Początki Wszechświata
advertisement
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 12 – Początki Wszechświata c.d. Era leptonowa 10-4 s Temperatura 1011 K (10 MeV) 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. e e Temperatura progowa na produkcję par elektron – pozyton T = 6109 K Temperatura w środku Słońca T = 15106 K Era leptonowa Pod koniec ery leptonowej, przy T < 1010 K (ok. 1 MeV), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: p e n e n e p e n W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów p określony jest prawem Boltzmanna: mn m p n kT e p gdzie: (mn – mp) = 1,3 MeV kT = 10 MeV dla T = 1011 K Era leptonowa n W miarę ekspansji temperatura spada, a wraz z nią maleje p (od ok. 0, 6 na początku ery leptonowej do ok. 0,2 pod jej koniec). Przy T 0,1 MeV równowaga słabych procesów stopniowo załamuje się, a bardziej prawdopodobny staje się nieodwracalny rozpad beta: n p e 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 3109 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 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 1s Temperatura 1010 K (0,1 MeV) W okolicy tej temperatury mogą już utrzymać się produkty pierwszej reakcji nukleosyntezy: n p12D Neutron ma w tych warunkach dwie możliwości: 1) reakcja z protonem i synteza deuteru, 2) spontaniczny rozpad beta. Nukleosynteza Przez pierwsze sekundy przybywa deuteru. D 3 Gdy jego ilość względem wodoru osiągnie wartość 10 H prawdopodobne stają się reakcje syntezy trytu i izotopu 3He: 2 3 D n 1 1T 2 1D 3 p2 He Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około: D 5 3 10 H Nukleosynteza 23 He 5 3 10 Gdy względna koncentracja He osiągnie około H to zaczyna zachodzić kolejna reakcja: 3 2 He 23He 24He 2 p Pewna niewielka część 4He zdąży jeszcze wejść w reakcje: 4 2 4 2 He T Li 3 1 7 3 He He Be 3 2 7 4 Nukleosynteza Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach. Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 34He → 12C + γ jest już „za zimno”. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T 108 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3He, zaś 7Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: 24 He 0,1 H (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4He 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 510-31 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 3104 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 = (2,7250,002) 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
