大爆炸宇宙学 大爆炸理论的提出 宇宙中各层次的物质的演化 辐射为主的早期宇宙 大爆炸理论介绍 核合成理论及其测量.

Presentation on theme: "大爆炸宇宙学 大爆炸理论的提出 宇宙中各层次的物质的演化 辐射为主的早期宇宙 大爆炸理论介绍 核合成理论及其测量."— Presentation transcript:

1 大爆炸宇宙学 大爆炸理论的提出 宇宙中各层次的物质的演化 辐射为主的早期宇宙 大爆炸理论介绍 核合成理论及其测量

2 天文观测：宇宙正在膨胀 星系间的距离正在不断变大 将时间向回追溯, 星系间距离会逐渐变小 今天星系的平均间距约为星系自身大小的100倍 宇宙的尺度因子R比现在小2个量级时 星系的间距将比星系本身的尺度还要小 明显的矛盾

3

4 所以：星系在那时并不存在, 星系的诞生是宇宙演化的结果
同样, 宇宙中的其它天体在宇宙早期也不存在, 也是宇宙演化到一定阶段的产物 宇宙膨胀的同时, 宇宙中的物质组分和结构在不断变化 早期的宇宙, 物质的密度大, 温度高 宇宙密度大到分子间距比分子大小还小时,那时的宇宙中也不会有分子存在

5 伽莫夫，上个世纪40年代末：最早引申出宇宙膨胀的图景并研究了它的早期演化
将时间一直向前追溯,那么在某 有限的时刻,宇宙的密度和温度必 将趋于无穷大 宇宙的”创生”有一个起始时刻 科学对宗教的妥协？ 当时的人们拒绝接受伽莫夫的研究 将他的理论讽刺为”大爆炸理论”

6

7 今天看来,伽莫夫的理论是正确的 宇宙初期：温度超过普朗克温度 现有理论将不再适用 此前的宇宙必须用量子引力理论研究，我们现在并不能理解那时的宇宙状态 与普朗克能量相应的时间为 称为普朗克时间 一般经典宇宙学以此为开端

8 现在,人们对宇宙演化的历史已经知道的很详细
星系形成之前, 宇宙中的介质应是均匀地分布的气体，带有微小密度起伏 由于引力作用，这些密度起伏最终演变成了今天看到的各种天体（在大尺度上宇宙介质仍是均匀分布）

9

10 宇宙气体温度超过105K： 组分粒子的平均热动能超过10eV 氢原子的解离能为13.6eV 分子的解离能远小于1eV 热碰撞导致分子和原子的解离 宇宙介质将处于等离子状态 主要组份： 原子核、自由电子和光子

11 原子核是复合粒子 由核子（质子和中子）组成 每个核子在原子核中的结合能∽1MeV 宇宙温度超过1MeV（1010K） 热碰撞将把原子核完全瓦解 宇宙气体： 质子、中子、光子 其它的基本粒子

12 核子由夸克组成 宇宙温度大于100MeV(1012K)： 宇宙中没有核子的存在 宇宙介质：夸克、轻子和规范作用粒子 所以，星系、分子、原子、各种化学元素的原子核都是宇宙演化的产物

13

14

15 宇宙演化的历史∽各阶段宇宙温度所处能级的物理理论
现有实验支持的理论最高能级约为1TeV 对宇宙温度低于1TeV的历史比较清楚 在此能量之上普朗克能量之下这一段历史中所发生的事情，只能根据已有的粒子物理理论进行试探性的研究

16 宇宙早期，各种粒子组份处于热平衡，就象一锅由各种粒子组成的“热汤”
各种粒子能通过热碰撞进行相互转换 宇宙的膨胀，粒子密度和动能都会降低，将导致粒子碰撞次数的减少 当某种粒子几乎不再有热碰撞的机会时，它就会退出热平衡，与其它组份失去物理联系，称之为退耦

17 宇宙早期,宇宙物质形态以辐射物质为主 光子等静质量为0的组份即为辐射物质 粒子动能Ek远大于它的静能量E0=M0c2时,该粒子可以看作辐射粒子 辐射物质的密度ρ与温度T和时间t的关系： ρ～T4 ～ t-2 ，与辐射物质具体成份无关 宇宙早期：T～t -1/2 宇宙年龄为1s： 宇宙介质温度为1MeV（1010K） 由此可以推算出其它时刻宇宙的温度

