Presentation laddar. Vänta.

Presentation laddar. Vänta.

Informationen om kursen Föreläsningar - 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan) - ibland gästföreläsare (kan vara på engelska) Andra aktiviteter.

Liknande presentationer


En presentation över ämnet: "Informationen om kursen Föreläsningar - 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan) - ibland gästföreläsare (kan vara på engelska) Andra aktiviteter."— Presentationens avskrift:

1 Informationen om kursen 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 Kursdelar

2 Kurs/Referenslitteratur G. Horneck and P. Rettberg: Complete Course in Astrobiology, Wiley-VCH, 2007 (1st edition), ISBN Kring SEK 650,- på Bokus, Amazon etc. Leveranstid en vecka OBS ! Kursen följer boken inte slaviskt. Det räcker därför inte att läsa boken för att klara kursen. Referenslitteratur på kurswebbsidan

3 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 Definition av astrobiologi (NASA)

4 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 Vilka discipliner är engagerade ? Vad är astrobiologi inte ? - Ufologi - Astrologi - Science Fiction

5 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

6 - Vatten: Cytoplasm i celler (H 2 O) - Nucleinsyror: DNA, RNA (CHNOP) - Aminosyror: Proteiner (CHNOS) - Lipider: Membraner (CH) - Kolhydrater: Socker/Amylose (C(H 2 O) n ) - Mineralier: Kalk, Fosfater, Silikater (stödstrukturer) Livets byggstenar © Harry Lehto

7 - Vatten (H 2 O) - Formaldehyd (H 2 CO) - Cyanväte (HCN) - Sockrer (minst 3 C- och 3 O-atomer) - Kolväten –(CH 2 ) n – Deras föregångare © Harry Lehto Men hur kom allt i gång ? Fanns det något ursprung ?

8 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 Går universet oändlig tillbaka i tiden eller har det börjat någon gång ? Heraklit Heraklit (~540 - ~475 v. Chr.): “universumet i konstant, icke-cyklisk förändring “  ” (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 ? Olbers

10 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

11 Olbers-paradoxon Antalet av stjärnorna på en kulyta med avstånd r på jorden är proportionellt till kulens yta: N  4r 2  = 4Cr 2  C= konstant Ljusstrålningsintensiten som hittar jorden: I = P infållen /A jord =P stjärna A/4r 2  A= P stjärna /4r 2  P stjärna = 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 4Cr 2  P stjärna /4r 2  = CP stjärna  oberoende av r ! r

12 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:

13 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)

14 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 The “Horsehead nebula” (Orion) 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 ?

15 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  är 1’’, är avståndet per definitionen 1 parsec Vid proxima centauri (4 ljusår)  = 0,772’’ 1 parsec = × m ~ 3.2 ljusår Distansen av över stjärnor kan uppmättas på den här metoden Parallaxis

16 Relativa och absoluta magnituden av stjärnor Relativa magnituden av stjärnors ljus: Beroende av avståndet ! Referensstjärna: Wega (M=0.0) Relativa magnituder: Polaris: 2.0 Rigel: 0.12 Sirius: -1.4 Venus Fullmåne: Solen 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: 4.84 Wega: 0.58 Sirius: -1.4 Rigel: -6.78

17 H.S. Leavitt Mätningen av stjärnornas avstånd - Cepheider Cepheider: gula stjärnor med periodisk variabla luminositet Periodlängden beror av luminositeten ! absolute magnitude period (days) Förhållande relativa/absoluta magnituden  avstånd He + + hv  He 2+ He 2+ + e -  He + He 2+ tätare än He +

18 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

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

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

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

22 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

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

24

25 Kvasarer - Typisk luminositet 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 ? - Kvasistellara objekter The quasar GB

26 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

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

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

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

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

31 Planck epoch Tiden som fotonet behöver att resa Plancklängden  t = s För ett universum som har radiusen av Plancklängden  ingen information kan fås Temperatur = K Minsta noggrannt mätbar tid

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

33 Inflationsepok-hur gick det till - Universumet växte med en faktor av 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 (  =1), det är på en densitet av 3H 2 /8  G=1 x gcm -3 - Är universumet “platt” ? Different curvatures of space

34 Mörk materie och mörk energi Fördlning av materie och 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

35 Tidsskala för universumet

36 - Efter inflationsperioden inga elektroner, protoner and neutroner (“fotonsoppa”) - Partiklar formad via parbildning Bildning av partikler h e-e- e+e+ Genomsnittliga energi av fotoner För partikelbildning krävs Tröskeltemperatur Protoner: T treshold = 1  K Elektroner: T treshold = 5  10 9 K Problem: 1 materie- och 1 antimateriepartikel k = Boltzmannkonstant

37 Tröskeltemperatur 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 h e-e- e+e+

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

39 Leptonepok s - Produktion av elektron-positronpar genom parbildning - Jämnvikt mellan protoner och neutroner e + + n p + + e - + p + n + - Först bildas elektroner och positroner i jämna antal, senare elektroner favoriserade - Under 5 x 10 9 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

40 Nukleosyntesepoken s - Efte de första 200 s har vi nu det viktigaste byggstenar av atomer protoneringa atomer neutroneringa atomkärnor elektroner - Bildning av deuteriumkärnor (1 proton 1 neutron) möjlig: p + + n  D + + h  Men: Över 10 9 K omvända reaktionen mycket efficient D + + h   p + + n Efter 200 s: Universumet är kyl nog för överlevnad av D (Gamov 1948)

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

42 Nukleosyntesepoken - Första iden av nuclearsyntesis efter Big Bang 1948 av R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamov (  paper) - Syntesen av tyngre kärnor genom kollision av neutroner med lättare kärnor n X + n  n+1 X +  n X + n  n Y + 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

43 Nukleosyntes Deuterium kan reagera att producerar T and He D + + D +  T + + p + D + + T +   He 2+ + n Problem: - Processen förstör deuterium (allt deuterium kommer från Big Bang !) - Fria neutroner förfaller med halvvärdestid  = 10 min. - Alla neutroner konsumeras av 4 He bildning D+D+ D+D+ T+T+ p+p+ D+D+ T+T+  He 2+ n

44 He i tidigt universum - Alla neutroner konsumeras av 4 He 2+ 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 He 2+ kärna och 12 protoner (H + ) - massförhållande He 2+ /H + = 4:12 = 1:3 - Tidiare iakttagelser stred med en heliumandel av 25 %, nu är överenssstämmelsen bättre.

