Fakultät für Physik - Digitale Hochschulschriften der LMU - Teil 04/05 Archiv

Der Flugverkehr trägt durch seine Emissionen auf verschiedene Weise zum Klimawandel bei. Bei der Verbrennung fossiler Treibstoffe entsteht das Treibhausgas Kohlendioxid. Daneben beeinflussen Stickoxidemissionen die Konzentrationen der Treibhausgase Ozon und Methan. Wasserdampfemissionen erhöhen zumindest kurzfristig und lokal die Konzentration dieses Treibhausgases in der Atmosphäre. Zusätzlich bilden sich unter bestimmten atmosphärischen Bedingungen im Nachlauf von Flugzeugen Kondensstreifen. Diese Kondensstreifen können - abhängig von den jeweils herrschenden atmosphärischen Bedingungen - längere Zeit existieren. Dabei verlieren sie im Laufe ihrer Evolution ihre anfänglich linienförmige Gestalt und können infolge von Scherung, Diffusion und Turbulenz in ihrer Erscheinungsform nicht mehr von natürlichen Zirren unterschieden werden. Daher ist es bisher nicht gelungen, diese vom Flugverkehr induzierte Zirrenbedeckung in Messungen verlässlich zu quantifizieren. Frühere Studien beschränkten sich entweder auf die Anwendung von Linienerkennungsverfahren und quantifizierten so den Bedeckungsgrad von Kondensstreifen in verschiedenen Regionen, oder analysierten Langzeittrends der Zirrenbedeckung zur Abschätzung des darin enthaltenen Flugverkehrsbeitrags. Auch bei der Quantifizierung des Strahlungsantriebs und der typischen Wirkungsdauer flugverkehrsinduzierter Zirrenbedeckung gibt es große Unsicherheiten. In dieser Arbeit wird eine neue Methode entwickelt, die in der Lage ist, die gesamte vom Flugverkehr verursachte Änderung der Zirrenbedeckung und die mit ihr verbundene Änderung im langwelligen Strahlungsfluss zu quantifizieren. Die Methode nutzt die Form des Tagesgangs der Flugverkehrsdichte in einem Beobachtungsgebiet. Mithilfe verschiedener Funktionen, die die mittlere Wirkung von Flugverkehrsdichte auf atmosphärische Messgrößen als Funktion des Alters beschreiben, kann der Tagesgang der Flugverkehrsdichte auf einen Tagesgang dieser Messgrößen abgebildet werden. Als solche, Satellitenmessungen zugängliche Messgrößen werden in der Arbeit der lineare Kondensstreifenbedeckungsgrad, der Zirrenbedeckungsgrad und die ausgehende langwellige Strahlungsflussdichte betrachtet. Durch einen Fit des über diese Funktion ermittelten Tagesgangs an den beobachteten Tagesgang - teilweise nach Abzug des natürlicherweise zu erwartenden Tagesgangs - lassen sich die Parameter der Transformationsfunktionen ableiten. Sie erlauben die Quantifizierung der vom Flugverkehr induzierten Wirkung sowie die Ableitung einer typischen Antwortzeit der Atmosphäre auf ein Flugverkehrsereignis. Die Methode erlaubt es, über den bisher mithilfe von Linearitätskriterien bestimmten Bedeckungsgrad von Kondensstreifen hinaus auch gealterte, nicht mehr linienförmige Kondensstreifen zu erfassen und zu quantifizieren. Sie wird auf ein Untersuchungsgebiet im Nordatlantik angewandt, das weite Teile des Nordatlantischen Flugkorridors abdeckt.

