Hot-topic seminar Origin of eukaryotes from Archea

En presentation över ämnet: "Hot-topic seminar Origin of eukaryotes from Archea"— Presentationens avskrift:

1 Hot-topic seminar Origin of eukaryotes from Archea Daniel Lundin, Stockholm University Fredag, 4 September 15:15, K317 Arrhenius byggnad

2 Besök av Alba Nova teleskop
Torsdag 10 September 21:30 Möjlighet till gemensam middag Restaurang Cypern

3 Informationen om kursen
Kursdelar Föreläsningar - 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan) - ibland gästföreläsare (kan vara på engelska) Andra aktiviteter - Filmvisningar i Cosmonova Besök på forskningsanläggningar (t. ex. AlbaNovas teleskop) Tentamen - Diskussion av en eller flera astrobiologiska frågor som “open book exam” baserad på en vetenskaplig artikel - ett exempel av en tidigare tentamen som finns på webbsidan genomgås

4 Kurs/Referenslitteratur
G. Horneck and P. Rettberg: Complete Course in Astrobiology, Wiley-VCH, (1st edition), ISBN Kring SEK 980,- på Bokus, Amazon etc. Nedladdningsbar som e-bok OBS ! Kursen följer boken inte slaviskt. Det räcker därför inte att läsa boken för att klara kursen. Referenslitteratur på kurswebbsidan

5 Kurswebbsidan

6 Definition av astrobiologi (NASA)
Astrobiology is the study of the origin, evolution, distribution, and future of life in the universe. Min egen: Astrobiologi är utforskning av utveckling av livet under en kosmisk synvinkel och granskning av möjligheten av liv på andra himlakroppar

7 3 stora delar av astrobiologi
- Utvecklingen av livets molekulära och atomära byggstenar i universumet - Utvecklingen av livet på jorden och kosmisk inflytande på det - Utforskningen av möjligheten av utomjordisk liv Vad är astrobiologi inte ? Ufologi Astrologi - Science Fiction Vilka discipliner är engagerade ?

8 en fråga för partikelfysiker
Hur utvecklades mångfalden av djur- och växtarter på jorden ?  en fråga för evolutionsbiologer/genetiker Men för att få organismer behöver olika celler utvecklas, hur gick det till ?  en fråga för cellbiologer/genetiker Celler består (förutom av vatten) av olika biopolymerer (proteiner, kolhydrater, nucleinsyror) och andra substanser (lipider), hur bildades de ?  en fråga för molekylärbiologer Proteiner, nukleinsyror etc. är polymerer av enklare förbindelser (aminosyror, sockrar, nukleobaser), hur och var framställdes de ?  en fråga för (astro)kemister Hur bildas atomerna och olika atomkärnor i universumet ? en fråga för astrofysiker/kärnfysiker Hur bildas kvarkar och andra elementarpartiklar ? en fråga för partikelfysiker Var kommer energin från ? En fråga för kosmologer/filosofer

9 Vad är liv ? - Själv-organiserande system (Problem: Kristall)
- Metabolism (Problem: Skogsbrand) - Identisk reproduktion (Problem: Virus) NASA definition: Self-sustaining chemical system capable of Darwinian evolution Schrödinger’s paradox (1944): Fysikaliska system sträver efter maximal oordning (Termodyna- mikens andra huvudlag) Liver sträver efter ordning Erwin Schrödinger

10 Livets byggstenar - Vatten: Cytoplasm i celler (H2O)
- Nucleinsyror: DNA, RNA (CHNOP) - Aminosyror: Proteiner (CHNOS) - Lipider: Membraner (CH) Kolhydrater: Socker/Amylose (C(H2O)n) Mineralier: Kalk, Fosfater, Silikater (stödstrukturer) © Harry Lehto

11 Deras föregångare - Vatten (H2O) - Formaldehyd (H2CO) - Cyanväte (HCN)
- Sockrer (minst 3 C- och 3 O-atomer) - Kolväten –(CH2)n– Men hur kom allt i gång ? Fanns det något ursprung ? © Harry Lehto

