az univerzum keletkez É se
DESCRIPTION
AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE. Az Univerzum hierarchikus szerkezete. HIERARCHIKUS VILÁGMODELL. XVIII. sz ázad – J. H. Lambert hierarchikus világmodell alacsonyabb rendű szintek mindig egy magasabb rendű szintet alkotva kapcsolódnak egymáshoz – végtelenségig tart. Johann Heinrich Lambert - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE
Az Univerzum hierarchikus szerkezete
•XVIII. század – J. H. Lambert
hierarchikus világmodell
alacsonyabb rendű szintek mindig egy magasabb rendű szintet alkotva kapcsolódnak egymáshoz – végtelenségig tart Johann Heinrich Lambert
(1728 -1777)
HIERARCHIKUS VILÁGMODELL
• 1. szint: bolygók, holdak
• 2. szint: csillagok, bolygók
• 3. szint: csillaghalmazok
• 4. szint: galaxisok
• 5. szint: galaxishalmazok
• 6. szint: szuperhalmazok
?
OLBERS PARADOXON
Heinrich Wilhelm Olbers(1758 – 1840)
•1823 – H. W. Olbers
Ha végtelen a Világegyetem miért van éjszaka sötét?
A paradoxon feloldása:
Világegyetem végtelen → végtelen számú egyenletesen elhelyezkedő csillag→ bármerre nézünk csillagot látunk
• az Univerzum tágulása • a fény véges terjedési sebessége – Világegyetem véges kora
RÉSZECSKEFIZIKAI BEVEZETÉS
RÉSZECSKÉK OSZTÁLYOZÁSA
Bozonok(egész spin*)
Lepton(feles spin*)
Hadron
Barion(1/2 v. 3/2 spin*)
Mezon(egész spin*)
HiperionNukleon
e, e
,
,
p, n
*Spin: részecskék saját impulzusmomentuma
+, -, 0, K+, K-, K0, ...
Kvarkok építik fel
Foton, glüon W, Z, H
foton
elektron
gluon
KVARKOK
KVARKOK Töltés Spin Tömeg
u (up)d (down)
+2/3-1/3
1/21/2
1/3 Mp
1/3 Mp
c (charmed)s (strange)
+2/3-1/3
1/21/2
~12 Mp
~ 0,5 Mp
t (top)b (beautiful)
+2/3-1/3
1/21/2
~ 180 Mp
~5330 Mp
ud
dduu
du
0
Mezonok:Barionok:
uddn
uudp
0
Kvarkokat gluonok tartják össze
Kvarkok színe: piros – zöld – kék
proton neutron
Példák
pozitív pion
RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK
Párképződés Annihiláció
Példák: + elektron + antielektron (pozitron) + proton + antiproton
RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK
Párképződés nyomképe (mágneses mezőben)
Ködkamrában készült felvétel:
A párképződés feltétele
RÉSZECSKE nyugalmi energiája: Erészecske = m·c2 (Einstein-féle összefüggés),
ahol c = 3·108 m/s – fénysebesség vákuumban
Nyugalmi tömeg EnergiaElektron 9,1·10-31 kg 8,19·10-14 J = 5,1 · 105 eV = 0,51 MeVProton 1,67·10-27 kg 1,50·10-10 J = 9,4 · 108 eV = 939 MeV
FOTON energiája: Efoton = h· ~ k · T,
ahol h = 6,62 ·10-34 Js, Planck-állandó, k = 1,38·10-23 J/K, Boltzmann-állandó
Energia HőmérsékletElektron-pozitron pár 1,02 MeV 1,2·1010 KProton-antiproton pár 1878 MeV 2 · 1013 K
ŐSROBBANÁS
ELMÉLETE
ŐSROBBANÁS ELMÉLET TÖRTÉNETE
• 1917 - Albert Einstein – általános relativitáselmélet alapján az Univerzum statikus modelljét javasolta
• 1922 - A. A. Friedmann – dinamikus relativisztikus kozmológiai modellt alkotott
• 1927 - G. Lamaitre – elsőként vetette fel azt a modellt, amit ma ősrobbanás elméletnek nevezünkUniverzum kezdetben forró és sűrű volt, ennek felrobbanása elindított egy tágulást
• 1929 – E. Hubble – bizonyíték Lamaitre elméletére Galaxisok távolságának mérése cefeida változók segítségével – Hubble-törvény
• 1940-es évek vége – G. Gamow – a modern Ősrobbanás elmélet megalkotója- Elemek a tágulás korai időszakában keletkeznek- Jelenleg is észlelhetőnek kell lennie a korai forró fázisban keletkezett hőmérsékleti sugárzásnak
