Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c.d.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c.d."— Zapis prezentacji:

1 FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c.d.

2 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

3 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

4 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

5 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:

6 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!

7 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.

8 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.

9 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.

10 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:

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

12 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

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

14 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.

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

16 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

17 Teoretyczna obfitość helu (jako procent masy) w zależności od gęstości przy różnych ilościach, N, typów leptonów (i kwarków). (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4 He

18 Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7 Li (śladowe ilości) Większość energii Wszechświata to energia fotonów Fotony Neutrina (tem. o 40% niższa od tem. fotonów) Elektrony (1 na miliard fotonów) Protony (1 na miliard fotonów) Jądra helu (23% masy protonów)

19 Era dominacji promieniowania Przez ok. 300 tys. lat materia i promieniowanie są w równowadze termodynamicznej (temperatura promieniowania równa jest temperaturze materii). Na skutek zderzeń z elektronami droga swobodna fotonów jest bardzo mała. Wszechświat jest nieprzezroczysty dla promieniowania Ciało doskonale czarne Fotony w zderzeniach wymieniają energię ze swobodnymi elektronami.

20 Era dominacji promieniowania Gęstość energii promieniowania: Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: u b g/cm 3 Obecna wartość (T = 2,73 K): u g/cm 3 (prawie jeden atom na m 3 ). Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i decyduje o geometrii i tempie ekspansji.

21 Era dominacji promieniowania Gęstość promieniowaniaGęstość materii barionowej Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata: Obecnie wynosi 10 4, kiedy Wszechświat był 10 4 razy mniejszy u b i u były równe. Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania

22 Era dominacji promieniowania Trwa kilka tysięcy lat, gdy w trakcie ekspansji temperatura spadnie do około K. Era dominacji promieniowania – gęstość energii promieniowania jest większa niż gęstość materii barionowej (u γ > u b ) Rozpoczyna się, gdy wiek Wszechświata wynosi kilkanaście minut (od Wielkiego Wybuchu) przy temperaturze T 10 9 K

23 Rozseparowanie materii i promieniowania lat Temperatura 3000 K Protony i jądra przyłączają elektrony (rekombinacja) – tworzą się atomy. Promieniowanie nie jest w stanie istotnie oddziaływać z materią nie jest w stanie w efektywny sposób jonizować i wzbudzać atomów. Od tej chwili temperatura promieniowania maleje wraz z ekspansją Wszechświata: Obecna wartość T = 2,73 K Materia nie ma wpływu na promieniowanie - promieniowanie reliktowe

24 Promieniowanie reliktowe Energia fotonu: Średnia energia fotonu zależy od temperatury: Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą Długość fali fotonu rośnie temperatura 2,73 K3000 K

25 Promieniowanie reliktowe W 1964 r. Arno Penzias i Robert Wilson odkryli promieniowanie tła r. sonda kosmiczna COBE 2001 r. sonda kosmiczna WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) Widmo promieniowania tła zgadza się z widmem promieniowania ciała doskonale czarnego. Wyniki COBE T = (2,725 0,002) K

26 Promieniowanie reliktowe

27 Eksperyment WMAP Różne kolory oznaczają różne temperatury. Mapa temperatur Ziemi. Fluktuacje temperatury promieniowania tła – fotografia rozkładu materii we Wszechświecie w wieku lat. Bez fluktuacji gęstości nie powstałyby galaktyki.

28 Przed fazą rekombinacji istniały w ośrodku fluktuacje gęstości energii (i temperatur). Eksperyment WMAP Obszary o gęstości większej niż średnia, kurczyły się pod wpływem grawitacji i nagrzewały. Jednocześnie wzrastające z temperaturą ciśnienie promieniowania prowadziło do zahamowania kolapsu i do rozszerzania. Obszar taki oscylował z amplitudą i częstością, które związane były z warunkami fizycznymi ośrodka.

