das Alter von Kugelsternhaufen (den ältesten Systemen in der Milchstraße) oder von Weißen Zwergen - all das passt zu den Erkenntnissen der experimentellen Kosmologie.

3. Feb.: Supernovae und Nobelpreis 2011


Wie weit entfernt ist eine Galaxie mit Rotverschiebung z=2? Diese Frage hört sich einfach an! Distanz ist nicht gleich Distanz - es gibt vier verschiedene Distanzmaße im expandierenden Universum, die im lokalen Universum alle identisch sind, sich jedoch für z > 1,0 drastisch unterscheiden. Die wichtigste Distanz ist die Leuchtkraftdistanz, die sich über den Distanzmodul definiert. Sie kann nur für einige einfache kosmologische Modelle analytisch ausgedrückt werden, im Falle von Lambda-CDM existieren einfache analytische Näherungen.

Fundamentalebene Abb.: Distanzen im expandierenden Universum. Es gibt vier verschiedene Distanzen, die sich bei großen Rotverschiebungen unterschiedlich verhalten. Die Winkeldistanz nimmt sogar ab Rotverschiebung eins wieder ab. [Grafik: Camenzind]

Mit nahen Supernovae (bis z = 0,1) wird die Hubble-Konstante bestimmt, mit entfernten Supernovae (bis z = 2) werden die Omega-Parameter vermessen. Für diese Erkenntnis erhielten Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess 2011 den Nobelpreis in Physik und 2015 den Breakthrough Prize in Fundamental Physics (besser dotiert als der Nobelpreis!).

Fundamentalebene Abb.: Supernovae Hubble-Diagramm. Nur eine beschleunigte Expansion des Universums ist mit den Daten kompatibel. [Grafik: Camenzind]

10. Feb.: Dark Energy & Fundamentalebene


Jeder Punkt in der Ebene (Omega_DE,Omega_M) repräsentiert ein mögliches kosmologisches Modell. Alle Daten (SNe und CMB) deuten heute auf ein flaches beschleunigtes Universum hin mit Dunkler Energie als der treibenden Kraft der Expansion. Das klassiche CDM-Modell mit Omega_M = 1 ist völlig ausgeschlossen. Die Raumkrümmung des Universums ist wohl äusserst gering, |Omega_k| < 0,01, da der Hubble-Radius viel kleiner als der wahre Radius des Universums ausfällt aufgrund der Inflation im frühen Universum. Damit liegt das heutige Universum auf der Antidiagonalen (Flat) in der Fundamentalebene.

Fundamentalebene Abb.: Die Fundamentalebene des Universums. Jeder Punkt in dieser Ebene repräsentiert ein mögliches kosmologisches Modell. Die Beobachtungsbefunde legen dann eindeutig ein Modell fest (roter Kreis), das heutige LambdaCDM. [Grafik: pr]

In 10 Milliarden Jahren wird die Dunkle Energie völlig dominieren und das Universum deshalb exponentiell in der Zeit expandieren. Alle Galaxien werden aus dem Horizont entschwinden - nur der Virgo-Haufen bleibt uns erhalten. In etwa 100 Billionen Jahren bilden sich die letzten Sterne aus spärlichen Gaswolken. Danach bleiben nur noch die ausgebrannten Sternenreste übrig - Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher, sowie Braune Zwerge und Planeten. Wenn Protonen nach etwa 1034 Jahren zerfallen, schmelzen auch alle stellaren Reste dahin - nicht jedoch die Schwarzen Löcher. Diese haben die längsten Lebenszeiten, supermassereiche Löcher zerfallen erst in 1087 Jahren, falls Hawking recht hat. Wie sieht also das Universum in 10100 Jahren aus?