24 Mpc 1200 km/s
300 Mpc 15 000 km/s
780 Mpc 39 000 km/s
1220 Mpc 61 000 km/s
Virgo(Szűz)
Ursa Major(Nagy Medve)
Bootes(Ökörhajcsár)
Távoli galaxisok
Csillagkép Fénykép Távolság Sebesség
Corona Borealis(Északi Korona)
Hubble-konstans
v = H0·r (ahol [v] = km/s, [r] = Mpc, [H0] = km/s/Mpc)
Az Univerzum tágul
Időben visszafele: az Univerzum kezdetéig jutunk
13,7 Mdévvel ezelőtt
ŐSROBBANÁS KORSZAKAI
• Planck-kor: 10-43 s-ig• Inflációs fázis: 10-33 s és 10-30 s között
óriási tágulás• Kvark-kor: t = 10-10 s, d = 6 cm, T=1015 K, =1033 kg/m3
kvarkok• Hadron-kor: t = 10-5 s-ig, d = 6 km, T = 1012 K, = 1017 kg/m3
protonok, neutronok kialakulása• Lepton-kor: t = 10 s-ig, d = 6 millió km, T = 1010 K, = 107 kg/m3
elektron, neutrino• Sugárzási időszak: t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T = 3000 K,
= 10-18 kg/m3
deutérium, trícium, hélium magok kialakulása• Anyag időszak: máig
az atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre
kezdetikezdeti: : t = 0, d = „0”, T= „”, = „”
Hadron-kor
t = 10-5 s, d = 6 km, T = 1012 K, = 1017 kg/m3
t = 10-10 s, d = 6 cm, T=1015 K, =1033 kg/m3
nehéz elemi részek (hadronok: protonok, neutronok)létrejötte és megsemmisülése
Pl.: Proton – antiproton párképződés: 2·1013 K-nél kisebb hőmérsékleten nem megy végbe, így újak nem keletkeznek, a meglévők pedig párjukkal
találkozva annihiláció útján fotonokká alakulnak
Korszak végére eltűnnek a hadronok(nyomokban maradtak, mivel a részecskék és antirészecskék
közti szimmetria nem volt tökéletes)
Lepton-kor
t = 10-5 s, d = 6 km, T = 1012 K, = 1017 kg/m3
t = 10 s, d = 6 millió km, T = 1010 K, = 10 ezer t/m3
könnyű elemi részek (leptonok: elektronok, pozitronok, neutrínók) létrejötte és megsemmisülése
Pl.: elektron-pozitron párképződés: 1,2·1010 K-nél kisebb hőmérsékleten nem megy végbe, így újak nem keletkeznek, a meglévők pedig párjukkal
találkozva annihiláció útján fotonokká alakulnak
Korszak végére eltűnnek a leptonok(nyomokban maradtak, mivel a részecskék és antirészecskék
közti szimmetria nem volt tökéletes)
Neutron-proton arány
e + n e- + p+ , + p+ e+ + n ,
t » 1 s körül; T » 1010 K, » 108 kg/m3 -néla neutron/proton arány befagy:
13% neutron87% proton
Sugárzási-kor
t = 10 s-tól, d = 6 millió km, T = 1010 K, = 10 ezer t/m3
t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T =3000 K, = 10-18 kg/m3
Hidrogén ionizációs energiája: 1312 kJ/mol,1 db: 2,2·10-18 J, T = 160.000 K
Deutérium (2H), trícium (3H), hélium kialakulása
Korszak végére átlátszó lesz az UniverzumKialakulnak a semleges atomok
(az elektronokat a fotonok nem választják már le a héjból).A fotonok számára átjárhatóvá válik a tér,
nem nagyon lépnek kölcsönhatásba az anyaggal. A sugárzás és a részecskék különválnak
Anyag-kor
t = 13,7 ·109 év, d = 30 ·109 fé, T = 3 K, = 10-27 kg/m3
JELEN
Kialakulnak a semleges atomok, molekulák,kezdetét veheti a nagyléptékű struktúrák kialakulása
galaxisok, csillagok, felhők képződése
t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T =3000 K, = 10-18 kg/m3
ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE
Rendszám
lg(r
elat
ív e
lőfo
rdul
ási g
yako
riság
)
O 8
ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE
Rendszám
lg(r
elat
ív e
lőfo
rdul
ási g
yako
riság
)
O 8
Tc Pm
GÖRBE JELLEGZETESSÉGEI
