Původ hmoty ve Vesmíru Radomír Šmída

Slides:



Advertisements
Podobné prezentace
Atomové jádro, elementární částice
Advertisements

Standardní model elementárních částic a jejich interakcí
Rozjímání nad základními parametry
Standardní model elementárních částic a jejich interakcí
Zajímavé problémy současné fyziky a spolupráce FJFI na nich.
PROCVIČOVÁNÍ spustíte klávesou F5
Kosmologie.
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
Big Bang Jak to začalo s po velkém třesku – hadronová éra vesmír je vyplněn těžkými částicemi (protony a neutrony) hustota vesmíru je 1097.
RF 5.4. Účinné průřezy tepelných neutronů - Při interakci neutronu s nehybným jádrem může dojít pouze ke snížení energie neutronu. Díky tepelnému pohybu.
Stavba atomového jádra
4.4 Elektronová struktura
“Chytří lovci stopují konečnou teorii hledáním známek symetrie
Struktura atomu.
Mění se vlastnosti částic uvnitř velmi hustého a horkého prostředí? aneb jak studujeme vlastnosti silné interakce 1. Úvod 2. Současný pohled na strukturu.
Elementární částice 1) Úvod
Projekt PŘEDPOVĚĎ POČASÍ. projekt PŘEDPOVĚĎ POČASÍ.
Je kosmologie mytologií
VESMÍR A SLUNEČNÍ SOUSTAVA
Elementární částice Leptony Baryony Bosony Kvarkový model
Proč drží vesmír pohromadě?
Symetrie a jejich narušení ve fyzice elementárních částic
Astronomie Vznik světa a vesmíru.
Jaderná fyzika a stavba hmoty
Vesmír.
TILECAL Kalorimetr pro experiment ATLAS Určen k měření energie částic vzniklých při srážkách protonů na urychlovači LHC Budován ve velké mezinárodní spolupráci.
Aplikace spektroskopie neutrin 1) Detekce slunečních neutrin 2) Detekce neutrin se supernov 3) Detekce neutrin z kosmického záření 4) Studium oscilace.
Vesmír v koncích.
Od osmeré cesty ke kvarkovému modelu a kvantové chromodynamice
Interakce těžkých nabitých částic a jader s hmotou Elektromagnetická interakce – rozptyl (na elektronech zanedbatelný, na jádrech malá pravděpodobnost),
Leptony, mezony a hyperony. Látky = atomy (elektrony, protony a neutrony)
Interakce lehkých nabitých částic s hmotou Ionizační ztráty – elektron ztrácí energii tím jak ionizuje a excituje atomy Rozptyl – rozptyl v Coulombovském.
Elementární částice hanah.
BARYONY p, n, Λ, Σ, Ξ, Ω nukleony hyperony nukleony Obecně pro baryon i 1baryony.
: - prověření zachování C parity v elektromagnetických interakcích - prověření hypotézy, že anifermiony mají opačnou paritu než fermiony energetické hladiny.
Jaderná astrofyzika 1) Úvod 2) Kosmické záření → vesmírné urychlovače
Slabé interakce Zachovávají leptonová čísla, nezachovávají paritu, izotopický spin, podivnost, c, b, t Mají význam? Nyní standardní model elektromagnetických.
Stavba atomového jádra
Fyzika elementárních částic
Standardní model částic
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
Interakce neutrin s hmotou Neutrina interagují pouze slabou interakcí Slabá interakce je zprostředkována výměnou intermediálních bosonů: Z 0 (neutrální.
Částicová fyzika Zrod částicové fyziky Přelom 18. a 19. století
Jaderná fyzika Hlavní vlastnosti hmoty jsou dány chováním elektronů. Různé prvky existují v důsledku jader mít různé, celočíselné násobky elementárního.
Pozitron – teoretická předpověď
Anihilace pozitronů v pevných látkách
Standardní model elementárních částic a jejich interakcí aneb Cihly a malta, ze kterých je postaven náš svět  CERN Jiří Rameš, Fyzikální ústav AV ČR,
Úvod do subatomové fyziky
Kam zmizela antihmota.
Zákonitosti mikrosvěta
7 Jaderná a částicová fyzika
Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření Radomír Šmída Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i.
7Jaderná a částicová fyzika … 7.2 Radioaktivita 7.3 Interakce jaderného záření s hmotou 7.4 Štěpení a fuze atomových jader 7.5 Subnukleární částice 7.6.
Název SŠ: SŠ-COPT Uherský Brod Autor: Mgr. Jordánová Marcela Název prezentace (DUMu): 20. Astrofyzika Název sady: Fyzika pro 3. a 4. ročník středních škol.
Astrofyzika – dálkové studium
Současnost starých otázek
Kvarky, leptony a Velký třesk
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
„Náznak další poruchy,“ rychle pronesl Spock
Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i.
Interakce neutrin s hmotou
Hmota Částice Interakce
Standardní model.
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
– Standardní model – Základních částic a interakcí
Kvark-gluonové plazma
Kvarky. A co bude dál?? Přednáší Tadeáš Miler www-hep2.fzu.cz.
Standardní model Jiří Dolejší, Olga Kotrbová, Univerzita Karlova v Praze Současným představám o tom, z jakých nejelementárnějších kamínků je svět složen.
Fyzika částic
Transkript prezentace:

