Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewolucja Wszechświata Wykład 5. Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata Wykład 5. Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania."— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata Wykład 5

2 Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania elektrosłabe. Jeszcze większe energie zrównanie oddziaływań elektrosłabych i silnych GUT – Grand Unification Theory nie potwierdzona doświadczalnie! TOE – Theory Of Everything nie istnieje!

3 Historia Wszechświata Pod koniec fazy inflacji, około s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i ogromną liczbę cząstek oraz bardzo silnie ogrzewa Wszechświat.

4 Teoria Wielkiej Unifikacji Tuż po fazie inflacyjnej przy temperaturach powyżej K Wszechświat wypełniała mieszanina kwarków, leptonów oraz cząstek przenoszących oddziaływania fotonów, bozonów W i Z oraz gluonów. Oddziaływania elektro-magnetyczne, słabe i silne są nierozróżnialne. GUT – Grand Unification Theory GUT wymaga istnienia dodatkowych nośników oddziaływań – 12 bozonów (i antybozonów) X ( ) Nierozróżnialne oddziaływania (nośniki) są w równowadze z materią i antymaterią. Przykład:

5 Problemy do wyjaśnienia... Cząstki i antycząstki pojawiają się i anihilują zawsze parami. Obowiązuje prawo zachowania liczby barionowej i leptonowej. Dlaczego więc we Wszechświecie nie ma równej ilości materii i antymaterii? Drugim ważnym faktem obserwacyjnym jest dramatyczna przewaga ilości fotonów (tła reliktowego) nad ilością barionów η = n b /n γ Jak to wytłumaczyć?

6 Bozony X Ładunek = 1/3 i 4/3 Ładunek kolorowy R, G, B Ładunek leptonowy Masa GeV Bozony X w oddziaływaniach z kwarkami (q) i leptonami (l) mogą powodować przemiany kwarku w antykwark (i odwrotnie) oraz kwarku w lepton (i odwrotnie). Leptokwarki Przy temperaturach GUT (10 28 K) symetria i prostota osiągają poziom, na którym istnieje tylko jeden rodzaj materii (lepto-kwark?) i jedno oddziaływanie z całym wachlarzem cząstek-nośników oraz... no tak, dynda tam jeszcze z boku grawitacja. - Leon Lederman

7 Bozony X Rozpady bozonów X:

8 Przy temperaturach T > K pary X + anty-X powstają i anihilują zupełnie symetrycznie. Gdy jednak temperatura spada poniżej K, kreacja i anihilacja par staje się coraz mniej prawdopodobna, wzrasta zaś szansa spontanicznego rozpadu. Bozony X Prawdopodobieństwa różnych kanałów rozpadów mogą być różne: X p1p1 X 1-p 1 p2p2 1-p 2 Jeśli p 1 = p 2, to po rozpadach pozostaną równe ilości kwarków i antykwarków oraz leptonów i antyleptonów. Jeśli p 1 p 2, to pozostanie pewna nadwyżka materii nad antymaterią.

9 Bozony X Przykład: rozpad mezonu K 0 K0K0 p1p1 p2p2 K0K0 1-p 1 inne produkty 1-p 2 inne produkty Z pomiarów wynika że, p 1 i p 2 różnią się o Analogiczna różnica p 1 i p 2 dla bozonów X rzędu wystarczy do wyjaśnienia obserwowanego obecnie stosunku ilości barionów do fotonów we Wszechświecie. Jak wielka była nadwyżka materii nad antymaterią? Na 30 mln antykwarków przypadało (30 mln + 1) kwarków

10 Czas życia protonu Konsekwencją GUT jest nietrwałość protonu. Rozpad p na neutralny pion i pozyton w czasie lat Wiek Wszechświata lat Doświadczalne potwierdzenie: Prawdopodobieństwo rozpadu jednego protonu w ciągu roku wynosi 10 –30. Zamiast tego możemy obserwować wiele protonów. W ton wody - około protonów W ciągu roku około tysiąca protonów powinno ulec rozpadowi.

11 W kopalni soli położonej pod dnem jeziora Erie, w stanie Ohio, w kopalni ołowiu pod górą Toyama w Japonii, w tunelu pod Mt. Blanc Eksperymenty, które mają wykryć rozpad protonu odbywają się w podziemnych laboratoriach (promieniowanie kosmiczne) Czas życia protonu Ogromne, przezroczyste pojemniki z czystą wodą – około ton wody. Wodny sześcian o boku długości 23 metrów otoczony bardzo czułymi fotopowielaczami Wynik: nie zaobserwowano rozpadu protonu! Wniosek: czas życia protonu > lat Przy okazji zarejestrowano neutrina z wybuchu supernowej zarejestrowanego w 1989 r.