17. Feb.: Fasching




24. Februar: 50 Jahre CMB: 1965 - 2015


Die kosmische Hintergrundstrahlung, der sog. CMB, ist erst 1964 zufällig entdeckt worden. 1965 erfolgte die Publikation durch Penzias und Wilson. Die Entdeckung des Mikrowellenhintergrunds war ein glücklicher Zufall: Die beiden Astronomen Arno Penzias und Robert Wilson von den Bell Labs in Holmdel, New Jersey, kartierten gerade die Radioemissionen aus der Milchstraße, als sie am 20. Mai 1964 ein schwaches Signal bemerkten, das aus allen Himmelsrichtungen zu kommen schien. Penzias und Wilson vermuteten zunächst, es handele sich um ein Störsignal, das von irgendeiner Quelle auf der Erde stammte. Erst ein Gespräch mit dem Kollegen Dicke in Princeton ließ sie zu dem Schluss kommen, dass die Strahlung nicht irdischen, sondern kosmischen Ursprungs war.

Power Spektrum Abb.: Die Horn-Antenne mit Penzias und Wilson in Holmdale. [Photo: Physics Today Collection AIP/SPL]

Theoretiker, so erfuhren sie, hatten ein derartiges Signal bereits lange vorhergesagt: Es galt als starker Beleg für die Urknalltheorie, wonach das Universum vor Milliarden von Jahren explosionsartig aus einem winzigen Punkt hervorging, anstatt seit eh und je in einem unveränderlichen, stationären Zustand zu verharren. Durch den Nachweis des Mikrowellenhintergrunds hatten Penzias und Wilson bestätigt, dass das Universum einst viel heißer war als heute. Die von ihnen aufgefangenen Photonen traten ihre Reise rund 380.000 Jahre nach dem Urknall an. Der junge, expandierende Kosmos hatte sich damals gerade so weit abgekühlt, dass sich Elektronen und Protonen zu Wasserstoffatomen vereinen konnten. Seither laufen die Photonen frei durch das Weltall und liefern damit eine Momentaufnahme des Universums zu jenem Augenblick, in dem sie freigesetzt worden sind.

3. März: Vortrag E06: 3D Drucker




10. März: CMB Temperaturfluktuationen


Schon in den 60er Jahren haben Jim Peebles und sein Student Yu vorhergesagt, dass es im frühen Universum Schallwellen geben sollte, die Temperaturfluktuationen hervorrufen. Ähnliche Ideen hatten auch die russischen Astrophysiker Jakov Zel'dovich und sein Schüler Rashid Sunyaev von der Moskau State University. Diese Fluktuationen in der Temperatur des CMB wurden lange gesucht, jedoch erst der COBE-Satellit konnte sie Anfang der 90er Jahre nachweisen. Erst die Inflationstheorie gab dann eine physikalische Begründung für die Existenz dieser Fluktuationen.

1990 bestimmte man mit dem Satelliten Cosmic Background Explorer (COBE) der NASA erstmals präzise die Temperatur des Mikrowellenhintergrunds: 2,725 Grad über dem absoluten Nullpunkt. Da der Messwert in allen Himmelsrichtungen gleich ausfiel, musste das heiße Gas im frühen Universum ziemlich einheitlich gewesen sein. Doch schon bald wurde klar, dass die Hintergrundstrahlung nicht vollkommen isotrop ist. Ihre Temperatur variiert am Himmel um etwa 0,01 Promille, stellten Wissenschaftler der COBE-Mission 1992 fest. Und diese kleinen "Anisotropien" liefern bedeutende Informationen über die Entwicklung des Universums. Die heißen und kalten Flecken spiegeln kleine Variationen in der Dichte des urzeitlichen Gases wider – zu jenem Moment als die Photonen des Mikrowellenhintergrunds ausgesendet wurden. Die Schwerkraft ließ diese Schwankungen später anwachsen, nehmen die meisten Kosmologen an, und es entstanden dichtere Regionen, aus denen schließlich Galaxien und Galaxienhaufen hervorgingen.

17. März: CMB mit WMAP - Teil II


Der Himmel hat nicht überall die gleiche Temperatur, es gibt Fluktuationen DT in der Temperaturverteilung im Bereich von 10 - 80 Mikro-Kelvin, die in der Inflation erzeugt worden sind. Diese Fluktuationen wachsen nach der Rekombination zu großräumigen Strukturen im Cosmic Web. Die typische Struktur erstreckt sich über ein Grad (2x Vollmond) am Himmel (s. Planck-Karte).