• A legkönnyebb elemek a leggyakoribbak (1H, 2H, 3He, 4He)• Néhány könnyű elemre a gyakoriság érték kisebb, mint a
szomszédos elemekre (Li, Be, B)• Elemgyakoriság görbe exponenciálisan csökken, majd
ellaposodik
• Maximum Fe-nál• Fűrészfog mintázat – páros tömegszámú nuklidok stabilabbak• Néggyel osztható tömegszámú könnyű nuklidok gyakoribbak
(24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca)
Egy nukleonra jutó kötési energia:
ahol Z: rendszámN: neutronok számaA = N + Z, tömegszám
A
cmZAmZM
A
cm
A
E np22 ))((
Páros-páros nuklidok és "mágikus számok” stabilitása
Mágikus számok: 2, 8, 20, 50, 82 és 126 számú azonos nukleon van
a mag különösen stabilis
Héjmodell
• A nukleonok az atomburok elektronjaihoz hasonlóan egy közös potenciáltérben mozognak, és egymással való kölcsönhatásuk elhanyagolható.
• Ebben a potenciáltérben meghatározott energianívók alakulnak ki, és ezek ugyancsak az elektronokhoz hasonlóan héjakba rendeződnek.
• Egy-egy ilyen héj éppen a "mágikus„ nukleonszámoknál zárul.
• Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet)
• Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis
• Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben
ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE
Anyag hűl, lassul nem mozog relativisztikusan gravitáció uralkodóGravitáció a sűrűség ingadozásokból csomósítja az anyagot.
(Önmagát erősítő folyamat)
t »108 év, T = 10 K a hőmérséklet, a sűrűség » 10-22 kg/m3
PROTOGALAXISOK » 10-19 kg/m3
részecskék rendezett mozgása indul,torlódás lökéshullám ütközés felmelegedik
TERMONUKLEÁRIS REAKCIÓKT » 1,5·107 K, r » 105 kg/m3, a nyomás p » 2·1011 bar. Az átlagos energia kT » 2 keV
(1) (2)
(3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12)
rövid ideig tartott nem jöhettek létre bórnál nehezebb elemek
PRIMORDIÁLIS NUKLEOSZINTÉZIS
nukleoszintézis *okban
Könnyű elemekelőfordulási gyakorisága:
75% hidrogén24% hélium0,07% lítium0,03% egyéb
Rel
atív
elő
ford
ulás
• Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet)
• Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis
• Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben
ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – magreakciók típusai
• Exoterm reakciók:– Hidrogénégés
proton-proton láncreakcióCNO ciklus
– He-égés– C(O,Ne)-égés– -folyamat– e-folyamat
• Neutronbefogásos reakciók:– s-folyamat (slow, lassú neutronbefogás)– r-folyamat (rapid, gyors neutronbefogás)
• Egyéb reakciók:– p-folyamat (protonbefogás)– x-folyamat (kozmikus sugárzás-befogás)
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés
1H + 1H → 2H + e+ + e + 0,42 MeV e+ + e− → 2 + 1,02 MeV2H + 1H → 3He + + 5,49 MeV
1.ág3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV
2. ág3He + 4He → 7Be + 7Be + e− → 7Li + e 7Li + 1H → 4He + 4He
3. ág3He + 4He → 7Be + 7Be + 1H → 8B + 8B → 8Be + e+ + e
8Be ↔ 4He + 4He
4. ág3He + 1H → 4He + e + e+
• Naptömegű és könnyebb fősorozatbeli csillagokban domináns (Napban ~ 90%), kb. 1 ×107 K és 1,6 ×107 K között
• Első lépés a leglassabb (sebesség-meghatározó): ~1010 év felezési idő, míg a második lépés felezési ideje mindössze 0,6 s
• Bruttó egyenlet (az 1. ágra):
41H → 4He + 2e+ + 2e + 26,72 MeV
• A Napban 1 s alatt 600 × 109 kg 1H konvertálódik át, ebből 0,7% tömeg→energia konverzió
