1. dia

1
AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSE
2
Az Univerzum hierarchikus szerkezete
3
HIERARCHIKUS VILÁGMODELL

• XVIII. század J. H. Lambert
• hierarchikus világmodell
• alacsonyabb rendu szintek mindig egy magasabb
  rendu 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?

Heinrich Wilhelm Olbers (1758 1840)
Világegyetem végtelen ? végtelen számú
egyenletesen elhelyezkedo csillag ? bármerre
nézünk csillagot látunk
A paradoxon feloldása

• az Univerzum tágulása
• a fény véges terjedési sebessége Világegyetem
  véges kora

5
(No Transcript)
6
RÉSZECSKEFIZIKAI BEVEZETÉS
7
RÉSZECSKÉK OSZTÁLYOZÁSA
Bozonok (egész spin)
Lepton (feles spin)
Hadron
e, ne m, nm t, nt
Foton, glüon W, Z, H
Barion (1/2 v. 3/2 spin)
Mezon (egész spin)
p, p-, p0, K, K-, K0, ...
Spin részecskék saját impulzusmomentuma
Hiperion
Nukleon
p, n
Kvarkok építik fel
8
foton
gluon
elektron
9
KVARKOK
KVARKOK Töltés Spin Tömeg
u (up) d (down) 2/3 -1/3 1/2 1/2 1/3 Mp 1/3 Mp
c (charmed) s (strange) 2/3 -1/3 1/2 1/2 12 Mp 0,5 Mp
t (top) b (beautiful) 2/3 -1/3 1/2 1/2 180 Mp 5330 Mp
10
Példák
Barionok
Mezonok
neutron
proton
pozitív pion
Kvarkok színe piros zöld kék
Kvarkokat gluonok tartják össze
11
RÉSZECSKÉK ANTIRÉSZECSKÉK
Párképzodés
Annihiláció

• Példák
• ? ? elektron antielektron (pozitron)
• ? ? ? proton antiproton

12
RÉSZECSKÉK ANTIRÉSZECSKÉK
Ködkamrában készült felvétel
Párképzodés nyomképe (mágneses mezoben)
13
A párképzodés feltétele
RÉSZECSKE nyugalmi energiája Erészecske mc2
(Einstein-féle összefüggés), ahol c 3108
m/s fénysebesség vákuumban Nyugalmi
tömeg Energia Elektron 9,110-31
kg 8,1910-14 J 5,1 105 eV 0,51
MeV Proton 1,6710-27 kg 1,5010-10 J 9,4
108 eV 939 MeV
FOTON energiája Efoton hn k T, ahol h
6,62 10-34 Js, Planck-állandó, k
1,3810-23 J/K, Boltzmann-állandó
Energia Homérséklet Elektron-pozitron
pár 1,02 MeV 1,21010 K Proton-antiproton pár 187
8 MeV 2 1013 K
14
OSROBBANÁS ELMÉLETE
15
OSROBBANÁS 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 elsoként vetette fel azt a
  modellt, amit ma osrobbanás elméletnek
  nevezünkUniverzum kezdetben forró és suru 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
  Osrobbanás elmélet megalkotója- Elemek a tágulás
  korai idoszakában keletkeznek- Jelenleg is
  észlelhetonek kell lennie a korai forró fázisban
  keletkezett homérsékleti sugárzásnak

17
Távoli galaxisok
Távolság
Sebesség
Fénykép
Csillagkép
24 Mpc
1200 km/s
Virgo (Szuz)
300 Mpc
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 H0r (ahol v km/s, r Mpc, H0
km/s/Mpc)
19
Az Univerzum tágul
Idoben visszafele az Univerzum kezdetéig jutunk
20
13,7 Md évvel ezelott
21
OSROBBANÁS 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, T1015 K,
  r1033 kg/m3 kvarkok
• Hadron-kor t 10-5 s-ig, d 6 km, T 1012 K,
  r 1017 kg/m3 protonok, neutronok kialakulása
• Lepton-kor t 10 s-ig, d 6 millió km, T
  1010 K, r 107 kg/m3 elektron, neutrino
• Sugárzási idoszak t 300.000 évig, d 600.000
  fé, T 3000 K, r 10-18 kg/m3 deutérium,
  trícium, hélium magok kialakulása
• Anyag idoszak máigaz atommagok befogják az
  elektronokat, az anyag átláthatóvá válik,
  csillagok és galaxisok jönnek létre