12 Går universet oändlig tillbaka i tiden eller har det börjat någon gång ?
Heraklit (~540 - ~475 v. Chr.): “universumet i konstant, icke-cyklisk förändring “Panta rei” (allt flyter, man kan aldrig stiga i samma floden, Citatet är kanske inte autentiskt) Viktig fråga: Expanderar universumet eller stannar det vid samma storlek ? “Kopernikansk princip” (Bondi 1960): Universumet är likförmig, det är homogen och isotrop. (stämmer inte från Kopernikus) “Olbers-paradoxon (1826)”: (stämmer inte från Olbers) Enkel fråga: Varför blir det mörk under natten ? Heraklit Olbers

13 Olbers-paradoxon Antagningar: 1. Universumet är oändlig och homogen
2. Det finns oändligt många stjärnor och deras antal är konstant över tiden 3. Ljuset från stjärnorna absorberas inte på vägen till jorden 4. Universumet har alltid funnits och därför har ljuset från stjärnor haft hur långt tid som helst att nå oss 5. För enkelhetens skull: Alla stjärnorna är lika och har samma luminositet (energiutstrålning per tid) och samma storlek

14 Olbers-paradoxon r Antalet av stjärnorna på en kulyta med
avstånd r på jorden är proportionellt till kulens yta: N  4r2p = 4Cr2p C= konstant Ljusstrålningsintensiten som hittar jorden: I = Pinfållen/A=PstjärnaA/4r2pA= Pstjärna/4r2p Pstjärna = Totalt emitterat ljuseffekt från stjärnan i alla riktningar A = jordens tvärsnitt Nu finns N stjärnor på kulytan med r, så I(från alla stjärnor med r) = NI 4Cr2pPstjärna/4r2p = CPstjärna  oberoende av r ! r

15 Olbers-paradoxon Oändligt många stjärnor, i alla riktningar måste det finnas en stjärna, närmare eller längre ifrån jorden (i alla riktningar finns en stjärna på någon kulyta) . Men intensiteten från den per rymdvinkel är oberoende från avståndet, därför skulle samma ljusintensiteten kommer från alla håll....  Natthimmeln borde vara jämnt ljus ! egentligen:

16 The “Horsehead nebula” (Orion)
Möjliga slutsatser 1. Universumet är inte oändlig 2. Ljuset från stjärnorna adsorberas t. ex. av mörka moln (finns för få !) 3. Universumet har inte alltid funnits 4. Ljuset från avlägsna källor skiftad till lägre energier Frågor: 1. Om universumet är inte oändlig, expanderar eller kontraherar det ? 2. Finns det en “start” för universumet ? Avstånd och rörelsen av stjärnor kan ge svar ! Hur bestäms de ? The “Horsehead nebula” (Orion)

17 Olbers-paradoxon “Were the succession of stars endless, then the background of the sky would present us a uniform luminosity, like that displayed by the Galaxy – since there could be absolutely no point, in all that background, at which would not exist a star. The only mode, therefore, in which, under such a state of affairs, we could comprehend the voids which our telescopes find in innumerable directions, would be by supposing the distance of the invisible background so immense that no ray from it has yet been able to reach us at all.” E. A. Poe, Heureka (1848)

18 Mätningen av stjärnornas avstånd - parallaxis
Vinkelmätning jord-sol-stjärna under årets lopp svårt att mäta: först uppmätt af Friedrich Bessel (1838) för en stjärna Om q är 1’’, är avståndet per definitionen 1 parsec Vid proxima centauri (4 ljusår) q = 0,772’’ 1 parsec = × 1016 m ~ 3.2 ljusår Distansen av över stjärnor kan uppmättas på den här metoden Parallaxis

19 Relativa och absoluta magnituden av stjärnor
Relativa magnituden av stjärnors ljus: Referensstjärna: Wega (M=0.0) Relativa magnituder: Polaris: Rigel: Sirius: Venus Fullmåne: Solen Beroende av avståndet ! Absoluta magnituden av stjärnor: Relativa magnituden som de skulle ha om de är på ett avstånd av 10 parsec från jorden Från förhållande relativa/absoluta magnitu- den kan avståndet beräknas. Absoluta magnituder: Solen: Wega: Sirius: Rigel:

20 Mätningen av stjärnornas avstånd - Cepheider
Cepheider: gula stjärnor med periodisk variabla luminositet Periodlängden beror av luminositeten ! absolute magnitude period (days) H.S. Leavitt Förhållande relativa/absoluta magnituden  avstånd

