slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE PowerPoint Presentation
Download Presentation
AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 64

AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE - PowerPoint PPT Presentation


  • 151 Views
  • Uploaded on

AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE. Az Univerzum hierarchikus szerkezete. HIERARCHIKUS VILÁGMODELL. XVIII. sz ázad – J. H. Lambert hierarchikus világmodell alacsonyabb rendű szintek mindig egy magasabb rendű szintet alkotva kapcsolódnak egymáshoz – végtelenségig tart. Johann Heinrich Lambert

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'AZ UNIVERZUM KELETKEZ É SE' - emmet


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide3

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

?

slide4

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:

slide7

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

slide8

foton

gluon

elektron

slide10

Példák

Barionok:

Mezonok:

neutron

proton

pozitív pion

Kvarkok színe: piros – zöld – kék

Kvarkokat gluonok tartják össze

slide11

RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK

Párképződés

Annihiláció

Példák:

  • +  elektron + antielektron (pozitron)

 +  proton + antiproton

slide12

RÉSZECSKÉK – ANTIRÉSZECSKÉK

Ködkamrában készült felvétel:

Párképződés nyomképe (mágneses mezőben)

slide13

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

slide14

ŐSROBBANÁS

ELMÉLETE

slide15

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
slide16

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
slide17

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

slide18

Hubble-konstans

v = H0·r(ahol [v] = km/s, [r] = Mpc, [H0] = km/s/Mpc)

slide19

Az Univerzum tágul

Időben visszafele: az Univerzum kezdetéig jutunk

slide20

13,7 Md

évvel ezelőtt

slide21

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
slide22

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)

slide23

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)

slide24

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

slide25

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

slide26

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

slide31

ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE

O 8

lg(relatív előfordulási gyakoriság)

Rendszám

slide33

Tc

Pm

ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE

O 8

lg(relatív előfordulási gyakoriság)

Rendszám

slide34

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)
slide35

Egy nukleonra jutó kötési energia:

ahol Z: rendszám

N: neutronok száma

A = N + Z, tömegszám

slide36

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.
slide37

ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

  • Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet)
  • Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis
  • Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben
slide38

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

slide39

PRIMORDIÁLIS NUKLEOSZINTÉZIS

  •                                         (2)                                            
  • (3)                                         (4)    
  • (5)                                         (6)    
  • (7)                                         (8)                   
  • (9)                                        (10)                   
  • (11)                                      (12)                                                   

rövid ideig tartott  nem jöhettek létre bórnál nehezebb elemek

nukleoszintézis *okban

slide40

Könnyű elemek

előfordulási

gyakorisága:

75% hidrogén

24% hélium

0,07% lítium

0,03% egyéb

Relatív előfordulás

slide41

ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

  • Ősi nukleoszintézis (Ősrobbanás elmélet)
  • Csillagfejlődés során végbemenő nukleoszintézis
  • Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a csillagközi térben
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis magreakci k t pusai
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)
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis h g s
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+
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis h g s1
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

a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis he c g s
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
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis a s e folyamat
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
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis s s r folyamat
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
a k miai elemek keletkez se nukleoszint zis p s x folyamat
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

slide49

ŐSROBBANÁS ELMÉLET BIZONYÍTÉKAI

  • Hubble-törvény
  • könnyű elemek előfordulási gyakorisága
  • legidősebb gömbhalmazok kora jól egyezik az Univerzum korával
  • kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás
slide50

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
slide52

COBE = Cosmic Background Explorer műhold

1989 és 1996 között méréseket végzett

Láthatók a sugárzás kis mértékű hőmérséklet-ingadozásai

slide54

WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2001-ben

teljes csillagos égbolt feltérképezése legalább 0,3° felbontással és

20 µK érzékenységgel, maximum 5 µK szisztematikus mérési hibával

slide55

WMAP EREDMÉNYEI

  • Kozmikus háttérsugárzás: T = 2,728 K
  • Világegyetem sűrűsége: ρ/ρkrit=1,02 ± 0,02 (1-nél sík Világegyetem)
  • Hubble-állandó: 71±34 km/s/Mpc
  • háttérsugárzás lecsatolódása: 380.000 évvel az Ősrobbanás után
  • Világegyetem kora: 13,7 ± 0,2 Md év
  • Világegyetem összetétele
vil gegyetem sszet tele
Világegyetem összetétele:
  • 4% közönséges anyag (H, He, nehezebb elemek, *ok, n-k)
  • 22% ismeretlen sötét anyag
  • 74 % sötét energia?
slide57

r<rkrit

r =rkrit

r>rkrit

slide58

Sötét anyag problémája

Létezésére bizonyítékok:

  • galaxisok mozgása  70-szer annyi anyag, mint ami látható pl.: galaxisok forgási sebessége
  • gravitációs lencsehatás

nagy tömegű objektumok (galaxis halmazok, fekete lyukak) képesek elhajlítani egy távolabbi fényes forrásból jövő fény útját

mért

becsült

slide60

galaxis halmaz távolsága: 7 Md fé

kvazár távolsága: 10 Md fé

slide61

KVAZÁR

(quasi stellar radio sources)

  • 1960-as években fedezték fel – rádió források – „radio sources”
  • csillagszerű – „quasi stellar”
  • színképük az ún. Seyfert-galaxisok színképéhez hasonlított
  • fényesség: 1012 Lnap
  • középen fekete lyuk – korong veszi körül
  • legnagyobb vöröseltolódású objektumok  ezek a legtávolabbi objektumok

HE 1013-2136

(Hidra csillagképben)

Látszólagos fényesség:17 magn

z = 0,785

slide62

Sötét anyag problémája

Lehetséges alkotói:

  • sok az ún. barna törpe csillag
  • tömeggel rendelkező részecskék adják: neutrinók, gyengén kölcsönható nagy tömegű részecskék (WIMP)
  • nagy tömegű halo objektumok (MACHO)
  • fekete lyukak