Das Frühe Universum Astrophysik und

Teilchenphysik vereint

Max Camenzind

APCOSMO

TUDA @ SS 2012

Urknall Vorstellung ? Wir sind keine Zuschauer -

wir sind Teil des Universums

Wir

be

ob

ach

ten

de

n

Urk

na

ll

Him

me

lsä

qu

ato

r

Big Bang

Photosphäre

Universum

2,725 K

380.000 LJ

Strahlungssphäre:

Photon-dominiertes

neutrales Plasma

1 e- auf 2 Mrd. Phot

Big Bang

t = 0:

Rand des

Universums

. .

. .

. .

. . . .

.

.

. .

. . . Temperatur

nimmt zu

T 1032 K

Hubble-Sphäre RH = c/H(t) LCDM

Rückwärts-

Lichtkegel

Heute

Wir

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Mrd. Lichtjahre

Mrd

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hre

• „Equilibrium“ Rotverschiebung zeq

• Thermische Geschichte, Gleichgewichte;

• Planck-Epoche und Inflation;

• Standard-Modell der Teilchenphysik (kT < 1 TeV und kT > 1 TeV)

• Quark-Hadron Phasen-Übergang;

• Primordiale Nukleosynthese 25% He

• Rekombinations-Ära CMB;

• Dunkle Epoche: Von Rekombination zu Galaxien.

Unsere Themen

????????

Expansionsgeschichte Universums

Photonen

Neutrinos

CDM

Baryonen

Λ

m3=0,05 eV

m2=0,009 eV

m1≈ 0 eV

Ωi = ρi/ρcrit

Entwicklung der Dichten von 1 MeV → heute

Frühes

Universum

Equilibrium Redshift

• Materie-dominierte Epoche: Dichte wächst rM ~ 1/a3 = (1+z)³

• Energiedichte der Strahlung: rR ~ (1+z)4

• Krümmungsterm: kc²/a² ~ (1+z)²

• Deshalb existiert z = zeq, wo beide Dichten gleich ausfallen: rM = rR „Equilibrium Redshift“ zeq = 3150.

• Dies erfolgt kurz vor der Rekombination zrec = 1080.

Dichte Entwicklung ; 1+z = 1/a

DE

dominiert

Materie

dominiert Strahlung

dominiert

F-Glg: Strahlungs-Dominanz

t = 2,4 sec g*1/2 (MeV/kT)²

g* = gB + 7gF/8

Anzahl Freiheitsgrade

Zeit nach dem Big-Bang

13,7 Mrd.

Jahre

heute

Sterne und

Galaxien

Temperatur des Universums

D, He, Li

„gekocht“

2,725 K

Pla

nck

Ep

och

e

Infl

ati

on

Quark-

Gluonen

Plasma

10-44

T (GeV)

1019

1016

102

100

10-3

10-4

10-9

t 10-43s 10-37s 10-11s 10-5s 1s 3min 381.000a

Qu

an

ten

-Gra

vit

ati

on

Planck-Zeit

SO(10)

GUT, Inflation

SU(3)cx

SU(2)Lx

U(1)Y

Elektroschwach

Quark-Lepton-

Gluon Plasma

Quark-Confinement

Hadronen

Leptonen

Neutrino-Entkopplung

Kern-

Synthese

Kerne entstehen

Photonen-

Epoche

Photon-

Entkopplung

Galaxien,

Sterne

Kosm. Epochen

Planck

Epoche

Expansion in drei Phasen I - III Planck-Einheiten: tP = 10-43 sec , LP = 10-35 m

50 Gpc

~2 LP

Sun

Camenzind 2011

Beschleuniger- Physik Tevatron, LHC

Unbekanntes Territorium

I

Entropieerhaltung

Entropieerzeugung

II

III

Die Ursuppe – Quark-Gluon Plasma

kBT > 200 MeV : q,lep,g,ph,W,Z,h

Materie im Frühen Universum

• Alle Teilchen wechselwirken sehr schnell miteinander, da die Dichte hoch genug.

