Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II 9.06.2014 Wczesny Wszechświat:  pochodzenie barionów  kosmiczna nukleosynteza.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II 9.06.2014 Wczesny Wszechświat:  pochodzenie barionów  kosmiczna nukleosynteza."— Zapis prezentacji:

1 Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Wczesny Wszechświat:  pochodzenie barionów  kosmiczna nukleosynteza

2 Pochodzenie materii Gorący wielki Wybuch Wszechświat rozszerzał się i chłodził “Zupa” swobodnych cząstek i antycząstek Łamanie symetrii “Zupa” kwarkowa Kwarki uwięzione w protonach i neutronach Stosunek ilości protonów do neutronów

3 Adiabatyczne rozszerzanie Wszechświata: Zachowane widmo ciała doskonale czarnego

4 Historia cieplna Wszechświata: T(t)‏ log t log T

5 Wczesny Wszechświat: atomy nie mogą powstać: przy ( kT > E wiązania ) fotony rozrywają jądra atomowe: Deuter ~ 2 MeV Żelazo ~ 7 MeV Jeszcze wcześniej, neutrony i protony rozrywane są na kwarki: energie ( E=mc 2 ): neutron ~ MeV proton ~ MeV Czyli gdzieś w przeszłości, przy dostatecznie dużych energiach, spodziewamy się zupy kwarkowej.

6 Cząstki fundamentalne mass --> μ (mion) e (elektron) τ (taon) Wczesny Wszechświat: t K Teorie Wielkiej Unifikacji (Grand Unified Theories, GUTs) przewidują, że wszystkie cząstki fundamentalne powinny istnieć mniej więcej w tych samych ilościach: kwarki Cząstki nie oddziałujące silnie (6 zapachów, 3 kolory) leptony neutrina Top… Bottom... Charm… Strange … Up… Down... (górny-dolny; powabny-dziwny; szczytowy-spodni) gluony bozony (wymieniane przez kwarki) Higgs (X)‏ W ±, 0 (inne?)Fotony Plus takie same ilości antycząstek.

7 Cząstki przy dużych energiach Przy kT >> mc 2, mamy dość energii do tworzenia par cząstka- antycząstka. Pary anihilują tworząc fotony, zderzenia/rozpady tworzą nowe cząstki, jedne cząstki przechpodzą w drugie (są to po prostu różne postaci energii). Spodziewamy się jednakowych ilości cząstek i antycząstek. sumaryczny ładunek we Wszechświecie = 0 sumaryczny kolor = 0 sumaryczny spin = 0

8 Stosunek fotonów i barionów Spodziewamy się: Bo: nadwyżka każdego rodzaju cząstek będzie się zderzać z innymi, przechodzić w inne typy cząstek, aż do osiągnięcia stanu +/- równowagi między ilościami cząstek. Później, 3 kwarki => 1 barion, czyli spodziewamy się nadal, że N photon ~ N baryon. Ale dziś N photon / N baryon ~ 10 9 ! Dlaczego?

9 Czemu więcej cząstek niż antycząstek? Przy równych ich ilościach anihilacja przy kT b, więcej kwarków od antykwarków. Z akceleratorów: a - b ~ a kwarki dodatkowy kwark na antykwarki 10 9 ~ 10 9 fotonów

10 Przy kT < mc 2, cząstki o wysokiej masie już nie powstają, rozpad na mniej masywne cząstki + fotony. kwark U D S C T B m (GeV) Bozony X, W, Z “wymarzają”, rozpadają się na kwarki. Ciężkie kwarki ( S, C, T, B ) “wymarzają” i przechodzą w U i D. Zostaje nam zupa wolnych kwarków U i D, leptonów, gluonów, fotonów i resztek przetrwałych ciężkich kwarków i bozonów. Zupa kwarkowa: era leptonowa

