FYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA. K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut
|
|
- Marjatta Mäkinen
- 8 vuotta sitten
- Katselukertoja:
Transkriptio
1 FYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut
2 Ydinastrofysiikka? Ytimien ominaisuudet Maailmankaikkeuden ominaisuudet Linnunrata Aurinkokunta Universumissa arviolta > 170 miljardia galaksia Yhdessä galaksissa noin tähteä Maa 2
3 3. minuutti tuhoisat kaksoistähdet (esim. novat) tähtien kehitys AGB tähdet Ydinastrofysiikka supernovat Miten alkuaineet ovat syntyneet maailmankaikkeudessa? 3 Miten tähdet säteilevät ja tuottavat energiansa?
4 Fuusio maailmankaikkeuden alussa maailmankaikkeus syntyi noin vuotta sitten alkuräjähdyksessä (Big Bang) kokeellisesti havaitaan avaruuden 2.7 K:n mustan kappaleen taustasäteily (cosmic microwave background) = jäähtynyt alkuperäinen sähkömagn. säteily 4
5 Cosmic microwave background = kosminen taustasäteily Arno Penzias & Robert Wilson 1964: yrittivät saada yhteyden tietoliikennesatelliittiin radiovastaanottimessa taustamelua, kun aallonpituus oli 7.35 cm melu osoittautui oikeaksi signaaliksi signaali tuli tasaisesti kaikista suunnista eikä riippunut ajankohdasta Penzias ja Wilson saivat löydöstään fysiikan Nobelpalkinnon
6 WMAP- satelliitti (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) NASAn ja Princetonin yliopiston yhteistyöprojekti Mittaa kosmisen taustasäteilyn epätasaisuuksia aineen tiheysvaihtelut ainetiivistymät galaksit ja galaksijärjestelmät laukaistu kesäkuussa 2001 uusi Planck satelliitti (ESA)
7 Maailmankaikkeus laajenee: punasiirtymä kaukaisten galaksien absorptiospektreissä (vrt. Doppler siirtymä) punasiirtymä loittonemisnopeus v galaksien etäisyys toisistaan d Edwin Hubble havaitsi: v = Hd jossa H = Hubblen parametri = 67 (km/s)/mpc ja 1 Mpc = 1 megaparsec = valovuotta 7
8 Hubblen parametri Hubblen parametri H = 67 (km/s)/mpc v = Hd 8
9 Tapahtumien kulku alkuräjähdyksen (t=0) jälkeen t=0: suunnaton lämpötila ja paine - kuumaa kvarkkikeittoa - ei protoneja eikä neutroneja - laajeneminen jäähtyminen ja paineen lasku (t~10-12 s, T=10 16 K) kaikkia tunnettuja hiukkasia voi muodostua 9
10 t < 10-6 s, T > K: fotonit p+p, n+n kun t > 10-6 s, fotoneilla ei enää riittävästi energiaa hiukkas-antihiukkasparien luomiseen annihilaatio CP-rikko (Charge-Parity violation): epätasapaino siten, että materiaa enemmän kuin antimateriaa, ONNEKSI! 10
11 t > 10-6 s (T< K): - runsaasti leptoneja ja neutriinoja - tasapaino leptonien ja antileptonien (e + e -, νν), fotonien ja nukleonien välillä (N p N n ) - heikko vuorovaikutus: p + ν e n + e + n + ν e p + e - 11
12 t=0.01 s (T=10 11 K, E=10 MeV): m p < m n protoni stabiilimpi N p > N n N n /N p = exp(- E/kT) jossa E = (m n m p )c 2 = 1.29 MeV t~1 s : p+ν e, n+ν e ei enää tapahdu e + e - tuotto loppuu e + annihiloituu ylimäärä e - jäljelle 12
13 t~ 3 s (T=10 10 K, kt~1 MeV): N n /N p 1/5 lämpötila yhä liian korkea fuusioreaktioille: fotonien lkm/nukleonien lkm ~10 9 fotoneilla mustan kappaleen spektri riitävästi energeettisiä fotoneja deuteronin hajottamiseksi: n + p d + γ Q = 2.22 MeV t = 225 s (T~ K): - N n /N p 1/7 sillä osalle neutroneista: n p + e - + ν e (t ½ = min) 13
14 Alkuräjähdykseen liittyvä ydinsynteesi (225 s < t < 10 6 vuotta) T~ K: riittävän viileää, jotta n ja p olemassa: n + p d + γ Q = 2.22 MeV Huom! d = 2 H = deuteroni (ydin) tai deuterium (atomi) t = 3 H = tritoni (ydin) tai tritium (atomi) 14
15 n + p d + γ Q = 2.22 MeV Jos γ-kvantilla energiaa yli 2.22 MeV, niin käänteinen reaktio d + γ n + p on mahdollinen ja deuteroni hajoaa Fotoneita 10 9 kertaa enemmän kuin protoneita tai neutroneita! Oltava N γ (E>2.22 MeV) < N n (sillä N n < N p ) 15
16 energiaa riittävästi Coulombin vallin ylittämiseksi seuraavissa reaktioissa: d + p 3 He + γ Q = 5.49 MeV d + n t + γ Q = 6.26 MeV tai d + d t + p (epätod.näk.) d + d 3 He + n (epätod.näk.) sekä t että 3 He deuteronia sidotumpia p + t α+ γ Q = MeV n + 3 He α+ γ Q = MeV α (eli 4 He) näistä stabiilein päätuote 16
17 A=5 ja A=8 ei stabiileja isotooppeja Hiukan (Coulombin valli rajoittaa): α + t 7 Li + γ α + 3 He 7 Be + γ raskaammille Coulombin valli liian korkea t ~30 min (T ~ K): ytimien synty loppuu näkyvä aine: 76 % p 24 % α hiukan d, 3 He ja 7 Li t ~ 10 6 vuotta (T~2000K): elektronit + ko. ytimet atomeja 17
18 Ydinsynteesi tähdissä A < 60 Tähden kehitysvaiheet: - avaruuden H ja He kaasutihentymä kutistuu gravitaation vaikutuksesta kt kasvaa energiaa riittävästi Coulombin vallin ylittämiseen eksotermisiä fuusioreaktioita (lämpöydinreaktioita) Huom! B/A-käyrä: Q >0 aina Fe asti tasapainotila: tähti säteilee energiaa, kunnes polttoaine loppuu fuusiotuotteiden Z kasvaa Coulombin valli kasvaa kutistuminen kt kasvaa jne. 18
19 19
20 Vedyn palaminen (hydrogen burning) Protonikierto (pp chain): β a) p + p + d + e + + ν Q = 0.42 MeV äärimmäisen epätodennäköinen, σ b (β + heikon vv:n prosessi (hidas), mutta tapahduttava kun p+p vuorovaikutuksessa keskenään) keskimäärin p elää ~10 10 vuotta ennen kuin muuttuu deuteroniksi auringossa! välittömästi deuteronin muodostumisen jälkeen: b) d + p 3 He + γ Q = 5.5 MeV - d + d ei tapahdu (erittäin epätn.) 20
21 c) 3 He + 3 He α + 2p Q = 12.9 MeV τ( 3 He) 10 5 vuotta ( 3 He + p 4 Li 3 He + p, 3 He + d epätn., koska d vain vähän ja d+p 3 He) Nettoreaktio: 4 p α Q=26.7 MeV p p p e + ν 2 H γ 3 He p 4 He p e + ν 2 H γ 3 He p p p 21
22 CNO-ketju 12 C toimii katalysaattorina ei vaadi beetahajoamisen ja fuusion samanaikaisuutta nopeampi, mutta: Coulombin vallit p + C, N, O paljon suuremmat kuin p+p hidastaa dominoi korkeissa lämpötiloissa nettoreaktio: 4 p α Q=26.7 MeV 22
23 CNO-ketju p p p p 12 C 13 N 13 C 14 N 15 O 15 N 12 C γ e + ν γ γ e + ν 4 He 23
24 CNO-ketju dominoi korkeissa lämpötiloissa Kuva: Energian tuottonopeudet pp-ketjulle ja CNO-ketjulle Auringossa energiasta tuotetaan noin 98-99% pp-ketjulla ja vain noin 1 % CNO-ketjun avulla 24
25 He-palaminen (Helium burning) vety palaa loppuun keskus luhistuu T kasvaa, ulommat osat laajenevat tähdestä tulee punainen jättiläinen jos massaa riittävästi (T=10 8 K, ρ=100 kg/m 3 ), He-palaminen: 4 He + 4 He 8 Be Q =-0.09 MeV 8 Be hajoaa: 8 Be α+ α, τ( 8 Be) s tasapainokonsentraatio 8 Be/ 4 He 10-9! raskaampien tuotto ei onnistu ilman resonanssin apua 25
26 Resonanssi: 8 Be + 4 He 12 C*(7654 kev; 0 + ) 12 C*(7654 kev; 0 + ) 12 C g.s. + 2γ tai 12 C*(7654 kev; 0 + ) α + 3 α 12 C* (Q=285 kev ) Hoyle, Fowler syntynyt stabiili 12 C 12 C + α 16 O + γ Q = 7.16 MeV 16 O + α 20 Ne + γ Q = 4.73 MeV 20 Ne + α 24 Mg + γ Q = 9.31 MeV mahdollisia reaktioita He palaa loppuun luhistuminen, T 10 9 K 26
27 12 C: resonanssi γ-hajoaminen 12 C perustilalle (harvinainen!) 8 Be + α α + α 27
28 12 C resonanssi ISOLDE CERN IGISOL JYFL H. Fynbo et al., Nature 433 (2005)
29 12 C resonanssi: tuloksia H. Fynbo et al., Nature 433 (2005) 136 The triple-a reaction rate from this work, r3a, relative to the value from the current NACRE compilation3, r3a(nacre). T 9 is the temperature in 10 9 K. Solid line, our rate including only the Hoyle resonance; dashed lines, our rate including the broad 0+ resonance and its interference with the Hoyle resonance; and grey band, estimated error band from NACRE3 (the uncertainty in the position of their assumed 2+ resonance is not included). 29
30 16 O, 20 Ne tuotto 30
31 Reaktionopeudet? Terminen jakauma reaktioon osallistuville: E / kt n( E) de e EdE Vaikutusala σ(e) = e -2G /E G= Gamowin tekijä e -2G = Coulombin vallin läpäisytodennäköisyys 31
32 32
33 S(E) sis. kaikki muut ydinrakenteeseen liittyvät tiedot paitsi vallin läpäisytod.näk. 33
34 34
35 12 C, 16 O palaminen Esim. 12 C + 12 C 20 Ne + α Q=4.62 MeV 16 O + 16 O 28 Si + α Q=9.59 MeV myös α sieppaukset mahdollisia muodostuu paljon 28 Si:tä luhistuminen 35
36 28 Si palaminen(t= K, ρ=10 5 kg/cm 3 ) mustan kappaleen säteilyssä Eγ riittävä ydinreaktioiden tuottamiseen 28 Si + γ 24 Mg + α 28 Si + α 32 S + γ (α,γ) sieppausreaktioita aina A=56 asti (Ni,Co,Fe: B/A-käyrän huippukohta) valkoinen kääpiö jos tähdellä riittävästi massaa (m > 1.4M Sun ) nopea Si palaminen supernovaräjähdys 36
37 Sipulirakenne 37
38 Supernovaräjähdys raskaat tähdet: sisäosan elektronin degen. paine ei pysty vastustamaan gravitaatiota sisäosa luhistuu, kunnes saavutetaan ydinaineen tiheys lyhyen kantaman nukleoni-nukleoni ydinvoima repulsiivinen tähden ydin kovettuu shokkiaalto luhistuvien ulompien kerrosten läpi uloimmat osat räjähtävät pois, jäljelle jää neutronitähti 38
39 1. Sisäosan luhistuminen supernovan mekanismi esi-sn-tähti Fe ydin(kerros) 2. neutronitähden esiaste sisempi ydin luhistuva ulompi osa ulospäin shokki kimpoamisesta 3. neutronitähden esiaste luhistuva ulompi osa pysähtynyt shokkiaalto neutriinoja neutriinojen kuumentama kerros 4. neutronitähden esiaste materian kulkusuunta kääntyy - räjähdys elpynyt shokkiaalto 39
40 Supernova 1987A Host galaxy: Large Magellanic Cloud (Suuri Magellanin pilvi) 40
41 Neutronitähti pääosin neutroneita sisältää myös p, e - tiheys lähellä ydinaineen tiheyttä pinnalla muita ytimiä, mahd. jopa kiinteää ainetta pyörimistaajuus suuri (jakso ms) magn.akseli eri suunnassa kuin pyörimisakseli pyörivä magn. dipoli, joka emittoi sähkömagneettista säteilyä =pulsari 41
42 42
43 Kysymys numero 3: Miten rautaa raskaammat alkuaineet ovat syntyneet? 43
44 Ydinsynteesi tähdissä (A>60) fuusioreaktiot eivät enää mahdollisia neutronisieppaus todennäköisin (ei Coulombin vallia) Mistä neutronit peräisin? helium-palamisessa tai punaisessa jättiläisessä: 13 C(α,n) 16 O, 22 Ne(α,n) 25 Mg - suuria neutronitiheyksiä (luultavasti) supernovaräjähdyksissä 44
45 Neutronisieppaus (Z,A) + n (Z,A+1) + yksi tai useampia γ (Z,A+1) (Z+1,A+1) + e - + ν e (β - haj.) neutronisieppausta voi seurata β - hajoaminen riippuu neutronin sieppaustaajuudesta λ n ja β - hajoamisnopeudesta λ β neutronisieppauksia kunnes λ n < λ β kaksi eri prosessia: s- ja r-prosessi 45
46 Neutronin sieppaustaajuus/atomi voidaan arvioida: λ n ~n n <σv> jossa n n = neutronitiheys [1/m 3 ] σ = neutronisieppauksen vaikutusala v = neutronin keskimääräinen nopeus lämpötilassa T (E th =3kT/2) 46
47 s-prosessi (s =slow) 1) λ n << λ β : hidas (slow) neutronin sieppausprosessi neutronitiheys pieni n n ~ /m 3 lähellä stabiileja ytimiä 209 Bi asti A>209: ei enää sopivia stabiileja tai metastabiileja ytimiä; alfahajoaminen, esim. 209 Bi + n 210 Bi + γ 210 Bi 210 Po + e - + ν e t ½ = 5 d 210 Po 206 Pb + α t ½ = 139 d 47
48 s-prosessissa tasapaino, kun tiettyä ydintä (massaluku A) tuotetaan ja hävitetään neutronisieppauksilla yhtä nopeasti: dn(a)/dt n(a-1)σ(a-1)-n(a)σ(a) = 0 vastaavasti n(a)σ(a) = n(a+1)σ(a+1) n(a)σ(a) ~ vakio tasapainossa havaittu: ~ vakio kun A >
49 s-prosessi: vaikutusalat Oletus, että σ A N A =σ A-1 N A-1 = vakio on OK! 49
50 s-prosessin kulkua 50
51 2) λ n >> λ β : r-prosessi (r =rapid) nopea (rapid) neutronin sieppausprosessi vaatii suuren, lyhytaikaisen neutronivuon (~10 32 m -2 s -1 ) supernova? useita peräkkäisiä neutronisieppauksia ennen β - hajoamista kulkee pitkin neutronirikkaita ytimiä jatkuu aina kunnes fissiosta todennäköisempi selittää, miten A>209 ytimet syntyneet (esim. 232 Th, 235 U, 238 U) 51
52 Fig : s-prosessi lähellä stabiileja r-prosessi neutronirikkaita pitkin T ½ (β - )=0.1 s T ½ (β - )=0.2 s 52
53 Fig.19.16: 120 Sn sekä s- että r-prosessi 122 Sn ja 124 Sn vain r-prosessissa 122,123,124 Te vain s-prosessissa 53
54 Fig : neutronikuorien (N=50,82,126) kohdalla hyppäys: t ½ (β - ) lyhyt r-prosessi päättyy, kun fissiosta tulee todennäköisempi mahdollisesti tuottaa superraskaita ytimiä 54