12 Historia Wszechświata Materia w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej s Temperatura K Oddziaływanie silne oddziela się od oddziaływania elektrosłabego. Od tej chwili oddziaływania te znacznie różnią się wielkością. Wszechświat wypełniają swobodne kwarki, gluony, leptony, bozony W i Z, fotony, które oddziaływują ze sobą.

13 grawitacja oddz. silne oddz. słabe elektromagnetyzm Temperatura (K) Czas (s) Wielka unifikacja Inflacja Kwantowa grawitacja? Nukleosynteza Gęstość jądrowa Promieniowanie reliktowe Unifikacja oddz. elektrosłabych Plazma kwarkowo- gluonowa

14 Era hadronowa s Temperatura K (250 GeV) Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Oddziaływanie słabe oddziela się od elektromagnetycznego. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej.

15 Era hadronowa W miarę ekspansji i stygnięcia Wszechświata przestają być produkowane najcięższe i nietrwałe hadrony. Przy 80 GeV przestają być też produkowane bozony W i Z Przy T < K także protony i neutrony przestają być cząstkami relatywistycznymi. Jednocześnie zaczyna się przewaga procesów anihilacji tych cząstek nad kreacją par.

16 Era hadronowa Era hadronowa zbliża się do końca po ok s, przechodząc w erę leptonową. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują (dodając fotony do tła promieniowania). Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Czas trwania ery hadronowej (10 -4 s ) wydaje się być znikomo krótki. Jednak czas życia większości hadronów i skala czasowa oddziaływań silnych to ok s, a więc 20 rzędów wielkości mniej. Dla nich era ta trwa bardzo długo.

17 Era leptonowa s Temperatura K (10 MeV) W epoce leptonowej, jedynymi relatywistycznymi bozonami są fotony zaś relatywistycznymi fermionami trzy generacje leptonów oraz ich antycząstki. (e, e ), (, ), (, ) Na początku ery leptonowej w równowadze są procesy kreacji i anihilacji par lepton – antylepton. Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. Liczba leptonów równa liczbie fotonów

18 Era leptonowa W miarę spadku temperatury (a więc i energii fotonów następuje najpierw nieodwracalna anihilacja taonów (jako najcięższych), a następnie mionów. Najdłużej utrzymuje się równowaga kreacji i anihilacji par elektron – pozyton oraz ich oddziaływań z neutrinami. Temperatura progowa na produkcję par elektron – pozyton T = K Temperatura w środku Słońca T = K

19 Era leptonowa Pod koniec ery leptonowej, przy T < K (ok. 1 MeV), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: gdzie: (m n – m p ) = 1,3 MeV W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów określony jest prawem Boltzmanna: kT = 10 MeV dla T = K Na początku ery leptonowej liczba protonów i neutronów były prawie równe.

20 Era leptonowa W miarę ekspansji temperatura spada, a wraz z nią maleje (od ok. 0, 6 na początku ery leptonowej do ok. 0,2 pod jej koniec). Przy T 0,1 MeV równowaga słabych procesów stopniowo załamuje się, a bardziej prawdopodobny staje się nieodwracalny rozpad beta:

21 Tuż po pierwszej sekundzie gęstość i temperatura zmalały tak, że średni czas pomiędzy zderzeniami neutrin i antyneutrin przekroczył czas życia Wszechświata, a ich średnia droga swobodna wzrosła na tyle, iż stały się cząstkami swobodnymi. Era leptonowa Powstało tło neutrinowe Neutrina utraciły równowagę termodynamiczną z innymi cząstkami. Trudno je wykryć doświadczalnie!

22 Era leptonowa W 14 sekundzie temperatura spadła do K – poniżej progu produkcji par elektron-pozyton Elektrony i pozytony uległy anihilacji, pozostawiając po sobie olbrzymie ilości fotonów. Zwiększenie temperatury fotonów Od tej chwili średnio na jeden nukleon przypadał mniej więcej miliard fotonów. Główne składniki Wszechświata to fotony i neutrina.

23 Nukleosynteza Nukleosynteza – powstawanie jąder przez łączenie się nukleonów lub lżejszych jąder - może zachodzić w określonym przedziale temperatur: Temperatura zbyt niska – produkty reakcji mają za małą energię, aby zbliżyć się dostatecznie. Temperatura za wysoka – powstałe w syntezie jądra rozpadną się.

24 Nukleosynteza Przykład: reakcja syntezy D+T (deuteru i trytu). D+T 4 He + n

25 Nukleosynteza Podczas łączenia się lżejszych jąder w cięższe wydziela się energia. Dla lekkich jąder energia wiązania na nukleon rośnie wraz z liczbą masową.