Der Compact Linear Collider (CLIC) ist ein zukünftiger e+e- Beschleuniger mit einer Kollisionsenergie von bis zu 3 TeV und einer Kollisionsrate der Teilchenbündel von 2 GHz. Damit stellt CLIC besondere Anforderungen an ein Gesamtdetektorsystem. Die Akkumulation von Hintergrundereignissen - wie zum Beispiel aus Beamstrahlung resultierende gamma gamma -> Hadronen Interaktionen - soll durch eine zeitaufgelöste Teilchendetektion in allen Subdetektorsystemen minimiert werden. In der Ereignisrekonstruktion wird die präzise Zuordnung von Ereignissen zu einer kleinen Anzahl aufeinanderfolgender Teilchenbündelkollisionen insbesondere durch die Kalorimeter unterstützt indem man Energiedepositionen einen genauen Zeitstempel zuweist. Andererseits ist die Zeitentwicklung von hadronischen Schauern nicht instantan. Die Anforderungen an die Energieauflösung der Kalorimeter machen eine Integration über einen ausgedehnten Zeitraum unabdingbar. Wolfram ist eines der dichtesten Materialien und soll als Absorber verwendet werden um Teilchenschauer auf engstem Raum und innerhalb der Kalorimeter zu stoppen. Gegenwärtig ist die zeitaufgelöste Propagation hadronischer Schauer in Wolfram experimentell jedoch noch nicht hinreichend erforscht. Das T3B Experiment (Tungsten Timing Test Beam) wurde im Rahmen dieser Arbeit entworfen und konstruiert. Es besteht aus einer Kette von 15 Szintillatorkacheln, deren Lichtsignal durch Photosensoren (SiPMs) detektiert und durch Oszilloskope mit einer Abtastrate von 1.25 GHz digitalisiert wird. Das Experiment wurde dafür entwickelt die Zeitstruktur hadronischer Schauer zu vermessen und herauszufinden wie stark verspätete Energiedepositionen innerhalb eines Schauers beitragen. Der T3B Kachelstreifen wurde hinter zwei Prototypen für Hadronenkalorimeter der CALICE Kollaboration montiert, die mit einer Stahl- bzw. Wolframabsorberstruktur ausgestattet waren. Das T3B Experiment hat während der CALICE Teststrahlphase 2010/2011 am PS und SPS des CERN Hadronenschauer in einem Energiebereich von 2-300 GeV zeitlich vermessen. Eine für den Teststrahlbetrieb optimierte Software zur Datennahme wurde neu konzipiert. Die Entwicklung eines neuartigen Softwarealgorithmus zur zeitlichen Dekomposition von SiPM-Signalen erlaubte es, den Detektionszeitpunkt einzelner Photonen und somit Schauer mit einer zeitlichen Präzision von 1 ns zu studieren. Das T3B Experiment konnte eine erhöhte späte Schaueraktivität in Wolfram relativ zu Stahl nachweisen. Hierzu wurde eine detaillierte Untersuchung der Zeitverteilung der Energiedepositionen bemüht. Außerdem wurde beobachtet, dass der relative Einfluss von späten Energiedepositionen radial mit der Distanz zur Schauerachse zunimmt. Diese Zunahme ist in Wolfram wesentlich stärker ausgeprägt als in Stahl. Es konnte nachgewiesen werden, dass das für Simulationen am LHC und für den Großteil der Physikstudien für CLIC standardmäßig verwendete hadronische Schauermodell QGSP_BERT späte Energiedepositionen systematisch überschätzt. Neu entwickelte Modelle mit speziellem Augenmerk auf niederenergetischen Neutronen reproduzieren die Daten besser. Im Bezug auf die Energie einfallender Teilchen in einem Bereich von 60-180 GeV konnten keine signifikanten Unterschiede im Rahmen der Messunsicherheiten nachgewiesen werden.

