Hallo Ich,
Ja, sicher, wenn auch seltener. Aber auch diese Streuung regt keine Energieniveaus im Kern an, da würden wir ja von MeV bis GeV (im Falle des Protons) reden. Das ist einfach elastische Streuung.
Ja, Photonen übertragen (teilweise) ihre Energie in kinetische Energie -Erwärmung eben.
Man spricht vereinfachend auch von Compton-Streuung an gebundenen Elektronen, wenn die Bindungsenergie gegenüber der Photonenergie vernachlässigbar ist. Aber das nur am Rande.
Quasi freie Elektronen sagt man, glaube ich? Das ist auch richtig, daß dabei keine Verteilung der Energie auf mehrere Photonen geschieht, aber es führt, wie Du ja auch geschrieben hast:
Ja, da sind sicher viele Linien entstanden, am massivsten wohl bei der Annihilation. Der Löwenanteil sei aber Bremsstrahlung, heißt es im Link. Ob allein deswegen so ein schönes Spektrum herauskommt weiß ich nicht.
auch dazu, daß die Rekombination erst nach 380000 Jahren in Gang kam und nicht schon eher. Wieviel Bremsstrahlung dabei ungefähr entsteht und wie die spektrale Verteilung dabei aussieht, weiß ich auch wieder nur bei den dafür üblichen technischen Prozessen, wenn man sie erzeugen will, nicht aber in einem Plasma.
Wir sind aber in einer Phase (für wenige hundert Mikrosekunden) mit einer Materiedichte von 1E13 g/cm³. Gibt es da nicht eine Unzahl von Wechselwirkungen für jedes einzelne Photon? Eine Unzahl von Stößen für jedes einzelne Proton, jede Menge Rekombination Elektron/Proton und sofort danach wieder Ionisation, Bremsstrahlung, Paarbildung und was es da sonst noch an Wechselwirkungen gibt?
Andererseits, wenn ich das grob (über die Temperatur) überschlage (und mich dabei nicht grob verhaue), dann stimmt die Energiebilanz zum ‚Zeitpunkt‘ z=1E13. (also ‚Temperatur‘ der Photonen 1E13 mal höher als heute, eben grob 1GeV). Es ist offensichtlich nicht grob falsch, aber ich verstehe trotzdem nicht, wieso es ‚nur‘ 400 pro cm³ sind. (ich hab allerdings die Angabe 1E12 K entspricht 200 MeV nicht selber nachgerechnet – ist schon so spät)
Wikipedia:
http://de.wikipedia.org/wiki/Urknall#Primordiale_Nukleosynthese Nach 1E-6 s lag eine Temperatur von 1E13 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen, den Bausteinen der Atomkerne. Nach 1E-4 s war die Temperatur auf 1E12 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 1E13 g/cm3.
Obwohl ich hier zumindest eine Zehnerpotenz noch nicht nachvollziehen kann – auch weicht die Schilderung bei Andreas Müller
Andreas Müller Lexikon
http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_h.html#hadrar Doch etwa 1E-5 Sekunden nach dem Urknall war das Milieu mit etwa 1E12 Kelvin oder 200 MeV 'kalt' genug, dass die freien Quarks des Quark-Gluonen-Plasmas zu Hadronen 'kondensierten'
um eine Zehnerpotenz von der bei Wikipedia ab, was mich zwar wundert, was ich aber auch nicht wirklich einordnen kann.
Bei beiden Zitaten habe ich die ‚Sonderzeichen‘ bei der Zahlennotation ‚entschärft‘, um heute und in Zukunft keine unangenehmen Überraschungen zu erleben, wie sie z.B. bei Astronews mit der scheinbar zufälligen Notation von Umlauten üblich zu sein scheint.
Ich denke mir aber, dass die dann folgenden häufigen elastischen Stöße alles nochmal schön thermalisieren würden.
OK, und hier frage ich Dich: Führt das denn nicht wieder genau zu meiner Ausgangsfrage:
Wenn das Verhältnis Materie/Antimaterie im frühen Universum sich um ein Milliardstel unterschieden hat, dann müssen doch aus den, bei der gegenseitigen Annihilation entstandenen Photonen, durch die nachfolgenden Wechselwirkungsprozesse (die Du im Anschluß beschrieben hattest) mit der übriggebliebenen Materie, wesentlich mehr Photonen (natürlich mit geringerer Energie) entstanden sein. Wo sind die geblieben?
?
Ich mache sicher irgendwo einen oder mehrere Denkfehler? Die Energiebilanz scheint grob zu stimmen, die hiesigen Photonen haben die richtige Energie für Plasma kurz vor der Rekombinationstemperatur und nach z=ca.1100.
Welchen Anteil der Expansion überstehen sie eigentlich in konservierter Form? (also z.B. als Materie, z.B. Paarbildung, aber auch als kinetische Energie)
Schluß für heute, ich dreh‘ mich im Kreis und das was ich hier frage, ist für eine Antwort mit Hand und Fuß, enorm arbeitsaufwändig, eigentlich unzumutbar, wenn man es nicht gerade selber unbedingt wissen will.
Herzliche Grüße
MAC