11 t ~ s T ~ K (1 GeV)‏ Kwarki U i D tworzą pozbawione koloru hadrony. Bariony ( 3 kwarki ) : UUD  proton (938.3 MeV)‏ DDU  neutron (939.6 MeV)‏ Mezony ( kwark + antykwark )‏ piony: Inne (jak UDS): rzadkie. Tworzone w laboratoriach, ale szybko sie rozpadają. Stosunkowo stabilne są tylko protony i neutrony. Uwięzienie kwarków: era hadronowa

12 Stosunek neutronów i protonów Ładunki kwarków U: +2/3 D: -1/3 Rozpad neutronu: (DDU) --> (UUD)‏ Kiedy kT >> 0.8 MeV, reakcja jest odwracalna i N n ~ N p. Równowaga termiczna Rozkład Maxwella-Boltzmanna:

13 Przy kT ~ 0.8 MeV, proces już nie jest odwracalny. 5 protonów na neutron Przy t ~ 100 s i T ~ 10 9 K (0.1 MeV), protony i neutrony uwięzione w jądrze:  NUKLEOSYNTEZA Najpierw: Deuter p + n  2 D

14 Nukleosynteza zaczyna się przy kT~ 0.1 MeV. Ale energia wiązania 2 D E ~ 2.2 MeV. Czemu nukleosynteza nie startuje przy 2.2 MeV? Bo N fotonów / N barionów ~ Fotony z wysokoenergetycznego “ogona” BB rozrywają 2 D aż kT ~ 0.1 MeV. E ~ 2.2 MeV kT ~ 0.1 MeV

15 Fotony w ogonie ciała doskonale czarnego: T żeby mieć 1 foton z na barion: Dla E = 2.2 MeV potrzebujemy kT ~ 0.1 MeV.

16 Czas życia wolnych neutronów: τ ~ 940 s Czas chłodzenia 0.8 MeV do 0.1 MeV: t ~300 s. Z rozpadu radioaktywnego: Rozpad neutronów 7 protonów na neutron

17 Wszechświat rozszerza się i chłodzi morze cząstek i antycząstek (kT>mc 2 ) przechodzi w zupę kwarkową ( łamanie symetrii ->10 9 fotonów na kwark)‏ związane kwarki – zupa protonowo-neutonowa. Dla T~0.1 MeV, mamy 7 protonów na neutron, n + p --> D, co da 6 protonów (=jąder H) na jądro deuteru. Czyli

18 Kosmiczna nukleosynteza Wcześniej: 1. Zupa cząstki-antycząstki 2. Zupa kwarkowa 3. Zupa protonowo-neutronowa Potem:  Jądra deuteru 2 D i helu 4 He  Cięższe jądra  Pierwotne obfitości pierwiastków X p, Y p, Z p.  Ograniczenia na gęstość barionów z nukleosyntezy

19 Kosmiczna nukleosynteza Utworzenie jąder deuteru fotony z wysokoenergetycznego ogona rozkładu ciała doskonale czarnego przestają rozbijać jądra D (o energii wiązania E=2.2 MeV). k T ~ 0.1 MeV ( T ~ 10 9 K t ~ 100 s )‏ Równowaga termiczna+rozpad neutronu: N p / N n ~ 7 Więc najwyżej N D / N p = 1/6 Deuter łatwo tworzy kolejne cięższe jądra.

20

21 Ponieważ: 1) D ma najniższą energię wiązania (2.2 MeV)‏ i najłatwiej go rozerwać 2) Jądra z A > 2 nie mogą wydajnie się tworzyć przed powstaniem deuteru (bo ten proces wymagałby zderzeń trójciałowych)‏  “Korek deuterowy” - Nukleosynteza czeka, aż powstanie deuter. - A wtedy jądra deuteru natychmiast tworzą hel 4 He. Deuterowy korek (waskie gardlo deuterowe)