45 Mindre processer D + + D +   He 2+ + n  He 2+ + D +   He 2+ + p + Spår av  He i universumet från detta D+D+ D+D+  He 2+ n  He 2+ + T +   Li 3+ +  Lithium (och mycket små mängder av beryllium) kan formas: Problem: För livet krävs ungefär 35 olika element, nu har vi bara 4, kan tyngre grundämnen bildas ?

46 Stabilitetshål  Li 3+ + D +   Be 4+ + n -  He 2+ mycket stabil - reagerar inte lätt Bildning av tyngre element:  Li 3+ + T +   Be 4+ + n  Be 4+ (  = 53 d) and  Be 4+ (  = 6.7 x s) är båda instabila, bara 9 Be är stabil, kan inte bildas i Big Bang - processer. Inga tyngre kärnor än  Be 4+ (och inga stabila tyngre än  Li 3+ ) kan bildas i Big Bang processer !

47 ’ veve  Photon-epoken ( år) -  inga parbildningar längre - Temperatur faller från 9300 K till 3800 K - fotoner interagerar med fria elektroner: Compton-ströjning - fortfarande bara nakna H +, D +, He 2+, Li 3+ och Be 4+ -kärnor.

48 Recombinationsepok ~ 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 ’ veve Med atomer: bara vissa övergångar tillåtna  universumet blir transpartent 

49 Atomspektra af H, Hg, Ne

50 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 ?)

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

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

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

54 Kosmisk Bakgrundstrålning - finns i hela universumet - tätheten 411 fotoner/cm 3 Problem: En jämn bakgrundstrålning tyder på ett isotrop homogen universum. Det är också vad äldre inflations- modeller förutspår. Det är inte lätt att förstår hur bildning av galaxer och stjärnor går under sådana förhållanden. “Wilkinson Microwave Anisotropy” WMAP satellit WMAP satellitmissionen skulle utforska möjliga inhomogeniteter

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

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

57 Vid slutet av rekombinatiosepochen Atomer, elektroner, fotoner och andra species finns, inga molekyler HHe LiBe Big Bang Periodic Table ? ?

58 Mörka tiden 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.

59 Tidiga recombinationsprocesser Radiativ rekombination Radiativ attachment H + + e -  H + h He 2+ + e -  He + + h He + + e -  He + h H + e -  H - + h He + e -  He - + h Li + e -  Li - + h Problem: Båda processer är mycket oeffecienta, de ledar till atomer, men hur bildas molekyler ? Energin och röreslsemängden måste konserveras, därför h emission

60 Radiativ association - intermediär komplex bildas i mycket högenergetisk tillstånd. - redissociation tävlar med avstrålning av energi Schema av radiativ association A + B AB* AB kaka krkr kdkd kaka kdkd krkr

61 Bildning av första molekyler (joner) genom radiativa association He + + He  He h - första molekyl i rymden - produktion of He 2 + stannade senare på grund av brist på He +, som förstörs genom He + + H  HeH + + h Bildning of H 2 + H + + H  H h Fotonfrequens i samma storleksordning som bakgrundsstrålning HeH + + e -  He + H + h

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

63 Bildning av H 2 - mekanismer H + e -  H - (stabil i senare universumet) H - + H  H 2 + e - (associativ detachment) H + H +  H h H H  H 2 + H + (laddningstransfer) He + + H  HeH + + h HeH + + H  He + + H 2 (jon-atom reaktion) (k = 2.1  cm 3 s -1 ) tävlar med dissociativ recombination av HeH +

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

65 Mindre processer Radiativ association of låg- och högenergiatom H + H *  H 2 + h H + H *  H e - Associativ jonisation (invers diss. recombination) Trekroppsprocesser 3H *  H 2 + H Tycktes tidigare som lovande molekylbildningsprocesser, men kräver för stora tätheter k ~ 1.3  cm 6 s -1 Raman association H + H + h  H 2 + h ’

66 Kan H 2 + reagera annorlunda ? I nutidens universum är följande processen viktig: H H 2  H H (proton transfer) H 3 + är stabil, i (tidiga) universumet förstörs det med H e -  H 2 + H(25 %)  3 H (75 %) Det finns diskussioner om man kan observera H 3 + mot bakgrundsstrålningen, men tätheten av H 3 + är troligen för låg för det.

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

68 Utveckling av vätekemi Rekombination i tidiga universumet Olika mekanismer leder till H 2 Joner förstörs genom dissociativa recombina- tion, ömsesidig neutralisation

69 Total kemisk utveckling

70 Kemisk sammansättning av den ursprungliga gasen efter Big Bang Atomer e − H H+ H − D D + He He + He 2+ Li Li + Li − Molekyler H 2 H 2 + HD HD + HeH + LiH LiH + H 3 + H 2 D + -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 ?


Ladda ner ppt "Informationen om kursen Föreläsningar - 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan) - ibland gästföreläsare (kan vara på engelska) Andra aktiviteter."

Liknande presentationer


Google-annonser