26 Nukleosynteza 1 s Temperatura K (0,1 MeV) W okolicy tej temperatury mogą już utrzymać się produkty pierwszej reakcji nukleosyntezy: Neutron ma w tych warunkach dwie możliwości: 1) reakcja z protonem i synteza deuteru, 2) spontaniczny rozpad beta.

27 Nukleosynteza Przez pierwsze sekundy przybywa deuteru. Gdy jego ilość względem wodoru osiągnie wartość prawdopodobne stają się reakcje syntezy trytu i izotopu 3 He: Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około:

28 Nukleosynteza Pewna niewielka część 4 He zdąży jeszcze wejść w reakcje: Gdy względna koncentracja 3 He osiągnie około to zaczyna zachodzić kolejna reakcja:

29 Nukleosynteza Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 3 4 He 12 C + γ jest już za zimno. Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T 10 8 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3 He, zaś 7 Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7 Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4 He

30 Nukleosynteza Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy wzrost (lub spadek) obfitości poszczególnych nuklidów oraz neutronów (n). czas

31 Nukleosynteza Końcowa obfitość powstałych pierwiastków zależy zasadniczo od dwóch czynników: tempa ekspansji a więc i od tempa stygnięcia Wszechświata, gęstości materii barionowej. Porównując zmierzone obfitości różnych rodzajów jąder z ilościami obliczonymi w modelach wczesnego Wszechświata, można określić obecną gęstość materii barionowej.

32 Nukleosynteza 2 H, 3 He 7 Li 4 He Gęstość krytyczna Najlepsze dopasowanie Względna zawartość: stosunek liczby jąder do liczby jąder wodoru

33 Obserwowana obfitość 4 He stała się też dodatkowo wskaźnikiem testującym kwarkowo –leptonowy model budowy materii a konkretniej wskaźnikiem ilości tzw. generacji kwarków i leptonów. (e, e ), (, ), (, ) Znamy 3 rodziny leptonów: Tempo ekspansji i stygnięcia Wszechświata na etapie ery leptonowej zależy od liczby rodzajów neutrin. Tempo stygnięcia Wszechświata rzutuje z kolei na tempo reakcji nukleosyntezy, a więc na końcową obfitość lekkich pierwiastków np. 4 He Nukleosynteza

34 Teoretyczna obfitość helu (jako procent masy) w zależności od gęstości przy różnych ilościach, N, typów leptonów (i kwarków).

35 liczba lekkich jąder ( 6 Li, 9 Be, 10 B i 11 B) została zwiększona w wyniku zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego z gazem międzygwiazdowym, obfitości wszystkich cięższych pierwiastków wzrosły za sprawą reakcji termojądrowych, zachodzących wewnątrz gwiazd lub w wybuchach supernowych. Nukleosynteza Obserwowany obecnie skład chemiczny materii różni się od składu pierwotnego : Zawartość deuteru zmniejszyła się w procesach zachodzących w gwiazdach.

36 Weryfikacja doświadczalna Porównanie obliczeń ewolucji gwiazd z analizą statystyczną ich obserwowanych własności. Pomiar zawartości 4 He Obserwacja linii helu w widmach gorących gwiazd i materii międzygwiezdnej Zawartość helu w Galaktyce nie zmienia się w zależności od kierunku. Dowód na pochodzenie 4 He z pierwotnej nukleosyntezy

37 Weryfikacja doświadczalna Pomiar zawartości deuteru Satelita Copernicus w 1973 r. Satelita FUSE od 1999 r. (Far - Ultraviolet Spectroscopic Explorer) Spektrometry ultrafioletu badają względną intensywność linii absorpcyjnych wodoru i deuteru po przejściu światła z odległych gwiazd przez materię miedzygwiazdową.

38 Paradoks Olbersa Dlaczego nocne niebo jest ciemne? M – średnia moc promieniowania gwiazdy N – liczba gwiazd w jedn. objętości Liczba gwiazd w objętości zawartej między obu powierzchniami: Heinrich Olbers – połowa XIX wieku – model Wszechświata statycznego i nieskończonego. Ich łączna moc wynosi: Natężenie promieniowania 1/r 2, a więc: Nie zależy od odległości!

39 Paradoks Olbersa Sumując natężenia promieniowania z kolejnych warstw, w nieskończonym Wszechświecie dostaniemy sumę nieskończenie wielu identycznych wyrazów (różnych od zera), a więc będzie to wielkość nieskończona. Spodziewamy się, że prędzej czy później promień wyprowadzony z punktu P w jakimkolwiek kierunku zakończyć się musi na jakiejś gwieździe, więc całe niebo powinno być rozświetlone do jasności równej jasności pojedynczej gwiazdy. Rozwiązanie paradoksu: Wszechświat nie jest statyczny Obserwowalny Wszechświat nie jest nieskończony


Pobierz ppt "Ewolucja Wszechświata Wykład 5. Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania."

Podobne prezentacje


Reklamy Google