AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE

1. AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE

2. Az Univerzum hierarchikus szerkezete

3. 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 ?

4. OLBERS PARADOXON • 1823 – H. W. Olbers • Ha végtelen a Világegyetem miért van éjszaka sötét? • az Univerzum tágulása • a fény véges terjedési sebessége – Világegyetem véges kora Heinrich Wilhelm Olbers (1758 – 1840) Világegyetem végtelen → végtelen számú egyenletesen elhelyezkedő csillag → bármerre nézünk csillagot látunk A paradoxon feloldása:

6. RÉSZECSKEFIZIKAI BEVEZETÉS

7. 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, ... *Spin: részecskék saját impulzusmomentuma Nukleon Hiperion p, n Kvarkok építik fel

8. foton gluon elektron

9. KVARKOK

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

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

12. RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK Ködkamrában készült felvétel: Párképződés nyomképe (mágneses mezőben)

13. 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

14. ŐSROBBANÁS ELMÉLETE

15. 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 nevezünkUniverzum kezdetben forró és sűrű volt, ennek felrobbanása elindított egy tágulást

16. 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

17. Távoli galaxisok Távolság Sebesség Fénykép Csillagkép 24 Mpc 1200 km/s Virgo (Szűz) 300Mpc 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

18. Hubble-konstans v = H0·r(ahol [v] = km/s, [r] = Mpc, [H0] = km/s/Mpc)

19. Az Univerzum tágul Időben visszafele: az Univerzum kezdetéig jutunk

20. 13,7 Md évvel ezelőtt

21. 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/m3kvarkok • Hadron-kor: t = 10-5 s-ig, d = 6 km, T = 1012 K, r = 1017 kg/m3protonok, neutronok kialakulása • Lepton-kor: t = 10 s-ig, d = 6 millió km, T = 1010 K, r = 107 kg/m3elektron, neutrino • Sugárzási időszak: t = 300.000 évig, d = 600.000 fé, T = 3000 K, r = 10-18 kg/m3deutérium, trícium, hélium magok kialakulása • Anyag időszak: máigaz atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre

22. Hadron-kor 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)

23. Lepton-kor 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)

24. 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

25. Sugárzási-kor 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

26. 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

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

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

34. 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)

35. Egy nukleonra jutó kötési energia: ahol Z: rendszám N: neutronok száma A = N + Z, tömegszám

36. 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.

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

38. 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

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

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

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

42. 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)

43. A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis– H-égés proton – proton láncreakció • 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) • 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+

44. A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – H-égés CNO ciklus • 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 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

45. A kémiai elemek keletkezése: nukleoszintézis – He-,C-égés He-égés (Hármas a-folyamat) • 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 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 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

46. 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

47. 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

48. 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

49. ŐSROBBANÁS ELMÉLET BIZONYÍTÉKAI • Hubble-törvény • könnyű elemek előfordulási gyakorisága • legidősebb gömbhalmazok kora jól egyezik az Univerzum korával • kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás

50. 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