Elementarteilchenphysik"

Das heutige Universum hat eine lange Geschichte mit einer ziemlich turbulenten Kindheit hinter sich. In seiner Entwicklung seit dem Urknall durchlief es die kosmologischen Phasenübergänge der elektroschwachen Theorie und der Quantenchromodynamik (QCD). Diese Phasenübergänge transformierten die Welt von einem Zustand, in dem die Elementarteilchen masselos und die Quarks frei waren, in den jetzigen Zustand mit massiven Quarks und Elektronen in stark gebundenen Protonen und Neutronen. Wir glauben, dass diese komplizierten Strukturen durch die Kräfte zwischen einer nur kleinen Anzahl von elementaren Teilchen beschrieben werden kann: den sechs Quarks, den drei Leptonen mit den drei zugehörigen Neutrinos und den Teilchen, die die Kräfte zwischen ihnen vermitteln. Es ist eine der faszinierenden Eigenschaften der Elementarteilchenphysik, dass die Vielzahl physikalischer Phänomene, die in Experimenten beobachtet werden, durch nur zwei Wechselwirkungen beschrieben werden kann: die elektroschwache und die starke Wechselwirkung. Unsere theoretische Beschreibung dieser Wechselwirkungen ist im so genannten Standardmodell zusammengefasst, das aus der elektroschwachen Theorie und der Quantenchromodynamik besteht. Es sollte allerdings nicht vergessen werden, dass das mysteriöse Higgs-Teilchen, das erforderlich ist, um das Standardmodell zu vervollständigen, bisher experimentell noch nicht beobachtet worden ist. Eine spezielle Rolle spielt die Gravitation, für die eine konsistente theoretische Beschreibung im Rahmen der Quantenphysik noch nicht gefunden wurde.

Obwohl das Standardmodell mit analytischen Methoden wie etwa der Störungstheorie untersucht werden kann, können viele Phänomene auf diese Weise nicht berechnet werden. Diese sind z.B. die Eigenschaften der kosmologischen Phasenübergänge, die Massen der Hadronen, die Quarkmassen und die Stärke der starken Kopplung. Der Grund für diese nicht-störungstheoretischen Phänomene liegt einerseits in der (spontanen) Brechung einer Symmetrie, wie sie an einem Phasenübergang stattfindet (ganz ähnlich dem Phasenübergang von Wasser zu Eis) oder aber darin, dass die Kopplungsstärke des Modells so stark wird, dass jede Art von Reihenentwicklung in der Kopplungskonstanten unzuverlässig wird.

lten die Kosmologische Konstante konstant.

Entwicklung des Universums

Die Zeit nach der Inflation und der spekulativen Brechung einer möglichen GUT-Symmetrie, sowie der elektroschwachen Symmetrie kann mit den bekannten physikalischen Theorien beschrieben werden. Das Verhalten des Universums ab dieser Phase ist durch Beobachtungen relativ weitgehend festgelegt und unterscheidet sich für die verschiedenen Urknall-Modelle kaum.

Primordiale Nukleosynthese

Als primordiale Nukleosynthese wird die Entstehung von Atomkernen im frühen Universum bezeichnet. Nach Ende der Inflation, also nach etwa 10⁻³⁰ s sank die Temperatur auf 10²⁵ K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese). Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Die Zeit bis zur Bildung stabiler Hadronen wird auch Quark-Ära genannt.

Nach 10⁻⁶ s lag eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen, den Bausteinen der Atomkerne. Nach 10⁻⁴ s war die Temperatur auf 10¹² K gesunken, so dass keine Proton-Antiproton- oder Neutron-Antineutron-Paare mehr gebildet wurden. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel. Die Dichte sank auf 10¹³ g/cm³. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos. In dieser sogenannten Hadronen-Ära gab es gleich viele Protonen wie Neutronen, da sie ineinander umgewandelt werden konnten. Nach 1 s war eine Temperatur von 10¹⁰ K erreicht. Ab dieser Temperatur konnten Protonen nicht mehr in Neutronen umgewandelt werden.

Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Deuterium-Atomkernen. Diese wurden zum größten Teil in Helium-4-Kerne umgewandelt. Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu 25 % Helium-4 (⁴He) und 0,001 % Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (³He), Lithiumund Beryllium. Die restlichen 75 % stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne.

Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich.