Informationen om kursen Kursdelar Föreläsningar - 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan) - ibland gästföreläsare (kan vara på engelska) - kanske korta presentationer av astrobiologistudenter mm. Andra aktiviteter - Filmvisningar i Cosmonova Besök på forskningsanläggningar (t. ex. AlbaNovateleskop) Besök av utställningen “NASA-A Human Adventure” på Tekniska museet Tentamen - Diskussion av en eller flera astrobiologiska frågor som “open book exam” baserad på en vetenskaplig artikel

Kurs/Referenslitteratur G. Horneck and P. Rettberg: Complete Course in Astrobiology, Wiley-VCH, 2007 (1st edition), ISBN 978-3527406609 Kring SEK 500,- på Bokus, Amazon etc. Leveranstid en vecka OBS ! Kursen följer boken inte slavisk. Det räcker därför inte att läsa boken för att klara kursen. Referenslitteratur på kurswebbsidan

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

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

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

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

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

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

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) 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)”: Enkel fråga: Varför blir det mörk under natten ? Heraklit Olbers

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

Olbers-paradoxon r Antalet av stjärnorna på en kulyta med avstånd r på jorden är proportionalt till kulens yta: N  4r2p = 4Cr2p C= konstant Ljusstrålningsintensiten som hittar jorden: I = Pinfållen/Ajord=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) = 4Cr2pPstjärna/4r2p = CPstjärna  beroende av r ! r

Olbers-paradoxon Oändlig 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:

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)

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)

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 = 3.086 × 1016 m ~ 3.2 ljusår Distansen av över 100000 stjärnor kan uppmättas på den här metoden Parallaxis

Relativa och absoluta magnituden av stjärnor Relativa magnituden av stjärnors ljus: Referensstjärna: Wega (M=0.0) Relativa magnituder: Polaris: 2.0 Rigel: 0.12 Sirius: -1.4 Venus - 4.7 Fullmåne: -12.5 Solen - 26.5 Beroende av avståndet ! Absoluta magnitudenen av stjärnor: Absoluta magnituder: Solen: 4.84 Wega: 0.58 Sirius: -1.4 Rigel: -6.78 Magnituden som de skulle ha om de är på avstånd av 10 parsec från jorden Från förhållande relativa/absoluta magnitu- den kan avståndet beräknas.

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

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 (1.38 solmassor)  exploderar som supernova med exakt definierad luminositet

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)

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

Hubble-konstanten Förhållande mellan hastighet och avstånd 10cm 5cm 15cm H = 71 ± 4 km s-1 Mpc-1 1 Megaparsec (Mpc) = 3.086 1022 m 20cm 10cm 30cm 1/H är universumets ålder : Russinbrödexempel för uniforma expansionen (varje russin kan känna sig i centern) 1/H = 4.346 1018s = 1.378 1010 år

Konversion z till tid Kosmologer använder gärna z i stället av tid, för i tidigt universum ändrar sig z snabbare än i det senare

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

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 (0.78-13 Gljusår) Universumet är inte tidshomogen och skapades och förändrades Hur ? The quasar GB1508+5714

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

Kvarkar 6 olika typer av kvarkar u d Protons: 2 “up” kvarkar and 1 “down” kvark Neutrons 2 “down” kvarkar and 1 “up” kvark d u

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

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 10-34 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) ?

Planck-längd Svart hål: Massan är så stor,att även fotoner kan inte kommer bort från det  Energi av fotonen = gravitationsenergin som måste övervinnas R= Minimumradius från vilken fotonen kan komma bort mp = massa af fotonet som “vill bort” m = massa af svart hål =mp G = Gravitationskonstant Minsta noggrant mätbar längd Planck-längd: 1.6  10-35 m bara beroende av naturkonstanter !

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

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

Inflationsepok-hur gick det till - Universumet växte med en faktor av 1050 in 10-32 s - distansen med tva punkten växte accelererande. - Bubblor av verkligt vakuum i falsk vakuum (innehåller bara energi) - Falsk vacuum  negativ tyngdkraft  accelererad expansion - Några fotoner förvandlas till partiklar, men försvinner snart (energisoppa) - alla inhomogeniteter försvinner, universumet platt (W=1), det är på en densitet av 3H2/8pG=1 x 10-26 gcm-3 - Är universumet “platt” ? Different curvatures of space

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

Tidsskala för universumet

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

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-

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

Leptonepok 1 - 200 s - Produktion av elektron-/positronparar genom parbildning - Jämnvikt mellan protoner och neutroner e+ + n p+ + n e- + p+ n + n - Först bildas elektroner och positroner i jämna antal, senare elektroner favoriserad - 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

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)

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)

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

Nukleosyntes Deuterium kan nu reagera att producerar T and He D+ + D+  T+ + p+ D+ + T+  4He2+ + 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

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 2 neutroner och 14 protoner  det ger 1 He2+ kärna och 12 protoner (H+) - massförhållande He2+/H+ = 4:12 = 1:3 - Tidiare iakttagelser stred med en heliumandel av 25 %, nu överenssstämmelse bättre.

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: 4He2+ + T+  7Li3+ + g Problem: För livet krävs ungefär 35 olika element, nu har vi bara 4, kan tyngre grundämnen bildas ?

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

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

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

Atomspektra af H, Hg, Ne

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 ?)

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

Kosmisk Bakgrundstrålning (CBR) - följd av Big Bang (5K predicted by Gamow) - upptäckt av Penzias och Wilson 1964 - nästan perfekt svart strålning (T= 2.725  0.001 K) Horn antenna i Holmdel, NJ Spektrum av kosmisk bakgrund

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

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. Detär 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

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”

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

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

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

Tidiga recombinationsprocesser Radiativ rekombination H+ + e-  H + hn He2+ + e-  He+ + hn He+ + e-  He + hn Energin och röreslsemängden 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 ?

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

Bildning av första molekyler (joner) genom radiativa association He+ + He  He2+ + 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  H2+ + hn Fotonfrequens i samma storleksordning som bakgrundsstrålning

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

Bildning av H2 - mekanismer 1. H + H+  H2+ + hn H2+ + H  H2 + 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  H2 + e- (associativ detachment) 3. (k = 2.1  10-9 cm3s-1)

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

Mindre processer Radiativ association of låg- och högenergiatom H + H*  H2 + hn Associativ jonisation (invers diss. recombination) H + H*  H2+ + e- Raman association H + H + hn  H2 + hn’ Trekroppsprocesser 3H *  H2 + H k ~ 1.3  10-32 cm6s-1 Tycktes tidigare som lovande molekylbildningsprocesser, men kräver för stora tätheter

Kan H2+ reagera annorlunda ? I nutidens universum är följande processen viktig: H2+ + H2  H3+ + H (proton transfer) H3+ är stablil, i tidigt universum förstörs det med H3+ + 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.

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 investigera det Fotodissociation H2+ + hn  H + H+ HeH+ + hn  H + He+

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

Total kemisk utveckling

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 det här tidiga universumet ?