• Wechselwirkungsrate > Expansionsrate.

• Damit befinden sich alle Teilchen im thermodynamischen Gleichgewicht.

• Bosonen erfüllen Bose-Verteilung (Photonen, Gluonen, W und Z, Higgs);

• Fermionen die Fermi-Verteilung (Leptonen und Quarks, Massen unwichtig).

Gleichgewichtsverteilung - g: # Freiheitsgrade

Teilchendichte n, Energiedichte rc² und Druck P

Bose oder

Fermi-Verteilung

Materie im Frühen Universum

Thermische Gleichgewichtsverteilung:

Relativistische Näherung

E >> mc²

z(3) = 1,20205

z(4) = p4/90

Relativistische Bose-Verteilung

Relativistische Fermi-Verteilung

Effektive Anzahl „dof“ für Relativistisches Plasma

T > 1 MeV: g* = 2 + (7/8)(2 + 2 + 3x2 ) = 10,75

Photonen, Elektronen, Positronen + 3 Neutrinos

Zusammenfassung Bausteine

• Fundamentale Bausteine der

Materie:

– Alle punktförmig

• Welche Kräfte halten die

Bausteine zusammen?

• Was ist überhaupt eine

fundamentale Kraft ?

Neutron

d d

u +2/3 e

-1/3 e

-1/3 e

Proton Neutron

u u

d

Proton

+2/3 e

+2/3 e

-1/3 e

Quarks und normale Materie

2 Fermi

Krä

fte

ve

rmit

telt

du

rch

Au

sta

us

ch

teil

ch

en

Proton gebunden durch Gluonen

Quark-Phasen-Diagramm

Frühes Universum und Teilchenphysik

• Für Energien > 100 MeV benötigen wir die Teilchenphysik !

• Standard Modell der Teilchen-Physik: SUC(3) x SUL(2) x UY(1) : Eich-Theorien für Energien unterhalb ~ 1 TeV gut getestet.

• Neutrino Physik deutet auf Abweichungen hin oberhalb dieser Energien.

• Supersymmetrische Extension ? jenseits der TeV-Skala Colliders wie LHC und ILC. Existenz stabiler WIMPs (Neutralino).

• Sterile Neutrinos mit M1 ~ 10 keV ?

Es gibt nur 4 Grundkräfte

Sta

nd

ard

mo

dell 2

012

Te

ilc

he

np

hy

sik

E <

Te

V

Kräfte

Leptonen

Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China

Massen-Spektrum im Standard-Modell

10 100 1 10 100 1 10 100 1 10 100 1 10 100 1 1

meV eV keV MeV GeV TeV

d s b Quarks (Q = -1/3)

u c t Quarks (Q = +2/3)

Geladene Leptonen (Q = -1) e m t

All flavors

n3 Neutrinos

Higgs

Larg

e H

ad

ron

en C

oll

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CE

RN

Sta

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ard

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Ph

ysik

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r

SU

(3) c

x S

U(2

) L x

U(1

) Y

Anzahl Freiheitsgrade kT < 1 TeV

4 g*(T)

QC

D P

hase-T

ran

sit

ion

e+e

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nih

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Nu

cle

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thesis

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reeze o

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LHC

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zah

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reih

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gra

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kT

< 1

TeV

Ele

ctr

o-w

eak P

hase-T

ran

sit

ion

Ungelöste Fragen im

Standard-Modell TP

• Warum ist Gravitation so schwach ?

• Woher bekommen Fermionen ihre Masse (d, u, s, e, …) ? Sog. Hierarchie-Problem Higgs

• Kein Platz für Dunkle Materie!

• Wie kann man die elektroschwache Symmetrie-brechung erklären?

• Warum gerade drei Familien??

• Warum mehr Materie als Anti-Materie?

• Wie kann Gravitation quantisiert werden ?

• Was ist der Ursprung der kosmischen Vakuum-Energie?

