Van de oerknal naar het leven

Natuurkundecollege UvA-matchingMarcel Vonk

6 februari 2014

2/54

Inhoud

In dit college bestuderen we de natuurkunde aan de hand van de evolutie van het heelal.

1.De evolutie van het heelal

2.Van kernen naar atomen

3.Inflatie

4.Structuurvorming

5.Nucleosynthese in sterren

1. De evolutie van het heelal

4/54

De evolutie van het heelal

De rode draad in de het Oerknal-college is energie. Energie kent vele vormen…

…maar waar komt al die energie eigenlijk vandaan?

5/54

De evolutie van het heelal

Edwin Hubble ontdekte in 1929 dat ver gelegen sterrenstelsels van ons af bewegen.

6/54

De evolutie van het heelal

Hoe verder een stelsel weg staat, hoe sneller het van ons af beweegt.

Tweemaal zo ver, tweemaal zo snel.

7/54

De evolutie van het heelal

Conclusie: alle materie in het Heelal was op een bepaald moment in het verleden op dezelfde plek.

Oerknal!

8/54

Als we de “film van het heelal” achteruit afspelen wordt het heelal steeds dichter en heter.

In een heet, dicht medium worden gebonden toestanden opgebroken.

De evolutie van het heelal

9/54

Het vroege heelal heeft allerlei fase-overgangen meegemaakt:

• Sterren • Atomen• Kernen en elektronen• Protonen en neutronen• Quarks• ???

De evolutie van het heelal

10/54

We bespreken één faseovergang: van kernen en elektronen naar atomen

De evolutie van het heelal

+

2. Van kernen naar atomen

12/54

Van kernen naar atomen

Fotonen worden verstrooid door elektrisch geladen deeltjes.

Gevolg: het vroege heelal was ondoorzichtig!

13/54

Van kernen naar atomen

Zodra atomen gevormd werden, werd het heelal doorzichtig.

Hoe warm (“koud”) was het heelal toen dit gebeurde?

14/54

Van kernen naar atomen

De bindingsenergie van een waterstof-atoom is ongeveer 13.6 eV.

Eerste gok: de energie van een gemiddeld foton kleiner is dan 13.6 eV wordt het heelal doorzichtig.

Resultaat: 50.000K. (fout!)

TkE B

15/54

Van kernen naar atomen

Oorzaak: er zijn heel veel fotonen met een energie boven het gemiddelde.

Een betere berekening geeft dat atomen stabiel worden rond 3000 K.

16/54

Van kernen naar atomen

Moment van “ontkoppeling”:

Invullen geeft:

3/2

00

tt

TT

jaart 000.380 BORD

17/54

Van kernen naar atomen

Op dat moment werd het heelal doorzichtig.

Penzias en Wilson ontdekten in 1964 toevallig dat we het resultaat kunnen zien.

18/54

Van kernen naar atomen

Achtergrondstraling (CMB):

De fluctuaties (~0.001%) bevatten veel interessante informatie!

19/54

Van kernen naar atomen

•Dichtheid van het heelal•Hubble-parameter•Fysica vóór inflatie•…

20/54

Van kernen naar atomen

COBE WMAP Planck

Kosmologie is een levendige en zeer actieve wetenschap!

3. Inflatie

22/54

Inflatie

Een aantal eigenschappen van ons heelal zijn lastig te verklaren:•Waarom is het heelal zo vlak?

•Waarom is de achtergrondstraling zo homogeen?

23/54

Inflatie

Alan Guth opperde in 1980 het antwoord:

Het vroege heelal heeft een korte periode van enorm versnelde uitdijing meegemaakt.

24/54

Inflatie

Deze inflatie duurde van 10-35 seconden tot 10-32 seconden, maar de schaal-factor werd in die tijd 1026 maal zo groot!

25/54

Inflatie

Dit verklaart inderdaad vlakheid en homogeniteit…

…maar hoe kan zo’n enorme inflatie ontstaan? (En weer stoppen?)

26/54

Inflatie

Het heelal bevat diverse velden; denk aan het elektromagnetische veld.

Die velden “dragen” de golven van de quantummechanica.

27/54

Inflatie

Zo’n veld kun je zien als een medium met een bepaalde energie en een bepaalde druk.