The transition from quantum to classical behavior of complex systems, known as dephasing, has fascinated physicists during the last decades. Disordered systems provide an insightful environment to study the dephasing time \tau_\varphi, since electron interference leads to quantum corrections to classical quantities, such as the weak- localization correction \Delta g to the conductance, whose magnitude is governed by \tau_\varphi. In this thesis, we study one of the fundamental questions in this field: How does Pauli blocking influence the interaction-induced dephasing time at low temperatures? In general, Pauli blocking limits the energy transfer \omega of electron interactions to \omega \ll T, which leads to an increase of \tau_\varphi. However, the so-called 0D regime of dephasing, reached at T \ll E_{Th}, is practically the only relevant regime, in which Pauli blocking significantly influences the temperature dependence of \tau_\varphi. Despite of its fundamental physical importance, 0D dephasing has not been observed experimentally in the past. We investigate several possible scenarios for verifying its existence: (1) We analyze the temperature dependence of \Delta g in open and confined systems and give detailed instructions on how the crossover to 0D dephasing can be reliably detected. Two concrete examples are studied: an almost isolated ring and a new quantum dot model. However, we conclude that in transport experiments, 0D dephasing unavoidably occurs in the universal regime, in which all quantum corrections to the conductance depend only weakly on \tau_\varphi, and hence carry only weak signatures of 0D dephasing. (2) We study the quantum corrections to the polarizability \Delta \alpha of isolated systems, and derive their dependence on \tau_\varphi and temperature. We show that \tZeroD dephasing occurs in a temperature range, in which \Delta \alpha depends strongly (as a power-law) on \tau_\varphi, making the quantum corrections to the polarizability an ideal candidate to study dephasing at low temperatures and the influence of Pauli blocking.

Understanding and control of the plasma edge behaviour are essential for the success of ITER and future fusion plants. This requires the availability of suitable methods for assessing the edge parameters and reliable techniques to handle edge phenomena, e.g. to mitigate 'Edge Localized Modes' (ELMs) --- a potentially harmful plasma edge instability. This thesis introduces a new method for the estimation of accurate edge electron temperature profiles by forward modelling of the electron cyclotron radiation transport and demonstrates its successful application to investigate the impact of Magnetic Perturbation (MP) fields used for ELM mitigation on the edge kinetic data. While for ASDEX Upgrade bulk plasmas, straightforward analysis of the measured electron cyclotron intensity spectrum based on the optically thick plasma approximation is usually justified, reasonable analysis of the steep and optically thin edge region relies on full treatment of the radiation transport considering broadened emission and absorption profiles. This is realized in the framework of integrated data analysis which applies Bayesian probability theory for joint analysis of the electron density and temperature with data of different independent and complementary diagnostics. The method reveals that in regimes with improved confinement ('High-confinement modes' (H-modes)) the edge gradient of the electron temperature can be several times higher than that of the radiation temperature. Furthermore, the model is able to reproduce the 'shine-through' peak --- the observation of increased radiation temperatures at frequencies with cold resonance outside the confined plasma region. This phenomenon is caused by strongly down-shifted radiation of Maxwellian tail electrons located in the H-mode edge region and, therefore, contains valuable information about the electron temperature edge gradient. The accurate knowledge about the edge profiles and gradients of the electron temperature and --- including the density information --- the electron pressure allows a detailed study of plasma edge phenomena like ELMs or the transition from 'Low-confinement mode' (L-mode) to H-mode. It is shown how the application of non-axisymmetric MP fields acts on the edge profiles of electron temperature, density and pressure in H-modes with type-I and mitigated ELMs and during the L-H transition. Compared to type-I ELMs, mitigated ELMs tend to occur at higher edge densities, lower edge temperatures and reduced edge pressure gradients. This parameter regime can be achieved by strong gas fuelling. MP fields might support ELM mitigation by shifting the threshold between type-I and small ELMs towards slightly higher edge temperatures. The application of MPs in L-modes results in a degradation of the pressure gradient due to increased heat transport. At the L-H transition, the pressure gradient and the radial electric field shearing seem to exhibit the same value with and without MPs, while its required heating power is increased in the presence of MPs.

