Proefcollege (1 uur) voor het UvA-matchingprogramma voor de beta-gammaopleiding.

1. Van de oerknal naar het leven
Natuurkundecollege UvA-matching
Marcel Vonk
6 februari 2014

2. Inhoud
In dit college bestuderen we de
natuurkunde aan de hand van de
evolutie van het heelal.
1.
2.
3.
4.
5.
De evolutie van het heelal
Van kernen naar atomen
Inflatie
Structuurvorming
Nucleosynthese in sterren
2/54

3. 1. De evolutie van het heelal

4. De evolutie van het heelal
De rode draad in de het Oerknalcollege is energie. Energie kent vele
vormen…
…maar waar komt al die energie
eigenlijk vandaan?
4/54

5. De evolutie van het heelal
Edwin Hubble ontdekte in
1929 dat ver gelegen
sterrenstelsels van ons af
bewegen.
5/54

6. De evolutie van het heelal
Hoe verder een stelsel weg staat, hoe
sneller het van ons af beweegt.
Tweemaal zo ver, tweemaal zo snel.
6/54

7. De evolutie van het heelal
Conclusie: alle materie in het Heelal
was op een bepaald moment in het
verleden op dezelfde plek.
Oerknal!
7/54

8. De evolutie van het heelal
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.
8/54

9. De evolutie van het heelal
Het vroege heelal heeft allerlei faseovergangen meegemaakt:
• Sterren
• Atomen
• Kernen en elektronen
• Protonen en neutronen
• Quarks
• ???
9/54

10. De evolutie van het heelal
We bespreken één faseovergang: van
kernen en elektronen naar atomen
+
10/54

11. 2. Van kernen naar atomen

12. Van kernen naar atomen
Fotonen worden verstrooid door
elektrisch geladen deeltjes.
Gevolg: het vroege heelal was
ondoorzichtig!
12/54

13. Van kernen naar atomen
Zodra atomen gevormd werden, werd
het heelal doorzichtig.
Hoe warm (“koud”) was het heelal toen
dit gebeurde?
13/54

14. Van kernen naar atomen
De bindingsenergie van een waterstofatoom is ongeveer 13.6 eV.
E
k BT
Eerste gok: de energie van een
gemiddeld foton kleiner is dan 13.6 eV
wordt het heelal doorzichtig.
Resultaat: 50.000K.
(fout!)
14/54

15. 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.
15/54

16. Van kernen naar atomen
Moment van “ontkoppeling”:
T
T0
t
t0
2/3
Invullen geeft:
t
380.000 jaar
BORD
16/54

17. Van kernen naar atomen
Op dat moment werd het heelal
doorzichtig.
Penzias en Wilson ontdekten in 1964
toevallig dat we het resultaat kunnen
zien.
17/54

18. Van kernen naar atomen
Achtergrondstraling (CMB):
De fluctuaties (~0.001%) bevatten veel
interessante informatie!
18/54

19. Van kernen naar atomen
•
•
•
•
Dichtheid van het heelal
Hubble-parameter
Fysica vóór inflatie
…
19/54

20. Van kernen naar atomen
COBE
WMAP
Planck
Kosmologie is een levendige en zeer
actieve wetenschap!
20/54

21. 3. Inflatie

22. Inflatie
Een aantal eigenschappen van ons
heelal zijn lastig te verklaren:
• Waarom is het heelal zo vlak?
• Waarom is de achtergrondstraling zo
homogeen?
22/54

23. Inflatie
Alan Guth opperde in 1980 het
antwoord:
Het vroege heelal heeft een korte
periode van enorm versnelde uitdijing
meegemaakt.
23/54

24. Inflatie
Deze inflatie duurde van 10-35 seconden
tot 10-32 seconden, maar de schaalfactor werd in die tijd 1026 maal zo
groot!
24/54

25. Inflatie
Dit verklaart inderdaad vlakheid en
homogeniteit…
…maar hoe kan zo’n enorme inflatie
ontstaan? (En weer stoppen?)
25/54

26. Inflatie
Het heelal bevat diverse velden; denk
aan het elektromagnetische veld.
Die velden “dragen” de golven van de
quantummechanica.
26/54

27. 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.
27/54

28. Inflatie
Voor inflatie is een inflatonveld nodig
dat begint in een toestand waar het
overal een waarde ongelijk aan 0 heeft.
28/54

29. Inflatie
Verder moet dit veld zorgen voor een
medium met negatieve druk, zodat het
heelal opblaast.
29/54

30. Inflatie
Het inflaton “rolt” eerst langzaam naar
zijn evenwichtswaarde (“slow roll”), en
valt daarna snel “in de put”.
30/54

31. Inflatie
• Slow roll: inflatie (slow = 10-32 s!)
• Bij de “val” eindigt inflatie en komt
veel energie vrij: reheating!
31/54

32. 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!
32/54

33. 4. Structuurvorming

34. Structuurvorming
Hoe komen we vanuit de “oersoep”
uiteindelijk terecht in een heelal vol
structuur?
34/54

35. Structuurvorming
Zwaartekracht doet dingen samenklonteren!
Zwakke kracht, maar gedurende lange
tijd!
35/54

36. Structuurvorming
Een animatie van de structuurvorming
in het heelal:
36/54

37. Structuurvorming
Vorming van de filamenten:
37/54

38. Structuurvorming
Vorming van groepen sterrenstelsels:
38/54

39. Structuurvorming
Het resultaat is een soort “fractal” van
structuur.
39/54

40. Structuurvorming
Het resultaat is een soort “fractal” van
structuur.
•
•
•
•
Superclusters
Clusters
Sterrenstelsels
Sterren
40/54

41. 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?
41/54

42. 5. Nucleosynthese in sterren

43. 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.
43/54

44. Nucleosynthese in sterren
Uiteindelijk gaat er in de ster kernfusie
plaatsvinden: protonen worden
“samengeperst” tot een heliumkern.
Hierbij komt
energie vrij!
44/54

45. Nucleosynthese in sterren
De vrijkomende energie en de
inwaartse druk van de zwaartekracht
heffen elkaar op: de ster wordt stabiel.
45/54

46. 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.
46/54

47. Nucleosynthese in sterren
Zwaarde sterren trekken verder
samen, waarna de temperatuur hoog
genoeg wordt om koolstof te maken.
47/54

48. Nucleosynthese in sterren
Als de koolstof op is, en de ster is
zwaar genoeg, wordt overgegaan op
zuurstoffusie – enzovoort.
48/54

49. Nucleosynthese in sterren
Dit proces gaat door tot de kern uit
ijzer bestaat.
49/54

50. 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.
50/54

51. Nucleosynthese in sterren
Onze eigen zon is zo’n “tweedegeneratiester”. Vandaar dat ons
planetenstelsel veel zware elementen
bevat!
51/54

52. Nucleosynthese in sterren
Over wat er met die scheikundige
elementen allemaal gebeurt hoor je
veel meer in het volgende uur…
52/54

53. Van de oerknal naar het leven
Huiswerk voor het proeftentamen:
• Neem de powerpoint van de
presentatie goed door (blackboard)
• Zorg dat je de berekeningen
Vragen?
begrijpt (rekenmachine mee!)
• Bestudeer de Open Universitycursus (1.1-1.10) op
http://www.open.edu/openlearn/science-maths-technology/science/physicsand-astronomy/the-evolving-universe/content-section-1.1
53/54

54. Van de oerknal naar het leven
Vragen?
54/54