22
Hadron-kor
t 10-10 s, d 6 cm, T1015 K, r1033 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 párképzodés 21013
K-nél kisebb homérsékleten nem megy végbe, így
újak nem keletkeznek, a meglévok pedig párjukkal
találkozva annihiláció útján fotonokká alakulnak
Korszak végére eltunnek 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
könnyu elemi részek (leptonok elektronok,
pozitronok, neutrínók) létrejötte és
megsemmisülése
Pl. elektron-pozitron párképzodés 1,21010
K-nél kisebb homérsékleten nem megy végbe, így
újak nem keletkeznek, a meglévok pedig párjukkal
találkozva annihiláció útján fotonokká alakulnak
Korszak végére eltunnek 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
2,210-18 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 nagyléptéku struktúrák kialakulása
galaxisok, csillagok, felhok képzodése
27
(No Transcript)
28
(No Transcript)
29
(No Transcript)
30
(No Transcript)
31
ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE
O 8
lg(relatív elofordulási gyakoriság)
Rendszám
32
(No Transcript)
33
ÁLTALÁNOS ELEMGYAKORISÁG GÖRBE
O 8
lg(relatív elofordulási gyakoriság)
Rendszám
34
GÖRBE JELLEGZETESSÉGEI

• A legkönnyebb elemek a leggyakoribbak (1H, 2H,
  3He, 4He)
• Néhány könnyu elemre a gyakoriság érték kisebb,
  mint a szomszédos elemekre (Li, Be, B)
• Elemgyakoriság görbe exponenciálisan csökken,
  majd ellaposodik
• Maximum Fe-nál
• Furészfog mintázat páros tömegszámú nuklidok
  stabilabbak
• Néggyel osztható tömegszámú könnyu 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 rendezodnek.
• Egy-egy ilyen héj éppen a "mágikus
  nukleonszámoknál zárul.

37
ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

• Osi nukleoszintézis (Osrobbanás elmélet)
• Csillagfejlodés során végbemeno nukleoszintézis
• Kozmikus sugárzás által indukált folyamatok a
  csillagközi térben

38
t 108 év, T 10 K a homérséklet, a suruség r
10-22 kg/m3
Anyag hul, lassul ? nem mozog relativisztikusan ?
gravitáció uralkodó Gravitáció a
suruségingadozásokból csomósítja az anyagot.
(Önmagát erosíto folyamat)
PROTOGALAXISOK r 10-19 kg/m3
részecskék rendezett mozgása indul, torlódás ?
lökéshullám ? ütközés ? felmelegedik
TERMONUKLEÁRIS REAKCIÓK T 1,5107 K, r 105
kg/m3, a nyomás p 21011 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
Könnyu elemek elofordulási gyakorisága 75
hidrogén 24 hélium 0,07 lítium 0,03 egyéb
Relatív elofordulás
41
ELEMGYAKORISÁG ÉRTELMEZÉSE

• Osi nukleoszintézis (Osrobbanás elmélet)
• Csillagfejlodés során végbemeno 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

• Naptömegu és könnyebb fosorozatbeli csillagokban
  domináns (Napban 90), kb. 1 107 K és 1,6 107
  K között
• Elso lépés a leglassabb (sebesség-meghatározó)
  1010 év felezési ido, 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, ebbol 0,7 tömeg?energia konverzió
• A g sugárzás kb. 106 év alatt jut ki a felszínre,
  eközben különféle kölcsönhatások következtében
  csökken az energiája (no 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

44
A kémiai elemek keletkezése nukleoszintézis
H-égés
CNO ciklus
Foág 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

• Nehéz, fosorozatbeli csillagokban domináns, 1,6
  107 K fölött
• 4He és g részecskék keletkezése ( neutrino és
  pozitron)
• C, N és O katalizátor visszatermelodnek
• 10 H elégése után összehúzódás homérséklet 2
  108 K -re ugrik

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

• Vörös óriásokban, 1 108 K és 5 108 K közötti
  homérsékleten
• 16O keletkezéséig nagy valószínuséggel, utána
  kevésbé
• 8Be és 2 4He között kicsi az energiakülönbség ?
  egyensúly

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 tömegu csillagokban, 5 108 K
  feletti homérsékleten

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 homérsékleten

e-folyamat (egyensúlyi folyamat)