Původ hmoty ve Vesmíru Radomír Šmída Email: smida@fzu.cz Fyzikální ústav AV ČR Na Slovance 2, 182 21 Praha 8 - 1 -

Hmota kolem nás Složení Vesmíru: 73 % skrytá energie (kosmologická konstanta) 23 % chladná temná hmota (lehká neutrina max. 2 %) 4 % baryonová hmota svítící 2 % temná 2 % (MACHO, chladná vodíková oblaka) - 2 -

Obsah přednášky Množství hmoty ve Vesmíru Standardní model částic Množství hmoty ve Vesmíru Asymetrie mezi hmotou a antihmotou Vývojové etapy Vesmíru Modely baryogeneze Experimenty Závěr - 3 -

Standardní model částic Dělení elementárních částic (bez vnitřní struktury): 1) podle statistického chování fermiony (poločíselný spin, splňují Pauliho vyluč. princip) bosony (celočíselný spin, nesplňují Pauliho v. p.) 2) podle rodové příslušnosti (známe 3 generace) leptony (lehké, neinteragují silně; elektron, neutrina, ...) kvarky (6 druhů, 1/3 náboj) kvanta cejchovacích polí neboli intermediální bosony (nositelé interakcí: silná, slabá, elektromagnetická) - 4 -

Složením kvarků a antikvarků lze vytvořit hadrony (těžké částice, reagující silně): mezony (kvark-antikvark) baryony (složeny ze 3 kvarků) Stabilní částice SM: elektron (511 keV), proton (938 GeV), neutrina (elektronové, mionové, tau) + jejich antičástice (positron, antiproton, ...), foton - 5 -

Hmota ve Vesmíru Vesmír není prázdný. Vesmír je téměř prázdný. Vesmír je složen z hmoty, ne z antihmoty ! Neil Armstrong přežil svůj “malý krok” na Měsíci. Sluneční kosmické záření. Planetární sondy na planetách a jejich měsících. Galaktické a extragalaktické kosmické záření. (p/anti-p ~ 104, antiprotony pocházejí z interakce s mezihvězdnou hmotou). Pozorování gama záření z kup a nadkup galaxií a deformace v reliktním mikrovlném záření. Ve Vesmíru není symetrie mezi hmotou a antihmotou ! - 6 -

Hustota baryonů V raném Vesmíru se očekává symetrie mezi hmotou a antihmotou, tj. stejný počet částic a antičástic. Anihilace: baryon + antibaryon  intermediální bosony (anihilace baryonových čísel) e– + e+  +  Číselná hustota baryonů po anihilaci nB > 0 Baryonová asymetrie h = nB / ng - 7 -

