FIZYKA III MEL Fizyka jdrowa i czstek elementarnych

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c. d.

Era leptonowa 10 -4 s Temperatura 1011 K (10 Me. V) 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 Me. V), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów określony jest prawem Boltzmanna: gdzie: (mn – mp) = 1, 3 Me. V k. T = 10 Me. V dla T = 1011 K

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 Me. V równowaga słabych procesów stopniowo załamuje się, a bardziej prawdopodobny staje się nieodwracalny rozpad beta:

Era leptonowa 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. Powstało tło neutrinowe Trudno je wykryć doświadczalnie!

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 – 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.

Nukleosynteza 1 s Temperatura 1010 K (0, 1 Me. V) 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 3 He: Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około:

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

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

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.

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

Nukleosynteza Obserwowana obfitość 4 He stała się też dodatkowo wskaźnikiem testującym kwarkowo – leptonowy model budowy materii — a konkretniej - wskaźnikiem ilości tzw. generacji kwarków i leptonów. Znamy 3 rodziny leptonów: (e, e), ( , ) 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. 4 He

Nukleosynteza (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4 He Teoretyczna obfitość helu (jako procent masy) w zależności od gęstości przy różnych ilościach, N, typów leptonów (i kwarków).

Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: • Fotony • Neutrina (tem. o 40% niższa od tem. fotonów) • Elektrony (1 na miliard fotonów) • Protony (1 na miliard fotonów) • Jądra helu (23% masy protonów) • Jądra 2 H, 3 He, 7 Li (śladowe ilości) Większość energii Wszechświata to energia fotonów

Era dominacji promieniowania Przez ok. 300 tys. lat materia i promieniowanie są w równowadze termodynamicznej (temperatura promieniowania równa jest temperaturze materii). Fotony w zderzeniach wymieniają energię ze swobodnymi elektronami. Na skutek zderzeń z elektronami droga swobodna fotonów jest bardzo mała. Wszechświat jest nieprzezroczysty dla promieniowania Ciało doskonale czarne

Era dominacji promieniowania Gęstość energii promieniowania: Obecna wartość (T = 2, 73 K): u 10 -34 g/cm 3 Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: ub 5 10 -31 g/cm 3 (prawie jeden atom na m 3). Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i decyduje o geometrii i tempie ekspansji.

Era dominacji promieniowania Gęstość materii barionowej Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata: Obecnie wynosi 104, kiedy Wszechświat był 104 razy mniejszy ub i u były równe. Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania

Era dominacji promieniowania – gęstość energii promieniowania jest większa niż gęstość materii barionowej (uγ > ub) • Rozpoczyna się, gdy wiek Wszechświata wynosi kilkanaście minut (od Wielkiego Wybuchu) przy temperaturze T ≈ 109 K • Trwa kilka tysięcy lat, gdy w trakcie ekspansji temperatura spadnie do około 3 104 K.

Rozseparowanie materii i promieniowania 380 000 lat Temperatura 3000 K Protony i jądra przyłączają elektrony (rekombinacja) – tworzą się atomy. Promieniowanie jest w stanie istotnie oddziaływać z materią — nie jest w stanie w efektywny sposób jonizować i wzbudzać atomów. Materia nie ma wpływu na promieniowanie reliktowe Od tej chwili temperatura promieniowania maleje wraz z ekspansją Wszechświata: Obecna wartość T = 2, 73 K

Promieniowanie reliktowe Energia fotonu: Średnia energia fotonu zależy od temperatury: Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą 3000 K Długość fali fotonu rośnie 2, 73 K temperatura

Promieniowanie reliktowe W 1964 r. Arno Penzias i Robert Wilson odkryli promieniowanie tła. 1992 r. sonda kosmiczna COBE Widmo promieniowania tła zgadza się z widmem promieniowania ciała doskonale czarnego. Wyniki COBE T = (2, 725 0, 002) K 2001 r. sonda kosmiczna WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe)

Promieniowanie reliktowe

Eksperyment WMAP Różne kolory oznaczają różne temperatury. Fluktuacje temperatury promieniowania tła – fotografia rozkładu materii we Wszechświecie w wieku 380 000 lat. Mapa temperatur Ziemi. Bez fluktuacji gęstości nie powstałyby galaktyki.

Eksperyment WMAP Przed fazą rekombinacji istniały w ośrodku fluktuacje gęstości energii (i temperatur). Obszary o gęstości większej niż średnia, kurczyły się pod wpływem grawitacji i nagrzewały. Jednocześnie wzrastające z temperaturą ciśnienie promieniowania prowadziło do zahamowania kolapsu i do rozszerzania. Obszar taki oscylował z amplitudą i częstością, które związane były z warunkami fizycznymi ośrodka.