Normaal fluctueren velden rond de waarde 0; alleen de fluctuaties bevatten dus energie.

28/54

Inflatie

Voor inflatie is een inflatonveld nodig dat begint in een toestand waar het overal een waarde ongelijk aan 0 heeft.

29/54

Inflatie

Verder moet dit veld zorgen voor een medium met negatieve druk, zodat het heelal opblaast.

30/54

Inflatie

Het inflaton “rolt” eerst langzaam naar zijn evenwichtswaarde (“slow roll”), en valt daarna snel “in de put”.

31/54

Inflatie•Slow roll: inflatie (slow = 10-32 s!)•Bij de “val” eindigt inflatie en komt veel energie vrij: reheating!

32/54

Inflatie

Inflatie is een heel mooi idee, maar er is nog veel discussie over of en hoe het heeft plaatsgevonden.

Hopelijk leert Planck ons meer!

4. Structuurvorming

34/54

Structuurvorming

Hoe komen we vanuit de “oersoep” uiteindelijk terecht in een heelal vol structuur?

35/54

Structuurvorming

Zwaartekracht doet dingen samen-klonteren!

Zwakke kracht, maar gedurende lange tijd!

36/54

Structuurvorming

Een animatie van de structuurvorming in het heelal:

37/54

Structuurvorming

Vorming van de filamenten:

38/54

Structuurvorming

Vorming van groepen sterrenstelsels:

39/54

Structuurvorming

Het resultaat is een soort “fractal” van structuur.

40/54

Structuurvorming

Het resultaat is een soort “fractal” van structuur.

•Superclusters•Clusters•Sterrenstelsels•Sterren

41/54

Structuurvorming

De laatste stap is het interessantst: op een gegeven moment ontstaan opeenhopingen van gas die weer erg heet worden: sterren!

Wat gebeurt er in zo’n ster?

5. Nucleosynthese in sterren

43/54

Nucleosynthese in sterren

Als een gaswolk samentrekt tot een ster gebeurt precies het omgekeerde van wat na de oerknal plaatsvindt.

Het gas wordt steeds heter en dichter; atomen worden uiteengeslagen, enz.

44/54

Nucleosynthese in sterren

Uiteindelijk gaat er in de ster kernfusie plaatsvinden: protonen worden “samengeperst” tot een heliumkern.

Hierbij komt energie vrij!

45/54

Nucleosynthese in sterren

De vrijkomende energie en de inwaartse druk van de zwaartekracht heffen elkaar op: de ster wordt stabiel.

46/54

Nucleosynthese in sterren

De zon houdt dit zo’n 10 miljard jaar vol; zwaardere sterren maar enkele miljoenen jaren.

De zon wordt daarna een rode reus, en tenslotte een witte dwerg.

47/54

Nucleosynthese in sterren

Zwaarde sterren trekken verder samen, waarna de temperatuur hoog genoeg wordt om koolstof te maken.

48/54

Nucleosynthese in sterren

Als de koolstof op is, en de ster is zwaar genoeg, wordt overgegaan op zuurstoffusie – enzovoort.

49/54

Nucleosynthese in sterren

Dit proces gaat door tot de kern uit ijzer bestaat.

50/54

Nucleosynthese in sterren

Daarna ontploft de ster in een enorme supernova.

Hierbij worden allerlei elementen de ruimte in geslingerd, waaruit weer nieuwe sterren kunnen ontstaan.

51/54

Nucleosynthese in sterren

Onze eigen zon is zo’n “tweede-generatiester”. Vandaar dat ons planetenstelsel veel zware elementen bevat!

52/54

Nucleosynthese in sterren

Over wat er met die scheikundige elementen allemaal gebeurt hoor je veel meer in het volgende uur…

53/54

Van de oerknal naar het leven

Vragen?

Huiswerk voor het proeftentamen:

•Neem de powerpoint van de presentatie goed door (blackboard)•Zorg dat je de berekeningen begrijpt (rekenmachine mee!)•Bestudeer de Open University-cursus (1.1-1.10) op

http://www.open.edu/openlearn/science-maths-technology/science/physics-and-astronomy/the-evolving-universe/content-section-1.1

54/54

Van de oerknal naar het leven

Vragen?