Ewolucja Wszechświata Wykład 5

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!

Historia Wszechświata Pod koniec fazy inflacji, około 10-34 s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i ogromną liczbę cząstek oraz bardzo silnie ogrzewa Wszechświat.

Teoria Wielkiej Unifikacji GUT – Grand Unification Theory Tuż po fazie inflacyjnej przy temperaturach powyżej 1028 K Wszechświat wypełniała mieszanina kwarków, leptonów oraz cząstek przenoszących oddziaływania — fotonów, bozonów W i Z oraz gluonów. Nierozróżnialne oddziaływania (nośniki) są w równowadze z materią i antymaterią. Przykład: Oddziaływania elektro-magnetyczne, słabe i silne są nierozróżnialne. GUT wymaga istnienia dodatkowych nośników oddziaływań – 12 bozonów (i antybozonów) X ( )

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 = nb/nγ ≤ 10-9 Jak to wytłumaczyć?

Bozony X Ładunek = 1/3 i 4/3 Ładunek kolorowy R, G, B Ładunek leptonowy Masa  1016 GeV Leptokwarki Bozony X w oddziaływaniach z kwarkami (q) i leptonami (l) mogą powodować przemiany kwarku w antykwark (i odwrotnie) oraz kwarku w lepton (i odwrotnie).    ”Przy temperaturach GUT (1028 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

Bozony X Rozpady bozonów X:

Bozony X Przy temperaturach T > 1028 K pary X + anty-X powstają i anihilują zupełnie symetrycznie. Gdy jednak temperatura spada poniżej 1027 K, kreacja i anihilacja par staje się coraz mniej prawdopodobna, wzrasta zaś szansa spontanicznego rozpadu. Prawdopodobieństwa różnych kanałów rozpadów mogą być różne: X p1 p2 1-p2 X 1-p1 Jeśli p1 = p2, to po rozpadach pozostaną równe ilości kwarków i antykwarków oraz leptonów i antyleptonów. Jeśli p1  p2, to pozostanie pewna nadwyżka materii nad antymaterią.

Bozony X K0 K0 Przykład: rozpad mezonu K0 inne produkty 1-p2 inne produkty Z pomiarów wynika że, p1 i p2 różnią się o 0.007 Analogiczna różnica p1 i p2 dla bozonów X rzędu 10-9 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

Czas życia protonu Rozpad p na neutralny pion i  pozyton w czasie  1030 lat Wiek Wszechświata  1010 lat Konsekwencją GUT jest nietrwałość protonu. Prawdopodobieństwo rozpadu jednego protonu w ciągu roku wynosi 10–30. Doświadczalne potwierdzenie: Zamiast tego możemy obserwować wiele protonów. W 10 000 ton wody - około 1033 protonów W  ciągu roku około tysiąca protonów powinno ulec rozpadowi.

Czas życia protonu Wynik: nie zaobserwowano rozpadu protonu! Eksperymenty, które mają wykryć rozpad protonu odbywają się w podziemnych laboratoriach (promieniowanie kosmiczne) W kopalni soli położonej pod dnem jeziora Erie, w  stanie Ohio, w kopalni ołowiu pod górą Toyama w  Japonii, w tunelu pod Mt. Blanc Ogromne, przezroczyste pojemniki z  czystą wodą – około 10 000 ton wody. Wodny sześcian o  boku długości 23 metrów otoczony bardzo czułymi fotopowielaczami Wynik: nie zaobserwowano rozpadu protonu! Wniosek: czas życia protonu > 1032 lat Przy okazji zarejestrowano neutrina z wybuchu supernowej zarejestrowanego w 1989 r.

Historia Wszechświata Temperatura 1027 K Materia w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej. Wszechświat wypełniają swobodne kwarki, gluony, leptony, bozony W i Z, fotony, które oddziaływują ze sobą. Oddziaływanie silne oddziela się od oddziaływania elektrosłabego. Od tej chwili oddziaływania te znacznie różnią się wielkością.

Promieniowanie reliktowe grawitacja oddz. silne oddz. słabe elektromagnetyzm Temperatura (K) 1038 1028 1015 1013 109 103 Czas (s) 10-43 10-35 10-11 10-6 102 Promieniowanie reliktowe Nukleosynteza Gęstość jądrowa Unifikacja oddz. elektrosłabych Plazma kwarkowo-gluonowa Wielka unifikacja Inflacja Kwantowa grawitacja?

Era hadronowa 10-9 s Temperatura 1015 K (250 GeV) Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej. Oddziaływanie słabe oddziela się od elektromagnetycznego.

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 < 1012 K także protony i neutrony przestają być cząstkami relatywistycznymi. Jednocześnie zaczyna się przewaga procesów anihilacji tych cząstek nad kreacją par.

Era hadronowa Era hadronowa zbliża się do końca po ok. 10-4 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. 10-24 s, a więc 20 rzędów wielkości mniej. Dla nich era ta trwa bardzo długo.

Era leptonowa 10-4 s Temperatura 1011 K (10 MeV) Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. 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. Liczba leptonów równa liczbie fotonów 

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 = 6109 K Temperatura w środku Słońca T = 15106 K

Era leptonowa Pod koniec ery leptonowej, przy T < 1010 K (ok. 1 MeV), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów określony jest prawem Boltzmanna: gdzie: (mn – mp) = 1,3 MeV kT = 10 MeV dla T = 1011 K Na początku ery leptonowej liczba protonów i neutronów były prawie równe.

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:

Era leptonowa Powstało tło neutrinowe 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. Neutrina utraciły równowagę termodynamiczną z innymi cząstkami. Trudno je wykryć doświadczalnie! Powstało tło neutrinowe

Era leptonowa W 14 sekundzie temperatura spadła do 3109 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.

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.

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

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

Nukleosynteza 1 s Temperatura  1010 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.

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

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

Nukleosynteza Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach. Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 34He → 12C + γ jest już „za zimno”. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T  108 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3He, zaś 7Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4He

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

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.

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

Nukleosynteza (e, e), (,  ), (,  ) Obserwowana obfitość 4He 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. 4He

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

Nukleosynteza Obserwowany obecnie skład chemiczny materii różni się od składu pierwotnego: liczba lekkich jąder (6Li, 9Be, 10B i 11B) 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. Zawartość deuteru zmniejszyła się w procesach zachodzących w gwiazdach.

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

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

Dlaczego nocne niebo jest ciemne? Paradoks Olbersa Dlaczego nocne niebo jest ciemne? Heinrich Olbers – połowa XIX wieku – model Wszechświata statycznego i nieskończonego. M – średnia moc promieniowania gwiazdy N – liczba gwiazd w jedn. objętości Liczba gwiazd w objętości zawartej między obu powierzchniami: Ich łączna moc wynosi: Natężenie promieniowania  1/r2, a więc: Nie zależy od odległości!

Paradoks Olbersa Rozwiązanie paradoksu: Wszechświat nie jest statyczny 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