55 Fig : hyppäykset neutronikuorilla (Fig.19.17) β - hajoaminen piikit A=80,130 ja 195 vastaavat r-prosessin hyppyjä N=50,82,126 piikit A= 90, 138 ja 208 vastaavat s-prosessin stabiileja, joille N=50,82,126 55
56 56
57 r-prosessin päätepiste? n-indusoitu fissio päättää r-prosessin tai spontaani fissio Goriely & Clerbaux A&A 348 (1999), 798 n-indusoitu fissio β-viivästetty fissio Spontaani fissio (Z,A) n-sieppaus (DC) fissio (Z,A) β fissio (Z,A+1) fissio (Z,A+1) (Z+1,A) Fissiovalli 57 57
58 r-prosessi: Kierrätys fission kautta Fissio tuottaa A~A end /2 ~ 125 ytimiä Muokkaa isotooppien pitoisuusjakaumaa A=130 piikin ympäristössä Fissiotuotteet jyviä (seed) r-prosessille - r-prosessin kautta edetään taas A~250 alueelle - fissio tapahtuu jälleen Fissio kierrättää ainetta! Huom! r-prosessin tarkkaa päätepistettä ja fission merkitystä prosessille ei vielä tarkkaan tiedetä, koska ei tiedetä tarkasti: astrofysikaalisen paikan tarkkoja ominaisuuksia (esim. neutronien/ jyväytimien suhde) fissiovallit fissiofragmenttien jakauma 58
59 Ydinfysiikan ominaisuuksia r-prosessia varten Ominaisuus Vaikutus S n Neutronin sidosenergia prosessin polku T 1/2 P n Fissio (haarautumat ja tuotteet) β-hajoamisen puoliintumisaika β-viivästetyn n-emission haarautumat tuotettujen isotooppien pitoisuuksien jakauma aikaskaala lopullinen isotooppien pitoisuuksien jakauma päätepiste isotooppien pitoisuuksien jakauma? fissiokierrätyksen aste G Partitiofunktiot polku (hyvin heikosti) N A <σv> Neutronisieppauksen reaktionopeudet lopullinen isotooppien jakauma jäähtymisvaiheen aikana? ehdot odotusytimien (waiting point) arvioimiseksi 59
60 p-prosessi Esim. 78 Kr: 78 Se tuotetaan s- ja r-prosessilla ei voi edetä kohti 78 Kr, koska 78 Se stabiili hyvin korkeissa lämpötiloissa (esim. supernova) protonisieppaukset (p,γ) mahdollisia p-prosessi p-ydin s-prosessi 78 Kr 79 Kr 80 Kr 81 Kr 82 Kr (p,γ) 77 Br 78 Br 79 Br 80 Br 81 Br (p,γ) 76 Se 77 Se 78 Se 79 Se 80 Se Mitä muita p-ytimiä löydät nuklidikartalta? 75 As 76 As 77 As 78 As 79 As r-prosessi 60
61 Prosessien vertailua Prosessi Ympäristö Aikaskaala Astrofys. sijainti s-prosessi (n-sieppaus,...) r-prosessi (n-sieppaus,...) p-prosessi ((γ,n),...) T~ 0.1 GK t n ~ yr, n n ~ /cm 3 T~1-2 GK t n ~ ms, n n ~10 24 /cm vuotta ja vuotta Massiiviset tähdet (ei niin yleinen) Kevyet AGB-tähdet (pää) < 1s Tyypin II Supernovat? Yhteensulautuvat neutronitähdet? T~2-3 GK ~1s Tyypin II Supernovat 61
62 Esimerkki P= p-ydin S= vain s-prosessin kautta tuotettu ydin R= vain r-prosessin kautta tuotettu ydin Nuolet: s-prosessi 95 Mo 110 Cd 62
63 rp-prosessi nopea (rapid) protonin (p) sieppausprosessi koostuu p-sieppauksista ja β + hajoamisista kulkee protonirikkaalla puolella lähellä suoraa N=Z mahdollinen kun runsaasti vetyä ja korkea lämpötila (T~1-2 GK) protonisieppauksilla niin kauan kunnes Q- arvo menee lähelle nollaa tai negatiiviseksi odotettava hitaampaa β + hajoamista (waiting point) 63
64 3α F (9) O (8) N (7) C (6) B (5) Be (4) Li (3) He (2) H (1) α,p rp-prosessin kulku K (19) Ar (18) Cl (17) S (16) P (15) Si (14) Al (13) Mg (12) Na (11) Ne (10) As (33) Ge (32) Ga (31) Zn (30) Cu (29) Ni (28) Co (27) Fe (26) Mn (25) Cr (24) V (23) Ti (22) Sc (21) Ca (20) rp Tc (43) Mo (42) Nb (41) Zr (40) Y (39) Sr (38) Rb (37) Kr (36) Br (35) Se (34) Sb (51) Sn (50) In (49) Cd (48) Ag (47) Pd (46) Rh (45) Ru (44) Xe (54) I (53) Te (52)
65 Esim. Kahden tähden systeemit, joissa toinen osapuoli neutronitähti ja toinen normaali tähti röntgentähtipurkaukset (X-ray bursts) Normaalista tähdestä siirtyy materiaa (runsaasti vetyä) neutronitähden pinnalle Neutronitähti luovuttajatähti ( normaali tähti) kerääntynyt materia 65
66 Animaatio Wikipediassa: 66
67 Röntgentähtipurkaukset voimakasta röntgensäteilyä jaksoittaisissa purkauksissa (x-ray bursts) riittävä lämpötila ja vetytiheys uusia ytimiä protonisieppausten ja beetahajoamisten kautta sieppaukset ja β + -hajoamiset vapauttavat energiaa ja nostavat lämpötilaa, mikä taas nopeuttaa protonisieppauksia ja kiihdyttää reaktioita edelleen sieppaukset ja β + -hajoamiset vaikuttavat mm.: havaitun säteilytehon jakaumaan ajan funktiona purkauksen kestoon tuotettujen alkuaineiden ja isotooppien jakaumaan tietoa ytimien ominaisuuksista (massat, E x,t ½ ) tarvitaan tarkkaan mallintamiseen ja havaitun datan tulkitsemiseen 67
68 X-ray burst light curve Kaksi eri mallia havaittu A. Heger et al., The Astrophysical Journal 671 (2007) L141 68
69 V.-V. Elomaa et al., PRL 102, (2009) 69
70 Ydinsynteesi novatähdissä Novatähti: valkoinen kääpiö + kumppanitähti, josta siirtyy vetyrikasta ainetta kääpiön pinnalle (vrt. x-ray bursts: n-tähti + kumppanitähti) Ydinsynteesi novatähdissä (vedyn palaminen novatähdissä): etenee samaan tyyliin kuin rp-prosessi lisäksi mukana muutamia (p,α) reaktioita alhaisempi lämpötila (noin K) saavuttaa maksimissaan A~40 mallinnus voidaan kohta tehdä perustuen vain kokeelliseen dataan 70
71 Uusin tulokas: νp prosessi muistuttaa rp-prosessia hitaat β + hajoamiset ohitetaan nopeilla (n,p) reaktioilla tapahtuu mahdollisesti esim. supernovatähdissä voimakkaat neutriinovuot protonirikkaita aineita C. Fröhlich et al., Phys. Rev. Lett. 96, (2006) vapaat protonit absorboivat antineutriinon ν + n ν e e e + p + e p n + e ν + p n + waiting-point-ytimet ohitetaan (n,p)-reaktioilla keveitä p-ytimiä tuotetaan enemmän malleilla ei vielä saada tuotetuksi tarpeeksi 92 Mo supernovaräjähdyksissä aine leviää avaruuteen (vrt. röntgentähdet aineen karkaaminen avaruuteen epävarmaa) A X ( n, p) Z Y A Z 1 71
