AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE

Az Univerzum hierarchikus szerkezete

Johann Heinrich Lambert HIERARCHIKUS VILÁGMODELL 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) 1. szint: bolygók, holdak 2. szint: csillagok, bolygók 3. szint: csillaghalmazok 4. szint: galaxisok 5. szint: galaxishalmazok 6. szint: szuperhalmazok Johann Heinrich Lambert - matematikus, filozófus, csillagász Tudjuk, hogy a világunk ilyen, azonban a 6. szint után megáll a hierarchia. ?

Heinrich Wilhelm Olbers OLBERS PARADOXON 1823 – H. W. Olbers Ha végtelen a Világegyetem miért van éjszaka sötét? Heinrich Wilhelm Olbers (1758 – 1840) Világegyetem végtelen → végtelen számú egyenletesen elhelyezkedő csillag → bármerre nézünk csillagot látunk Heinrich Wilhelm Olbers német csillagász által 1826-ban megfogalmazott fizikai paradoxon, amelyet korábban Johannes Kepler (1610-ben), valamint Halley és Cheseaux (a 18. században) is leírtak. A paradoxon feloldása: az Univerzum tágulása a fény véges terjedési sebessége – Világegyetem véges kora

RÉSZECSKEFIZIKAI BEVEZETÉS

RÉSZECSKÉK OSZTÁLYOZÁSA Bozonok (egész spin*) Lepton (feles spin*) Hadron e, ne m, nm t, nt Foton, glüon W, Z, H Mezon (egész spin*) Barion (1/2 v. 3/2 spin*) p+, p-, p0, K+, K-, K0, ... L = r x p, ahol p az impulzus Spin a részecskék saját impulzus momentuma (a részecske tulajdonságait leíró hullámfüggvény térbeli forgatásokkal szembeni transzformációs tulajdonságait írja le) *Spin: részecskék saját impulzusmomentuma Nukleon Hiperion p, n Kvarkok építik fel

foton gluon elektron

KVARKOK KVARKOK Töltés Spin Tömeg u (up) d (down) +2/3 -1/3 1/2 1/3 Mp c (charmed) s (strange) ~12 Mp ~ 0,5 Mp t (top) b (beautiful) ~ 180 Mp ~5330 Mp http://www.garayj.sulinet.hu/matfiz/atomfizika/reszecske/kvark/kvark.htm A kvarkok az anyag legalapvetőbb építőkövei mai ismereteink szerint. Létezésüket Gell-Mann és Zweig vetette fel, 1964-ben amikor a nagyszámú elemi részecske osztályozása közt érdekes szimmetriamintázatokat fedeztek fel. 1968-ban Taylor és munkatársai ki is mutatták a kvarkokat. Kezdetben azt hitték, hogy csak háromféle kvark van, ma már tudjuk, hogy számuk hat. A kvarkokból a nagytömegű hardonok és a közepes tömegű mezonok felépíthetők. Érdemes azt is hangsúlyozni, hogy a hétköznapi életben előforduló összes anyag mindössze egy leptonból és két kvarkból áll.

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

RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK Párképződés Annihiláció Példák: +   elektron + antielektron (pozitron)  +   proton + antiproton

RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK Ködkamrában készült felvétel: A ködkamra (másképpen Wilson-kamra) ionizáló sugárzások, töltött részecskék nyomát képes megmutatni. A kamrában túlhűtött gáz található, amely a részecskék által keltett ionokon kicsapódik (kondenzálódik). A jelenség ugyanaz, mint a repülőgépek kondenzcsíkjánál. Ez egy gyors folyamat, ezért nagysebességű fényképezőgéppel fényképezik a kamrát. Ezenfelül, ha az egész kamrát erős mágneses térbe helyezik, akkor az elektromosan töltött részecskék töltését, annak előjelét, valamint impulzusát is meg lehet határozni (a pályájuk görbületéből). Ha egy gáz és gõz keverékkel töltött edényben túltelítettséget hozunk létre a gõz kicsapódik a gázionokra, majd a kicsapódott ködcseppek tovább növekednek, és láthatóvá válnak. Ha a kamrában töltött részecske halad át, a pályája mentén létrejött ionokon indul meg a ködképzõdés.  A ködkamrában a levegõt környezete hõmérsékletén alkalmas folyadék gõzével telítik. Méréskor a levegõt egy dugattyú segítségével hírtelen adiabatikusan kitágítják, minek hatására az lehûl.  Az áthaladó részecske pályája mentén kialakuló ködcseppeket fényképeken rögzítik.  Párképződés nyomképe (mágneses mezőben)

