Ewolucja Wszechświata

1. Ewolucja Wszechświata Wykład 5

2. TOE – Theory Of Everything nie istnieje! GUT – Grand Unification Theory nie potwierdzona doświadczalnie! Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania elektrosłabe. Jeszcze większe energie  zrównanie oddziaływań elektrosłabych i silnych

3. Historia Wszechświata Pod koniec fazy inflacji, około 10-34 s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i ogromną liczbę cząstek oraz bardzo silnie ogrzewa Wszechświat.

4. Przykład: GUT wymaga istnienia dodatkowych nośników oddziaływań – 12 bozonów (i antybozonów) X ( ) Teoria Wielkiej Unifikacji GUT – Grand Unification Theory Tuż pofazie inflacyjnejprzy temperaturach powyżej1028 KWszechświat wypełniała mieszanina kwarków, leptonów oraz cząstek przenoszących oddziaływania — fotonów, bozonów W i Z oraz gluonów. Nierozróżnialne oddziaływania (nośniki) są w równowadze z materią i antymaterią. Oddziaływaniaelektro-magnetyczne, słabe i silnesą nierozróżnialne.

5. Problemy do wyjaśnienia... Cząstki i antycząstki pojawiają się i anihilują zawsze parami. Obowiązuje prawo zachowania liczby barionowej i leptonowej. Dlaczego więc weWszechświecie nie ma równej ilości materii i antymaterii? Drugim ważnym faktem obserwacyjnym jest dramatyczna przewaga ilości fotonów (tła reliktowego) nad ilością barionówη = nb/nγ ≤ 10-9 Jak to wytłumaczyć?

6. Bozony X • Ładunek = 1/3 i 4/3 • Ładunek kolorowy R, G, B • Ładunek leptonowy • Masa  1016 GeV Leptokwarki Bozony X w oddziaływaniach z kwarkami (q) i leptonami (l) mogą powodować przemiany kwarku w antykwark (i odwrotnie) oraz kwarku w lepton (i odwrotnie). ”Przy temperaturach GUT (1028 K) symetria i  prostota osiągają poziom, na którym istnieje tylko jeden rodzaj materii (lepto-kwark?) i  jedno oddziaływanie z  całym wachlarzem cząstek-nośników oraz... no tak, dynda tam jeszcze z  boku grawitacja.” - Leon Lederman

7. Bozony X Rozpady bozonów X:

8. p1 p2 X 1-p1 1-p2 X Bozony X Przy temperaturach T > 1028 K pary X + anty-X powstają i anihilują zupełnie symetrycznie. Gdy jednak temperatura spada poniżej 1027 K, kreacja i anihilacja par staje się coraz mniej prawdopodobna, wzrasta zaś szansa spontanicznego rozpadu. Prawdopodobieństwa różnych kanałów rozpadów mogą być różne: Jeśli p1 = p2, to po rozpadach pozostaną równe ilości kwarków i antykwarków oraz leptonów i antyleptonów. Jeśli p1 p2, to pozostanie pewna nadwyżka materii nad antymaterią.

9. p2 p1 K0 1-p1 inne produkty K0 1-p2 inne produkty Bozony X Przykład: rozpad mezonu K0 Z pomiarów wynika że, p1i p2 różnią się o 0.007 Analogiczna różnica p1 i p2dla bozonów X rzędu 10-9 wystarczy do wyjaśnienia obserwowanego obecnie stosunku ilości barionów do fotonów we Wszechświecie. Jak wielka była nadwyżka materii nad antymaterią? Na 30 mln antykwarków przypadało (30 mln + 1) kwarków

10. Czas życia protonu Rozpadp na neutralny pion i  pozyton w czasie  1030 lat Wiek Wszechświata  1010 lat Konsekwencją GUT jest nietrwałość protonu. Prawdopodobieństwo rozpadu jednego protonu w ciągu roku wynosi 10–30. Doświadczalne potwierdzenie: Zamiast tego możemy obserwować wiele protonów. W 10 000 ton wody - około 1033 protonów W  ciągu roku około tysiąca protonów powinno ulec rozpadowi.