Měření baryonové asymetrie 1) Nukleosyntéza lehkých prvků (BBN): Zachycení volných neutronů (mezi 1 s - 3 min), citlivé na rychlost expanze a hustotu reaktantů 2) Přímá pozorování: Svítící a zářící objekty, problém s temnou hmotou - 8 -

3) Supernovy typu 1a + rentgenové galaxie hustota hmoty WM baryonová část fB = WB / WM - 9 -

Dává nejpřesnější výsledek: 4) Pozice píků v reliktním mikrovlném záření (CMB) Rekombinace 380 tisíc let po Velkém Třesku: zachycení elektronů atomovými jádry vedoucí ke vzniku neutrálních atomů (odpoutání záření od hmoty) Oscilace plazmy: Dává nejpřesnější výsledek: h = (6.1  0.3)  10 10 - 10 -

Neměnnost baryonové asymetrie Měření Teplota Doba po VT Hodnota h / 10 10 --------------------------------------------------------------- BBN 1 MeV 1 min 5.6  0.5 (odvozeno pouze z hodnot pro deuterium) CMB 0.1 eV 380 tisíc let 6.1  0.3 SN1a 1 meV 10 mld let 5.1  1.6 Ve shodě s teoretickou předpovědí je hodnota baryonová asymetrie konstantní během rozpínání Vesmíru. - 11 -

(přítomná již při Velkém Původ baryonové asymetrie Baryogeneze žádná neproběhla (přítomná již při Velkém Třesku) dynamická Sacharovovy podmínky: 1) Narušení baryonového čísla (B) - probíhají reakce, které jej narušují (slabá interakce) 2) Narušení nábojové (C) a kombinované (CP) symetrie - převládnutí hmoty nad antihmotou 3) Odchýlení se z tepelné rovnováhy - vzniklá asymetrie není následně smazána - 12 -

Standardní kosmologický Vývojové etapy Vesmíru Fázové přechody při porušení symetrie Standardní kosmologický a částicový model Období inflačního rozpínání Velký Třesk - 13 -

Modely baryogeneze 1) Elektroslabá 2) Leptogeneze 3) Velkého sjednocení a další (Affleck-Dineho) Baryogeneze musela nastat až po inflačním rozpínání, jinak se vzniklá baryonová asymetrie smaže. - 14 -

Elektroslabá baryogeneze Splnění Sacharovových podmínek: 1) V klasickém přiblížení se ve Standardním modelu při interakcích zachovává baryonové (B) a leptonové (L) číslo. Kvantové narušení B + L přechodem struktury vakuového potenciálu, ale zachovává se B - L. Při dnešních podmínkách je tento efekt zanedbatelný, jeho vliv roste s energií. 2) Narušení CP symetrie v roce 1964 (J. W. Cronin, V. Fitch, NC 1980) pozorováním rozpadů neutrálního K0L mezonu na piony π+ a π− (0.2 % rozpadů) . 3) Fázový přechod pomocí Higgsova pole: intermediální částice Z0, W se stávají hmotnými (spontánní narušení symetrie). - 15 -

vlastní stavy elektroslabé Cabibbova Kobayashiho Maskawova (CKM) matice vlastní stavy elektroslabé interakce vlastní stavy hmotnosti Přechody kvarků mezi generacemi při slabých interakcích (u leptonů oscilace neutrin pokud m  0). V případě 3 generací kvarků obsahuje ve Wolfensteinově parametrizaci komplexní fázi, která způsobuje CP narušení (ale toto CP narušení je pro baryogenezi příliš malé). - 16 -

Odbočka - Oscilace neutrálních kaonů Vlastní stavy hmotnosti: K0 (3 cm) ,K0 (15 m) Díky oscilacím ztrácí smysl mluvit o jejich době života. Díváme se na ně jako na superpozici dvou jiných kvantových stavů: Vlastní stavy elsl. interakce: K0S , K0L - 17 -