29 Typowe rozmiary fluktuacji odpowiadają horyzontowi akustycznemu czyli rozmiarowi, jaki może przebiec dźwięk w ciągu ok lat. Rozmiar takiego horyzontu można teoretycznie oszacować i policzyć, jakie powinny być rozmiary kątowe takiego horyzontu, rzutowane dzisiaj na sferę niebieską. Rozmiary te zależą od geometrii Wszechświata. Eksperyment WMAP płaski zamkniętyotwarty

30 Eksperyment WMAP Precyzyjny pomiar korelacji kątowych w promieniowaniu tła umożliwił jednoczesne dopasowanie wielu parametrów. Dominują fluktuacje o rozmiarach kątowych rzędu 0,8 0. Wszechświat jest płaski! Porównanie amplitud maksimów pozwala oszacować ilość ciemnej materii we Wszechświecie.

31 Eksperyment WMAP Stwierdzono polaryzację promieniowania mikrofalowego w dużych skalach kątowych na niebie. Polaryzacja spowodowana rozpraszaniem na cząstkach naładowanych. Kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu około 17% fotonów promieniowania reliktowego było rozpraszanych przez zjonizowany gaz. Powstał on w wyniku powtórnej jonizacji kosmicznego wodoru i helu przez promieniowanie pochodzące z pierwszego pokolenia bardzo masywnych i gorących gwiazd. Pierwsze gwiazdy w epoce mln lat po Wielkim Wybuchu. Wniosek:

32 Eksperyment WMAP Wyniki: Atomy (bariony) wypełniają tylko 4% Wszechświata. 23% stanowi ciemna materia 73% to ciemna energia, którą opisujemy przez stałą kosmologiczną. Wiek Wszechświata –13,7 mld lat (z dokł. 1%) Promieniowanie reliktowe pochodzi z okresu lat po Big Bang Ciemna energia powoduje przyspieszenie ekspansji Wszechświata! Polaryzacja promieniowania – dodatkowy dowód teorii inflacji. Pierwsze gwiazdy powstawały 200 mln lat po Big Bang

33 Powstawanie gwiazd Tempo pojawiania się formacji gwiazd począwszy od Wielkiego Wybuchu. A. Feild (STScI).

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

35 Powstawanie gwiazd Mgławica gazowo - pyłowa (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca) Niestabilność grawitacyjną wywołuje zwykle fala uderzeniowa po wybuchu w pobliżu supernowej. Przyczyną może być również zderzenie galaktyk

36 Powstawanie gwiazd Powstają zagęszczenia materii o masie rzędu 10 do 100 M, które szybko kurczą się pod wpływem grawitacji - powstają protogwiazdy (najczęściej grupowo). Podczas grawitacyjnego zapadania się gwiazdy, rośnie temperatura i ciśnienie. Ewolucja gwiazdy to ciągła walka grawitacji z ciśnieniem gazu.

37

38 Ewolucja gwiazd Symulacje powstawania gwiazd: Obłok gazowy o masie 50 Słońc zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji. Tworzą się gwiazdy, niektóre z proto- planetarnymi dyskami. Początkowo obłok ma 1,2 lat świetlnych średnicy i temperaturę 10 K.

39 Mgławica Orła i związana z nią otwarta gromada gwiazd M16 - proces formowania się gwiazd, zachodzący w odległości ok. 7 tys. lat świetlnych (zdjęcie z teleskopu Hubble'a, 1995). Gwiazdy powstają w gęstych słupach gazowo- pyłowych. Powstawanie gwiazd

40 Obłoki gazowo-pyłowe – zimne, ciemne kondensacje pyłów i gazów służą jako kolebka gwiazd. Wszystkie gwiazdy (w tym Słońce) powstały w takich obłokach. Materia obłoków to budulec, z którego jesteśmy zrobieni. Z powodu pyłów obłoki są nieprzezroczyste dla światła widzialnego. Zobaczenie procesu formowania gwiazd wymaga więc obserwacji w podczerwieni. Gęsty fragment zapada się pod wpływem grawitacji, tworząc protogwiazdy. Gromadzą one opadającą materię i formują wirujące dyski i wypływającą w postaci dżetów materię. Nowonarodzona gwiazda widziana z boku oświetla swój dysk i dżet.

41 Cykl proton - proton Gdy temperatura osiągnie dostatecznie dużą wartość (15 mln K) rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Źródło energii gwiazd o masie podobnej do masy Słońca

42 Cykl proton - proton pe n


Pobierz ppt "FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c.d."

Podobne prezentacje


Reklamy Google