Power Spektrum Abb.: Temperaturfluktuationen im CMB als Funktion des Winkelabstandes. Die grüne Kurve stellt die theoretischen Erwartungen aus der Inflation dar. Besser kann die Übereinstimmung zwischen Daten und Theorie nicht sein - außer für grosse Winkelabstände. Dies deutet darauf hin, dass das Universum tatsächlich endlich ist. Es gibt praktisch keine Quadrupol-Anisotropie (ell = 2). [Grafik: ESA/Planck Collaboration]

24. März: CMB mit WMAP - Teil III


Was ist die Temperatur-Korrelationsfunktion des CMB? Wie wird sie gemessen? Was ist eine Legendre-Entwicklung einer Funktion? Wie sieht das Leistungsspektrum aus?

31. März: CMB mit Planck - Planck 2015


Dunkle Materie Abb.: CMB mit Planck. Rote Punkte entsprechen einem Temperaturüberschuss von +100 µKelvin, blaue Punkte einem Temperatur-Defizit von -100 µKelvin gegenüber der mittleren Temperatur von 2,7255 Grad Kelvin. Die Dipolvariation ist dabei bereits abgezogen worden. Es sind Fluktuationen auf allen Winkelskalen zu sehen, die dominante Winkelskala (die Körnigkeit des Bildes) beträgt etwa ein Grad (ell = 180), die Winkelauflösung des Planck-Teleskops liegt bei 5 Bogenminuten = 1/12 Grad (ell = 2500). [Grafik: ESA/Planck Collaboration]

7. April: Neues vom Sonnensystem


Wie aktiv ist die Sonne? Was ist ein Sonnenfleck? Wie beeinflussen Sonnenflecken das Klima? Verstehen Sie das Sonnensystem? Kennen Sie die Keplergesetze? Was sind Kometen? Wie verläuft die Bahn des Kometen Halley?

14. April: Mission Mars


Mars-Rover erkunden den Mars. Kann der Mensch das Klima auf dem Mars überleben?

21. April: Vortrag E06: Der Jakobsstab


Vortrag von Frau Umland um 9:30 Uhr.

28. April: Das frühe Universum


Lassen wir die Expansion des Universums rückwärts ablaufen, dann nimmt die Temperatur stetig zu, da TR = const wegen der Entropieerhaltung. Es werden dann Temperaturen im kernphysikalischen Bereich (MeV) erreicht und dann immer höhere Temperaturen. Oberhalb von 150 MeV werden Protonen und Neutronen in ihre Bestandteile, die Quarks zerlegt. Das Universum besteht dann aus einer heißen Suppe von Quarks, Leptonen, Gluonen, Photonen und W-Bosonen. Das ist der Bereich des Standardmodells der Teilchenphysik, wie sie zur Zeit am LHC des CERN getestet wird. Dort werden Energien bis zu 14 TeV erzeugt. Das entspricht etwa der Zeit von einer Picosekunde im frühen Universum. Die Temperatur steigt jedoch weiter über den TeV-Bereich hinaus an bis zu 1016 GeV und 1019 GeV.

Fundamentalebene Abb.: Temperaturentwicklung im frühen Universum. [Grafik: Camenzind]

5. Mai: Das frühe Universum II



12. Mai: Gell-Mann & der Teilchenzoo


Das Standardmodell der Teilchenphysik beschreibt die Wechselwirkungen der Quarks und Leptonen, die in drei Familien zerfallen. Murray Gell-Mann postulierte 1964 die Existenz der Quarks als Bausteine der Hadronen. Zur damaligen Zeit brauchte man nur drei Quarks (u,d,s), um die bekannten Hadronen zu erklären. Heute geht man von 6 Quarks aus (u,d,s,c,t,b). Baryonen bestehen aus drei Quarks, Mesonen aus einem Quark und einem Anti-Quark. Zu jedem Teilchen existiert immer auch das entsprechende Anti-Teilchen. Zwei Quarks und zwei Leptonen treten immer als Paare auf, so (u,d)-Quarks und (nu_e,e) als Leptonen. Diese Paarung geht auf den schwachen Isospin zurück. Daneben tragen Quarks auch Farbladung, welche die starke Wechselwirkung erzeugt - Leptonen haben keine Farbladung.

SModell Abb.: Das Periodensystem der Mikrowelt. Die Paarung entsteht durch den schwachen Isospin, das u-Quark hat Isospin 1/2, das d-Quark Isospin -1/2, Neutrinos haben Isospin 1/2, e, µ und Tau Isospin -1/2. Isospin ist die Ladung der schwachen Kraft, Farbe die Ladung der starken Kraft. [Grafik: Wikipedia/Elementarteilchen]

19. Mai: Standardmodell als Eichtheorie


Die Physik kennt heute vier fundamentale Wechselwirkungen (WW): die elektromagnetische, die schwache und die starke Wechselwirkung, sowie die Gravitation. Nur die elektromagnetische WW und die Gravitation sind langreichweitig, die Kernkräfte sind sehr kurzreichweitig. Alle diese Wechselwirkungen werden durch sog. Eichtheorien beschrieben, in Analogie zur geometrischen Fassung der Gravitation. Seit Feynman werden Wechselwirkungen durch den Austausch von Bosonen beschrieben, den sog. Eichbosonen. Das Photon ist für die em WW verantwortlich, die drei Eichbosonen W+, W- und Z0 für die schwache und die 8 Gluonen für die starke.

Fundamentalebene
Abb.: Beta-Zerfall des Neutrons in der Quarksprache. Ein d-Quark mutiert in ein u-Quark unter Aussendung eines virtuellen W-Bosons, das fast instantan wieder in ein Elektron und ein Anti-Neutrino zerfällt. An jedem Vertex sind Energie, Impuls, elektrische Ladung und Isospin erhalten. Die schwache Wechselwirkung wird durch sog. Eichbosonen (sog. W-Bosonen) vermittelt. Der Isospin ist die Ladung der schwachen Wechselwirkung. [Grafik: Camenzind]

26. Mai: Pfingst-Dienstag: Die Erkenntnisjäger



2. Juni: Quarks&Co: Auf Teilchenjagd am CERN



9. Juni: Standardmodell als Eichtheorie II



16. Juni: Quark-Hadronen Phasenübergang


Wenn das Universum auf 200 MeV abkühlt nach etwa einer Mikrosekunde nach dem Big Bang, können Quarks nicht mehr frei existieren, sondern binden sich in Hadronen. Dies nennt man den Quark-Hadronen Phasenübergang. Nun entstehen die Bausteine unserer Materie - Protonen und Neutronen. Neutronen können sich nicht lange halten, da sie in 10 Minuten zerfallen, werden aber vorher zu Helium verkocht.

QH Phasenübergang Abb.: Der Quark-Hadronen Phasenübergang. Mit zunehmender Temperatur oder Dichte werden die Hadronen in ihre Bestandteile zerlegt (das sog. Quark-Gluon Plasma), in Analogie zum Übergang Eis - Wasser - Wasserdampf. Bei extrem hohen Temperaturen vollzieht sich der Übergang von Atomkernen zu freien Quarks jedoch in einem stetigen Übergang (sog. Crossover), und nicht abrupt wie beim Übergang Eis zu Wasser. [Grafik: RHIC]