• Fosorozatbeli, nagy (1,4?3,5) naptömegu 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
  végbemeno folyamatok
• b-bomlásnál (elektron kibocsátás) leggyakrabban
  lassabb, ezért b-bomló izotópoknál nem jut
  tovább
• 209Bi n ? 210Bi g
• 210Bi ? 210Po b?
• 210Po ? 206Pb a
• A63?209 (pl. 89Y, 90Zr, 109Ba, 140Ce, 208Pb,
  209Bi) és az a-folyamatban nem keletkezo A23?46
  izotópok szintézisének fo útja

r-folyamat

• Neutronok forrása szupernóva robbanások, T109 K
• b-bomló izotópoknál tovább juthat
• Neutronban gazdag izotópok szintézise pl. 36S,
  46Ca, 48Ca, illetve nehéz, instabil izotópok, pl.
  232Th
• Az utóbbiak relatív mennyisége lehetoséget ad a
  Naprendszer korának becslésére

48
A kémiai elemek keletkezése nukleoszintézis p-
és x-folyamat
p-folyamat

• Szupernóva robbanáskor keletkezo nagy kinetikus
  energiájú protonok befogása
• Ritka, protonban gazdag magok szintézise, pl.
  74Se, 196Hg

x-folyamat

• Kozmikus részecskék becsapódása atommagokba ?
  atommagok szétesése
• Könnyu, stabil, ritka magok 6Li, 7Li, 9Be, 10B,
  11B szintézise

Cygnus Loop szupernóva
49
OSROBBANÁS ELMÉLET BIZONYÍTÉKAI

• Hubble-törvény
• könnyu elemek elofordulási gyakorisága
• legidosebb 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 homérséklete 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 eloször 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, késobb
  bizonyították, hogy ez a kozmikus
  háttérsugárzástól van, 1978-ban fizikai
  Nobel-díjat kaptak
• 1983-ban RELIKT-1 szovjet anizotrópiát méro
  muhold
• 1990-ben FIRAS muhold a kozmikus háttérsugárzás
  feketetest sugárzását mérte
• 1992 COBE
• 2001 WMAP
• Planck muhold 2009 május-augusztus
  homérséklet anizotrópia mérés

51
Penzias és Wilson antennája (Holmdel, New Jersey)
52
COBE Cosmic Background Explorer muhold 1989 és
1996 között méréseket végzett
Láthatók a sugárzás kis mértéku
homérséklet-ingadozásai
53
Planck-formula
54
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
55
WMAP EREDMÉNYEI

• Kozmikus háttérsugárzás T 2,728 K
• Világegyetem surusége ?/?krit1,02 0,02 (1-nél
  sík Világegyetem)
• Hubble-állandó 7134 km/s/Mpc
• háttérsugárzás lecsatolódása 380.000 évvel az
  Osrobbanás után
• Világegyetem kora 13,7 0,2 Md év
• Világegyetem összetétele

56
Világegyetem összetétele

• 4 közönséges anyag (H, He, nehezebb elemek, ok,
  n-k)
• 22 ismeretlen sötét anyag
• 74 sötét energia?

57
r lt rkrit
r rkrit
r gtrkrit
58
Sötét anyag problémája
Létezésére bizonyítékok

• galaxisok mozgása ? 70-szer annyi anyag, mint ami
  látható pl. galaxisok forgási sebessége
• gravitációs lencsehatás
• nagy tömegu objektumok (galaxis halmazok, fekete
  lyukak) képesek elhajlítani egy távolabbi fényes
  forrásból jövo fény útját

mért
becsült
59
Gravitációs lencsehatás
60
galaxis halmaz távolsága 7 Md fé kvazár
távolsága 10 Md fé
61
KVAZÁR (quasi stellar radio sources)

• 1960-as években fedezték fel rádió források
  radio sources
• csillagszeru 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
fényesség17 magn z 0,785
62
Sötét anyag problémája

• Lehetséges alkotói
• sok az ún. barna törpe csillag
• tömeggel rendelkezo részecskék adják neutrinók,
  gyengén kölcsönható nagy tömegu részecskék (WIMP)
• nagy tömegu halo objektumok (MACHO)
• fekete lyukak

63
Hertzsprung-Russel diagram
barna törpék
64
neutrínó WIMP Weakly interacting massive particles MACHO Massive compact halo objects fekete lyuk
leírás elektromos töltés nélküli, gyengén kölcsönható részecske nagy tömegu, gyengén kölcsönható részecske nagy tömegu, kompakt halo objektumok eros gravitá- ciójú objektum (még a fényt is fogva tartja)
érv nagy számban létezik a kozmoszban elméletileg létezik biztosan vannak elméletileg és empirikusan is létezik
ellenérv tömege nem elég nagy, nem struktúraképzo még nem figyelték meg nem adhatják ki egyedül a sötét anyagot, csak töredékét (5) kello gyakorisággal nem észlelheto