Kosmologie Ib: Thermische Geschichte des ... - Physik-Institut
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Temperatur <strong>des</strong> Universums<br />
• Wegen T (z + 1) war also das Universum früher heißer; zB bei z = 1200 ist T ~ 3000 K; bei z = 10 9<br />
war T ~ 3×10 9 K → dies sind Temperaturen, die diejenigem im Innern von Sternen übersteigen!<br />
• Daher werden energiereiche Prozesse (zB Kernfusion) im frühen Universum erwartet. Wir werden die<br />
wesentlichen Prozesse im frühen Universum beschreiben. Erstmal einige Bemerkungen/<br />
Erinnerungen:<br />
- Temperatur und Energie lassen sich ineinander umrechnen; die Einheit der Energie ist Elektronenvolt [eV],<br />
1 eV = 1.1605×10 4 kB K; man kann Temperatur also in Energieeinheiten angeben<br />
- Elementarteilchenphysik für Energien unterhalb ~ 1 GeV sehr gut verstanden; für sehr viel höhere Energien<br />
ist die <strong>Physik</strong> unsicherer; wir beginnen die Beschreibung bei Energien unterhalb 1 GeV<br />
- die statistische <strong>Physik</strong> und Thermodynamik von Elementarteilchen wir durch die Quantenmechanik<br />
beschrieben; man unterscheidet zwischen Bosonen (Teilchen mit ganzzahligem Spin, zB Photon) und<br />
Fermionen (Teilchen mit halbzahligem Spin, zB Elektronen, Protonen und Neutrinos)<br />
- wenn Teilchen sich im thermodynamischen und chemischen Gleichgewicht befinden, ist ihre Anzahldichte<br />
und ihre Energieverteilung allein durch die Temperatur gegeben - zB ist die Energiedichte der Photonen<br />
allein eine Funktion von T<br />
ρ r<br />
= a SB<br />
T 4 =<br />
π 2 4<br />
⎛ k B<br />
⎞<br />
⎝<br />
⎜<br />
15 h 3 c 3<br />
⎠<br />
⎟ T 4 21
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