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

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
Anihilacja i kreacja materii
Advertisements

Ewolucja Wszechświata
Festiwal Nauki Politechnika Warszawska Wydział Fizyki.
Strzałka czasu w rozpadach kwarków i antykwarków
Zawsze zdumiewa mnie, że co tylko ludzie wymyślą, to rzeczywiście się zdarzy. Abdus Salam Abdus Salam – pakistański fizyk, współlaureat Nagrody Nobla w.
Rodzaje cząstek elementarnych i promieniowania
Historia naturalna pewnego Uniwersum i Homo Sapiens Sapiens GENEZIS – POWSTANIE UNIWERSUM Dobiesław Nazimek
gwiazdy nauki światowej
O bariogenezie i leptogenezie
Silnie oddziałujące układy nukleonów
ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER.
Big Bang teraz.
Ewolucja Wszechświata
test wyboru Ewolucja Wszechświata
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Jądro atomowe
Początki Wszechświata
Początki Wszechświata
Ewolucja Wszechświata Wykład 6
Detekcja cząstek rejestracja identyfikacja kinematyka.
Ewolucja Wszechświata
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
Barbara Bekman Warszawa
Symetria CP Symetria CP – przypomnienie z wykładu 5
Unifikacja elektro-słaba
WIELKI WYBUCH Standardowy Model Kosmologiczny Big Bang
Marcin Berłowski, Zakład Fizyki Wielkich Energii IPJ
Co odkryje akcelerator LHC ?
Współcześnie na podstawie obserwacji stwierdza się, że Wszechświat ciągle się rozszerza, a to oznacza, że kiedyś musiał być mniejszy. Powstaje pytanie:
Dlaczego we Wszechświecie
Reakcje jądrowe Reakcja jądrowa – oddziaływania dwóch obiektów, z których przynajmniej jeden jest jądrem. W wyniku reakcji jądrowych powstają: Nowe jądra.
Leptogeneza, czyli skąd się wzięła asymetria barionowa Wszechświata
Wstęp do fizyki cząstek elementarnych
Wstęp do fizyki cząstek elementarnych
Historia Późnego Wszechświata
Historia Wczesnego Wszechświata
Dyfuzyjny mechanizm przyspieszania cząstek promieniowania kosmicznego Wykład 2.
Fizyka cząstek 5: Co dalej? Brakujące wątki Perspektywy Astrocząstki.
Wczesny Wszechświat Krzysztof A. Meissner CERN
Cząstki i siły tworzące nasz wszechświat Piotr Traczyk IPJ Warszawa.
Jan Kalinowski Uniwersytet Warszawski
Historia Wszechświata w (dużym) skrócie Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków.
Treści multimedialne - kodowanie, przetwarzanie, prezentacja Odtwarzanie treści multimedialnych Andrzej Majkowski informatyka +
Teoria promieniowania cieplnego
Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Wielkoskalowa struktura Wszechświata: od CMB do dzisiejszej struktury wielkoskalowej.
Promieniowanie jonizujące w środowisku
1.
Treści multimedialne - kodowanie, przetwarzanie, prezentacja Odtwarzanie treści multimedialnych Andrzej Majkowski informatyka +
Informatyka +.
Fizyka jądrowa Rozpady jąder, promieniotwórczość, reakcje rozszczepiania i syntezy jąder.
Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Problemy modelu zgody Wielkoskalowa struktura Wszechświata: od CMB do dzisiejszej struktury.
Ewolucja w układach podwójnych
Jądro atomowe - główny przedmiot zainteresowania fizyki jądrowej
Ewolucja i budowa Wszechświata.
Ewolucja i budowa Wszechświata
Cząstki elementarne..
Fizyka cząstek V: Co dalej? Perspektywy Astrocząstki.
Izotopy i prawo rozpadu
Ewolucja i budowa Wszechświata Data Wykonał: Mateusz Wujciuk Zarządzanie i Inżynieria Produkcji Wydział Górnictwa i Geoinżynierii Akademia Górniczo-Hutnicza.
Opracował Aleksander Hebda
ODKRYWAMY WSZECHŚWIAT
Wstęp do fizyki cząstek
Trwałość jąder atomowych – warunki
Promieniowanie Słońca – naturalne (np. światło białe)
Fizyka jądrowa. IZOTOPY: atomy tego samego pierwiastka różniące się liczbą neutronów w jądrze. A – liczba masowa izotopu Z – liczba atomowa pierwiastka.
Cząstki fundamentalne
Zapis prezentacji:

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

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

Adiabatyczne rozszerzanie Wszechświata: Zachowane widmo ciała doskonale czarnego

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

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.

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.

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

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?

Czemu więcej cząstek niż antycząstek? Przy równych ich ilościach anihilacja przy kT<mc 2 eliminuje wszystkie, zostawiając tylko fotony. Łamanie symetrii: T ~ K t ~ s. Bozony rozpadają się na dwa możliwe sposoby: Przy a > b, więcej kwarków od antykwarków. Z akceleratorów: a - b ~ a kwarki dodatkowy kwark na antykwarki 10 9 ~ 10 9 fotonów

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

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

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:

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

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

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

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

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

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

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.

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)

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 - )‏

Rozpad  α Emisja fotonu

Emisja pozytronu Przechwycenie elektronu Rozpad β

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

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

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

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

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

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

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

- 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.

Pomiar D/H

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.

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

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 ?

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

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-

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

Plazma Neutralny gaz Rekombinacja

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

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

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.

Epoka ostatniego rozproszenia