72 Ytimiin perustava maailmakaikkeuden iänmääritys (nuclear cosmochronology) r- tai s-prosessilla tuotettujen ydinten pitoisuudet r- ja s-prosessien tarkat mallinnukset Tietoa universumin iästä 1) Big Bang; neutraalien atomien syntyminen (~10 6 vuotta) 2) galaksien ja 1. sukupolven tähtien syntyminen (δ=1-2 Gy) 3) ydinsynteesi tähdissä ja supernovissa; nykyisten alkuaineiden syntyminen (aikaväli ) 4) aurinkokunnan muodostuminen (aika A e = 4.6 Gy) Maailmankaikkeuden ikä: A u = δ + + A e Koska A e tiedetään hyvin ja δ pieni, riittää kun saadaan arvio :lle 72
73 235 U/ 238 U suhde vain r-prosessi tuottaa fissio huomioitava lasketaan alkuperäinen suhde mallien avulla aika 73
74 = 2 Gy ensin tuotto, sitten vasta hajoaminen continous synthesis : tuotto vakio sudden synthesis : tuottaa alkuperäisessä suhteessa (1.64) 74
75 Oletus: tuottoa ja hajoamista tapahtuu koko ajan ekstrapoloidaan vastaamaan alkuperäistä pitoisuussuhdetta Todennäköisin: = 6 Gy Vaihtelu: = 4-9 Gy 75
76 187 Re -> 187 Os; T ½ = 40 Gy vertaa N( 187 Os)/N( 187 Re)-> tietoa, millä aikavälillä 187 Re hajonnut 187 Re puhtaasti r-prosessilla tuotettu 187 Os tuotetaan sekä s- että r-prosessin kautta pitäisi määrittää s-prosessilla tuotettu osuus tarkasti ongelma: isomeerinen tila 187 Os m E x = 10 kev pitää ottaa huomioon 76
77 Universumin ikä? Kosmokronologia: arvio universumin iäksi 14(2) Gy vertaa Hubble H -1 =15 Gy (H=67 /km/s)/mpc) Huom! Oletettu: laajenemisnopeus vakio Huom! Vakion H suuri vaihteluväli/virherajat Tarvitaan lisää tietoa tarkempaan määrittämiseen 77
Kosmologia ja alkuaineiden synty. Tapio Hansson
Kosmologia ja alkuaineiden synty Tapio Hansson Alkuräjähdys n. 13,7 mrd vuotta sitten Alussa maailma oli pistemäinen Räjähdyksen omainen laajeneminen Alkuolosuhteet ovat hankalia selittää Inflaatioteorian
LisätiedotKosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson
Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson Kosmologia Kosmologiaa tutkii maailmankaikkeuden rakennetta ja historiaa Yhdistää havaitsevaa tähtitiedettä ja fysiikkaa Tämän hetken
LisätiedotKosmos = maailmankaikkeus
Kosmos = maailmankaikkeus Synty: Big Bang, alkuräjähdys 13 820 000 000 v sitten Koostumus: - Pimeä energia 3/4 - Pimeä aine ¼ - Näkyvä aine 1/20: - vetyä ¾, heliumia ¼, pari prosenttia muita alkuaineita
LisätiedotAine ja maailmankaikkeus. Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos
Aine ja maailmankaikkeus Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos Lahden yliopistokeskus 29.9.2011 1900-luku tiedon uskomaton vuosisata -mikä on aineen olemus -miksi on erilaisia aineita
LisätiedotSupernova. Joona ja Camilla
Supernova Joona ja Camilla Supernova Raskaan tähden kehityksen päättäviä valtavia räjähdyksiä Linnunradan kokoisissa galakseissa supernovia esiintyy noin 50 vuoden välein Supernovan kirkkaus muuttuu muutamassa
LisätiedotMaailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016)
Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Kvanttimeri - Kvanttimaailma väreilee (= kvanttifluktuaatiot eli kvanttiheilahtelut) sattumalta suuri energia (tyhjiöenergia)
Lisätiedotfissio (fuusio) Q turbiinin mekaaninen energia generaattori sähkö
YDINVOIMA YDINVOIMALAITOS = suurikokoinen vedenkeitin, lämpövoimakone, joka synnyttämällä vesihöyryllä pyöritetään turbiinia ja turbiinin pyörimisenergia muutetaan generaattorissa sähköksi (sähkömagneettinen
LisätiedotAtomin ydin. Z = varausluku (järjestysluku) = protonien määrä N = neutroniluku A = massaluku (nukleoniluku) A = Z + N
Atomin ydin ytimen rakenneosia, protoneja (p + ) ja neutroneja (n) kutsutaan nukleoneiksi Z = varausluku (järjestysluku) = protonien määrä N = neutroniluku A = massaluku (nukleoniluku) A = Z + N saman
LisätiedotMääräys STUK SY/1/ (34)
Määräys SY/1/2018 4 (34) LIITE 1 Taulukko 1. Vapaarajat ja vapauttamisrajat, joita voidaan soveltaa kiinteiden materiaalien vapauttamiseen määrästä riippumatta. Osa1. Keinotekoiset radionuklidit Radionuklidi
LisätiedotVuorovaikutuksien mittamallit
Vuorovaikutuksien mittamallit Hiukkasten vuorovaikutuksien teoreettinen mallintaminen perustuu ns. mittakenttäteorioihin. Kenttä viittaa siihen, että hiukkanen kuvataan paikasta ja ajasta riippuvalla funktiolla
LisätiedotSäteilyturvakeskuksen määräys turvallisuusluvasta ja valvonnasta vapauttamisesta
1 (33) LUONNOS 2 -MÄÄRÄYS STUK SY/1/2017 Säteilyturvakeskuksen määräys turvallisuusluvasta ja valvonnasta vapauttamisesta Säteilyturvakeskuksen päätöksen mukaisesti määrätään säteilylain ( / ) 49 :n 3
LisätiedotPlanck ja kosminen mikroaaltotausta
Planck ja kosminen mikroaaltotausta Elina Keihänen Helsingin yliopisto Fysikaalisten tieteiden laitos Fysiikan täydennyskoulutuskurssi 8.6.2007 Kiitokset materiaalista Hannu Kurki Suoniolle Planck satelliitti
LisätiedotYdin- ja hiukkasfysiikka: Harjoitus 1 Ratkaisut 1
Ydin- ja hiukkasfysiikka: Harjoitus Ratkaisut Tehtävä i) Isotoopeilla on sama määrä protoneja, eli sama järjestysluku Z, mutta eri massaluku A. Tässä isotooppeja keskenään ovat 9 30 3 0 4Be ja 4 Be, 4Si,
LisätiedotPIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos
PIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos 1917: Einstein sovelsi yleistä suhteellisuusteoriaa koko maailmankaikkeuteen Linnunradan eli maailmankaikkeuden
LisätiedotCERN-matka
CERN-matka 2016-2017 UUTTA FYSIIKKAA Janne Tapiovaara Rauman Lyseon lukio http://imglulz.com/wp-content/uploads/2015/02/keep-calm-and-let-it-go.jpg FYSIIKKA ON KOKEELLINEN LUONNONTIEDE, JOKA PYRKII SELITTÄMÄÄN
LisätiedotJAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ
JASOLLINEN JÄRJESTELMÄ Oppitunnin tavoite: Oppitunnin tavoitteena on opettaa jaksollinen järjestelmä sekä sen historiaa alkuainepelin avulla. Tunnin tavoitteena on, että oppilaat oppivat tieteellisen tutkimuksen
LisätiedotJaksollinen järjestelmä ja sidokset
Booriryhmä Hiiliryhmä Typpiryhmä Happiryhmä Halogeenit Jalokaasut Jaksollinen järjestelmä ja sidokset 13 Jaksollinen järjestelmä on tärkeä kemian työkalu. Sen avulla saadaan tietoa alkuaineiden rakenteista
Lisätiedot2.2 RÖNTGENSÄTEILY. (yli 10 kv).