A párképződés feltétele RÉSZECSKE nyugalmi energiája: Erészecske = m·c2 (Einstein-féle összefüggés), ahol c = 3·108 m/s – fénysebesség vákuumban Nyugalmi tömeg Energia Elektron 9,1·10-31 kg 8,19·10-14 J = 5,1 · 105 eV = 0,51 MeV Proton 1,67·10-27 kg 1,50·10-10 J = 9,4 · 108 eV = 939 MeV FOTON energiája: Efoton = h·n ~ k · T, ahol h = 6,62 ·10-34 Js, Planck-állandó, k = 1,38·10-23 J/K, Boltzmann-állandó Energia Hőmérséklet Elektron-pozitron pár 1,02 MeV 1,2·1010 K Proton-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 nevezünk Univerzum 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 Cefeida-típusú változó vagy cefeida a pulzáló változócsillagok egyik fajtája, jellemzően 4-5 naptömegű, vagy nehezebb sárga szuperóriás csillag, mely színét, fényerejét (0,5-1,7 magnitúdóval) és átmérőjét (10-20%-kal) néhány napos-néhány hetes periódussal változtatja. Változási periódusa és abszolút fényessége között összefüggés van, így standard gyertyaként felhasználható. A fényességváltozás periódusa és a fényesség közötti összefüggés miatt,

Távoli galaxisok Fénykép Távolság Sebesség Csillagkép 24 Mpc 1200 km/s Virgo (Szűz) 300 Mpc 15 000 km/s Ursa Major (Nagy Medve) 780 Mpc 39 000 km/s Corona Borealis (Északi Korona) Bootes (Ökörhajcsár) 1220 Mpc 61 000 km/s

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 Md évvel ezelőtt

kezdeti: t = 0, d = „0”, T= „”, r= „” ŐSROBBANÁS KORSZAKAI kezdeti: t = 0, d = „0”, T= „”, r= „” 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, r=1033 kg/m3 kvarkok Hadron-kor: t = 10-5 s-ig, d = 6 km, T = 1012 K, r = 1017 kg/m3 protonok, neutronok kialakulása Lepton-kor: t = 10 s-ig, d = 6 millió km, T = 1010 K, r = 107 kg/m3 elektron, neutrino Sugárzási időszak: t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T = 3000 K, r = 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

Hadron-kor Korszak végére eltűnnek a hadronok t = 10-10 s, d = 6 cm, T=1015 K, r=1033 kg/m3 t = 10-5 s, d = 6 km, T = 1012 K, r = 1017 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 Korszak végére eltűnnek a leptonok t = 10-5 s, d = 6 km, T = 1012 K, r = 1017 kg/m3 t = 10 s, d = 6 millió km, T = 1010 K, r = 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 ne + n  e- + p+ , + p+  e+ + n , t » 1 s körül; T » 1010 K, r » 108 kg/m3 -nél a neutron/proton arány befagy: 13% neutron 87% proton

Sugárzási-kor Korszak végére átlátszó lesz az Univerzum t = 10 s-tól, d = 6 millió km, T = 1010 K, r = 10 ezer t/m3 t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T =3000 K, r = 10-18 kg/m3 Deutérium (2H), trícium (3H), hélium kialakulása Hidrogén ionizációs energiája: 1312 kJ/mol, 1 db: 2,2·10-18 J, T = 160.000 K 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