21 Mätningen av avstånd - Typ 1a supernovor
Tycho’s Nova (1572) En vit dvärg i en tvåstjärnorsystem får mass av den andra stjärnan, går över Chandrashekar-gränsen (1.44 solmassor)  exploderar som supernova med exakt definierad luminositet

22 Beräkning av relativa hastigheten Doppler effekt
l0 = iakktågen våglängd le = emitterad våglängd z > 0  källan rör sig iväg z < 0  källan närmar sig l0 = le (1 + z)

23 Relation avstånd - relativ hastighet
Hubble (1929): observerade hastigheten av nära stjärnor E. Hubble Relativ hastighet versus avstånd (Hubble 1929)

24 Hubble-konstanten Förhållande mellan hastighet och avstånd
10cm 5cm 15cm H = 71 ± 4 km s-1 Mpc-1 1 Megaparsec (Mpc) = m 20cm 10cm 30cm Avstand/hastighet = tid så 1/H är universumets ålder : Russinbrödexempel för uniforma expansionen (varje russin kan känna sig i centern) 1/H = s = år

25 Konversion z till tid Kosmologer använder gärna rödskift (z) i stället av tid, för i det tidiga universumet ändrar sig z snabbare än i det senare

26 Möjliga slutsatser Lemaître (1927): Universumet stämmer från ett oändligt liten “uratom”. Hoyle: “Big Bang” eller Hoyle: Universumet är oändligt och homogen i rum och tid och expanderar, och ny materie och galaxer genereras kontinuerligt. Skillnad: Delar av universumet som är långt borta skulle likna vår närmare omgivning efter Hoyle’s teori. G. Lemaître F. Hoyle

27

28 Kvasarer - Kvasistellara objekter - Typisk luminositet 1040 W
- kommer från infall av galaktisk materie i svarta hål - rödskiftmätningen från He-linjer i spektrumet - Högsta rödskift z=6.42 ! - Finns bara vid höga distanser/rödskifter ( Gljusår) Universumet är inte tidshomogen och skapades och förändrades Hur ? The quasar GB

29 Exkurs - universumets minsta partikler
Hadroner - Har substruktur, består av flera kvarkar Protoner and neutroner: 3 kvarkar Mesoner: 2 kvarkar Leptoner - lättare än hadroner, ingen substruktur känd hittills Exempel: Elektroner, positroner, myoner, neutrinoer

30 Kvarkar 6 olika typer av kvarkar
u d Proton: 2 “up” kvarkar and 1 “down” kvark Neutron: 2 “down” kvarkar and 1 “up” kvark d u

31 Principella krafter Starka krafter
- håller nukleoner tillsammans i atomkärnor - sammanbinder kvarkar till hadroner Svaga krafter - ansvarig för neutron och b-förfall Elektromagnetiska krafter Gravitation

32 Början av universumet - Planck epoken
Principiella tanker: - För att mäta en partikel måste minst en foton kommer från den - Maximala mätnoggrannheten följer Heisenbergs relation: Dp = fel på rörelsemängden Dx = fel på positionen h = h/2p h = 6.34 x Js-1 För fotoner: Compton våglängd  ju högre energi/mass fotonet har, desto noggrannare mätningen Men vad om massan av fotonet är så stor att den genererar ett svart hål med radius Dx (fotonet sväljs) ?

33 Planck-längd Svart hål: Massan är så stor,att även fotoner kan inte kommer bort från det  Kinetiska energi av fotonen = gravitationsenergin R = Minimumradius från vilken fotonen kan komma bort mp = massa af fotonet som “vill bort” m = massa af svart hål = mp G = Gravitationskonstant p = Minsta noggrant mätbar längd Planck-längd: 1.6  m bara beroende av naturkonstanter !

