FYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA. K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut

Koko: px
Aloita esitys sivulta:

Download "FYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA. K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut 11.5-11.7"

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 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

Lisätiedot

Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson

Kosmologia: 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

Lisätiedot

Kosmos = maailmankaikkeus

Kosmos = 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

Lisätiedot

Aine ja maailmankaikkeus. Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

Aine 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

Lisätiedot

Supernova. Joona ja Camilla

Supernova. 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

Lisätiedot

Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016)

Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Kvanttimeri - Kvanttimaailma väreilee (= kvanttifluktuaatiot eli kvanttiheilahtelut) sattumalta suuri energia (tyhjiöenergia)

Lisätiedot

fissio (fuusio) Q turbiinin mekaaninen energia generaattori sähkö

fissio (fuusio) Q turbiinin mekaaninen energia generaattori sähkö YDINVOIMA YDINVOIMALAITOS = suurikokoinen vedenkeitin, lämpövoimakone, joka synnyttämällä vesihöyryllä pyöritetään turbiinia ja turbiinin pyörimisenergia muutetaan generaattorissa sähköksi (sähkömagneettinen

Lisätiedot

Atomin ydin. Z = varausluku (järjestysluku) = protonien määrä N = neutroniluku A = massaluku (nukleoniluku) A = Z + N

Atomin 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

Lisätiedot

Määräys STUK SY/1/ (34)

Määräys 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

Lisätiedot

Vuorovaikutuksien mittamallit

Vuorovaikutuksien mittamallit Vuorovaikutuksien mittamallit Hiukkasten vuorovaikutuksien teoreettinen mallintaminen perustuu ns. mittakenttäteorioihin. Kenttä viittaa siihen, että hiukkanen kuvataan paikasta ja ajasta riippuvalla funktiolla

Lisätiedot

Säteilyturvakeskuksen määräys turvallisuusluvasta ja valvonnasta vapauttamisesta

Säteilyturvakeskuksen 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

Lisätiedot

Planck ja kosminen mikroaaltotausta

Planck 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

Lisätiedot

Ydin- ja hiukkasfysiikka: Harjoitus 1 Ratkaisut 1

Ydin- 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,

Lisätiedot

PIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

PIMEÄ 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

Lisätiedot

CERN-matka

CERN-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

Lisätiedot

JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ

JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ JASOLLINEN JÄRJESTELMÄ Oppitunnin tavoite: Oppitunnin tavoitteena on opettaa jaksollinen järjestelmä sekä sen historiaa alkuainepelin avulla. Tunnin tavoitteena on, että oppilaat oppivat tieteellisen tutkimuksen

Lisätiedot

Jaksollinen järjestelmä ja sidokset

Jaksollinen 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

Lisätiedot

2.2 RÖNTGENSÄTEILY. (yli 10 kv).

2.2 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

Lisätiedot

Tarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN

Tarinaa 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,

Lisätiedot

Friedmannin 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 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

Lisätiedot

PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016

PHYS-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

Lisätiedot

MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET

MAAILMANKAIKKEUDEN 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

Lisätiedot

Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN

Mitä 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

Lisätiedot

Mustien aukkojen astrofysiikka

Mustien 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

Lisätiedot

Ydin- ja hiukkasfysiikka 2014: Harjoitus 5 Ratkaisut 1

Ydin- 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 =

Lisätiedot

AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE ÄLÄ KÄÄNNÄ SIVUA ENNEN KUIN VALVOJA ANTAA LUVAN!

AMMATTIKORKEAKOULUJEN 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

Lisätiedot

Ydinfysiikkaa. Tapio Hansson

Ydinfysiikkaa. 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

Lisätiedot

Fysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2012

Fysiikan 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

Lisätiedot

Astrokemia. Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op. Harju & Sipilä PIII-IV ma BK106. Fysiikan laitos

Astrokemia. 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

Lisätiedot

Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum

Galaksit 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

Lisätiedot

Luento Ydinfysiikka. Ytimien ominaisuudet Ydinvoimat ja ytimien spektri Radioaktiivinen hajoaminen Ydinreaktiot

Luento 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

Lisätiedot

Aurinko. Tähtitieteen peruskurssi

Aurinko. 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

Lisätiedot

perushiukkasista Perushiukkasia ovat nykykäsityksen mukaan kvarkit ja leptonit alkeishiukkasiksi

perushiukkasista 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

Lisätiedot

Hiukkasfysiikan luento 21.3.2012 Pentti Korpi. Lapuan matemaattisluonnontieteellinen seura

Hiukkasfysiikan 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

Lisätiedot

Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin

Pimeän 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

Lisätiedot

766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka

766334A 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

Lisätiedot

Perusvuorovaikutukset. Tapio Hansson

Perusvuorovaikutukset. Tapio Hansson Perusvuorovaikutukset Tapio Hansson Perusvuorovaikutukset Vuorovaikutukset on perinteisesti jaettu neljään: Gravitaatio Sähkömagneettinen vuorovaikutus Heikko vuorovaikutus Vahva vuorovaikutus Sähköheikkoteoria