18

19 从普朗克时间10-43s到10-3s 宇宙温度从1019GeV降到1TeV 这一段能级间的物理规律我们还不是非常清楚，只能推测可能发生的事件 按现在的研究，这阶段应发生过的事件有 真空相变引起的暴胀、正反重子不等量的产生和冷暗物质的形成等

20 宇宙早期的暴涨理论 视界疑难，准平坦疑难, 星系形成,原初扰动 Old Inflation Guth Chaotic Inflation
Linde New Inflation Albrecht Steinhardt

21 暴涨理论 最初动机：标准宇宙学平坦性和均匀性 机制：宇宙甚早期以e指数的形式膨胀，抹去了宇宙之前的历史 暴胀结束后宇宙变得非常的平坦和均匀
暴胀还很好的解释了结构起源问题 暴胀时期量子涨落导致的密度微小起伏

22 现有粒子理论：正反重子（质子、中子）应该是对称的
宇宙早期产生的正反重子数应该相同，而且在某一时刻将湮灭成光子 组成地球、太阳及其它天体的都是正物质（正质子和正中子） 到目前为止还没有观测到由反物质（即基本组成是由反质子、反中子和反电子构成的反原子）组成的天体存在 （Alpha磁谱仪）

23 猜想：正反物质并不守恒，宇宙早期所产生的重子和反重子的数量并不相同，重子的数目要多于反重子
宇宙温度降到其能量不再能产生夸克—反夸克对时，宇宙中夸克和反夸克大量湮灭 夸克强子相变：生成的核子略多于反核子 核合成时期之前：湮灭后只剩下核子而没有反核子，其数量将只有光子数的 10-10到10-9倍

24 宇宙早期正反重子不对称性：对基本粒子理论的挑战
强、弱、电相互作用的统一理论：人们引入了许多机制来得到正反重子不对称 还没有一个成功的统一理论，现在粒子实验的能标还是太低 早期宇宙研究对粒子物理的提示

25 1TeV至1GeV 标准模型物理 夸克、轻子与中间玻色子 弱电分离，对称性破缺，LHC 夸克胶子等离子体，RHIC

26 量子场论与标准模型

27 能量为100GeV时，弱相互作用和电磁相互作用统一为弱电相互作用
温度降到100GeV之下，中间波色子转变为光子和有质量的W±和Z0粒子 统一场论：强、弱、电相互作用统一

28 t~1s（1MeV）宇宙将进入核物理的能级 原初的核合成：t=3分至1小时内发生 对所发生过程已有非常详尽的理论研究 核合成→宇宙的化学元素，主要是氢和氦，极少量的锂、铍、硼 核合成结束后物质都以等离子状态存在

29 t~1012s（10eV）：原子物理的能量范围 温度约为0.3eV，原子核和自由电子开始结合成中性原子 宇宙介质开始以中性原子气体的形式存在 原来存在的光子失去了热碰撞对像电子 光子退耦，作为背景光子存留下来 宇宙微波背景指的就是这些背景光子，宇宙温度为2.7K即指现在背景光子的温度

30

31 微波背景辐射：现观测到的分布即当时光子退耦时的分布
观测表明微波背景辐射大体上非常均匀，有微小的密度起伏 表明当时均匀分布的中性原子气体应该具有相同的微小密度起伏 按自引力不稳性的规律演化，这些密度起伏形成了结团状的天体，最终演化成现在观测到的各种天体 这种演化非常缓慢，最早星系形成于t~109年前后，恒星是星系物质进一步碎裂的产物

32

33

34

35 原初核合成 宇宙早期由中子和质子合成各种元素原子核的过程 主要发生在宇宙年龄为3分钟到1小时之间
第一步，质子和中子碰撞结合成最简单的原子核—氘（2D）

36 氘的结合能：2.2MeV 高能光子（＞2.2MeV）可以把氘核瓦解 宇宙温度足够高，此过程是可逆的 只有当宇宙温度降到大部分光子的能量都比2.2MeV小,氘核的数量才可以大量增加 正反夸克湮灭：每个核子周围平均有109到1010个光子 宇宙温度降到0.1MeV，氘核的光分裂才能实际上失效 此时的宇宙年龄为3分钟：核合成的开始

37 氘合成时间∽核子光子数之比η＝nr/nb
已知η在10-10到10-9之间 具体数值需要实验观测来确定 氘合成开始，后继连锁反应就能接着发生

38 主要作用的过程：

39 热核反应在原子量A=5的处中断 原初核合成过程每次只产生原子量增加1的核，而因为任何A=5和8的原子核都不稳定 早期宇宙核合成的最终主要产物是4He 反应后期可能出现原子量增加更多的反应 如随着4He的增多，两个4He核能碰撞产生原子量为8的铍核 由于A=8没有稳定核，产生的铍核会立即衰变，反应链不能延续下去