11. Czas życia protonu Eksperymenty, które mają wykryć rozpad protonu odbywają się w podziemnych laboratoriach (promieniowanie kosmiczne) • W kopalni soli położonej pod dnem jeziora Erie, w  stanie Ohio, • w kopalni ołowiu pod górą Toyama w  Japonii, • w tunelu pod Mt. Blanc Ogromne, przezroczyste pojemniki z  czystą wodą – około 10 000 ton wody. Wodny sześcian o  boku długości 23 metrów otoczony bardzo czułymi fotopowielaczami Wynik: nie zaobserwowano rozpadu protonu! Wniosek: czas życia protonu > 1032 lat Przy okazji zarejestrowano neutrina z wybuchu supernowej zarejestrowanego w 1989 r.

12. 10-34 s Temperatura 1027 K Historia Wszechświata Materia w postaciplazmy kwarkowo-gluonowej. Wszechświat wypełniają swobodne kwarki, gluony, leptony, bozony W i Z, fotony, które oddziaływują ze sobą. Oddziaływanie silne oddziela się od oddziaływania elektrosłabego. Od tej chwili oddziaływania te znacznie różnią się wielkością.

13. 103 1013 elektromagnetyzm oddz. słabe 109 102 1013 10-6 oddz. silne 1015 10-11 Temperatura (K) Czas (s) grawitacja 10-35 1028 10-43 1038 Promieniowanie reliktowe Nukleosynteza Gęstość jądrowa Unifikacja oddz. elektrosłabych Plazma kwarkowo-gluonowa Wielka unifikacja Inflacja Kwantowa grawitacja?

14. 10-9 s Temperatura 1015 K (250 GeV) Era hadronowa Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej. Oddziaływanie słabe oddziela się od elektromagnetycznego.

15. Era hadronowa W miarę ekspansji i stygnięcia Wszechświata przestają być produkowane najcięższe i nietrwałe hadrony. Przy 80 GeV przestają być też produkowane bozony W i Z Przy T < 1012 K także protony i neutrony przestają być cząstkami relatywistycznymi. Jednocześnie zaczyna się przewaga procesów anihilacji tych cząstek nad kreacją par.

16. Era hadronowa Era hadronowa zbliża się do końca po ok. 10-4s, przechodząc w erę leptonową. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują (dodając fotony do tła promieniowania). Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Czas trwania ery hadronowej (10-4s ) wydaje się być znikomo krótki. Jednak czas życia większości hadronów i skala czasowa oddziaływań silnych to ok. 10-24 s, a więc 20 rzędów wielkości mniej. Dla nich era ta trwa bardzo długo.

17. 10-4 s Temperatura 1011 K (10 MeV) Era leptonowa Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. W epoce leptonowej, jedynymi relatywistycznymi bozonami są fotony zaś relatywistycznymi fermionami trzy generacje leptonóworaz ich antycząstki. (e, e), (,  ), (,  ) Na początku ery leptonowej w równowadze są procesy kreacji i anihilacji par lepton – antylepton. Liczba leptonów równa liczbie fotonów 

18. 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 – pozytonT = 6109 K Temperatura w środku SłońcaT = 15106 K

19. W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów określony jest prawem Boltzmanna: Era leptonowa Pod koniec ery leptonowej, przyT< 1010 K (ok. 1 MeV), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: gdzie: (mn – mp) = 1,3 MeV kT = 10 MeV dla T = 1011 K Na początku ery leptonowej liczba protonów i neutronów były prawie równe.

20. W miarę ekspansji temperatura spada, a wraz z nią maleje (od ok. 0, 6na początku ery leptonowej do ok. 0,2pod jej koniec). Era leptonowa Przy T 0,1 MeV równowaga słabych procesów stopniowo załamuje się, a bardziej prawdopodobny staje się nieodwracalny rozpad beta:

21. 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. Trudno je wykryć doświadczalnie! Powstało tło neutrinowe

22. 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.