11 2.2 RÖNTGENSÄTEILY Erilaisiin sovellutustarkoituksiin röntgensäteilyä synnytetään ns. röntgenputkella, joka on anodista (+) ja katodista () muodostuva tyhjiöputki, jossa elektrodien välille on kytketty
LisätiedotTarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN
Tarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN Oppilaiden ennakkokäsityksiä avaruuteen liittyen Aurinko kiertää Maata Vuodenaikojen vaihtelu johtuu siitä,
LisätiedotFriedmannin yhtälöt. Einsteinin yhtälöt isotrooppisessa, homogeenisessa FRW-universumissa 8 G 3. yleisin mahdollinen metriikka. Friedmannin yhtälö
Friedmannin yhtälöt Einsteinin yhtälöt isotrooppisessa, homogeenisessa FRW-universumissa 8 G G [ R( t)] T [ aine, energia, R( t)] 3 yleisin mahdollinen metriikka d sin d dr ds c dt R( t) ( r d ) 1 kr Friedmannin
LisätiedotPHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016
PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016 Prof. Filip Tuomisto Fuusion perusteet, torstai 10.3.2016 Päivän aiheet Fuusioreaktio(t) Fuusion vaatimat olosuhteet Miten fuusiota voidaan
LisätiedotMAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET
MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET KAIKKI HAVAITTAVA ON AINETTA TAI SÄTEILYÄ 1. Jokainen rakenne rakentuu pienemmistä rakenneosista. Luonnon rakenneosat suurimmasta pienimpään galaksijoukko
LisätiedotMitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN
Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN 17. helmikuuta 2011 ENERGIA JA HYVINVOINTI TANNER-LUENTO 2011 1 Mistä energiaa saadaan? Perusenergia sähkö heikko paino vahva
LisätiedotMustien aukkojen astrofysiikka
Mustien aukkojen astrofysiikka Peter Johansson Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Kumpula nyt Helsinki 19.2.2016 1. Tähtienmassaiset mustat aukot: Kuinka isoja?: noin 3-100 kertaa Auringon massa, tapahtumahorisontin
LisätiedotYdin- ja hiukkasfysiikka 2014: Harjoitus 5 Ratkaisut 1
Ydin- ja hiukkasfysiikka 04: Harjoitus 5 Ratkaisut Tehtävä a) Vapautunut energia saadaan laskemalla massan muutos reaktiossa: E = mc = [4(M( H) m e ) (M( 4 He) m e ) m e ]c = [4M( H) M( 4 He) 4m e ]c =
LisätiedotAMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE ÄLÄ KÄÄNNÄ SIVUA ENNEN KUIN VALVOJA ANTAA LUVAN!
TEKSTIOSA 6.6.2005 AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE YLEISOHJEITA Valintakoe on kaksiosainen: 1) Lue oheinen teksti huolellisesti. Lukuaikaa on 20 minuuttia. Voit tehdä merkintöjä
LisätiedotYdinfysiikkaa. Tapio Hansson
3.36pt Ydinfysiikkaa Tapio Hansson Ydin Ydin on atomin mittakaavassa äärimmäisen pieni. Sen koko on muutaman femtometrin luokkaa (10 15 m), kun taas koko atomin halkaisija on ångströmin luokkaa (10 10
LisätiedotFysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2012
Fysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2012 Aine koostuu atomeista Nimitys tulee sanasta atomos = jakamaton (400 eaa, Kreikka) Atomin kuvaamiseen käytetään atomimalleja Pallomalli
LisätiedotAstrokemia. Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op. Harju & Sipilä PIII-IV ma BK106. Fysiikan laitos
Astrokemia Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op Harju & Sipilä Fysiikan laitos 2011 PIII-IV ma 14-16 BK106 Luentosuunnitelma L1 17.1. Alkuaineiden runsaudet ja niiden alkuperä L2 24.1. Avaruuden molekyylit
LisätiedotGalaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum
Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum Luento 12: Varhainen maailmankaikkeus 24/11/2015 www.helsinki.fi/yliopisto 24/11/15 1 Tällä luennolla käsitellään 1. Varhaisen maailmankaikkeuden
LisätiedotLuento Ydinfysiikka. Ytimien ominaisuudet Ydinvoimat ja ytimien spektri Radioaktiivinen hajoaminen Ydinreaktiot
Luento 3 7 Ydinfysiikka Ytimien ominaisuudet Ydinvoimat ja ytimien spektri Radioaktiivinen hajoaminen Ydinreaktiot Ytimien ominaisuudet Ydin koostuu nukleoneista eli protoneista ja neutroneista Ydin on
LisätiedotAurinko. Tähtitieteen peruskurssi
Aurinko K E S K E I S E T K Ä S I T T E E T : A T M O S F Ä Ä R I, F O T O S F Ä Ä R I, K R O M O S F Ä Ä R I J A K O R O N A G R A N U L A A T I O J A A U R I N G O N P I L K U T P R O T U B E R A N S
Lisätiedotperushiukkasista Perushiukkasia ovat nykykäsityksen mukaan kvarkit ja leptonit alkeishiukkasiksi
8. Hiukkasfysiikka Hiukkasfysiikka kuvaa luonnon toimintaa sen perimmäisellä tasolla. Hiukkasfysiikan avulla selvitetään maailmankaikkeuden syntyä ja kehitystä. Tutkimuskohteena ovat atomin ydintä pienemmät
LisätiedotHiukkasfysiikan luento 21.3.2012 Pentti Korpi. Lapuan matemaattisluonnontieteellinen seura
Hiukkasfysiikan luento 21.3.2012 Pentti Korpi Lapuan matemaattisluonnontieteellinen seura Atomi Aine koostuu molekyyleistä Atomissa on ydin ja fotonien ytimeen liittämiä elektroneja Ytimet muodostuvat
LisätiedotPimeän energian metsästys satelliittihavainnoin
Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin Avaruusrekka, Kumpulan pysäkki 04.10.2012 Peter Johansson Matemaattis-luonnontieteellinen tiedekunta / Peter Johansson/ Avaruusrekka 04.10.2012 13/08/14
Lisätiedot766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka
1 766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka Luentomonistetta täydentävää materiaalia: 4 Juhani Lounila Oulun yliopisto, Fysiikan laitos, 01 6 Radioaktiivisuus Kuva 1 esittää radioaktiivisen aineen ydinten lukumäärää
LisätiedotPerusvuorovaikutukset. Tapio Hansson
Perusvuorovaikutukset Tapio Hansson Perusvuorovaikutukset Vuorovaikutukset on perinteisesti jaettu neljään: Gravitaatio Sähkömagneettinen vuorovaikutus Heikko vuorovaikutus Vahva vuorovaikutus Sähköheikkoteoria
LisätiedotKokeellisen tiedonhankinnan menetelmät
Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät Ongelma: Tähdet ovat kaukana... Objektiivi Esine Objektiivi muodostaa pienennetyn ja ylösalaisen kuvan Tarvitaan useita linssejä tai peilejä! syys 23 11:04 Galilein
LisätiedotTeoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa. Kari Rummukainen
Teoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa Kari Rummukainen Mitä hiukkasfysiikka tutkii? Mitä Oulussa tutkitaan? Opiskelu ja sijoittuminen työelämässä Teoreettinen fysiikka: työkaluja