• A sugárzás kb. 106 év alatt jut ki a felszínre, eközben különféle kölcsönhatások következtében csökken az energiája (nő a hullámhossza)
proton – proton láncreakció
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés
Főág
12C + 1H → 13N + +1,95 MeV 13N → 13C + e+ + e +1,37 MeV13C + 1H → 14N + +7,54 MeV14N + 1H → 15O + +7,35 MeV15O → 15N + e+ + e +1,86 MeV15N + 1H → 12C + 4He +4,96 MeV
Mellékág (0,04 %)
15N + 1H → 16O + 16O + 1H → 17F + 17F → 17O + e+ + e 17O + 1H → 14N + 4He
• Nehéz, fősorozatbeli csillagokban domináns, 1,6 ×107 K fölött• 4He és részecskék keletkezése (+ neutrino és pozitron)• C, N és O katalizátor: visszatermelődnek• 10 % H elégése után összehúzódás: hőmérséklet 2 ×108 K -re ugrik
CNO ciklus
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – He-,C-égés
4He + 4He ↔ 8Be 8Be + 4He → 12C + + 7,367 MeVNettó reakció:3 4He → 12C + + 7,275 MeV
További reakciók:12C + 4He → 16O + + 7,148 MeV16O + 4He → 20Ne + + 4,75 MeV20Ne + 4He → 24Mg + + 9,31 MeV24Mg + 4He → 28Si +
• Vörös óriásokban, 1 ×108 K és 5 ×108 K közötti hőmérsékleten
• 16O keletkezéséig nagy valószínűséggel, utána kevésbé
• 8Be és 2 4He között kicsi az energiakülönbség → egyensúly
He-égés (Hármas -folyamat)
12C + 12C → 24Mg + → + 13,85 MeV→ 23Mg + n→ 23Na + 1H + 2,23 MeV→ 20Ne + 4He + 4,62 MeV→ 16O + 24He
• Csak nagyon nagy tömegű csillagokban, 5 ×108 K feletti hőmérsékleten
C-égés
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – - és e-folyamat
20Ne + → 16O + 4He 4,75 MeV20Ne + 4He → 24Mg + +9,31 MeVNettó:220Ne + 4He → 16O + 24Mg + +4,56 MeV
Hasonlóan: 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca
• Fehér törpékben, 109 K hőmérsékleten
-folyamat
• Fősorozatbeli, nagy (1,43,5) naptömegű csillagok robbanásakor (szupernóva robbanás)
• 3 × 109 K körül elemi részecskék lehetséges kapcsolódásának statisztikus „egyensúlya”• Ti – Cu elemek, különösen a legstabilabb 56Fe, szintézise
e-folyamat („egyensúlyi” folyamat)
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – s- és r-folyamat
• Neutronok forrása a (Napnál nagyobb) csillagban végbemenő folyamatok• -bomlásnál (elektron kibocsátás) leggyakrabban lassabb, ezért -bomló izotópoknál nem jut tovább:
209Bi + n → 210Bi + 210Bi → 210Po + 210Po → 206Pb + α
• A=63209 (pl. 89Y, 90Zr, 109Ba, 140Ce, 208Pb, 209Bi) és az -folyamatban nem keletkező A=2346 izotópok szintézisének fő útja
s-folyamat
• Neutronok forrása szupernóva robbanások, T~109 K• -bomló izotópoknál tovább juthat• Neutronban gazdag izotópok szintézise pl. 36S, 46Ca, 48Ca, illetve nehéz, instabil izotópok, pl. 232Th• Az utóbbiak relatív mennyisége lehetőséget ad a Naprendszer korának becslésére
r-folyamat
A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – p- és x-folyamat
• Szupernóva robbanáskor keletkező nagy kinetikus energiájú protonok befogása
• Ritka, protonban gazdag magok szintézise, pl. 74Se, 196Hg
p-folyamat
• Kozmikus részecskék becsapódása atommagokba → atommagok szétesése
• Könnyű, stabil, ritka magok 6Li, 7Li, 9Be, 10B, 11B szintézise
x-folyamat
Cygnus Loop szupernóva
ŐSROBBANÁS ELMÉLET BIZONYÍTÉKAI
• Hubble-törvény
• könnyű elemek előfordulási gyakorisága
• legidősebb gömbhalmazok kora jól egyezik az Univerzum korával
• kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás
Kozmikus háttérsugárzás
• 1941-ben Andrew McKellar – vékony abszorpciós vonalat észlelt csillagok spektrumában -