Eksperyment WMAP Typowe rozmiary fluktuacji odpowiadają „horyzontowi akustycznemu” — czyli rozmiarowi, jaki może przebiec dźwięk w ciągu ok. 300 000 lat. Rozmiar takiego „horyzontu” można teoretycznie oszacować i policzyć, jakie powinny być rozmiary kątowe takiego horyzontu, rzutowane dzisiaj na sferę niebieską. Rozmiary te zależą od geometrii Wszechświata. płaski zamknięty otwarty

Eksperyment WMAP Precyzyjny pomiar korelacji kątowych w promieniowaniu tła umożliwił jednoczesne dopasowanie wielu parametrów. Dominują fluktuacje o rozmiarach kątowych rzędu 0, 80. Wszechświat jest płaski! Porównanie amplitud maksimów pozwala oszacować ilość ciemnej materii we Wszechświecie.

Eksperyment WMAP Stwierdzono polaryzację promieniowania mikrofalowego w dużych skalach kątowych na niebie. Polaryzacja spowodowana rozpraszaniem na cząstkach naładowanych. Kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu około 17% fotonów promieniowania reliktowego było rozpraszanych przez zjonizowany gaz. Powstał on w wyniku powtórnej jonizacji kosmicznego wodoru i helu przez promieniowanie pochodzące z pierwszego pokolenia bardzo masywnych i gorących gwiazd. Wniosek: Pierwsze gwiazdy w epoce 200 - 300 mln lat po Wielkim Wybuchu.

Eksperyment WMAP Wyniki: Atomy (bariony) wypełniają tylko 4% Wszechświata. 23% stanowi ciemna materia 73% to „ciemna energia”, którą opisujemy przez stałą kosmologiczną. „Ciemna energia” powoduje przyspieszenie ekspansji Wszechświata! Wiek Wszechświata – 13, 7 mld lat (z dokł. 1%) Promieniowanie reliktowe pochodzi z okresu 379 000 lat po Big Bang Pierwsze gwiazdy powstawały 200 mln lat po Big Bang Polaryzacja promieniowania – dodatkowy dowód teorii inflacji.

Powstawanie gwiazd Tempo pojawiania się formacji gwiazd począwszy od Wielkiego Wybuchu. A. Feild (STSc. I).

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

Powstawanie gwiazd Mgławica gazowo - pyłowa (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca) Niestabilność grawitacyjną wywołuje zwykle fala uderzeniowa po wybuchu w pobliżu supernowej. Przyczyną może być również zderzenie galaktyk

Powstawanie gwiazd Powstają zagęszczenia materii o masie rzędu 10 do 100 M , które szybko kurczą się pod wpływem grawitacji - powstają protogwiazdy (najczęściej grupowo). Podczas grawitacyjnego zapadania się gwiazdy, rośnie temperatura i ciśnienie. Ewolucja gwiazdy to ciągła walka grawitacji z ciśnieniem gazu.

Ewolucja gwiazd Obłok gazowy o masie 50 Słońc zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji. Tworzą się gwiazdy, niektóre z protoplanetarnymi dyskami. Początkowo obłok ma 1, 2 lat świetlnych średnicy i temperaturę 10 K. Symulacje powstawania gwiazd: http: //www. ukaff. ac. uk/movies. shtml

Powstawanie gwiazd Mgławica Orła i związana z nią otwarta gromada gwiazd M 16 - proces formowania się gwiazd, zachodzący w odległości ok. 7 tys. lat świetlnych (zdjęcie z teleskopu Hubble'a, 1995). Gwiazdy powstają w gęstych słupach gazowopyłowych.

Obłoki gazowo-pyłowe – zimne, ciemne kondensacje pyłów i gazów służą jako „kolebka gwiazd”. Wszystkie gwiazdy (w tym Słońce) powstały w takich obłokach. Materia obłoków to budulec, z którego jesteśmy zrobieni. Z powodu pyłów obłoki są nieprzezroczyste dla światła widzialnego. „Zobaczenie” procesu formowania gwiazd wymaga więc obserwacji w podczerwieni. Gęsty fragment zapada się pod wpływem grawitacji, tworząc protogwiazdy. Gromadzą one opadającą materię i formują wirujące dyski i wypływającą w postaci dżetów materię. Nowonarodzona gwiazda widziana z boku oświetla swój dysk i dżet.

Cykl proton - proton Gdy temperatura osiągnie dostatecznie dużą wartość (15 mln K) rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Źródło energii gwiazd o masie podobnej do masy Słońca

Cykl proton - proton p e n