34 Planck epoch Tiden som fotonet behöver att resa Plancklängden
Minsta noggrannt mätbar tid Dt = 10-43s För ett universum som har radiusen av Plancklängden  ingen information kan fås Temperatur = 1032 K

35 Time scale of the Universe
Från detta tid förstår man fysikens grundsatser

36 Inflationsepok-hur gick det till
- Universumet växte med en faktor av 1050 in s - distansen med tva punkten växte accelererande. - Bubblor av verkligt vakuum i falskt vakuum (innehåller bara energi) - Falskt vakuum  negativ tyngdkraft  accelererad expansion - Några fotoner förvandlas till partiklar, men de försvinner snart (energisoppa) - alla inhomogeniteter försvinner, universumet platt (W=1), det är på en densitet av 3H2/8pG=1 x gcm-3 - Är universumet “platt” ? Different curvatures of space

37 Mörk materie och mörk energi
- Synlig materie räcker inte för tyngdkraftdragning mellan galaxerna  mörk materie postulerad - Universumet skulle inte vara platt om bara observabla materie vore närvarande  också ett grund för mörk materie Kandidater för mörk materie WIMPS Weakly interacting massive particles MACHOS Massive Cosmic Halo Objects e. g. Bruna dvärgar Fördlning av materie och energi

38 Tidsskala för universumet

39 Bildning av partikler e+ hn e- - Efter inflationsperioden inga
elektroner, protoner and neutroner (“fotonsoppa”) - Partiklar formad via parbildning Genomsnittliga energi av fotoner k = Boltzmannkonstant e+ För partikelbildning krävs hn Tröskeltemperatur e- Problem: 1 materie- och 1 antimateriepartikel Protoner: Ttreshold= 1  1013 K Elektroner: Ttreshold= 5  109 K

40 Tröskeltemperatur e+ hn e- Över tröskeltemperatur
Kontinuerlig skapelse/förstörning av partikler och antipartikler Universumet expanderar  kylning Fotoner tappar energi genom kollision med partiklar (Compton) Under tröskelenergin Parbildning inte längre möjlig Partiklar och antipartiklar förstör varandra Resten av partiklar kvar e+ hn e-

41 Hadron epoken 10-6 - 1s Före Soppa av fotoner, leptoner och kvarkar
Under hadronepoken Kvarkar bildar hadroner (protoner, neutroner) På slutet - Temperaturen faller under tröskeltemperaturen för protoner (1 x 10-13) K. - Svag asymmetri av materie/antimaterie

42 Leptonepok s - Produktion av elektron-positronpar genom parbildning - Jämnvikt mellan protoner och neutroner e+ + n p n e- + p n n - Först bildas elektroner och positroner i jämt antal, senare elektroner favoriserade - Under 5 x 109 K, ingen parbildning längre - elektroner och positroner utrotar varandra, resten e- stannar. - Proton-neutron förhållande konstant därefter: 86 % protoner, 14 % neutroner (Förhållande 1:7) Neutrino Antineutrino

43 Kort inlägg: Beteckning av atomer
och molekyler Nukleontal (masstal) Laddningen 16 2- O 8 2 Kärnladdningstal (protontal) Antal av atomer per molekyl Elementsymbol - Oftast i astronomi: Fe(II) = Fe+, Fe(I) = Fe - Mestadels anges kärnladdningstalet inte (överflödig) - För väte specialnamn 2H = D (deuterium), 3H = T (tritium)

44 Nukleosyntesepoken 200 - 1200s
- Efte de första 200 s har vi nu det viktigaste byggstenar av atomer protoner inga atomer neutroner inga atomkärnor elektroner - Bildning av deuteriumkärnor (1 proton 1 neutron) möjlig: p+ + n  D+ + hn (g) Men: Över 109 K omvända reaktionen mycket efficient D+ + hn  p+ + n Efter 200 s: Universumet är kyl nog för överlevnad av D (Gamov 1948)

45 Nukleosyntesepoken - Första iden av nuclearsyntesis efter Big Bang 1948 av R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamov (abg paper) - Syntesen av tyngre kärnor genom kollision av neutroner med lättare kärnor nX + n  n+1X + g nX + n  nY + e- - Elementmängden beror av förmåga av lättare kärnor att fånga in neutroner - Big Bang nucleosyntesen måste händer på mycket kort tidsskala (annars för många tynga elementer) Ag

46 Nukleosyntes Deuterium kan reagera att producerar T and He
D+ + D+  T p+ D+ + T+  He n Problem: - Processen förstör deuterium (allt deuterium kommer från Big Bang !) - Fria neutroner förfaller med halvvärdestid t = 10 min. - Alla neutroner konsumeras av 4He bildning D+ T+ D+ p+ D+ 4He2+ T+ n