22 Cięższe jądra Z = ilość protonów A = liczba atomowa = protony + neutrony Kiedy wzrasta liczba protonów, dla uformowania stabilnych jąder liczba neutronów musi wzrastać szybciej. Jądra z Z > 83 albo >126 neutronów są niestabilne. np. poprzez rozpad α (emisja 4 He)‏ lub β (rozpad neutronu i emisja e - )‏

23 Rozpad  α Emisja fotonu

24 Emisja pozytronu Przechwycenie elektronu Rozpad β

25 Blokada BBN Główny problem: 4 He bardzo stabilne, z energią wiązania 28 MeV. Jądra z A = 5 są wszystkie niestabilne! Fuzja cięższych pierwiastków zachodzi rzadko: W gwiazdach fuzja może zajść znacznie dalej dzięki wysokiej temperaturze i gęstości, które przełamują energię wiązania 4 He. γ γ

26 Ponieważ 4 He jest takie stabilne, wszystkie ścieżki fuzji prowadzą do 4 He, fuzja cięższych jąder zachodzi rzadko. Niemal wszystkie neutrony zostają uwięzione w 4 He, a pozostałe protony latają wolno. [jądra np. p+p nie istnieją] W pierwszym przybliżeniu N p / N n ~ 7, Pierwotne obfitości H & He (masowe, nie liczbowe). Pierwotne obfitości

27 Nieliczne cięższe jądra, jakie powstają, to D, T, 7 Li, 7 Be. (Wszystkie jądra z A > 4 = metale). Symulacje/rachunki numeryczne pozwalają przewidzieć dokładne obfitości: X p = 0.75 Y p = 0.25 Z p = 5x10 -5 Pierwotne metale

28 Big Bang Nucleosynthesis Reactions “freeze out” due to expansion Thermal equilibrium neutrons decay Expansion, cooling

29 Obfitości zależą od: 1) związku czasu chłodzenia Wszechświata z czasem życia protonu ( bo to wpływa na stosunek protonów i neutronów)‏ 2) stosunku fotonów i barionów (bo to decyduje, przy jakim T powstaje D)‏ Jeśli temperatura spada znacznie szybciej, neutrony nie zdążą się rozpaść i N p / N n ~ 5  X p = 4/6 = 0.67 Y p = 2/6 = Przy znacznie wolniejszym chłodzeniu, wszystkie neutrony zdążą się rozpaść i  X p = 1 Y p = 0. Czułość na parametry

30 Obfitości (szczególnie D) silnie zależą od tych 2 parametrów. Dlaczego? Mniejszy stosunek barionów do fotonów -> D powstaje w niższej T, dłuższy czas chłodzenia, rozpada się więcej neutronów, mniej He. A także: niższa gęstość -> rzadsze zderzenia cząstek -> mniej D podlega fuzji -> więcej D. I odwrotnie, im wyższy stosunek barionów do fotonów, tym więcej He i mniej D. Gęstość fotonów jest dobrze znana, ale nie gestość barionów.  Ale mierzona obfitość D ogranicza dopuszczalną ilość barionów!! Ograniczenie na gęstość barionów

31 Baryon Density Constraint ~4% baryons consistent with CMB Deuterium burns faster at higher densities Observed abundances require

32 - Obłoki Lyman-alpha Linie absorpcyjne w widmach kwazarów. Głębokość linii -> obfitości pierwiastków. - bliskie galaktyki karłowate Dużo gazu, mało gwiazd, niski stosunek metali do H - >międzygwiazdowa materia wciąż może mieć skład bliski pierwotnemu. Żeby obserwacyjnie badać obfitości pierwotne pierwiastków, musimy szukać miejsc nie “zanieczyszczonych” przez gwiazdy.

33 Pomiar D/H

34 Czyli: Pierwotna nukleosynteza wyprodukowała głównie H (75%) i 4 He (25%), plus odrobinę metali (~0%) do 7 Li. Silna energia wiązania 4 He generalnie przeciwdziała powstawania cięższych pierwiastków. Obserwowane pierwotne obfitości pierwiastków dają ograniczenie na gęstość barionów.

