Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE. Az Univerzum hierarchikus szerkezete.

Hasonló előadás


Az előadások a következő témára: "AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE. Az Univerzum hierarchikus szerkezete."— Előadás másolata:

1 AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE

2 Az Univerzum hierarchikus szerkezete

3 XVIII. század – J. H. Lambert hierarchikus világmodell alacsonyabb rendű szintek mindig egy magasabb rendű szintet alkotva kapcsolódnak egymáshoz – végtelenségig tart Johann Heinrich Lambert ( ) HIERARCHIKUS VILÁGMODELL 1. szint: bolygók, holdak 2. szint: csillagok, bolygók 3. szint: csillaghalmazok 4. szint: galaxisok 5. szint: galaxishalmazok 6. szint: szuperhalmazok ?

4 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

5

6 RÉSZECSKEFIZIKAI BEVEZETÉS

7 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 -, K 0,... Kvarkok építik fel Foton, glüon W, Z, H

8 foton elektron gluon

9 KVARKOK TöltésSpinTömeg u (up) d (down) +2/3 -1/3 1/2 1/3 M p c (charmed) s (strange) +2/3 -1/3 1/2 ~12 M p ~ 0,5 M p t (top) b (beautiful) +2/3 -1/3 1/2 ~ 180 M p ~5330 M p

10 Mezonok: Barionok: Kvarkokat gluonok tartják össze Kvarkok színe: piros – zöld – kék proton neutron Példák pozitív pion

11 RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK PárképződésAnnihiláció Példák:  +   elektron + antielektron (pozitron)  +   proton + antiproton

12 RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK Párképződés nyomképe (mágneses mezőben) Ködkamrában készült felvétel:

13 A párképződés feltétele RÉSZECSKE nyugalmi energiája: E részecske = m·c 2 (Einstein-féle összefüggés), ahol c = 3·10 8 m/s – fénysebesség vákuumban Nyugalmi tömegEnergia Elektron 9,1· kg8,19· J = 5,1 · 10 5 eV = 0,51 MeV Proton 1,67· kg1,50· J = 9,4 · 10 8 eV = 939 MeV FOTON energiája: E foton = h· ~ k · T, ahol h = 6,62 · Js, Planck-állandó, k = 1,38· J/K, Boltzmann-állandó EnergiaHőmérséklet Elektron-pozitron pár1,02 MeV1,2·10 10 K Proton-antiprotonpár1878 MeV 2 · K

14 ŐSROBBANÁS ELMÉLETE

15 ŐSROBBANÁS ELMÉLET TÖRTÉNETE Albert Einstein – általános relativitáselmélet alapján az Univerzum statikus modelljét javasolta A. A. Friedmann – dinamikus relativisztikus kozmológiai modellt alkotott G. Lamaitre – elsőként vetette fel azt a modellt, amit ma ősrobbanás elméletnek nevezünk Univerzum kezdetben forró és sűrű volt, ennek felrobbanása elindított egy tágulást

16 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

17 24 Mpc1200 km/s 300 Mpc km/s 780 Mpc km/s 1220 Mpc km/s Virgo (Szűz) Ursa Major (Nagy Medve) Bootes (Ökörhajcsár) Távoli galaxisok Csillagkép Fénykép TávolságSebesség Corona Borealis (Északi Korona)

18 Hubble-konstans v = H 0 ·r ( ahol [v] = km/s, [r] = Mpc, [H 0 ] = km/s/Mpc)

19 Az Univerzum tágul Időben visszafele: az Univerzum kezdetéig jutunk

20 13,7 Md évvel ezelőtt

21 ŐSROBBANÁS KORSZAKAI Planck-kor: s-ig Inflációs fázis: s és s között óriási tágulás Kvark-kor: t = s, d = 6 cm, T=10 15 K,  =10 33 kg/m 3 kvarkok Hadron-kor: t = s-ig, d = 6 km, T = K,  = kg/m 3 protonok, neutronok kialakulása Lepton-kor: t = 10 s-ig, d = 6 millió km, T = K,  = 10 7 kg/m 3 elektron, neutrino Sugárzási időszak: t = évig, d = fé, T = 3000 K,  = kg/m 3 deutérium, trícium, hélium magok kialakulása Anyag időszak: máig az atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre kezdeti : kezdeti : t = 0, d = „0”, T= „  ”,  = „  ”

22 Hadron-kor t = s, d = 6 km, T = K,  = kg/m 3 t = s, d = 6 cm,T=10 15 K,  =10 33 kg/m 3 nehéz elemi részek (hadronok: protonok, neutronok) létrejötte és megsemmisülése Pl.: Proton – antiproton párképződés: 2·10 13 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)

23 Lepton-kor t = s, d = 6 km,T = K,  = kg/m 3 t = 10 s, d = 6 millió km, T = K,  = 10 ezer t/m 3 könnyű elemi részek (leptonok: elektronok, pozitronok, neutrínók) létrejötte és megsemmisülése Pl.: elektron-pozitron párképződés: 1,2·10 10 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)