• Gibt es noch mehr Dimensionen

Inv

erse

Ko

pp

lun

gsk

on

stan

te

Minimales Supersymmetrisches

Modell (kBT > TeV)

Zu jedem Standardteilchen gibt es einen Superpartner:

Quarks s-Quarks (skalar), Photon Photino

Elektron s-Elektron (skalar), Gluon Gluino

electron

selectron

quark

squark

photon

photino

vereinigt

Bosonen mit Fermionen

Kraft mit Materie

Fermion

Boson

Boson

Fermion

Warum Supersymmetrie?

Su

per

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WIM

Ps

N

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Su

Sy-T

eilc

hen

, m

c >

100

GeV

/c²

„Relikt-Teilchen“ aus Frühem Universum

• Dunkle Materie wird durch SUSY Teilchen als

Übrigbleibsel aus frühem Universum erklärt

(bester Kandidat: Neutralino).

• Bei hohen Temperaturen waren alle diese

Teilchen im Gleichgewicht mit dem Plasma.

• Bei gewissen Temperaturen annihilieren

diese Teilchen (cc ff) „Freeze-out“

• Aber annihilieren nicht vollständig, da die

Dichte zu niedrig für nicht-relativ. Teilchen.

Greist & Kamionkowski

Physics Reports 333-334, 167(2000)

Xh2

mXnXrc

310-27 cm3 s-1

Av

If A ~ 0.1weak ~ 0.1 2

mweak2

~ 0.4pb,

then Xh2 ~ 0.3

Equilibrium

density

Decoupling

Au

sflo

cken

der

WIM

Ps

2 23 [( ) ( ) ]eq

A

dnHn v n n

dt

c

c c c+ - -

Neutralino Galaktischer Halo

rlocal 0,3 GeV/cm3, v/c 10-3, mc 100 GeV/c²

Fluß: 103 cm-2 s-1 sr-1 !

Suche nach WIMPs im Gran Sasso WIMPs = weakly interacting massive particles

Du

nk

le M

ate

rie

WIM

Ps

Dir

ekte

Dete

kti

on

• Elastische Streuung des WIMP an einem Kern im Detektor

• Rückstossenergie des Kerns mit Masse

2

2

2(max) 2

( )recoil x N

N

mE v m

m m

c

c

+

Für vc ~ 0,001 c

• Dieser Rückstoss wird auf verschiedene Weise gemessen :

Elektronen frei gesetzt (Ionisations-Detektor)

Lichtblitze (Szintillations-Detektor)

Vibrationen im Festkörper (Phononen-Detektor)

Nm

Prinzip der WIMP Detektion

Erecoil ~ 10-6 mNc² ~ 100 keV

WIMP Grenzwerte – XENON100 Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit N

Supersymmetry ?

WIMP Edelgas-Experimente

M. Schumann: arXiv:1206.2169

LUX Detector - USA

58

Linkshändig – Rechtshändig Ist die mikro-Welt symmetrisch?

WIMPs als rechtshändige Neutrinos?

Warme Dunkle Materie WDM Ist die mikro-Welt symmetrisch?

SU(3)c x SU(2)L x SU(2)R x U(1)B-L

Warme Dunkle Materie WDM:

rechtshändige Neutrinos mit mn ~ 1 keV/c²

es gibt keine kleinskaligen Dunkle Halos

mit Massen unter 100 Mio. Sonnenmassen;

löst das Problem der zu vielen Satelliten-

galaxien in der Lokalen Gruppe mit CDM;

löst das Problem der sog. Cusp-Profile

der Kalten Dunklen Materieverteilung;

die anderen 2 rechtshändigen Neutrinos haben

viel höhere Massen;

es gibt WR Bosonen mit Massen um 10 TeV/c²

Auf der Suche nach der „Weltformel“

heutige

experimentelle

Grenze

Fortschritt der Physik Zurück zum Urknall

? ?