This doctoral thesis deals with both infrared modifications of gravity and with the recently proposed microscopic picture of black holes. The former subject, i.e. infrared modifications of gravity, denotes a class of theories that typically weaken Einsteins theory of gravity at very large (usually cosmological) distance scales while preserving its successes at smaller distances (in particular within the solar system). Infrared modified theories of gravity allow to make progress with the cosmological constant problem since the cosmological constant literally corresponds to a space-time source of infinite extent. The results presented in this thesis concern two representatives of infrared modified theories of gravity: Massive Gravity and Brane Induced Gravity. Massive Gravity has been extensively studied for graviton propagation on a flat Minkowski background. What we will do in this thesis, however, is to study Massive Gravity on curved backgrounds such as cosmologically relevant FRW backgrounds. It actually turns out that the physics associated with the propagation of gravitons on curved spaces is enormously rich. In particular, we were able to show that the linear theory is protected from potential unitarity violations by generically entering a strong coupling regime before the unitary violation of the linear theory could have occurred. We coined this mechanism the self-protection mechanism. In fact, the self-protection mechanism can be understood as a striking example of the recently proposed classicalization mechanism, where the classicalon plays the role of the new background geometry that forms when entering the non-linear regime. Even though that the self-protection mechanism is very appealing from a theoretical perspective, it goes hand in hand with the destruction of the FRW background as soon as we enter the non-linear regime. This is phenomenological unacceptable as this always happens for early times in the universe. This led us to the construction of a completely new theory of massive deformations, where we supple- mented the known ’hard mass’ term with a new ’soft mass’ term. This new theory is both stable and consistent on the whole Friedman manifold. A particular interesting special case can be obtained when we set the hard mass identically equal to zero, since in this case we obtain a modification that is solely operative on curved backgrounds, whereas we still have standard massless graviton propagation for regions where the background curvature is small. This modification is thus completely orthogonal to known massive gravity theories. The other infrared modified theory of gravity this thesis deals with, i.e. Brane Induced Gravity, has been thought to contain a ghost within its spectrum of physical particles if we consider two or more additional spatial dimensions (whereas for one spatial dimension we would obtain the consistent DGP model). However, this ghost degree of freedom is completely unexpected physically, as we can think of Brane Induced Gravity simply as a higher dimensional Einstein gravity theory with a specific, healthy four dimensional source. Therefore, we performed a complete Dirac constraint analysis that actually showed that the Hamiltonian on the constraint surface is positive definite, and thus that Brane Induced Gravity is consistent, contrary to prior claims in the literature. By studying the system as well in the covariant language, we were able to understand that these previous derivations of the ghost degree of freedom did not take the 00-Einstein equation into account properly. This equation actually is a constraint that renders the would-be ghost mode non-dynamical. The other subject of this thesis deals with the microscopic picture of black holes recently proposed by Gia Dvali and Cesar Gomez. To be concrete, we invented a novel non-relativistic scalar theory that is supposed to mimic properties of general relativity relevant for black hole physics but is simple enough to make extensive quantitative calculations. In a first step, we analyzed the system perturbatively. This allowed us to show that there is indeed indication that the system dynamically secures to stay at the point of quantum phase transition. However, only a thorough nonlinear numerical analysis that is currently under investigation will yield a definite answer.

