Neutron az Ősrobbanásban

Az előadások a következő témára: "Neutron az Ősrobbanásban"— Előadás másolata:

1 Neutron az Ősrobbanásban
Dr. Sükösd Csaba Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi Egyetem Nukleáris Technika Tanszék

2 TARTALOM Bevezetés Modellek, előrejelzés Fontos megfigyelések
Hubble törvény Gravitáció Nézzünk vissza a múltba Kozmikus háttérsugárzás Elemek gyakorisága az Univerzumban Az Ősrobbanás elemgyára Az első századmásodperctől... ...a tizedik percig Mi lenne, ha a neutron tömege...

3 + Az Evolúció során a túlélés kulcsa: előrelátás
A tudomány (egyik) feladata: előre látni megbízható módon Kezdeti feltételek Mozgástörvények + Jövő Modell Az előrelátás jósága az alkalmazott modelltől függ! Hogyan ellenőrizhető egy modell? A múlttal !

4 Jobban megértjük a jelent, ha megértjük a múltat!
A mozgástörvényeket nemcsak időben előre, hanem időben visszafelé is alkalmazhatjuk visszatekintés a múltba A Világ keletkezése mindig izgatta az embereket (vallások). Tudományos módszer: kezdeti feltételekből (mostani állapot) a jelenleg legjobbnak tartott modellekkel visszanézni

5 Fontos megfigyelések:
1) Hubble törvény: sebesség = H0∙távolság (1 Mpc = 3,086∙1019 km) (Hubble-idő) Modell: Nem azért távolodik gyor-san mert messze van, ha-nem azért van messze, mert gyorsan távolodik! Riess, Press, Kirshner (1996)

6 A lineáris kapcsolat miatt az egyenesek egy pontban metszik egymást!
Kis térfogat, nagy energiasűrűség, nagy hőmérséklet: Ősrobbanás Továbbgondolás: Ezek persze nem egyenesek, hiszen a gravitáció fékez!

7 E<0 „elliptikus” E=0 „parabolikus” E>0 „hiperbolikus”
Gravitáció: Műhold példája: Három eset lehet: E<0 „elliptikus” E=0 „parabolikus” E>0 „hiperbolikus” Az Univerzum teljes energiájától függően három jövőkép A múlt viszont egyértelmű: kis térfogat (nagy hőmérséklet)

8 Nézzünk vissza a múltba !
Távolra látni = visszafelé látni az időben (fénysebesség…) Legközelebbi csillag: Proxima Centauri: 4,3 fényév galaxis: Androméda köd: 2 millió fényév Hubble űrteleszkóp: 13 milliárd fényévre is ellát! (születő, fiatal galaxisok…) Miért nem látjuk a kezdeti forróságot?? LÁTJUK! Csakhogy: gyors tágulás lehűlést okoz. Jelenleg az Univerzum átlaghőmérséklete 2,73 K (nem 0!)

9 2. Megfigyelés: Kozmikus háttérsugárzás
Penzias és Wilson (Nobel-díj 1978) ben felfedezték a rádióhullámú kozmikus hátteret Tökéletes hőmérsékleti sugárzás! „Dipólus” komponens: Oka: a Föld és a Naprendszer sebessége miatti Doppler effektus 2,725 K Ezt korrekcióba véve: tökéletes izotrópia Hőmérsékleti egyensúlynál korábbra nem „láthatunk” ! (Az Ősrobbanás után kb 380 ezer évvel)

10 3. Megfigyelés_ Elemgyakoriság az Univerzumban
A tíz leggyakoribb elem az Univerzumban (tömegarányok) Z Név Gyakoriság (milliomod rész) 1 Hidrogén 2 Hélium 8 Oxigén 10 000 6 Szén 5 000 10 Neon 1 300 26 Vas 1 100 7 Nitrogén 1 000 14 Szilícium 700 12 Magnézium 600 16 Kén 500 Ősrobbanás gyártja le, csillagok módosítják Csillagokban keletkeznek A modellnek ezt is meg kell magyarázni! „Látható” idő előtt lezajló folyamatok!