Zur Planck-Epoche Grenzen des Verstehens

• Für t = 0 würde unendliche Krümmung,

Temperatur & Dichte erreicht

völlig unphysikalisch !

Universum würde singulär.

• Bei t = 10-43 sec setzen Quanteneffekte ein

kleinste Volumenzellen ~ LP³

Volumen wird diskretisiert !

Saat-Fluktuationen Struktur !

• Für t > tP Inflation: exponentielle

Expansion Fluktuationen gestreckt.

Die Planck-Skala, benannt nach

Max Planck, markiert eine Grenze

für die Anwendbarkeit der bekannten

Gesetze der Physik.

Die Planck-Einheiten, benannt nach

Max Planck, bilden ein natürliches

Einheitensystem für Masse, Länge,

Zeit und Temperatur. Auf diesen

Skalen erscheint der Raum quantisiert.

Quantengravitation - Planck-Einheiten

• Planck Masse, Länge und Zeit:

• Planck Temperatur:

• Zur Planck-Zeit folgt kosmische Energiedichte aus

und “Raum ist gequantelt”

1/ 2

8

1/ 2

35

3

1/ 2

44

5

2.2 10 kg,

1.6 10 m,

5.4 10 s.

P

P

P

cm

G

GL

c

Gt

c

-

-

-

321.4 10 K, reached at .P PT t t

2,P PkT m c

,/43

P

2

P

4

P

- LcmcT

cmcGm P

2

P //

Gravitationsradius

= Compton W´Länge

F-Glgen in natürlichen Einheiten

Die Planck-Masse ist die natürliche Einheit in Einstein-Glgen:

Lösung der Friedmann-Gleichung:

Universum entwickelt sich auf Planck-Skalen Inflation!!!

Unsere Welt

Frühere Welt

Big-Bang

Quantenbrücke

Zeit

Genesis des 21. Jh.: am Anfang

war nur Gravitation, daraus

materialisierten die Quarks,

Photonen, Gluonen und Leptonen

Big Bang = Quanten-Brücke

Das Quanten

Universum …

Spiegel 2009

Martin Bojowald

Was

ist

der

Big

Ban

g –

„S

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10

-34 m

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s.

S³

Inflations-Pioniere

• Von Alan Guth 1981

vorgeschlagen zur Lösung:

– Horizont-Problems

– Flachheits-Problems

• Von Andrei Linde weiter entw.

• Wesentliche Idee: Universum

macht exponentielle Expansion

in früher Zeit durch.

Andrei Linde

Stanford

Alan Guth

MIT

Idee des Inflationären Universums

1030

A. Linde

Es gibt keine Theorie der Inflation, …

1980

2000

1990

-inflation Old Inflation

New Inflation Chaotic inflation

Double Inflation Extended inflation

DBI inflation

Super-natural

Inflation

Hybrid inflation

SUGRA inflation

SUSY F-term

inflation SUSY D-term

inflation

SUSY P-term

inflation

Brane inflation

K-flation N-flation

Warped Brane

inflation

inflation

Power-law inflation

Tachyon inflation Racetrack inflation

Assisted inflation

Roulette inflation Kahler moduli/axion

Natural inflation

Fluktuationsgenerator

Fluktuationsverstärker

Cosmological

functions r(z), G(z,k), Ps(k), Pt(k)

(Graphics from Gary Hinshaw/WMAP team)

381.00

Jahre

400 Mio

Jahre

13,7 Mrd

Jahre

Bruchteil

Sekunde

Probleme im Standard-Modell

• Das Standard Big-Bang Modell weist viele tiefe Probleme auf:

• Flachheits-Problem: Warum ist das FRW-Universum flach, d.h. k = 0 ? Feinabstimmung der Dichte.

• Kausaltitäts-Problem: oder Problem der Isotropie des CMB. Information breitet sich mit Lichtgeschwin-digkeit aus – warum ist CMB isotrop?

• Monopole-Problem: GUT Theorien sagen die Existenz von topologischen Defekten voraus, die sich als magnetische Monopole manifestieren.