21. Juni: Tag der offenen Tür


auf dem Königstuhl am Haus der Astronomie, MPIA & LSW ab 10:00 Uhr

23. Juni: fällt aus - Prüfungen VHS



30. Juni: Die Schwache WW & Neutrinos


Quarks und Leptonen sind Fermionen, also Spin-1/2 Teilchen, die Wechselwirkungsteilchen sind Vektorteilchen, also Spin-1 Teilchen. Daneben postuliert das Standardmodell noch die Existenz eines skalaren Feldes, das sog. Higgs-Feld. Die Quanten-Anregungung diese Feldes wird als Higgs-Teilchen bezeichnet. Dieses Teilchen ist im Jahre 2012 zum ersten Male am LHC nachgewiesen worden und damit dürfte die Higgs-Theorie eine Bestätigung erfahren. Das Higgs-Feld verleiht den Eichbosonen W und Z ihre Masse, generell werden Massen im Standardmodell durch den Higgs-Mechanismus erzeugt. Die Masse des Protons und des Neutrons ist jedoch zum größten Teil Bindungsenergie der Quarks, da die Quarks u und d sehr kleine Massen von einigen MeV/c² aufweisen. Oberhalb einer Temperatur von 300 GeV verschwindet das Higgs-Feld und damit werden alle Teilchen wieder masselos, auch die W- und Z-Bosonen. Der Zustand dieses Quark-Gluon-Lepton Plasmas ist dann nur durch die Anzahl Freiheitsgrade beschrieben - bei einer Temperatur von 1 TeV sind dies etwa 100 Freiheitsgrade.

Dunkle Materie Abb.: Peter Higgs am LHC am CERN. Peter Higgs ist einer der Erfinder des Higgs-Mechanismus (bereits 1964), der zusammen mit dem Belgier Francois Englert 2013 dafür den Nobelpreis in Physik bekommen hat. [Photo: CERN]

7. Juli: Aktuell: Mission Pluto & Kuiper Gürtel


Die NASA Sonde New Horizons wird am 14. Juli 2015 nach 9 Jahren Reise den Zwergplaneten Pluto erreichen. Information zum aktuellen Stand der Mission findet man bei John Hopkins University und bei der NASA.

14. Juli: Was ist das Higgs-Feld?


Das Higgs-Feld ist ein skalares Isospin-Dublett, das überall im Weltraum existiert und einen nicht-verschwindenden Vakuum-Wert v = 246 GeV aufweist. Es verleiht den Eichbosonen W und Z ihre Masse: MW = gv/2 = 80,4 GeV/c². g ist die Kopplungskonstante der schwachen WW.

21. Juli: Das "Higgs" am LHC


Im Juli 2012 hat das CERN die Entdeckung des Higgs-Teilchens bekannt gegeben.

28. Juli: Die Geschichte des Universums


Unser Universum startete in der Planck-Epoche, auch als Quanten-Epoche bezeichnet, zu einer Zeit von t = 10-43 sec. Was davor war und ob es ein davor gab, ist unklar.
Was geschieht wann im expandierenden Universum?

Expansion Abb.: Geschichte des Universums [Grafik: ESA/Planck Collaboration]

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4. August: FP: Dr. Riedel: Bilder von Pluto




11. August: FP: Vektoren und Matrizen


FP: Ferienprogramm
Einführung in die Matrizenrechnung
Berechnung von Matrizen

18. August: FP: Was sind Tensoren?


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25. August: Was bedeutet Inflation?


Der Big Bang ist nach heutiger Vorstellung durch eine Quantenbrücke zu einem Vorgänger-Universum beschrieben. Wie das Universum jedoch davor aussah, ist spekulativ! Nach etwa 1000 Planck-Zeiten geht die Expansion in eine exponentielle Phase über, getrieben durch das sog. Inflaton-Feld. Das Inflaton-Feld ist ein skalares Feld, das in einem Potenzial abrollt. Am Ende der Inflation wird die Energie des Inflaton-Feldes in das Quark-Gluon-Lepton Plasma umgesetzt. Wie das genau vor sich geht, ist bis heute unbekannt. Die Energie in den neuen Teilchen treibt nun das Universum gemächlich auseinander, so dass die Temperatur stetig fällt.