47 He i tidigt universum - Alla neutroner konsumeras av 4He2+ bildning
- restprotoner utgör nästan uteslutande H-kärnor - Efter hadron/lepton epoken n/p+-förhållande 1:7 - av 16 nukleoner är altså 2 neutroner och 14 protoner  det ger 1 He2+ kärna och 12 protoner (H+) - massförhållande He2+/H+ = 4:12 = 1:3 - Tidigare iakttagelser stred med en heliumandel av 25 %, nu är överenssstämmelsen bättre.

48 Mindre processer D+ + D+  3He2+ + n 3He2+ + D+  4He2+ + p+
Spår av 3He i universumet från detta D+ 3He2+ D+ n Lithium (och mycket små mängder av beryllium) kan formas: 4He T+  Li g Problem: För livet krävs ungefär 35 olika element, nu har vi bara 4, kan tyngre grundämnen bildas ?

49 Stabilitetshål - 4He2+ mycket stabil - reagerar inte lätt
Bildning av tyngre element: 7Li D+  Be n 7Li T+  Be n 7Be4+ (t= 53 d) and 8Be4+ (t= 6.7 x 10-17s) är båda instabila, bara 9Be är stabil, men kan inte bildas i Big Bang - processer. Inga tyngre kärnor än 8Be4+ (och inga stabila tyngre än 7Li3+) kan bildas i Big Bang processer !

50 Photon-epoken (47000-380000 år) l’ l - inga parbildningar längre
- Temperatur faller från 9300 K till 3800 K - fotoner interagerar med fria elektroner: Comptonspridning l’ l q ve - fortfarande bara nakna H+, D+, He2+, Li3+ och Be4+-kärnor.

51 Recombinationsepok ~300 000 år
- Elektroner rekombinerar med kärnor för att bilda atomer: e- + p+  H Med fria elektroner: Compton ströjning av fotoner på elektroner möjlig vid varje våglängd l’ l q Med atomer: bara vissa övergångar tillåtna  universumet blir transpartent ve 51

52 Atomspektra af H, Hg, Ne

53 Reststrålning - En del af fotoner stannar kvar och interagera med materien - står i termisk jämnvikt med universumets materie - skulle finnas reststrålning från Big Bang som motsvårar genomsnittstemperaturen av universumets materie (Vilken ?)

54 Svarta strålare Planck’s lag för svart strålare (inte reflekterande) T
Maximal våglängd (Wien’s law) Black Body (no reflection) Någon isotrop strålning med dessa egenskaper skulle finnas i universumet

55 Kosmisk Bakgrundstrålning (CBR)
- påföljd av Big Bang (5K predicted by Gamow) - upptäckt av Penzias och Wilson 1964 - nästan perfekt svart strålning (T=  K) Horn antenna i Holmdel, NJ Spektrum av kosmisk bakgrund

56 COBE (Cosmic Background Explorer) satellit
- FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer) mätning av bakgrundstrålning Jämförelse av kosmisk bakgrundstrålningen med svart strålare COBE satellit

57 Kosmisk Bakgrundstrålning
- finns i hela universumet - tätheten 411 fotoner/cm3 Problem: En jämn bakgrundstrålning tyder på ett isotrop homogen universum. Det är också vad äldre inflations- modeller förutspår. Det är inte lätt att förstå hur bildning av galaxer och stjärnor går under sådana förhållanden. “Wilkinson Microwave Anisotropy” WMAP satellit WMAP satellitmissionen skulle utforska möjliga inhomogeniteter

58 Data från WMAP WMAP picture Colour scale from -200 mK to + 200 mK
S. Hawking: “Den viktigaste bilden som presenteras på en konferens under många år”

59 Resultat från WMAP - Universumets ålder: 13,7 ± 0.2 miljarder år
- Inhomogenitet av bakgrundstrålning - Förbättrad värde på Hubblekonstanten: 70 kms-1Mpc-1 - Bekräftelse av inflationsteorin - Bekräftelse av Plancks formel for svarta strålare (från 1900 !) J. G. Mather G. Smoot Nobelpris 2006

60 Vid slutet av rekombinatiosepochen
Atomer, elektroner, fotoner och andra species finns, inga molekyler H He Li Be ? Big Bang Periodic Table ?