Bringt man Mikropartikel in ein Plasma ein, so laden sie sich elektrisch auf, man spricht von einem "`Komplexen Plasma"'. Das Komplexe Plasma besteht damit aus Elektronen, Ionen, Neutralgasteilchen und den (meist negativ) geladenen Staubpartikeln. Alle diese Teilchen wechselwirken miteinander. Mit Hilfe eines Lasers und einer Kamera, können Position und Geschwindigkeit der Staubpartikel ermittelt werden. Bei herkömmlichen Flüssigkeiten ist dies nicht möglich, da die Atombewegung nicht gleichzeitig räumlich und zeitlich in genügend hoher Auflösung zugänglich ist. In dieser Arbeit werden Ströme geladener Mikropartikel beschrieben, die in einem eigens dafür konstruierten Kanal fliessen. Im ersten Teil werden lineare Strömungen, im zweiten Teil ringförmige, quasi-unendliche Strömungen Komplexer Plasmen untersucht. Dabei steht die Frage nach den Grenzen des kooperativen Verhaltens der Teilchen im Vordergrund. Bei den linearen Strömungen geht es um kollektive Effekte in einer Laval-Düse. Die Untersuchung der Teilchenbewegung unter Schwerelosigkeit (während der Parabelflüge) auf kinetischem Level offenbart den Unterschied zwischen Einzelteilchenbewegung und der Strömung kleiner und großer Teilchenwolken. Im Labor wird die Bildung von Ketten unter Schwerkraft beschrieben. Die Analysen der Position, der Länge und der Stabilität der Ketten ergeben, dass ein bindendes Potential zwischen den negativ geladenen Staubteilchen vorhanden sein muss. In einer Erweiterung dieses Experiments zeigen sich Wellen. In horizontaler Konfiguration wird dargestellt, dass Wellen in Staubpartikelströmungen wie Wasserwellen am Strand brechen können. Das Hauptziel der Experimente mit ringförmigen Strömungen ist die Frage nach dem Strömungsverhalten bei der Bewegung um ein Hindernis. Die Antwort der Thermodynamik, dass in einem klassischen inkompressiblen Fluid das Produkt aus Geschwindigkeit und Querschnittsfläche konstant bleibt, wird für die hier untersuchten ringförmigen Strömungen nachgewiesen. Weiterhin wird das Ordnungsverhaltens der Partikel innerhalb der Strömung beim Passieren des Hindernisses analysiert. Dabei wird sehr detailliert gezeigt, wie Partikelbahnen verschmelzen oder neu entstehen. Es zeigen sich viele Analogien zu bekannten Systemen, wie z.B. dem Straßenverkehr, wenn etwa auf einer mehrstreifigen Straße eine Spur endet. Die gefundenen Ergebnisse unterstreichen eindrucksvoll die Eignung Komplexer Plasmen als interdisziplinäres Modellsystem zur Analyse dynamischer Vorgänge in der Natur.

Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungefähr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He erschöpft ist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer Hüllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs). Der größte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von ZSPNs, um die Gültigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterführend zu prüfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den bestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen Modelllinienfits an photosphärische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten Massen der UV-Analyse wiesen eine größere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme von theoretischen post-AGB Entwicklungsverläufen bestimmt wurden. Die Untersuchung wurde unter Verwendung von ”WM-basic”, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in den Atmosphären von heissen Sternen berücksichtigt, durchgeführt. Dieser Code diente zuvor als Basis für die frühere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten wir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit dem UV Spektrum rechnen zu können. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masseärmsten sowie des massereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs. Unter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die optischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten Modelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der Konsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen anderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert. In einer weiterführenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren einbauten. Die Stärke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen Analyse bestimmt wird, hängt vom Quadrat der Dichte ab. Ein mögliches Klumpen der Winde würde deshalb zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der atmosphärischen Massenverlustrate von der Stärke solcher optischen Linien führen. Da die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, könnte dies zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter führen. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb um unter hinzufügen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu können. Letzterer wurde in einer früheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits an die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Berücksichtigung der Klumpung, Windstärken und Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse übereinstimmen, Spektren liefern, die inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute Fits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die optischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat. Innerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verhältnisse von röntgen-zu bolometrischen Leuchtkräften bestimmt, die es uns ermöglichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des Far Ultraviolet Spectroscopic Explorers ist, zu reproduzieren. Die erhaltenen Werte stimmen mit jenen überein, die bereits für O Sterne erlangt wurden. Dies bestätigt zum wiederholten Male die Ähnlichkeit der Atmosphären von massereichen O Sternen und O-Typ ZSPNs. Basierend auf den von uns abgeleiteten Schockstrukturen unserer Auswahl von ZSPNs, untersuchten wir einen möglichen Einfluss der Schocks auf Studien von Emissionslinien von H II Regionen. Hierbei werden Verfahren zur Umrechnung von Linienverhältnissen in gewünschte physikalische Eigenschaften benötigt, die in Form von diagnostischen Linienverhältnissen oder Diagrammen vorkommen und die auf Gittern von Photoionisationsmodellen basieren. Wir berechneten solch ein Gitter von schockbeinflussten Ionisationsflüssen eines Zentralsterns und verwendeten diese verstärkten Flüsse als Eingabewert für den Photoionisationscode MOCASSIN. Dies ermöglichte es uns, den Einfluss der schockverstärkten Flüsse auf das den Stern umgebende Gas zu untersuchen. Die Effekte sind speziell wichtig für stellare Quellen mit effektiven Temperaturen kleiner als 30kK. Zum Schluss untersuchten wir in zwei Studien einige der Eigenschaften von jungen, massereichen Sternhaufen (YMCs). In der ersten Studie widmeten wir uns der Frage, ob die anfängliche Massenfunktion der Sternhaufen ein zugrundeliegendes Limit bei hohen Massen aufweisst oder nicht. Wir verwendeten eine Methode, basierend auf den Leuchtkräften der YMCs, kombiniert mit deren Alter, wobei wir herausfanden, dass ein Abschneiden der Massenfunktion benötigt wird, um die Beobachtungen zu reproduzieren. Dies bestätigt frühere Untersuchungsergebnisse. Die zweite Studie beschäftigte sich mit der radialen Verteilung von YMCs in einer Auswahl von nahegelegenen Spiralgalaxien. Wir suchten nach den charakteristischen Abständen zum galaktischen Zentrum, die die Entstehung und/oder das Überleben von den massereichsten Sternhaufen begünstigen. Wir verglichen daraufhin die beobachteten Daten mit einem einfachen theoretischen Modell, das auf der Stichprobengröße basiert. Letzteres ergibt sich aus der Sternentstehungsrate als Funktion des Radiuses, multipliziert mit der Fläche. Wir fanden heraus, dass solch ein Modell dazu in der Lage ist, die beobachteten Abstandsverteilungen der YMCs zu reproduzieren. Dies gelang ohne Zuhilfenahme einer bevorzugten Sternhaufenbildung oder einem Zerfall aufgrund einer erhöhten Anzahl an Riesenmolekülwolken in der Nähe von galaktischen Zentren.

Das starke CP Problem kann durch den Peccei-Quinn (PQ) Mechanismus gelöst werden, welcher das Axion einführt. In supersymmetrischen (SUSY) Axionmodellen ist die Saxionmasse typischerweise von der Ordnung der Gravitinomasse. Zusammen mit dem Axino können die PQ-Teilchen erhebliche kosmologische Folgen haben. Wir konzentrieren uns auf hadronische Axionmodelle. In diesen Modellen koppeln die PQ-Teilchen nur an zusätzliche schwere (S)Quarks, während alle anderen Teilchen keine PQ-Ladung tragen. Wir berechnen die thermischen Produktionsraten der PQ-Teilchen durch Streuung an Quarks, Gluonen, Squark und Gluinos im heißen Plasma des frühen Universums. Dabei verwenden wir systematische Methoden der Feldtheorie, um ein eichinvariantes, endliches Ergebnis in führender Ordnung in der starken Kopplung zu erhalten. Wir berechnen den thermisch produzierten Yield und die Entkopplungstemperatur von Axionen, Saxionen und Axinos. Wir aktualisieren den Vergleich von thermischen und nicht-thermischen Saxionenergiedichten. Dann betrachten wir hauptsächlich Zerfälle des Saxions in Axionen, welche dann zusätzliche Strahlung bilden. Wir erneuern entsprechende Schranken, auferlegt durch aktuelle Untersuchungen der primordialen He-Menge und durch präzise kosmologische Messungen. Wir zeigen, dass der Trend für zusätzliche Strahlung in diesen Studien durch Saxionzerfälle in Axionen erklärt werden kann. Zwei Szenarien werden im Detail untersucht. Beide Szenarien erklären die kalte dunkle Materie (CDM) und zusätzliche Strahlung in Übereinstimmung mit bestehenden Schranken. Die hohe Reheatingtemperatur nach Inflation in beiden Szenarien ermöglicht Baryogenese durch thermische Leptogenese. (i) Gravitino CDM: Axionen aus dem Zerfall von thermischen Saxionen bilden zusätzliche Strahlung bereits vor der Nukleosynthese und Zerfälle eines aus kosmologischen Gründen schweren Axinos (TeV-Skala) produzieren Entropie. (ii) Axion CDM: Leichte Axinos (eV-Skala) werden bedingt durch Schranken an heiße dunkle Materie. Gravitinos zerfallen spät in Axionen und Axinos, die zusammen mit Strahlung aus früheren Saxionzerfällen existieren können. Der Planck-Satellit wird die zusätzliche Strahlung in beiden Szenarien genau vermessen. Weitere Tests dieser Szenarien sind durch die Suche nach Axionen durch ADMX und nach SUSY-Teilchen am Large Hadron Collider gegeben.