Anyag-kor t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T =3000 K, r = 10-18 kg/m3 t = 13,7 ·109 év, d = 30 ·109 fé, T = 3 K, r = 10-27 kg/m3 JELEN Kialakulnak a semleges atomok, molekulák, kezdetét veheti a nagyléptékű struktúrák kialakulása galaxisok, csillagok, felhők képződése

bizonyosnak látszik, hogy a prokarioták voltak a Föld első élőlényei, kb. 3-4 milliárd évvel ezelőtt.[126] [127] Az elkövetkezendő néhány milliárd évben nem következett be alapvető morfológiai változás ezen organizmusokban A baktérium és gazdasejtje koevolúciós kapcsolatba került, s a baktérium mitokondriummá vagy hidrogenoszómává alakult.[131] Egy másik esetben hasonló folyamat játszódott le bizonyos cianobaktériumhoz hasonló szervezetekkel, melyek algák és növények színtestjeivé fejlődtek. Több milliárd évig az egysejtű eukarioták, prokarioták és archeák alkották a Föld élővilágát. Nagyjából egymilliárd évvel ezelőtt az ediakarium időszakban az óceánokban jelentek meg az első többsejtű élőlények. A többsejtű szervezetek kialakulása többször, egymástól függetlenül zajlott le.

Kambrium: megjelentek azok az élőlények, amelyek már szilárd vázzal rendelkeztek- hirtelen megjelent minden állattörzs majdnem minden osztálya és nagyrészt a növényi főcsoportok (a magasabbrendű szárazföldi növények kivételével)

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

prométium – urán bomlásterméke, rendkívül kis mennyiségben fordul elő a Földön

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

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: rendszám N: neutronok száma A = N + Z, tömegszám

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.

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

t »108 év, T = 10 K a hőmérséklet, a sűrűség r » 10-22 kg/m3 Anyag hűl, lassul  nem mozog relativisztikusan  gravitáció uralkodó Gravitáció a sűrűség­ingadozásokból csomósítja az anyagot. (Önmagát erősítő folyamat) PROTOGALAXISOK r » 10-19 kg/m3 részecskék rendezett mozgása indul, torlódás  lökéshullám  ütközés  felmelegedik TERMONUKLEÁRIS REAKCIÓK T » 1,5·107 K, r » 105 kg/m3, a nyomás p » 2·1011 bar. Az átlagos energia kT » 2 keV

PRIMORDIÁLIS NUKLEOSZINTÉZIS                                         (2)                                             (3)                                         (4)                                                   (5)                                         (6)                                                       (7)                                         (8)                                                    (9)                                        (10)                                                         (11)                                      (12)                                                    rövid ideig tartott  nem jöhettek létre bórnál nehezebb elemek nukleoszintézis *okban

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

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

A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – magreakciók típusai Exoterm reakciók: Hidrogénégés proton-proton láncreakció CNO ciklus He-égés C(O,Ne)-égés a-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 proton – proton láncreakció 1H + 1H → 2H + e+ + ne + 0,42 MeV e+ + e− → 2g + 1,02 MeV 2H + 1H → 3He + g + 5,49 MeV 1.ág 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV 2. ág 3He + 4He → 7Be + g 7Be + e− → 7Li + ne 7Li + 1H → 4He + 4He 3. ág 3He + 4He → 7Be + g 7Be + 1H → 8B + g 8B → 8Be + e+ + ne 8Be ↔ 4He + 4He 4. ág 3He + 1H → 4He + ne + 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+ + 2ne + 26,72 MeV A Napban 1 s alatt 600 × 109 kg 1H konvertálódik át, ebből 0,7% tömeg→energia konverzió A g sugárzás kb. 106 év alatt jut ki a felszínre, eközben különféle kölcsönhatások következtében csökken az energiája (nő a hullámhossza)