24 Neutron-proton arány e + n  e - + p +, + p +  e + + n, t » 1 s körül; T » K,  » 10 8 kg/m 3 -nél a neutron/proton arány befagy: 13% neutron 87% proton

25 Sugárzási-kor t = 10 s-tól, d = 6 millió km, T = K,  = 10 ezer t/m 3 t = évig, d = fé, T =3000 K,  = kg/m 3 Hidrogén ionizációs energiája: 1312 kJ/mol, 1 db: 2,2· J, T = K Deutérium ( 2 H), trícium ( 3 H), hélium kialakulása Korszak végére átlátszó lesz az Univerzum Kialakulnak 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

26 Anyag-kor t = 13,7 ·10 9 év, d = 30 ·10 9 fé, T = 3 K,  = kg/m 3 JELEN Kialakulnak a semleges atomok, molekulák, kezdetét veheti a nagyléptékű struktúrák kialakulása galaxisok, csillagok, felhők képződése t = évig, d = fé, T =3000 K,  = kg/m 3

27

28

29

30

31 ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE Rendszám lg(relatív előfordulási gyakoriság) O 8

32

33 ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE Rendszám lg(relatív előfordulási gyakoriság) O 8 Tc Pm

34 GÖRBE JELLEGZETESSÉGEI A legkönnyebb elemek a leggyakoribbak ( 1 H, 2 H, 3 He, 4 He) 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 ( 24 Mg, 28 Si, 32 S, 36 Ar, 40 Ca)

35 Egy nukleonra jutó kötési energia: ahol Z: rendszám N: neutronok száma A = N + Z, tömegszám

36 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.

37 Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet) Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

38 Anyag hűl, lassul  nem mozog relativisztikusan  gravitáció uralkodó Gravitáció a sűrűség­ingadozásokból csomósítja az anyagot. (Önmagát erősítő folyamat) t »10 8 év, T = 10 K a hőmérséklet, a sűrűség  » kg/m 3 PROTOGALAXISOK  » kg/m 3 részecskék rendezett mozgása indul, torlódás  lökéshullám  ütközés  felmelegedik TERMONUKLEÁRIS REAKCIÓK T » 1,5·10 7 K, r » 10 5 kg/m 3, a nyomás p » 2·10 11 bar. Az átlagos energia kT » 2 keV

39 (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

40 Könnyű elemek előfordulási gyakorisága: 75% hidrogén 24% hélium 0,07% lítium 0,03% egyéb Relatív előfordulás

41 Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet) Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

42 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – magreakciók típusai Exoterm reakciók: –Hidrogénégés proton-proton láncreakció CNO 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)

43 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés 1 H + 1 H → 2 H + e + + e + 0,42 MeV e + + e − → 2  + 1,02 MeV 2 H + 1 H → 3 He +  + 5,49 MeV 1.ág 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H + 12,86 MeV 2. ág 3 He + 4 He → 7 Be +  7 Be + e − → 7 Li + e 7 Li + 1 H → 4 He + 4 He 3. ág 3 He + 4 He → 7 Be +  7 Be + 1 H → 8 B +  8 B → 8 Be + e + + e 8 Be ↔ 4 He + 4 He 4. ág 3 He + 1 H → 4 He + e + e + Naptömegű és könnyebb fősorozatbeli csillagokban domináns (Napban ~ 90%), kb. 1 ×10 7 K és 1,6 ×10 7 K között Első lépés a leglassabb (sebesség- meghatározó): ~10 10 év felezési idő, míg a második lépés felezési ideje mindössze 0,6 s Bruttó egyenlet (az 1. ágra): 4 1 H → 4 He + 2e e + 26,72 MeV A Napban 1 s alatt 600 × 10 9 kg 1 H konvertálódik át, ebből 0,7% tömeg→energia konverzió A  sugárzás kb év alatt jut ki a felszínre, eközben különféle kölcsönhatások következtében csökken az energiája (nő a hullámhossza) proton – proton láncreakció

44 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés Főág 12 C + 1 H → 13 N +  +1,95 MeV 13 N → 13 C + e + + e +1,37 MeV 13 C + 1 H → 14 N +  +7,54 MeV 14 N + 1 H → 15 O +  +7,35 MeV 15 O → 15 N + e + + e +1,86 MeV 15 N + 1 H → 12 C + 4 He +4,96 MeV Mellékág (0,04 %) 15 N + 1 H → 16 O +  16 O + 1 H → 17 F +  17 F→ 17 O + e + + e 17 O + 1 H → 14 N + 4 He Nehéz, fősorozatbeli csillagokban domináns, 1,6 ×10 7 K fölött 4 He és  részecskék keletkezése (+ neutrino és pozitron) C, N és O katalizátor: visszatermelődnek 10 % H elégése után összehúzódás: hőmérséklet 2 ×10 8 K -re ugrik CNO ciklus