11 Ősrobbanás (Nagy Bumm, Big Bang) modell
Nagy energiasűrűség magas hőmérséklet sugárzás Mi onnan indulunk, amikor a hőmérséklet kT ~ 10 MeV (T ~ 1011 K, 0,01 s). Ekkor már protonok, neutronok és könnyű részecskék (leptonok) vannak a sugárzás mellett. A hőmérséklet még nagy: Ezért a neutronok és a protonok egymásba alakulhatnak. A neutronok és a protonok arányát a statisztikus fizika törvényei szabják meg. (pl. kT~ 5 MeV-nél)

12 Az Univerzum gyorsan hűl (a tágulás miatt)
a neutronok keletkezése megszűnik, (kb 1 másodpercnél) a szabad neutronok bomlanak: (T1/2 ~ 10 perc) Csak azok a neutronok „menekülnek meg”, amelyek atommagokba fogódnak be! Az első lépés: DE! Amíg a hőmérséklet túl magas, az esetleg keletkező deuteronokat szétveri a hőmozgás. A nukleoszintézis akkor indulhat be, amikor kT << 2,2 MeV (kb. 100 másodpercnél) Innentől VERSENYFUTÁS: atommagreakciók, és a gyorsan hülő Univerzum között. (1 perctől kb. 10 percig)

13 Atommag reakciók lánca:
A keletkező deuteronok nem élnek sokáig. A fúzió tovább halad... erős kölcsönhatású, gyors folya- matokkal g - bomlással (elektromágneses kölcsönhatással) járó, lassabb folyamatokkal

14 A lánc azonban megszakad, mert a 4He különösen stabil
Még egy kevés könnyű elem (Li, Be) keletkezik... ... de ezek fogynak is további reakciókkal. Mielőtt nehezebb elemek felépülhetnének, a fúziós lánc megszakad. Az Univerzum a fúziós hőmérséklet alá hűl. Lényegében csak He keletkezett, a protonok egy része megmaradt, a maradék neutron elbomlott.

15 Az elemek gyakoriságának fejlődése az első másodpercekben
75% H, 25% He Minden egyéb < 10-4 ! (neutronok bomlása) 3H bomlik 7Be bomlik Az Univerzumban sehol sem figyeltek meg 23%-nál kisebb 4He gyakoriságot! Ez a „forró” Ősrobbanás modell nagyon erős igazolása. Deuteron sem keletkezhet máshogy (a csillagok csak fogyasztják).

16 A neutron milyen tulajdonságai vezettek ide?
A neutron tömege > proton tömege + elektron tömege 1, > , , (10-27 kg) Mi lenne, ha a neutron 1 ezrelékkel könnyebb lenne? nem menne végbe (nincs rá energia), de végbe menne ! A protonok fogynának el, és a neutronok száma nőne! H-atomok sem lennének (proton befogná az elektront). Az Univerzum barionikus anyaga főleg n-ból állna. Mi lenne, ha a neutron nehezebb lenne? Hamarabb elfogynának a neutronok ! Gyorsabban, rövidebb felezési idővel menne végbe (nagyobb energiakülönbség) Az Univerzum barionikus anyaga főleg (>90%) p-ból állna.

17 A neutron az ősrobbanásbeli nukleoszintézis egyik kulcsszereplője!
DE! Miért éppen akkora a neutron tömege, mint amekkora? Nyitott kérdés. Talán az LHC (CERN) választ tud majd rá adni, ha felfede-zik a Higgs bozont. Addig is: a jelenlegi modellekkel sok megfi-gyelt jelenséget megér-tünk és kvantitatív mó-don meg tudunk ma-gyarázni. SŐT! Még a hőm. egyensúly „mögé” is belátunk.

18 KÖSZÖNÖM MEGTISZTELŐ FIGYELMÜKET !

19