A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés CNO ciklus Főág 12C + 1H → 13N + g +1,95 MeV 13N → 13C + e+ + ne +1,37 MeV 13C + 1H → 14N + g +7,54 MeV 14N + 1H → 15O + g +7,35 MeV 15O → 15N + e+ + ne +1,86 MeV 15N + 1H → 12C + 4He +4,96 MeV Mellékág (0,04 %) 15N + 1H → 16O + g 16O + 1H → 17F + g 17F → 17O + e+ + ne 17O + 1H → 14N + 4He Nehéz, fősorozatbeli csillagokban domináns, 1,6 ×107 K fölött 4He és g részecskék keletkezése (+ neutrino és pozitron) C, N és O katalizátor: visszatermelődnek 10 % H elégése után összehúzódás: hőmérséklet 2 ×108 K -re ugrik

A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – He-,C-égés He-égés (Hármas a-folyamat) 4He + 4He ↔ 8Be 8Be + 4He → 12C + g + 7,367 MeV Nettó reakció: 3 4He → 12C + g + 7,275 MeV További reakciók: 12C + 4He → 16O + g + 7,148 MeV 16O + 4He → 20Ne + g + 4,75 MeV 20Ne + 4He → 24Mg + g + 9,31 MeV 24Mg + 4He → 28Si + g 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 C-égés 12C + 12C → 24Mg + g → + 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

A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – a- és e-folyamat a-folyamat 20Ne + g → 16O + 4He 4,75 MeV 20Ne + 4He → 24Mg + g +9,31 MeV Nettó: 220Ne + 4He → 16O + 24Mg + g +4,56 MeV Hasonlóan: 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca Fehér törpékben, 109 K hőmérsékleten e-folyamat („egyensúlyi” folyamat) Fősorozatbeli, nagy (1,43,5) naptömegű csillagok robbanásakor (szupernóva robbanás) 3 × 109 K körül elemi részecskék lehetséges kapcsolódásának statisztikus „egyensúlya” Ti – Cu elemek, különösen a legstabilabb 56Fe, szintézise

A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – s- és r-folyamat s-folyamat Neutronok forrása a (Napnál nagyobb) csillagban végbemenő folyamatok b-bomlásnál (elektron kibocsátás) leggyakrabban lassabb, ezért b-bomló izotópoknál nem jut tovább: 209Bi + n → 210Bi + g 210Bi → 210Po + b 210Po → 206Pb + α A=63209 (pl. 89Y, 90Zr, 109Ba, 140Ce, 208Pb, 209Bi) és az a-folyamatban nem keletkező A=2346 izotópok szintézisének fő útja r-folyamat Neutronok forrása szupernóva robbanások, T~109 K b-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

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

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, n-k) 22% ismeretlen sötét anyag 74 % sötét energia?

r < rkrit r =rkrit r >rkrit

Sötét anyag problémája 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 mért becsült

Gravitációs lencsehatás gravitációs lencse a tér nagy tömegű objektumok által okozott elhajlítása, mely a közelében egyenes vonalban haladó fény terjedését is meggörbíti, így lencseként működik.

galaxis halmaz távolsága: 7 Md fé kvazár távolsága: 10 Md fé http://www.centauri-dreams.org/?p=677 Five star-like images are actually a single distant quasar. Credit: ESA, NASA, K. Sharon (Tel Aviv University) and E. Ofek (Caltech). SDSS J1004+4112, some seven billion light years away; the quaser is roughly ten billion light years distant. It took spectral data from the Keck I 10-meter telescope to demonstrate that these images were all of the same quasar. The quasar itself is the core of a galaxy, with a black hole at its center creating its intense light by interactions with nearby gas and dust. Note too in this picture the images of other distant galaxies split into multiple distorted arcs, also created by the gravitational lensing effect. galaxis halmaz távolsága: 7 Md fé kvazár távolsága: 10 Md fé

(quasi stellar radio sources) 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 magn z = 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 barna törpék

WIMP Weakly interacting massive particles MACHO fekete lyuk neutrínó WIMP 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 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