LisätiedotTeoreetikon kuva. maailmankaikkeudesta
Teoreetikon kuva Teoreetikon kuva hiukkasten hiukkasten maailmasta maailmasta ja ja maailmankaikkeudesta maailmankaikkeudesta Jukka Maalampi Fysiikan laitos Jyväskylän yliopisto Lapua 5. 5. 2012 Miten
LisätiedotKosmologian yleiskatsaus. Syksy Räsänen Helsingin yliopisto, fysiikan laitos ja Fysiikan tutkimuslaitos
Kosmologian yleiskatsaus Syksy Räsänen Helsingin yliopisto, fysiikan laitos ja Fysiikan tutkimuslaitos www.helsinki.fi/yliopisto 1 Päämääriä Kosmologia tutkii maailmankaikkeutta kokonaisuutena. Kehitys,
LisätiedotMaan ja avaruuden välillä ei ole selkeää rajaa
Avaruus Mikä avaruus on? Pääosin tyhjiön muodostama osa maailmankaikkeutta Maan ilmakehän ulkopuolella. Avaruuden massa on pääosin pimeässä aineessa, tähdissä ja planeetoissa. Avaruus alkaa Kármánin rajasta
LisätiedotKemia 3 op. Kirjallisuus: MaoL:n taulukot: kemian sivut. Kurssin sisältö
Kemia 3 op Kirjallisuus: MaoL:n taulukot: kemian sivut Kurssin sisältö 1. Peruskäsitteet ja atomin rakenne 2. Jaksollinen järjestelmä,oktettisääntö 3. Yhdisteiden nimeäminen 4. Sidostyypit 5. Kemiallinen
LisätiedotYdinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa
Ydinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa Ari Virtanen Professori Jyväskylän yliopisto Fysiikan laitos/kiihdytinlaboratorio ari.j.virtanen@jyu.fi Sisältö Alkutaival Sädehoito Radiolääkkeet Terapia
LisätiedotFYSN300 Nuclear Physics I. Välikoe
Välikoe Vastaa neljään viidestä kysymyksestä 1. a) Hahmottele stabiilien ytimien sidosenergiakäyrä (sidosenergia nukleonia kohti B/A massaluvun A funktiona). Kuvaajan kvantitatiivisen tulkinnan tulee olla
LisätiedotSäteily ja suojautuminen Joel Nikkola
Säteily ja suojautuminen 28.10.2016 Joel Nikkola Kotitehtävät Keskustele parin kanssa aurinkokunnan mittakaavasta. Jos maa olisi kolikon kokoinen, minkä kokoinen olisi aurinko? Jos kolikko olisi luokassa
LisätiedotPHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA
PHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA Kevät 2016 Emppu Salonen Lasse Laurson Arttu Lehtinen Toni Mäkelä Luento 9: Fotonit ja relativistiset kaasut Ke 30.3.2016 1 AIHEET 1. Fotonikaasun termodynamiikkaa.
LisätiedotAlikuoret eli orbitaalit
Alkuaineiden jaksollinen järjestelmä Alkuaineen kemialliset ominaisuudet määräytyvät sen ulkokuoren elektronirakenteesta. Seuraus: Samanlaisen ulkokuorirakenteen omaavat alkuaineen ovat kemiallisesti sukulaisia
LisätiedotLHC -riskianalyysi. Emmi Ruokokoski
LHC -riskianalyysi Emmi Ruokokoski 30.3.2009 Johdanto Mikä LHC on? Perustietoa ja taustaa Mahdolliset riskit: mikroskooppiset mustat aukot outokaiset magneettiset monopolit tyhjiökuplat Emmi Ruokokoski
LisätiedotSuojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009
Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009 Eino Valtonen Avaruustutkimuslaboratorio, Fysiikan ja tähtitieteen laitos, Turun yliopisto Eino.Valtonen@utu.fi 2 Kosminen säde? 3 4 5 Historia
LisätiedotLiitetaulukko 1/11. Tutkittujen materiaalien kokonaispitoisuudet KOTIMAINEN MB-JÄTE <1MM SAKSAN MB- JÄTE <1MM POHJAKUONA <10MM
Liitetaulukko 1/11 Tutkittujen materiaalien kokonaispitoisuudet NÄYTE KOTIMAINEN MB-JÄTE
LisätiedotOppikirja (kertauksen vuoksi)
Oppikirja (kertauksen vuoksi) Luento seuraa suoraan oppikirjaa: Malcolm H. Levitt: Spin Dynamics Basics of Nuclear Magnetic Resonance Wiley 2008 Oppikirja on välttämätön sillä verkkoluento sisältää vain
LisätiedotWien R-J /home/heikki/cele2008_2010/musta_kappale_approksimaatio Wed Mar 13 15:33:
1.2 T=12000 K 10 2 T=12000 K 1.0 Wien R-J 10 0 Wien R-J B λ (10 15 W/m 3 /sterad) 0.8 0.6 0.4 B λ (10 15 W/m 3 /sterad) 10-2 10-4 10-6 10-8 0.2 10-10 0.0 0 200 400 600 800 1000 nm 10-12 10 0 10 1 10 2
LisätiedotHiilen ja vedyn reaktioita (1)
Hiilen ja vedyn reaktioita (1) Hiilivetyjen tuotanto alkaa joko säteilevällä yhdistymisellä tai protoninvaihtoreaktiolla C + + H 2 CH + 2 + hν C + H + 3 CH+ + H 2 Huom. Reaktio C + + H 2 CH + + H on endoterminen,
Lisätiedotn=5 n=4 M-sarja n=3 L-sarja n=2 Lisäys: K-sarjan hienorakenne K-sarja n=1
10.1 RÖNTGENSPEKTRI Kun kiihdytetyt elektronit törmäävät anodiin, syntyy jatkuvaa säteilyä sekä anodimateriaalille ominaista säteilyä (spektrin terävät piikit). Atomin uloimpien elektronien poistamiseen
LisätiedotLeptonit. - elektroni - myoni - tauhiukkanen - kolme erilaista neutriinoa. - neutriinojen varaus on 0 ja muiden leptonien varaus on -1
Mistä aine koostuu? - kaikki aine koostuu atomeista - atomit koostuvat elektroneista, protoneista ja neutroneista - neutronit ja protonit koostuvat pienistä hiukkasista, kvarkeista Alkeishiukkaset - hiukkasten
LisätiedotGravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen
Gravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen Helsingin Yliopisto 14.9.2015 kello 12:50:45 Suomen aikaa: pulssi gravitaatioaaltoja läpäisi maan. LIGO: Ensimmäinen havainto gravitaatioaalloista. Syntyi
Lisätiedot13.3 Supernovat. Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L. Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe )
13.3 Supernovat Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L nähdään suurilta etäisyyksiltä tärkeitä etäisyysmittareita Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe ) Kirkkausmaksimi:
Lisätiedot9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ
9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ Jo vuonna 1869 venäläinen kemisti Dmitri Mendeleev muotoili ajatuksen alkuaineiden jaksollisesta laista: Jos alkuaineet laitetaan järjestykseen atomiluvun mukaan, alkuaineet,
LisätiedotHajoamiskaaviot ja niiden tulkinta (PHYS-C0360)
Hajoamiskaaviot ja niiden tulkinta (PHYS-C0360) Jarmo Ala-Heikkilä, VIII/2017 Useissa tämän kurssin laskutehtävissä täytyy ensin muodostaa tilannekuva: minkälaista säteilyä lähteestä tulee, mihin se kohdistuu,
Lisätiedot6 YDINFYSIIKKAA 6.1 YTIMEN RAKENTEESTA
6 YDINFYSIIKKAA 6.1 YTIMEN RAKENTEESTA Atomin elektronirakenne tunnettiin paljon ennen ytimen rakenteen tuntemista: elektronien irrottamiseen atomista tarvitaan paljon pienempiä energioita (muutamia ev)
LisätiedotPiirrostehtiivissa merkitse nakyviin mahdollisimman paljon tietoa, jolla ilmaiset ymmartaneesi tarkasteltavan ilmion.
