Materie – bouwstenen van het heelal

(1)

Prof.dr Jo van den Brand jo@nikhef.nl 14 september 2010 FEW 2010

(2)

Waar de wereld van gemaakt is

 De wereld kent een enorme diversiteit van materialen en vormen van materie.

 Vraag: bestaan er fundamentele

bouwstenen? (liefst een klein aantal…)

(3)

Het concept van elementen

In de filosofie van

Aristoteles waren er vier elementen

Dalton (1808) rangschikte, op gewicht veel van de elementen die we vandaag kennen

(4)

Het periodieke systeem

Mendeleev (1869) introduceerde het

(5)

De structuur van atomen

Rutherford (1912) toonde aan dat atomen een

centrale kern bevatten

Elektronen draaien rond de kern met precies gedefinieerde energie en slecht gedefinieerde posities

10

^-10

m

(6)

Deeltjes fysica

(7)

Gewone materie

 Alle materie: ~100 soorten atomen

 De kern heeft 99.9% van de massa

 Het elektron is puntvormig.

 Protonen en neutronen zijn echter samengestelde

deeltjes.

 De quarks lijken weer puntvormig

– In principe enkel `up’ en

`down’ quarks nodig als bouwstenen.

 Verder nog het elektron- neutrino.

(8)

Kosmische materie

 Theodore Wulf

– Jezuit uit Valkenburg

 Victor Hess ontdekt `kosmische’ straling.

 Nieuwe soorten deeltjes worden gevonden: vooral muonen.

 Muon lijkt op elektron

– maar dan 200 keer meer massa.

– leeft gemiddeld 2.2 s

– en vervalt in een elektron en twee neutrale deeltjes.

 De muonen komen van het verval van kortlevende deeltjes, die soms een derde type quark bevatten: het vreemde quark.

 Kosmische materie: naast `gewone’

materie ook muon, muon-neutrino en het vreemde quark.

(9)

Deeltjes uit de ruimte (kosmische straling) maken een regen van secundaire deeltjes in de atmosfeer

Een muon leeft 2.2 sec.

Welke afstand kan het dan met de lichtsnelheid bewegend afleggen?

(3x10⁸ m/s)(2.2 x 10^-6 s) = 660 m.

Toch bereiken muonen het aardoppervlak!

(10)

• Equivalentie van massa en energie:

E = m c²

• Bewegende klokken lopen langzamer:

t =   (  > 1 ) Relativiteitstheorie

Albert Einstein (1879 – 1955)

(11)

Muonen zichtbaar maken met vonkenkamer

(12)

Het muon

Ontdekt in kosmische straling door Neddermeyer en Anderson (1936) Lijkt identiek aan het elektron, maar 200 keer zo massief

Vervalt binnen 2.2 sec

‘Who ordered that?’ - I I Rabi

(13)

Hoge energie materie

 In 2008: 14 TeV proton-proton botser

 Hoogste prioriteit in ons vakgebied

ATLAS ALICE

CMS

LHCb

(14)

Large Hadron Collider

Nikhef

Wetenschappelijk programma LHC

(15)

Massa’s van deeltjes in MeV; 1 MeV  1.810^27 gram

Drie families: 1897 – 2000 – Standaard Model

(16)

Krachten

 Structuren: van protonen to sterrenstelsels

 Gravitatie: de bekendste kracht

– Hierdoor staan we op aarde en – bewegen de planeten rond de zon – Belangrijk in massieve objecten

 Elektriciteit en magnetisme

– Veel sterker dan gravitatie!

– Vormt atomen, moleculen en vaste stoffen en vloeistoffen.

 Nieuwe krachten:

– Sterke kracht – Zwakke kracht

Omega Centauri globular cluster

(17)

Stervorming

 Gravitationele krachten in H2 gebieden

 Protostellaire objecten ontstaan door:

 Dalende potentiele energie en stijgende kinetische energie

 Verdichting kern, verhoging temperatuur en druk

(18)

protosterren

 Sterren ontstaan in de omgeving van sterren

 Bij voldoende druk, massa, temperatuur en stabiliteit onstaat er kernfusie

 Druk = diameter x gravitatieversnelling

 Temperatuur is recht evenredig met de druk

(19)

“Zwakke” Interacties – pp cyclus

d p u u







d u n d





 e



W

^ 

(20)

De kern: de witte motor

 Kernfusies treden in het centrum van de Zon op.

Ultieme bron van (bijna) alle energie in het Zonnestelsel.

 Voornaamste reactie: de pp-cyclus:

4 ¹H → ⁴He + 2γ + 2e⁺+ 2ν

Hierbij komt per He kern 26.7 MeV vrij in γ’s.

 Basis gegevens:

Straal = 6.96x10⁸ m Massa = 1.989x10³⁰ kg Lichtkracht = 3.85x10²⁶ W Leeftijd = 4.5x10⁹ jr

Oppervlakte temperatuur:

(21)

1 liter water bij 0 °C

m = 1,000 kg

Verwarm 1 liter water tot 100 °C:

Δ E = 100 kcal = 418 kJ  Δ m = 0,0046 g

= Δ E / c² 2 liter water bij 0 °C

m = 2,000 kg Een nieuw inzicht: energie = massa

(22)

Fotosfeer: het zonnespectrum

 De fotosfeer geeft zeer belangrijke informatie over de chemische samenstelling van de Zon.

(23)

Kernfusie

 Lijnen van waterstof in een spectrum

 Lijnen van helium in een spectrum

 Lijnen van koolstof in een spectrum

(24)

Sterren als de zon halen energie uit kernfusie:

4 H  He + 2e + 2

+ energie Per seconde zet de zon 570 000 000 000 kg

waterstof om

De massa van de zon neemt per seconde af met 4 300 000 000 kg!

(25)

Opbouw van de zon:

 Straling van kernfusie wordt in radiatieve kern naar buiten getransporteerd.

 Op 1/3 van de rand is dit niet meer de meest effectieve manier van transport. De Zon wordt nu convectief.

 Warmte wordt door gasbellen naar buiten getransporteerd.

(26)

De Zonneneutrino’s

Bij elke pp-cyclus reactie komen 2 neutrino’s vrij voor elk He-atoom dat ontstaat.

Jarenlang was er het neutrino-probleem: we detecteren veel minder neutrino’s dan er

geproduceerd zouden moeten worden:

ongeveer 1/3de.

Oplossing kwam door de neutrino-oscillaties:

neutrino’s kunnen van ‘kleur’ veranderen.

ve  νμ  ντ

(27)

The way to go…. ITER Realiseer kernfusie op aarde 100 miljoen ^oC

500 MW vermogen

Kosten:

constructie $ 2.755M

bedrijf $ 3.760M (20 jaar)

(28)

Nucleosynthese – Big Bang en in sterren

(29)

Nucleosynthese in supernovae Ni synthese

4000 km

3 x 10⁶ km, 300 s

32 x 10⁶ km, 3 uur

(30)

Supernova

(31)

Neutrino fysica – Superkamiokande

(32)

Neutrino fysica – Borexino in Gran Sasso

(33)

Kosmische neutrino’s – Antares en KM3NET

(34)

Kosmische neutrino’s – Amanda en Icecube