• allgemeines Skalen-Problem: ~ µm ist keine natür-liche Skala für das Frühe Universum, sondern die Planck-Skala!

Das Kausalitäts-Problem in konformen Zeitdiagramm

Heute

Rekombintion

Big Bang

Inflation macht das Universum flach,

homogen und isotrop !

In diesem Modell wächst

das Universum typisch

um den Faktor 1030

während der Inflation.

Ein kleiner Ausschnitt

aus Universum mit ct =

1010 LJahren wächst

gewaltig. Universum

sieht heute homogen,

isotrop und flach aus.

Anfangszustand in der Inflation:

3D Kugelfläche mit Radius ~ 10

Planck-Radien wächst exponentiell;

Quantenfluktuationen „gefrieren“ aus.

Horizont

LCDM

Wel

len

län

gen

ein

fach

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Exp

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ges

trec

kt

Camenzind 2010 Horizont de Sitter

Das Inflationäre Universum

Erfolge der Inflation

• Inflation löst Flachheits-Problem, Horizont-problem & vieles mehr: N = ln(a>/a<) > 55.

• Inflation ist die Quelle für Störungen auf dem Friedmann-Hintergrund via Quanten-Fluk-tuationen im Frühen Universum F ~ 10-5.

• Diese Störungen bleiben eingefroren, wenn einmal durch die Expansion auf Skalen jenseits des Horizonts gestreckt. wachsen erst wieder, wenn sie in Horizont eintreten.

• Leistungsspektrum und Spektralindex hängen vom speziellen Modell der Inflation ab.

Primordiale Nukleosynthese (BBN)

• 1940s: Gamow, Alpher & Herman: alle chemischen Elemente werden synthetisiert via nukleare Reaktionen in hot early universe “ylem”.

• Vorhersage der Existenz der CMBR

George Gamow (1904-1975)

kT~MeV t~sec

Neutrinos koppeln via schwache WW (im Gleichgewicht)

1e

1T)(p,f

p/T+

n

Pri

mo

rdia

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Nu

kle

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s N

etz

we

rk

Häufigkeits-Entwicklung

Häufigkeiten

Agreement of abundances over 10 orders of magnitude

Major success of Big-Bang

Observational concordance

h

CMB: ng = 411 cm-3

h = nB/ng = (41) x 10-10

B = = rB

rc

nBmB

3H2/8pG

B h702 ~ 0,04

Von Rekombination zu Reionisation

• Bei z ≈ 1080 bilden sich H-Atome in einem homogenen Medium bei T ≈ 3000 K im Gleichgewicht mit CMB-Strahlung.

• Reionization beginnt mit ersten Sternen bei z ≈ 20 und endet bei z ≈ 6 mit HII Regionen, die von leuchtkräftigen Quellen erzeugt werden (erste Sterne und Quasare in dunklen Halos).

Ionisiertes

Universum

Ion

isie

rtes

Un

ivers

um

Gas im jungen Universum

Erste Sterne CMB

Big

Bang

0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0

Milliarden Jahre

0.6 0.7 0.8 0.9 1.0

Epoche der Re-Ionisation

Atomarer / Ionisierter Mix

Dark Age

Atomares Gas

Erste Quasare

Zusammenfassung

• Expansion des Universums beginnt in der Planck-Epoche (Quantisierung wichtig). Was davor?

• Expandiert dann exponentiell um ~30 Größen-ordnungen – alle Skalen werden gestreckt.

• Daraus entsteht das Quark-Gluon -Lepton Plasma

• Hadronen (heutige Materie) bilden sich erst im Quark-Hadronen Phasenübergang nach ~ 10 µsec, dank geringen Überschusses an Materie.

• Nach 3 Minuten werden D, He und Li „gekocht“, jedoch keine schweren Elemente (C,N,O,…).

• Nach 381.000 Jahren rekombinieren e und hinterlassen den CMB mit Anisotropien.

Zusammenfassung