35 D, Li, Be, B są spalane w gwiazdach: Mają niskie energie wiązania, łatwo spalają się tworząc cięższe jądra. Tymczasem… ilość D (np. w naszej Galaktyce) jest bliska przewidzianej przez BBN. Często obserwujemy wyższe obfitości Li, Be, B. Dlaczego? proces l (spallation): Rozpędźmy dowolne jądro do v ~ c (takie prędkości mają np. promienie kosmiczne). Zderzmy je ze stacjonarnym jądrem. “Odłamki” zawierać będą właśnie D, Li, Be, B. Spallation: dlaczego trzeba uważać, mierząc obfitości pierwiastków z BBN

36 BB 1,2 H 3,4 He 7 Li Intergalactic medium Interstellar medium Galaxy formation inflowGal. winds, stripping, mergers Cosmic rays Small stars D, Li Middling stars Big stars Star formation Spallation 6 Li, Be, B WD NS BH SN Explosive r-process Winds, PN, Novae He, 7 Li, C, N D, Li, Be, B ?

37 Ciąg dalszy: do oddzielenia materii od promieniowania (czyli emisji CMB)‏ Anihilacja (z łamaniem symetrii) zupa kwarkowa Bariogeneza (uwięzienie kwarków)‏ neutrony i protony Nukleosynteza Plazma of z jąder pierwiastków (75% H 25% He) + elektrony Rekombinacja Powstają neutralne atomy Materia i promieniowanie oddzialają się – Wszechświat staje się przezroczysty

38 Po nukleosyntezie: plazma naładowanych i neutralnych jąder 12 H + + He e fotonów Rozpraszanie Thompsona fotonów na elektronach Elektrony i fotony wymieniają energię. Utrzymuje się termiczna równowaga między materią i promieniowaniem. Epoka plazmy λ1λ1. e-e-. e-e-

39 Wszechświat jest nieprzezroczysty. Fotony nie mogą podróżować daleko - rozpraszają się na elektronach. “Random walk” fotonów. Równowaga materii i promieniowania ( T ~ 3x10 4 K t ~ 10 4 yr )‏ gęstość energii fotonów spada poniżej gęstości energii materii Przed: Po: “rekombinacja” ( T ~ 3000 K t ~ 3x10 5 yr )‏ electrony + jądra --> neutralne atomy

40 Plazma Neutralny gaz Rekombinacja

41 Potencjał jonizacji H: I = 13.6 eV. Fotony o mogą jonizować H. Średnia energia fotonów (z widmem BB): Temperatura rekombinacji: Niezbyt dokładne, bo: ~mamy 10 9 fotonów na atom H (fotony z ogona BB mogą jonizować H)‏ istnieją stany związane H (elektrony wzbudzone)‏ Temperatura rekombinacji 13.6 eV

42 Energy levels: E n = - I / n 2. Excitation to n = 1 -->2 needs E = E 2 - E 1 = 13.6 x ( 1 - 1/2 2 ) = 10.2 eV. Dokładniej: 10.2 eV

43 Jeszcze dokładniejsze rachunki dają 3000 K. Przy T < 3000 K, elektrony i jądra tworzą neutralne atomy, które nie są natychmiast powtórnie jonizowane przez fotony. Fotony oddziałują z wolnymi ładunkami (głównie wolnymi elektronami), ale nie z neutralnymi atomami. Fotony i materia rozdzielają się i (prawie) zaprzestają wszelkich oddziaływań. Wszechświat robi się przezroczysty dla fotonów: CMB.

44 Epoka ostatniego rozproszenia


Pobierz ppt "Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II 9.06.2014 Wczesny Wszechświat:  pochodzenie barionów  kosmiczna nukleosynteza."

Podobne prezentacje


Reklamy Google