SP je přechod z jednoho základního stavu vakuového pole do jiného Proces spontánního narušení symetrie se šíří prostorem jako “bubliny” a při průchodu nebo odrazu kvarků nebo leptonů na jejich okrajích se narušuje CP symetrie. Spolu s tím se při tzv. sphaleronových procesech narušuje baryonové číslo (Esph ~ 1012 GeV): B = L = nf  NCS , nf = 3 SP je přechod z jednoho základního stavu vakuového pole do jiného (dnes při nízkých energiích je pravděpodobnost ~10-164). Pro dostatečné velké CP narušení je potřeba malá hmotnost Higgsova bosonu (mH < 70 GeV), což je vyloučené (LEP mH > 114 GeV). - 18 -

Leptogeneze 3 druhy neutrin: elektronové, mionové, tau Všechny neutrina interagují jen slabou interakcí a mají velice malé účinné průřezy. Z oscilací neutrin (sluneční, atmosférická, přímá detekce) plyne jejich malá ale nenulová hmotnost. Dva možné typy neutrin (pro m  0): 1) Dirac  , zachovává se leptonové číslo 2) Majorana = , leptonové číslo se nezachovává See-saw mechanismus: předpovědí těžkého pravotočivého Majorana neutrina vysvětluje hmotnost lehkých neutrin. - 19 -

Vyřešený problém slunečních neutrin - 20 -

- 21 -

Rozpad pravotočivého Majorana neutrina N (mN  1010 GeV) na lepton a Higgsovo pole: Rozpadová šířka: Parametr   1 určuje CP asymetrii, která vede k leptonové asymetrii. Sphaleronovými procesy (interakce s Higgsovým polem) se transformuje do bar. asymetrie nB ~ . - 22 -

GUT baryogeneze Předpovědi teorie velkého sjednocení: GUT - sjednocení elektroslabé a silné interakce Supersymetrie (SUSY): symetrie mezi fermiony a bosony. Předpověď superpartnerů k leptonům a fermionům (sleptons, squarks, gauginos, ...) - vhodní kandidáti na temnou hmotu. Nestabilita protonu (p  0 e+ , exp  71032 let). Existence stabilních superhmotných magnetických monopólů. - 23 -

Vlivem narušení GUT symetrie dochází k inflačnímu rozpínání Vesmíru. (Energie skalárního inflatonového pole se přemění v reálné částice - ohřev Vesmíru.) Řeší problém horizontu a plochosti Vesmíru, neexistenci magnetických monopólů, ... - 24 -

Společná reprezentace kvarků a leptonů vyžaduje další intermediální bosony X a Y, které při svém rozpadu nezachovávají baryonové číslo: X  antikvark + antikvark (1 - ) X  kvark + lepton () X  kvark + kvark (1 - ´) X  antikvark + antilepton (´) U rozpadů mírně převažují větve vedoucí ke kvarkům a leptonům  - ´ > 0. Výsledné baryonové číslo B = (  - ´ ) / 2. - 25 -

Affleck-Dine vychází z SUSY řádově nížší energie než GUT oscilující skalární pole nesoucí baryonové a leptonové číslo nestability vedou ke vzniku kondenzátů Q-balls (makroskopické objekty MQ ~ 1024 GeV) nesou-li baryonové číslo B-balls (BQ ~ 1026) baryonová asymetrie vzniklá rozpady kondenzátů kandidáti na temnou hmotu - 26 -

Experimenty Přímá detekce antihmoty Alpha Magnetic Spectrometer (říjen 2005) - 27 -

Kosmického záření v oblasti od 1 GeV do 1 TeV. Detekce antihmoty (především atomy antihelia). Hledání neutralin (při vzájemných interakcích vznikají spršky vysoce energetických positronů). Stáří kosmického záření z poměru 9Be / 10Be. Prvotní černé díry (Hawkingovo vypařování) - 28 -

Pierre Auger Observatory SUSY, Neutrina, CMB, CP narušení, gama záření Pierre Auger Observatory Large Hadron Collider Integral Planck - 29 -

Závěr Každá hypotéza má své plusy a mínusy Rozhodnou experimenty Slibná budoucnost - 30 -