61 Mörka tiden 500 000 - 109 år - Temperaturen har fallit till 3000 K
- Kosmisk backgrundstrålning blir infraröd - materie närvarande som atomer, inte joner - 21 cm H linje bidrar till strålning - mycket svag (förbjudet), men synlig på grund av stora mängden av H.

62 Tidiga recombinationsprocesser
Radiativ rekombination H e-  H hn He2+ + e-  He hn He+ + e-  He hn Energin och rörelsemängden måste konserveras, därför hn emission Radiativ attachment H e-  H hn He + e-  He hn Li + e-  Li hn Problem: Båda processer är mycket oeffecienta, de ledar till atomer, men hur bildas molekyler ?

63 Radiativ association A + B AB* AB Schema av radiativ association
ka kr A B AB* AB kd kd kr ka Schema av radiativ association - intermediär komplex bildas i mycket högenergetisk tillstånd. - redissociation tävlar med avstrålning av energi

64 Bildning av första molekyler (joner)
genom radiativa association He+ + He  He hn - första molekyl i rymden - produktion of He2+ stannade senare på grund av brist på He+, som förstörs genom He+ + H  HeH hn HeH+ + e-  He + H hn Bildning of H2+ H+ + H  H hn Fotonfrequens i samma storleksordning som bakgrundsstrålning

65 Förstörningsprocesser för molekyljoner
Photodissociation HeH+ + hn  He H Dissociativ recombination H e-  2 H Problem: Leder båda inte till molekyler Jon-neutral reaktion HeH+ + H  He+ + H2 (jon-atom reaktion)

66 Bildning av H2 - mekanismer
1. H + H+  H hn H H  H H+ (laddningstransfer) He+ + H  HeH hn HeH+ + H  He H2 (jon-atom reaktion) 2. tävlar med dissociativ recombination av HeH+ H + e-  H- (stabil i senare universumet) H H  H e- (associativ detachment) 3. (k = 2.1  10-9 cm3s-1)

67 Relativ betydelse av mekanismerna
- alla 3 mekanismer deltar i H2 bildning - på mycket hög rödskift (tidigt universum) dominerar mekanism 1 - senare mekanism 2 mest produktiv, därefter mekanism 3 - H2 formation värmer upp omgivningen Produktion of H beroende av rödskift

68 Mindre processer Radiativ association of låg- och högenergiatom
H + H*  H2 + hn Associativ jonisation (invers diss. recombination) H + H*  H e- Raman association H + H + hn  H2 + hn’ Trekroppsprocesser 3H *  H2 + H k ~ 1.3  cm6s-1 Tycktes tidigare som lovande molekylbildningsprocesser, men kräver för stora tätheter

69 Kan H2+ reagera annorlunda ?
I nutidens universum är följande processen viktig: H H2  H H (proton transfer) H3+ är stabil, i (tidiga) universumet förstörs det med H e-  H2 + H (25 %)  3 H (75 %) Det finns diskussioner om man kan observera H3+ mot bakgrundsstrålningen, men tätheten av H3+ är troligen för låg för det.

70 Andra viktiga processer
Ömsesidig neutralisation H H+  2 H (reducerar the H2 bildning genom H- + H) - troligen viktig i dåtidens universum - inte mycket data om den här reaktionen - DESIREE-projekt på SU ska undersöka den Fotodissociation H hn  H + H+ HeH hn  H + He+

71 Utveckling av vätekemi
Rekombination i tidiga universumet Olika mekanismer leder till H2 Joner förstörs genom dissociativa recombina-tion, ömsesidig neutralisation

72 Kemisk sammansättning av den ursprungliga gasen efter Big Bang
Atomer e− H H+ H− D D+ He He+ He2+ Li Li+ Li− Molekyler H2 H2+ HD HD+ HeH+ LiH LiH+ H3+ H2D+ -också Li-, He- and D- förbindelser - redan komplicerad kemi - modeller inkluderar mer än 200 reaktioner - få (20) molekyler närvarande Hår de någon betydelse ? Behöver vi redan molekyler i tidiga universumet ?