Benutzer:BullBoxerBAB/Entwicklung des Universums

Urknall

Zeit: vor ~13,5 Milliarden Jahren

→ Hauptartikel: Urknall

Strahlungs-dominierte Ära

Begann ab dem Urknall vor ~13,5 Milliarden Jahren

Zeit am Ende: ~75.000 Jahre nach dem Urknall (theoretisch beobachtbar bei einer Rotverschiebung von z=2800)

Die Strahlung beginnt, die Energiedichte im Universum, und damit die Expansionsrate, zu dominieren.

Inflation

Zeit zu Beginn: ~10⁻⁴³ bis 10⁻³⁵ Sekunden nach dem Urknall

Zeit am Ende: 10⁻³³ bis 10⁻³⁰ Sekunden nach dem Urknall

→ Hauptartikel: Inflation (Kosmologie)

Verschwinden der Myonen

Zeit: ??? (T=10¹² Kelvin; E=90 Megaelektronenvolt)

• Ruhemasse von Myonen: 106 MeV/c² -> Nicht mehr genügend Energie sie zu erzeugen

• Sehr kurze Lebensdauer -> Zerfallen sehr schnell

=> Myonen verschwinden

Neutrinoentkopplung

Zeit: 0,5 bis 1 Sekunden nach dem Urknall (T=10¹⁰ K; E=900 keV; z=6 · 10⁹)

• Reaktionsrate der Neutrinos wird kleiner als H(t)

-> Neutrinos finden ihr Neutron als Reaktionspartner nicht mehr (frieren aus) und fliegen mit ihrer damaligen Temperatur (heute 1,9 Kelvin) bis heute durchs Universum

-> Die Neutronen, im Moment noch 1/6 so viele wie Protonen, zerfallen mit einer Lebensdauer von 882 Sekunden bis zur primordialen Nukleosynthese

Paarvernichtung

Zeit: 7 Sekunden nach dem Urknall (T=5 · 10⁹ K; E=430 keV; z=19 · 10⁸)

• Ruhemasse von Elektronen und Positronen: 511 keV/c² -> Nicht mehr genügend Energie sie zu erzeugen

• Annihilation e^-+e⁺ → γ + γ geht mit großem Wirkungsquerschnitt weiter

=> Dichte der Elektronen und Positronen nimmt sehr schnell ab und Photonentemperatur nimmt um einen Faktor von 1,4 zu

Primordiale Nukleosynthese

Zeit: 3 Minuten nach dem Urknall (T=10⁸ K; E=8,6 keV)

→ Hauptartikel: Primordiale Nukleosynthese

• Durch den Neutronzerfall seit der Neutrinoentkopplung gibt es mittlerweile nur noch 1/7 so viele Neutronen wie Protonen.
• Es ist wird allmählich kalt genug, um ein Neutron und ein Proton in ein Deuteriumatom und zwei Deuteriumatome in ein Heliumatom wegen starker Wechselwirkung sehr schnell zu binden.

=> 1/7 aller Protonen finden einen Partner zur Deuteriumbildung, der Rest wird Wasserstoff

-> Es gibt nun 12 mal so viel Wasserstoff wie Helium, und der Anteil der baryonischen Masse von Helium ist mit 25% heute noch beobachtbar

Materie-dominierte Ära

Zeit zu Beginn: ~75.000 Jahre nach dem Urknall (z=2800)

Zeit am Ende: ~9,3 Milliarden Jahre nach dem Urknall (z=0,4)

Die Materie beginnt, die Energiedichte im Universum, und damit die Expansionsrate, zu dominieren.

9 Milliarden Jahre nach dem Urknall entsteht das Sonnensystem

Rekombination

Zeit: ~370.000 Jahre nach dem Urknall (T=3.000 K; E=0,26 eV; z=1100)

Allmählich wird es kalt genug, um Elektronen am Wasserstoff zu binden, ohne dass Photonen das Wasserstoff gleich wieder ionisiert.

-> Photonen aktueller Energie können sich nun ungehindert im Universum ausbreiten und ist heute noch als Kosmischer Mikrowellenhintergrund messbar.

Reionisation

Zeit zu Beginn: 200 Millionen Jahre nach dem Urknall bis (T=50 K; E=4,3 meV; z=17)

Zeit am Ende: 850 Millionen Jahre nach dem Urknall (z=6,5)

→ Hauptartikel: Reionisierungsepoche

• Sterne und Galaxien (z.B. auch die Milchstraße) entstehen

Vakuum-dominierte Ära

Zeit zu Beginn: ~9,3 Milliarden Jahre nach dem Urknall (z=0,4)

Das Vakuum beginnt, die Energiedichte im Universum, und damit die Expansionsrate, zu dominieren.

Auf der Erde bildet sich Leben.