YDINFYSIIKKA FYSN3 kl. 211 Valikoe 1 25.2.211 Piirrostehtiivissa merkitse nakyviin mahdollisimman paljon tietoa jolla ilmaiset ymmartaneesi tarkasteltavan ilmion. 1. a) 14 C-ajoitusmenetelma perustuu 14
LisätiedotFysiikka 8. Aine ja säteily
Fysiikka 8 Aine ja säteily Sähkömagneettinen säteily James Clerk Maxwell esitti v. 1864 sähkövarauksen ja sähkövirran sekä sähkö- ja magneettikentän välisiä riippuvuuksia kuvaavan teorian. Maxwellin teorian
LisätiedotTKK, TTY, LTY, OY, ÅA, TY ja VY insinööriosastojen valintakuulustelujen fysiikan koe 31.5.2006, malliratkaisut ja arvostelu.
1 Linja-autoon on suunniteltu vauhtipyörä, johon osa linja-auton liike-energiasta siirtyy jarrutuksen aikana Tätä energiaa käytetään hyväksi kun linja-autoa taas kiihdytetään Linja-auto, jonka nopeus on
LisätiedotLuento 1 Rauta-hiili tasapainopiirros Austeniitin hajaantuminen perliittimekanismilla
Luento 1 Rauta-hiili tasapainopiirros Austeniitin hajaantuminen perliittimekanismilla Vapaa energia ja tasapainopiirros Allotropia - Metalli omaksuu eri lämpötiloissa eri kidemuotoja. - Faasien vapaat
LisätiedotTaustasäteily maanalaisissa mittauksissa
Ensimmäinen Maanalaisen Fysiikan Kesäkoulu, Pyhäjärvi, 2003-1 - Kansallinen Maanalaisen Fysiikan Kesäkoulu Pyhäjärvi, 9. 13. kesäkuuta 2003 Timo Enqvist Taustasäteily maanalaisissa mittauksissa Ensimmäinen
LisätiedotLuku 2: Atomisidokset ja ominaisuudet
Luku 2: Atomisidokset ja ominaisuudet Käsiteltävät aiheet: Mikä aikaansaa sidokset? Mitä eri sidostyyppejä on? Mitkä ominaisuudet määräytyvät sidosten kautta? Chapter 2-1 Atomirakenne Atomi elektroneja
LisätiedotFYS-1270 Laaja fysiikka IV: Aineen rakenne
i FYS-1270 Laaja fysiikka IV: Aineen rakenne Laajuus: 7 ECTS Luennot: 56 h Tapio Rantala, prof., SG219 Ti 13 15 SJ204/TB219 8 10 SG312 FirstName.LastName@tut.fi http://www.tut.fi/~trantala/opetus Harjoitukset:
LisätiedotTähtien rakenne ja kehitys
Tähtien rakenne ja kehitys Fysiikan täydennyskoulutuskurssi - Avaruustutkimus 5.6.2007 FT Thomas Hackman Thomas.Hackman@helsinki.fi Thomas Hackman, HY:n observatorio 1 1. Perustietoa ja käsitteitä Magnitudit
LisätiedotAtomien rakenteesta. Tapio Hansson
Atomien rakenteesta Tapio Hansson Ykköskurssista jo muistamme... Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Demokritos päätteli alunperin, että jatkuva aine ei voi koostua äärettömän pienistä alkeisosasista
LisätiedotHiukkasfysiikka. Katri Huitu Alkeishiukkasfysiikan ja astrofysiikan osasto, Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto
Hiukkasfysiikka Katri Huitu Alkeishiukkasfysiikan ja astrofysiikan osasto, Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Nobelin palkinto hiukkasfysiikkaan 2013! Robert Brout (k. 2011), Francois Englert, Peter
LisätiedotPellettien pienpolton haasteet TUOTEPÄÄLLIKKÖ HEIKKI ORAVAINEN VTT EXPERT SERVICES OY
Pellettien pienpolton haasteet TUOTEPÄÄLLIKKÖ HEIKKI ORAVAINEN VTT EXPERT SERVICES OY Esityksen sisältö Ekopellettien ja puupellettien vertailua polttotekniikan kannalta Koetuloksia ekopellettien poltosta
LisätiedotMateriaalifysiikkaa antimaterialla. Filip Tuomisto Teknillisen fysiikan laitos Aalto-yliopisto
Materiaalifysiikkaa antimaterialla Filip Tuomisto Teknillisen fysiikan laitos Aalto-yliopisto Miksi aine on sellaista kuin se on? Materiaalien atomitason rakenne Kokeelliset tutkimusmenetelmät Positroniannihilaatiospektroskopia
LisätiedotYdinfysiikka. Luento. Jyväskylän synklotroni. Copyright 2008 Pearson Education, Inc., publishing as Pearson Addison-Wesley.
Ydinfysiikka Atomin ydin kuuluu silmillemme näkymättömään maailmaan, mutta ydinfysiikan ilmiöt ovat osa modernia teknologiaa. Esim ydinvoima, ydinfysiikan käyttö lääketieteessä, ydinjätteet. Luennon tavoite:
LisätiedotVIII RADIOAKTIIVISEN HAJOAMISEN MUODOT
VIII RADIOAKTIIVISEN HAJOAMISEN MUODOT Radioaktiivisessa hajoamisessa on neljä perusmuotoa: fissio alfahajoaminen betahajoaminen sisäinen siirtymä Viime vuosikymmeninä on havaittu paljon harvinaisempiakin
LisätiedotPHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2019
PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2019 Prof. Filip Tuomisto Fuusion perusteet, maanantai 11.3.2019 Reaktorivierailu ma 25.3. klo 10.00 Osoite: Otakaari 3 Pakollinen ilmoittautuminen:
LisätiedotAlkuräjähdysteoria. Kutistetaan vähän...tuodaan maailmankaikkeus torille. September 30, fy1203.notebook. syys 27 16:46.