23. 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.

24. Nukleosynteza Przykład: reakcja syntezy D+T (deuteru i trytu). D+T 4He + n

25. Nukleosynteza Dla lekkich jąder energia wiązania na nukleon rośnie wraz z liczbą masową. Podczas łączenia się lżejszych jąder w cięższe wydziela się energia.

26. Temperatura 1010 K (0,1 MeV) 1 s Nukleosynteza 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.

27. Gdy jego ilość względem wodoru osiągnie wartość prawdopodobne stają się reakcje syntezy trytu i izotopu 3He: Nukleosynteza Przez pierwsze sekundy przybywa deuteru. Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około:

28. Gdy względna koncentracja3He osiągnie około to zaczyna zachodzić kolejna reakcja: Nukleosynteza Pewna niewielka część 4He zdąży jeszcze wejść w reakcje:

29. 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 na3He, zaś7Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4He

30. czas Nukleosynteza Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy wzrost (lub spadek) obfitości poszczególnych nuklidów oraz neutronów (n).

31. 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.

32. 4He 2H, 3He 7Li Gęstość krytyczna Najlepsze dopasowanie Nukleosynteza Względna zawartość: stosunek liczby jąder do liczby jąder wodoru

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

34. Nukleosynteza Teoretyczna obfitość helu (jako procent masy) w zależności od gęstości przy różnych ilościach, N, typów leptonów (i kwarków).

35. Nukleosynteza Obserwowany obecnie skład chemiczny materii różni się od składu pierwotnego: • liczba lekkich jąder (6Li, 9Be, 10B i 11B) została zwiększona w wyniku zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego z gazem międzygwiazdowym, • obfitości wszystkich cięższych pierwiastków wzrosły za sprawą reakcji termojądrowych, zachodzących wewnątrz gwiazd lub w wybuchach supernowych. • Zawartość deuteru zmniejszyła się w procesach zachodzących w gwiazdach.

36. Weryfikacja doświadczalna Pomiar zawartości 4He • Porównanie obliczeń ewolucji gwiazd z analizą statystyczną ich obserwowanych własności. • Obserwacja linii helu w widmach gorących gwiazd i materii międzygwiezdnej Zawartość helu w Galaktyce nie zmienia się w zależności od kierunku. Dowód na pochodzenie 4He z pierwotnej nukleosyntezy

37. Weryfikacja doświadczalna Pomiar zawartości deuteru Spektrometry ultrafioletu badają względną intensywność linii absorpcyjnych wodoru i deuteru po przejściu światła z odległych gwiazd przez materię miedzygwiazdową. • Satelita „Copernicus” w 1973 r. • Satelita FUSE od 1999 r. • (Far - Ultraviolet Spectroscopic Explorer)

38. Paradoks Olbersa Dlaczego nocne niebo jest ciemne? Heinrich Olbers – połowa XIX wieku – model Wszechświata statycznego i nieskończonego. M – średnia moc promieniowania gwiazdy N – liczba gwiazd w jedn. objętości Liczba gwiazd w objętości zawartej między obu powierzchniami: Ich łączna moc wynosi: Natężenie promieniowania 1/r2, awięc: Nie zależy od odległości!

39. Paradoks Olbersa Sumując natężenia promieniowania z kolejnych warstw, w nieskończonym Wszechświecie dostaniemy sumę nieskończenie wielu identycznych wyrazów (różnych od zera), a więc będzie to wielkość nieskończona. Spodziewamy się, że prędzej czy później promień wyprowadzony z punktu P w jakimkolwiek kierunku zakończyć się musi na jakiejś gwieździe, więc całe niebo powinno być rozświetlone do jasności równej jasności pojedynczej gwiazdy. • Rozwiązanie paradoksu: • Wszechświat nie jest statyczny • Obserwowalny Wszechświat nie jest nieskończony