Lisätiedot

Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät

Kokeellisen 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

Lisätiedot

Teoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa. Kari Rummukainen

Teoreettinen 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

Lisätiedot

Teoreetikon kuva. maailmankaikkeudesta

Teoreetikon 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

Lisätiedot

Kosmologian yleiskatsaus. Syksy Räsänen Helsingin yliopisto, fysiikan laitos ja Fysiikan tutkimuslaitos

Kosmologian 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,

Lisätiedot

Maan ja avaruuden välillä ei ole selkeää rajaa

Maan 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

Lisätiedot

Kemia 3 op. Kirjallisuus: MaoL:n taulukot: kemian sivut. Kurssin sisältö

Kemia 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

Lisätiedot

Ydinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa

Ydinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa Ydinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa Ari Virtanen Professori Jyväskylän yliopisto Fysiikan laitos/kiihdytinlaboratorio ari.j.virtanen@jyu.fi Sisältö Alkutaival Sädehoito Radiolääkkeet Terapia

Lisätiedot

FYSN300 Nuclear Physics I. Välikoe

FYSN300 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

Lisätiedot

Säteily ja suojautuminen Joel Nikkola

Säteily 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

Lisätiedot

PHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA

PHYS-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.

Lisätiedot

Alikuoret eli orbitaalit

Alikuoret eli orbitaalit Alkuaineiden jaksollinen järjestelmä Alkuaineen kemialliset ominaisuudet määräytyvät sen ulkokuoren elektronirakenteesta. Seuraus: Samanlaisen ulkokuorirakenteen omaavat alkuaineen ovat kemiallisesti sukulaisia

Lisätiedot

LHC -riskianalyysi. Emmi Ruokokoski

LHC -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

Lisätiedot

Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009

Suojeleva 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

Lisätiedot

Oppikirja (kertauksen vuoksi)

Oppikirja (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

Lisätiedot

Wien R-J /home/heikki/cele2008_2010/musta_kappale_approksimaatio Wed Mar 13 15:33:

Wien 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

Lisätiedot

Hiilen ja vedyn reaktioita (1)

Hiilen 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,

Lisätiedot

n=5 n=4 M-sarja n=3 L-sarja n=2 Lisäys: K-sarjan hienorakenne K-sarja n=1

n=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

Lisätiedot

Leptonit. - elektroni - myoni - tauhiukkanen - kolme erilaista neutriinoa. - neutriinojen varaus on 0 ja muiden leptonien varaus on -1

Leptonit. - 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

Lisätiedot

Gravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen

Gravitaatioaallot - 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

Lisätiedot

13.3 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. 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:

Lisätiedot

9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ

9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ 9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ Jo vuonna 1869 venäläinen kemisti Dmitri Mendeleev muotoili ajatuksen alkuaineiden jaksollisesta laista: Jos alkuaineet laitetaan järjestykseen atomiluvun mukaan, alkuaineet,

Lisätiedot

Hajoamiskaaviot ja niiden tulkinta (PHYS-C0360)

Hajoamiskaaviot 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,

Lisätiedot

6 YDINFYSIIKKAA 6.1 YTIMEN RAKENTEESTA

6 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)

Lisätiedot

Piirrostehtiivissa merkitse nakyviin mahdollisimman paljon tietoa, jolla ilmaiset ymmartaneesi tarkasteltavan ilmion.

Piirrostehtiivissa 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

Lisätiedot

Fysiikka 8. Aine ja säteily

Fysiikka 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

Lisätiedot

TKK, TTY, LTY, OY, ÅA, TY ja VY insinööriosastojen valintakuulustelujen fysiikan koe 31.5.2006, malliratkaisut ja arvostelu.

TKK, 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

Lisätiedot

Luento 1 Rauta-hiili tasapainopiirros Austeniitin hajaantuminen perliittimekanismilla

Luento 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

Lisätiedot

Taustasäteily maanalaisissa mittauksissa

Taustasäteily maanalaisissa mittauksissa Ensimmäinen Maanalaisen Fysiikan Kesäkoulu, Pyhäjärvi, 2003-1 - Kansallinen Maanalaisen Fysiikan Kesäkoulu Pyhäjärvi, 9. 13. kesäkuuta 2003 Timo Enqvist Taustasäteily maanalaisissa mittauksissa Ensimmäinen

Lisätiedot

Luku 2: Atomisidokset ja ominaisuudet

Luku 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

Lisätiedot

FYS-1270 Laaja fysiikka IV: Aineen rakenne

FYS-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:

Lisätiedot

Tähtien rakenne ja kehitys

Tähtien 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

Lisätiedot

Atomien rakenteesta. Tapio Hansson

Atomien 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

Lisätiedot

Hiukkasfysiikka. Katri Huitu Alkeishiukkasfysiikan ja astrofysiikan osasto, Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto

Hiukkasfysiikka. 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

Lisätiedot

Pellettien pienpolton haasteet TUOTEPÄÄLLIKKÖ HEIKKI ORAVAINEN VTT EXPERT SERVICES OY

Pellettien 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

Lisätiedot

Materiaalifysiikkaa antimaterialla. Filip Tuomisto Teknillisen fysiikan laitos Aalto-yliopisto

Materiaalifysiikkaa 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

Lisätiedot

Ydinfysiikka. Luento. Jyväskylän synklotroni. Copyright 2008 Pearson Education, Inc., publishing as Pearson Addison-Wesley.

Ydinfysiikka. 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:

Lisätiedot

VIII RADIOAKTIIVISEN HAJOAMISEN MUODOT

VIII RADIOAKTIIVISEN HAJOAMISEN MUODOT VIII RADIOAKTIIVISEN HAJOAMISEN MUODOT Radioaktiivisessa hajoamisessa on neljä perusmuotoa: fissio alfahajoaminen betahajoaminen sisäinen siirtymä Viime vuosikymmeninä on havaittu paljon harvinaisempiakin

Lisätiedot

PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2019

PHYS-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:

Lisätiedot

Alkuräjähdysteoria. Kutistetaan vähän...tuodaan maailmankaikkeus torille. September 30, fy1203.notebook. syys 27 16:46.

Alkuräjähdysteoria. 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

Lisätiedot

KOSMOLOGISIA HAVAINTOJA

KOSMOLOGISIA 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

Lisätiedot

Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento

Kemiallinen 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

Lisätiedot

PHYS-C0220 TERMODYNAMIIKKA JA STATISTINEN FYSIIKKA

PHYS-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

Lisätiedot

Mustan kappaleen säteily

Mustan 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

Lisätiedot

Planck satelliitti. Mika Juvela, Helsingin yliopiston Observatorio

Planck 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

Lisätiedot

Maailmankaikkeuden kriittinen tiheys

Maailmankaikkeuden kriittinen tiheys Maailmankaikkeuden kriittinen tiheys Tarkastellaan maailmankaikkeuden pientä pallomaista laajenevaa osaa, joka sisältää laajenemisliikkeessä olevia galakseja. Olkoon pallon säde R, massa M ja maailmankaikkeuden

Lisätiedot

Kyösti Ryynänen Luento

Kyösti 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

Lisätiedot

AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE

AMMATTIKORKEAKOULUJEN 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

Lisätiedot

KEMIA. Kemia on tiede joka tutkii aineen koostumuksia, ominaisuuksia ja muuttumista.

KEMIA. 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

Lisätiedot

Hiukkasfysiikkaa. Tapio Hansson

Hiukkasfysiikkaa. Tapio Hansson Hiukkasfysiikkaa Tapio Hansson Aineen Rakenne Thomson onnistui irrottamaan elektronin atomista. Rutherfordin kokeessa löytyi atomin ydin. Niels Bohrin pohdintojen tuloksena elektronit laitettiin kiertämään

Lisätiedot

MAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY

MAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY MAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY Maailmankaikkeuden synty selitetään nykyään ns. alkuräjähdysteorian ( Big Bang ) avulla. Alkuräjähdysteorian mukaan maailmankaikkeus syntyi tyhjästä tai lähes tyhjästä äärettömän

Lisätiedot

Luku 2. Kemiallisen reaktion tasapaino

Luku 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

Lisätiedot

Tähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan

Tähtitiede 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,

Lisätiedot

raudan ja nikkelin paikkeilla: on siis mahdollista vapauttaa ytimen energiaa joko fuusioimalla tätä pienempiä ytimiä tai fissioimalla raskaampia.

raudan 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

Lisätiedot

Suhteellisuusteorian perusteet, harjoitus 6

Suhteellisuusteorian 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

Lisätiedot

CERN 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 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,

Lisätiedot

REAKTIOT JA TASAPAINO, KE5 KERTAUSTA

REAKTIOT 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

Lisätiedot

Pimeä energia. Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla

Pimeä 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

Lisätiedot

Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt

Fysiikan 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

Lisätiedot

Neutriinofysiikka. Tvärminne Jukka Maalampi Fysiikan laitos, Jyväskylän yliopisto

Neutriinofysiikka. 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.

Lisätiedot

17VV VV 01021

17VV 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

Lisätiedot

Tampere 14.12.2013. Higgsin bosoni. Hiukkasen kiinnostavaa? Kimmo Tuominen! Helsingin Yliopisto

Tampere 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?

Lisätiedot

L a = L l. rv a = Rv l v l = r R v a = v a 1, 5

L 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