40 最终还会合成出少量的7Li和7Be 7Li的产生方式主要有两种： 7Li与p相碰而部分转回4He 净效果是产生微量的7Li 铍的净产量则更低

41 原初核合成只产生了元素周期表前三种元素及其同位素，第4和第5号元素也产生了一点，不能生成6号元素碳及更重的元素
宇宙中存在的碳、氮、氧等更重的元素都是由恒星制造出来的 一小时后，宇宙温度降到0.02MeV(108K)，核与核的热碰撞不再生成新的核，热核反应中止

42

43 原初核合成产生的主要化学组份是氢和氦 氦是核合成的主要产物，氢是核合成结束后所剩余的质子 核合成发生之前，宇宙中的中子数和质子数并不相同，质子数要比中子数多 宇宙温度T>1MeV时，质子和中子能通过弱作用而相互转化：

44 这个相互转化的过程非常频繁，使得质子和中子的数密度都满足玻尔兹曼分布
由此可得到它们的比例是 中子质子质量差:Δm=mn-mp=1.29MeV 由于中子比质子重，所以中子比质子少

45 宇宙的温度不断降低，最终中子和质子数比将冻结在它们退耦时的数值
冻结后的比例约为1：7，这是决定核合成最后产额的一个关键量 在nn/np冻结后，中子还会通过衰变转化为质子，其半衰期为10分钟 退耦时宇宙年龄还只有几秒，衰变实际还来不及发生 氘合成开始时间：t~3分钟 部分中子已经衰变， nn/np因而会减小

46 由核合成开始时nn/np 的值，可以算出核合成结束后剩余的质子数与产生的氦核数的比例，即氢核和氦核的丰度
氦核丰度Y4：它在气体中的质量百分比

47 伽莫夫最初估算nn/np=1/7：大爆炸初期合成了1/4的氦
太阳系氦丰度的实际测量，Y4约比1/4略大 恒星把氢烧成氦，但远不可能产生那么多 伽莫夫的理论解释了这氦丰度的来源 这种成功没有改变当时人们对理论的态度 微波背景辐射被发现，对原初核合成的问题才被认真地研究

48 氘核合成开始，即核合成的开始与核子光子数之比η有关
因此nn/np的数值与η有关，即核合成的产量与η有关

49 测量宇宙中各元素的丰度，然后推测出原初氦元素的丰度，就可以确定η的值
恒星热核反应会改变各元素的丰度，生成氧、氮、碳等其它元素 必须扣除恒星过程的影响 天文观测：宇宙中某些气体云中氧、氮和碳的含量比太阳系低很多

50 表明这些天体形成得较早，受恒星过程影响比较小，其中4He丰度较接近原初值
观测这些天体中的氧丰度，其大小表明了它的氦丰度受恒星过程影响的程度 利用这个原理可以定出原初Y4p的大小

51 这结果表明今天宇宙中的4He确实大部分来自宇宙早期

52 得到了宇宙早期η值，由宇宙早期光子数密度就可以计算宇宙早期重子数密度
目前宇宙中的光子数密度很容易测量，因为光子的分布非常均匀 假设η的值不随宇宙膨胀而变化(事实上从那时到现在变化并不大)，就可以得到现在宇宙中重子数密度，进而知道重子物质占宇宙总物质的比例Ωb 由核合成给出的结果：0.0225<Ωb<0.047

53 对元素丰度的测量可以测定η，还能对中微子种类给出很强的限制
中微子组份在宇宙早期辐射中非常重要，其种类的多少决定了早期宇宙膨胀的快慢 宇宙膨胀的快慢决定了宇宙年龄和温度的关系，决定了各粒子退耦的时间 因此中微子的种类Nv的大小对核合成最终元素的丰度影响很大

54

55 1975年，粒子物理实验发现了τ轻子，人们才意识到中微子有三代
到了70年代中期，粒子物理实验对中微子种数的限制是Nv<105 当时原初核合成的研究初步给出的限制是Nv≤4 到1989年，利用LEP加速器，人们比较确切地定出了Nv=2.96±0.06 这从另一方面肯定了原初核合成理论的正确性,即大爆炸理论的正确性