Alkuräjähdysteoria Maailmakaikkeude umerot Ikä: 14. 10 9 a Läpimitta: 10 26 m = 10 000 000 000 valovuotta Tähtiä: Aiaki 10 24 kpl Massaa: 10 60 kg Atomeja: 10 90 kpl (valtaosa vetyä ja heliumia) syys 27
LisätiedotKOSMOLOGISIA HAVAINTOJA
KOSMOLOGISIA HAVAINTOJA 1) Olbersin paradksi Miksi taivas n öisin musta? Js tähdet lisivat jakautuneet keskimäärin tasaisesti äärettömään ja muuttumattmaan avaruuteen, tulisi taivaan listaa yhtä kirkkaana
LisätiedotKemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento
Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta Astrokemia -kurssin luento 4.4.2011 edellisissä luentokalvoissa esiteltiin kemiallisen mallintamisen perusteita, eli mitä malleihin kuuluu (millaisia efektejä
LisätiedotPHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA
PHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA Kevät 206 Emppu Salonen Lasse Laurson Arttu Lehtinen Toni Mäkelä Luento 2: BE- ja FD-jakaumat, kvanttikaasut Pe 5.4.206 AIHEET. Kvanttimekaanisesta vaihtosymmetriasta
LisätiedotMustan kappaleen säteily
Mustan kappaleen säteily Musta kappale on ideaalisen säteilijän malli, joka absorboi (imee itseensä) kaiken siihen osuvan säteilyn. Se ei lainkaan heijasta eikä sirota siihen osuvaa säteilyä, vaan emittoi
LisätiedotPlanck satelliitti. Mika Juvela, Helsingin yliopiston Observatorio
Planck satelliitti Mika Juvela Helsingin yliopiston Observatorio kosmista taustasäteilyä tutkiva Planck satelliitti laukaistaan vuonna 2008 Planck kartoittaa koko taivaan yhdeksällä radiotaajuudella 30GHz
LisätiedotMaailmankaikkeuden kriittinen tiheys
Maailmankaikkeuden kriittinen tiheys Tarkastellaan maailmankaikkeuden pientä pallomaista laajenevaa osaa, joka sisältää laajenemisliikkeessä olevia galakseja. Olkoon pallon säde R, massa M ja maailmankaikkeuden
LisätiedotKyösti Ryynänen Luento
1. Aurinkokunta 2. Aurinko Kyösti Ryynänen Luento 15.2.2012 3. Maa-planeetan riippuvuus Auringosta 4. Auringon säteilytehon ja aktiivisuuden muutokset 5. Auringon tuleva kehitys 1 Kaasupalloja Tähdet pyrkivät
LisätiedotAMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE
TEHTÄVÄOSA 4..005 AMMATTKORKEAKOULUJEN TEKNKAN JA LKENTEEN VALNTAKOE YLESOHJETA Tehtävien suoritusaika on h 45 min. Osio (Tekstin ymmärtäminen) Osiossa on valintatehtävää. Tämän osion maksimipistemäärä
LisätiedotKEMIA. Kemia on tiede joka tutkii aineen koostumuksia, ominaisuuksia ja muuttumista.
KEMIA Kemia on tiede joka tutkii aineen koostumuksia, ominaisuuksia ja muuttumista. Kemian työturvallisuudesta -Kemian tunneilla tutustutaan aineiden ominaisuuksiin Jotkin aineet syttyvät palamaan reagoidessaan
LisätiedotHiukkasfysiikkaa. Tapio Hansson
Hiukkasfysiikkaa Tapio Hansson Aineen Rakenne Thomson onnistui irrottamaan elektronin atomista. Rutherfordin kokeessa löytyi atomin ydin. Niels Bohrin pohdintojen tuloksena elektronit laitettiin kiertämään
LisätiedotMAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY
MAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY Maailmankaikkeuden synty selitetään nykyään ns. alkuräjähdysteorian ( Big Bang ) avulla. Alkuräjähdysteorian mukaan maailmankaikkeus syntyi tyhjästä tai lähes tyhjästä äärettömän
LisätiedotLuku 2. Kemiallisen reaktion tasapaino
Luku 2 Kemiallisen reaktion tasapaino 1 2 Keskeisiä käsitteitä 3 Tasapainotilan syntyminen, etenevä reaktio 4 Tasapainotilan syntyminen 5 Tasapainotilan syntyminen, palautuva reaktio 6 Kemiallisen tasapainotilan
LisätiedotTähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan
Tähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan Jyri Näränen Paikkatietokeskus, MML jyri.naranen@nls.fi http://personal.inet.fi/tiede/naranen/ Oheislukemista Palviainen, Asko ja Oja,
Lisätiedotraudan ja nikkelin paikkeilla: on siis mahdollista vapauttaa ytimen energiaa joko fuusioimalla tätä pienempiä ytimiä tai fissioimalla raskaampia.
Vinkkejä tenttiin lukemiseen Virallisesti kurssin kirjoina on siis University Physics ja Eisberg&Resnick, mutta luentomoniste paljastaa, mitä olen pitänyt tärkeänä, joten jos et ymmärrä luentomuistiinpanojen
LisätiedotSuhteellisuusteorian perusteet, harjoitus 6
Suhteellisuusteorian perusteet, harjoitus 6 May 5, 7 Tehtävä a) Valo kulkee nollageodeettia pitkin eli valolle pätee ds. Lisäksi oletetaan valon kulkevan radiaalisesti, jolloin dω. Näin ollen, kun K, saadaan
LisätiedotCERN ja Hiukkasfysiikan kokeet Mikä se on? Mitä siellä tehdään? Miksi? Mitä siellä vielä aiotaan tehdä, ja miten? Tapio Lampén
CERN ja Hiukkasfysiikan kokeet Mikä se on? Mitä siellä tehdään? Miksi? Mitä siellä vielä aiotaan tehdä, ja miten? Tapio Lampén CERN = maailman suurin hiukkastutkimuslaboratorio Sveitsin ja Ranskan rajalla,
LisätiedotREAKTIOT JA TASAPAINO, KE5 KERTAUSTA
KERTAUSTA REAKTIOT JA TASAPAINO, KE5 Aineiden ominaisuudet voidaan selittää niiden rakenteen avulla. Aineen rakenteen ja ominaisuuksien väliset riippuvuudet selittyvät kemiallisten sidosten avulla. Vahvat
LisätiedotPimeä energia. Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla
Pimeä energia Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla 27.5.2015 Friedmann- Robertson- Walker - malli homogeeninen ja isotrooppinen approksimaa>o maailmankaikkeudelle Havaintoihin sopii
LisätiedotFysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt
Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt ISBN: Veera Kallunki, Jari Lavonen, Kalle Juuti, Veijo Meisalo, Anniina Mikama, Mika Suhonen, Jukka Lepikkö, Jyri Jokinen Verkkoversio: http://www.edu.helsinki.fi/astel-ope
LisätiedotNeutriinofysiikka. Tvärminne Jukka Maalampi Fysiikan laitos, Jyväskylän yliopisto
Neutriinofysiikka Tvärminne 27.5.2010 Jukka Maalampi Fysiikan laitos, Jyväskylän yliopisto Neutriinon keksiminen Ongelma 1900-luvun alusta: beetahajoamisessa syntyvän neutriinon energiaspektri on jatkuva.
Lisätiedot17VV VV 01021
Pvm: 4.5.2017 1/5 Boliden Kevitsa Mining Oy Kevitsantie 730 99670 PETKULA Tutkimuksen nimi: Kevitsan vesistötarkkailu 2017, huhtikuu Näytteenottopvm: 4.4.2017 Näyte saapui: 6.4.2017 Näytteenottaja: Mika
LisätiedotTampere 14.12.2013. Higgsin bosoni. Hiukkasen kiinnostavaa? Kimmo Tuominen! Helsingin Yliopisto
Tampere 14.12.2013 Higgsin bosoni Hiukkasen kiinnostavaa? Kimmo Tuominen! Helsingin Yliopisto Perustutkimuksen tavoitteena on löytää vastauksia! yksinkertaisiin peruskysymyksiin. Esimerkiksi: Mitä on massa?
LisätiedotL a = L l. rv a = Rv l v l = r R v a = v a 1, 5
Tehtävä a) Energia ja rataliikemäärämomentti säilyy. Maa on r = AU päässä auringosta. Mars on auringosta keskimäärin R =, 5AU päässä. Merkitään luotaimen massaa m(vaikka kuten tullaan huomaamaan sitä ei
Lisätiedot