45 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – He-,C-égés 4 He + 4 He ↔ 8 Be 8 Be + 4 He → 12 C +  + 7,367 MeV Nettó reakció: 3 4 He → 12 C +  + 7,275 MeV További reakciók: 12 C + 4 He → 16 O +  + 7,148 MeV 16 O + 4 He → 20 Ne +  + 4,75 MeV 20 Ne + 4 He → 24 Mg +  + 9,31 MeV 24 Mg + 4 He → 28 Si +  Vörös óriásokban, 1 ×10 8 K és 5 ×10 8 K közötti hőmérsékleten 16 O keletkezéséig nagy valószínűséggel, utána kevésbé 8 Be és 2 4 He között kicsi az energiakülönbség → egyensúly He-égés (Hármas  -folyamat) 12 C + 12 C → 24 Mg +  → + 13,85 MeV → 23 Mg + n → 23 Na + 1 H + 2,23 MeV → 20 Ne + 4 He + 4,62 MeV → 16 O He Csak nagyon nagy tömegű csillagokban, 5 ×10 8 K feletti hőmérsékleten C-égés

46 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis –  - és e-folyamat 20 Ne +  → 16 O + 4 He  4,75 MeV 20 Ne + 4 He → 24 Mg +  +9,31 MeV Nettó: 2 20 Ne + 4 He → 16 O + 24 Mg +  +4,56 MeV Hasonlóan: 28 Si, 32 S, 36 Ar, 40 Ca Fehér törpékben, 10 9 K hőmérsékleten  -folyamat Fősorozatbeli, nagy (1,4  3,5) naptömegű csillagok robbanásakor (szupernóva robbanás) 3 × 10 9 K körül elemi részecskék lehetséges kapcsolódásának statisztikus „egyensúlya” Ti – Cu elemek, különösen a legstabilabb 56 Fe, szintézise e-folyamat („egyensúlyi” folyamat)

47 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: 209 Bi + n → 210 Bi +  210 Bi → 210 Po +   210 Po → 206 Pb + α A=63  209 (pl. 89 Y, 90 Zr, 109 Ba, 140 Ce, 208 Pb, 209 Bi) és az  -folyamatban nem keletkező A=23  46 izotópok szintézisének fő útja s-folyamat Neutronok forrása szupernóva robbanások, T~10 9 K  -bomló izotópoknál tovább juthat Neutronban gazdag izotópok szintézise pl. 36 S, 46 Ca, 48 Ca, illetve nehéz, instabil izotópok, pl. 232 Th Az utóbbiak relatív mennyisége lehetőséget ad a Naprendszer korának becslésére r-folyamat

48 A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – p- és x-folyamat Szupernóva robbanáskor keletkező nagy kinetikus energiájú protonok befogása Ritka, protonban gazdag magok szintézise, pl. 74 Se, 196 Hg p-folyamat Kozmikus részecskék becsapódása atommagokba → atommagok szétesése Könnyű, stabil, ritka magok 6 Li, 7 Li, 9 Be, 10 B, 11 B szintézise x-folyamat Cygnus Loop szupernóva

49 ŐSROBBANÁS ELMÉLET BIZONYÍTÉKAI Hubble-törvény könnyű elemek előfordulási gyakorisága legidősebb gömbhalmazok kora jól egyezik az Univerzum korával kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás

50 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

51 Penzias és Wilson antennája (Holmdel, New Jersey)

52 COBE = Cosmic Background Explorer műhold 1989 és 1996 között méréseket végzett Láthatók a sugárzás kis mértékű hőmérséklet-ingadozásai

53 Planck-formula:

54 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

55 WMAP EREDMÉNYEI Kozmikus háttérsugárzás: T = 2,728 K Világegyetem sűrűsége: ρ/ρ krit =1,02 ± 0,02 (1-nél sík Világegyetem) Hubble-állandó: 71± 3 4 km/s/Mpc háttérsugárzás lecsatolódása: évvel az Ősrobbanás után Világegyetem kora: 13,7 ± 0,2 Md év Világegyetem összetétele

56 Világegyetem összetétele: 4% közönséges anyag (H, He, nehezebb elemek, *ok, -k) 22% ismeretlen sötét anyag 74 % sötét energia?

57  =  krit  >  krit  <  krit

58 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

59 Gravitációs lencsehatás

60 galaxis halmaz távolsága: 7 Md fé kvazár távolsága: 10 Md fé

61 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: L nap középen fekete lyuk – korong veszi körül legnagyobb vöröseltolódású objektumok  ezek a legtávolabbi objektumok HE (Hidra csillagképben) Látszólagos fényesség:17 magn z = 0,785

62 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

63 Hertzsprung-Russel diagram barna törpék

64 neutrínóWIMP Weakly interacting massive particles MACHO Massive 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 vannakelméletileg 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


Letölteni ppt "AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE. Az Univerzum hierarchikus szerkezete."

Hasonló előadás


Google Hirdetések