intersztelláris tér „hőmérséklete” 2,3 K
• 1948-ban G. Gamow (50 K – 3 Md év, 7K(1953), 6K (1956)), R. Alpher és R. Herman (5 K, 28 K
(1950)) jósolta meg
• 1960-as évek R. Dicke és J. Zeldovics újra megemlítette (40 K)
• 1964-ben A. G. Doroskevics és I. Novikov publikált először mérési eredményt
• 1964-ben D. T. Wilkinson berendezést kezdett létrehozni a háttérsugárzás mérésére
• 1965-ben A. Penzias és R. W. Wilson 3,5 K-es háttérsugárzást detektáltak, később bizonyították,
hogy ez a kozmikus háttérsugárzástól van, 1978-ban fizikai Nobel-díjat kaptak
• 1983-ban RELIKT-1 szovjet anizotrópiát mérő műhold
• 1990-ben FIRAS műhold a kozmikus háttérsugárzás feketetest sugárzását mérte
• 1992 COBE
• 2001 WMAP
• Planck műhold – 2009 május-augusztus – hőmérséklet anizotrópia mérés
Penzias és Wilson antennája (Holmdel, New Jersey)
COBE = Cosmic Background Explorer műhold 1989 és 1996 között méréseket végzett
Láthatók a sugárzás kis mértékű hőmérséklet-ingadozásai
Planck-formula:
WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2001-ben
teljes csillagos égbolt feltérképezése legalább 0,3° felbontással és 20 µK érzékenységgel, maximum 5 µK szisztematikus mérési hibával
WMAP EREDMÉNYEI
• Kozmikus háttérsugárzás: T = 2,728 K
• Világegyetem sűrűsége: ρ/ρkrit=1,02 ± 0,02 (1-nél sík Világegyetem)
• Hubble-állandó: 71±34 km/s/Mpc
• háttérsugárzás lecsatolódása: 380.000 évvel az Ősrobbanás után
• Világegyetem kora: 13,7 ± 0,2 Md év
• Világegyetem összetétele
Világegyetem összetétele:
• 4% közönséges anyag (H, He, nehezebb elemek, *ok, -k)
• 22% ismeretlen sötét anyag
• 74 % sötét energia?
=krit
>krit
< krit
Sötét anyag problémája
becsült
mért
Létezésére bizonyítékok:
• galaxisok mozgása 70-szer annyi anyag, mint ami látható pl.: galaxisok forgási sebessége
• gravitációs lencsehatás
nagy tömegű objektumok (galaxis halmazok, fekete lyukak) képesek elhajlítani egy távolabbi fényes forrásból jövő fény útját
Gravitációs lencsehatás
galaxis halmaz távolsága: 7 Md fékvazár távolsága: 10 Md fé
KVAZÁR (quasi stellar radio sources)
• 1960-as években fedezték fel – rádió források – „radio sources”
• csillagszerű – „quasi stellar”
• színképük az ún. Seyfert-galaxisok színképéhez hasonlított
• fényesség: 1012 Lnap
• középen fekete lyuk – korong veszi körül
• legnagyobb vöröseltolódású objektumok ezek a legtávolabbi objektumok
HE 1013-2136(Hidra csillagképben)
Látszólagos fényesség:17 magnz = 0,785
Sötét anyag problémája
Lehetséges alkotói:
• sok az ún. barna törpe csillag
• tömeggel rendelkező részecskék adják: neutrinók, gyengén kölcsönható nagy tömegű részecskék (WIMP)
• nagy tömegű halo objektumok (MACHO)
• fekete lyukak
Hertzsprung-Russel diagram
barnatörpék
neutrínó WIMP Weakly interacting massive particles
MACHOMassive compact
halo objects
fekete lyuk
leírás elektromos töltés nélküli, gyengén
kölcsönható részecske
nagy tömegű, gyengén
kölcsönható részecske
nagy tömegű, kompakt halo objektumok
erős gravitá- ciójú objektum (még a fényt is fogva tartja)
érv nagy számban létezik a
kozmoszban
elméletileg létezik
biztosan vannak elméletileg és empirikusan is
létezik
ellenérv tömege nem elég nagy,
nem struktúraképző
még nem figyelték meg
nem adhatják ki egyedül a sötét anyagot, csak töredékét (5%)
kellő gyakorisággal nem észlelhető