FIZYKA III
MEL
Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
Wykład 13 – Początki Wszechświata c.d.
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
4He
2H, 3He
7Li
Gęstość krytyczna
Nukleosynteza
Obserwowana obfitość 4He 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. 4He
Nukleosynteza
(22% - 24%) masy
wodoru stanowi masa 4He
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 2H, 3He, 7Li (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:
u  a  T 4
Obecna wartość (T = 2,73 K): u  10-34 g/cm3
Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: ub  510-31 g/cm3
(prawie jeden atom na m3).
Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i
decyduje o geometrii i tempie ekspansji.
 ub

 u


  104

 t0
Era dominacji promieniowania
Gęstość promieniowania
u  a  T 
4
1
R
4
Gęstość materii barionowej
ub 
1
R3
Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania
zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata:
ub
 R(t )
u
Obecnie wynosi 104, kiedy Wszechświat był 104 razy
mniejszy ub i u były równe.
Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania
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 nie jest w stanie istotnie oddziaływać z
materią — nie jest w stanie w efektywny sposób jonizować
i wzbudzać atomów.
Materia nie ma wpływu na promieniowanie promieniowanie reliktowe
Od tej chwili temperatura
promieniowania maleje
wraz z ekspansją
Wszechświata:
1
T
R
Obecna wartość T = 2,73 K
Promieniowanie reliktowe
Energia fotonu:
E
hc

Średnia energia fotonu
zależy od temperatury:
E  cons  T
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.
 tot  1,02  0,02



k
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 (STScI).
1028
grawitacja
Temperatura (K)
1015
Promieniowanie
reliktowe
1013
Nukleosynteza
102
Gęstość jądrowa
10-6
Unifikacja oddz.
elektrosłabych
10-11
Plazma
kwarkowogluonowa
Czas (s)
oddz. silne
1013
elektromagnetyzm
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 M16 - 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

Download

Początki Wszechświata