Expansion Abb.: Das inflationäre Universum. Zeit ist in Einheiten der Planck-Zeit, der Radius in Einheiten der Planck-Länge. [Grafik: Camenzind]

2. Sept.: Wann ist das Helium entstanden?


Wenn das Universum auf Kerntemperaturen im MeV-Bereich abkühlt, können Fusionsprozesse ablaufen wie in Sternen. Dies geschieht nach einigen Sekunden bis zu drei Minuten im frühen Universum. Nun werden aus Protonen und Neutronen Deuterium, Helium und Lithium aufgebaut. Der Triple-alpha Prozess zum Aufbau von Kohlenstoff und Sauerstoff ist jedoch unterdrückt, so dass praktisch keine schweren Elemente gekocht werden können. Das Universum besteht nun aus 75% Wasserstoff, 25% Helium und einigen Spurenelementen wie Li, sowie Photonen, drei Sorten Neutrinos und den Teilchen der Dunklen Materie. Das ist die Urmaterie, aus der unser Universum heute besteht.

Nukleosynthese Abb.: Primordiale Nukleosynthese in drei Minuten erledigt. [Grafik: Camenzind]

...........: Die Jagd nach Dunkler Materie


Oberhalb einer Energie von einigen TeV könnten neue Teilchen auftauchen. Physiker postulieren zu jedem Teilchen die Existenz eines Partnerteilchens, dessen Spin sich um 1/2 unterscheidet - zu Fermionen sollten sich Bosonen gesellen, sog. sQuarks und sLeptonen, sowie zu Spin-1 Bosonen entsprechende Fermionen, Photinos, Gaugeinos, Zinos etc. Damit würde sich die Anzahl der Grundbausteine der Materie mindestens verdoppeln. Diese Theorie heisst in der Physikersprache "Sypersymmetrie" und ist bisher eine rein mathematische Angelegenheit. So wie Elektronen und Quarks in unserer Welt fundamental sind, so sollte es in der supersymmetrischen Welt auch ein leichtestes stabiles Teilchen geben - das sog. Neutralino mit einer Masse im Bereich von 100 - 1000 Gev/c². Dieses Teilchen wäre die ideale Erklärung für die Natur der Dunklen Materie. Physiker jagen seit einiger Zeit die Dunkle Materie - jedoch bisher ohne Erfolg.

Dunkle Materie Abb.: Jagd nach Dunkler Materie [Grafik: Sky & Telescope]

....: CMB und Polarisation 2015


In der Inflation entstehen auch Gravitationswellen, die ein ganz bestimmtes Polarisationsmuster im CMB hinterlassen. Bisher ist es nicht gelungen, diese Polarisation nachzuweisen. Der erste Nachweis von B-Moden gelang 2013, wobei die Messungen noch auf einen kleinen Winkelbereich begrenzt waren und Gravitationsfelder von Galaxien – die der Mikrowellenhintergrund durchquerte – die Polarisationsmuster verzerrten. Der eigentliche Erfolg stellte sich dann im März 2014 ein: Astronomen am Detektor BICEP2 am Südpol verkündeten, B-Moden auf Winkelskalen von etwa einem Grad gemessen zu haben. Dieser Himmelsbereich sei groß genug, um störende Signale von Galaxien zu vermeiden und ursprüngliche Polarisationsmuster zu untersuchen – wie eben B-Moden, die von Gravitationswellen aus der inflationären Phase hervorgerufen wurden.

Nach so vielen Jahren der Suche sorgten die BICEP2-Ergebnisse für eine große Euphorie unter den Kosmologen. Sie lösten einen wahren Adrenalinschub aus. Doch die sensationellen Resultate brachten nicht nur Begeisterung mit sich, sondern stellen die Forscher auch vor ein Problem. Denn die von BICEP2 detektierten Muster fallen deutlich stärker aus als von den meisten kosmologischen Modellen vorhergesagt. Und sie stimmen nicht mit Daten des inzwischen abgeschalteten Planck-Satelliten der Europäischen Weltraumorganisation überein: Den nun gemessenen Signalen zufolge sollten Gravitationswellen die Temperaturschwankungen im Mikrowellenhindergrund stärker beeinflusst haben, als von Planck erwartet. Das Ergebnis von BICEP2 war ein kleiner Schock und hat sich in der Zwischenzeit als falsch herausgestellt - ein Teil der Strukturen geht auf Staub zurück. Vielleicht gelingt es in zukünftigen Messungen die Gravitationswellen nachzuweisen.

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