Vuorovaikutuksien mittamallit

Transkriptio

1 Vuorovaikutuksien mittamallit Hiukkasten vuorovaikutuksien teoreettinen mallintaminen perustuu ns. mittakenttäteorioihin. Kenttä viittaa siihen, että hiukkanen kuvataan paikasta ja ajasta riippuvalla funktiolla (operaattorilla), mitta viittaa tiettyyn vuorovaikutuksiin liittyvään symmetriaan. Vuorovaikutukset tapahtuvat hiukkasten välillä liikkuvien välittäjähiukkasten (mittabosonien) avulla, edellyttäen että hiukkasella on vuorovaikutukseen liittyvä varaus. hiukkanen välibosoni hiukkanen Feynmanin diagrammi hiukkanen hiukkanen 1

2 Perusvuorovaikutukset Luonnon neljä perusvuorovaikusta ovat Vahva vuorovaikutus Heikko vuorovaikutus Sähkömagneettinen vuorovaikutus Gravitaatiovuorovaikutus Vahvaa vv kuvaa kvanttiväridynamiikka (QCD), sähkömagneettista vv kvanttielektrodynamiikka (QED) ja heikkoa ja sähkömagneettista vv yhdessä sähköheikkoteoria. Gravitaatiolla ei ole vielä toimivaa kvanttiteoriaa. 2

3 Vahva vuorovaikutus Vaikuttaa kvarkkien välillä. Kvarkeilla on värivaraus. Välittäjinä toimii 8 gluonia eli liimahiukkasta. Myös gluoneilla on värivaraus, joten ne vuorovaikuttavat myös itsensä kanssa (vrt. fotoni). Gluonit ovat massattomia, joten kantama on ääretön. Kvarkkien väri vaihtuu vuorovaikutuksessa. 3

4 Värivankeus Havainnot osoittavat, että värilliset hiukkaset eivät esiinny luonnossa vapaina. Kvarkit eivät ole vapaita vaan ne ovat värivankeudessa hadroneissa. Mitä etäämmälle kaksi kvarkkia viedään toisistaan, sitä suurempi voimakenttä niiden välillä vallitsee. Voimakentästä materialisoituu kvarkki-antikvarkki-pari. 4

5 Heikko vuorovaikutus Vaikuttaa sekä kvarkkien että leptonien välillä. Neutriinojen ainoa vuorovaikutustapa. Välittäjähiukkasina välibosonit W ± ja Z 0. Kantama hyvin lyhyt, m. Johtuu siitä, että välibosonit ovat hyvin raskaita: M(W) = 80.4 GeV/c 2, M(Z) = 91.2 GeV/c 2. Heikossa vuorovaikutuksessa perushiukkanen voi muuttua toiseksi perushiukkaseksi. Esim. Beeta-hajoaminen Muonin hajoaminen d u + e +ν e. µ e +ν e +ν µ. 5

6 Sähkömagneettinen vuorovaikutus Sähköisesti varattujen hiukkasten välillä. Välittäjähiukkanen fotoni, massaton. Pitää atomin koossa. QED on tarkin fysiikan teoria. 6

7 Vuorovaikutusten yhteenveto 7

8 Sähköheikko teoria 1960-luvulla keksittiin, että sm- ja heikkoa vuorovaikutusta voi kuvata yhdellä teorialla, jota kutsutaan nimellä sähköheikkoteoria. Kun hiukkastörmäyksessä kokonaisenergia on luokkaa 100 GeV, sm- ja heikko vuorovaikutus ovat yhtä voimakkaita. 8

9 Standardimalli Sähköheikon teorian ja kvanttiväridynamiikan kokonaisuutta kutsutaan hiukkasfysiikan standardimalliksi. Testattu hyvin tarkkaan kokeellisesti. Ainoa ristiriita kokeiden kanssa: Ennustaa neutriinojen massan = 0. 9

10 Hiukkasten massan alkuperä Sähköheikon teorian keskeinen piirre on ns. spontaani symmetrianrikko. Sen avulla teoria selittää kvarkkien, leptoneiden ja W- ja Z-bosonien massat. Tarvitaan ns Higgsin kenttä ja sille sopiva potentiaalienergia. Kenttä ei häviä potentiaalin minimissä eli perustilassa. Avaruudessa on siten kaikkialla Higgsin kenttä. Sen vaikutus hiukkasiin ilmenee massana. 10

11 Higgsin hiukkanen Higgsin kentän kvantti on Higgsin hiukkanen. Vuonna 2012 CERNin LHC-kiihdyttimen avulla onnistuttiin tuottamaan Higgs-like hiukkanen. Kuvassa Higgsin hiukkanen näkyy resonanssipiikkinä 125 GeV:n kohdalla reaktioissa, joissa syntyy kaksi fotonia. 11

12 Higgsin syntyminen prototniprotoni-törmäyksessä ja hajoaminen kahdeksi fotoniksi 12

13 Yhtenäisteoriat Sähköheikkoteoria on esimerkki vuorovaikutuksien yhtenäistämisestä. Ajatellaan, että kun vuorovaikutusenergia on tarpeeksi suuri, yli GeV, vahvaa, sähkömagneettista ja heikkoa vuorovaikutusta kuvaa yksi teoria, suuri yhtenäisteoria (GUT; Grand Unified Theory). Myös gravitaatio halutaan mukaan. Supersäieteoria on yritys tähän suuntaan. Paikka-aika-avaruus on sen mukaan 11- ulotteinen. 13

14 14

15 Kosmologia 15

16 Kosmologia Kosmologiassa tutkitaan maailmakaikkeuden syntyä ja kehitystä. Edwin Hubble osoitti 1920-luvulla, että maailmankaikkeus ulottuu Linnunrataa laajemmalle. Hän totesi, että aikaisemmin sumuiksi luullut kohteet olivatkin toisia galakseja. Noin galaksia ja yksi Linnunradan tähti. Hubble-sateliitin ottama kuva. 16

17 Maailmankaikkeuden laajeneminen Hubble totesi 1929, että galaksit loittonevat meistä sitä enemmän mitä kauempana ne ovat. Loittoneminen ilmenee galaksien lähettämän valon punasiirtymänä (aallot venyvät avaruuden laajentuessa). Tämä voidaan ilmaista myös loittonemisnopeutena (v). Etäisyys (r) voidaan määrittää galakseissa olevien supernovien kirkkauden perusteella. Mitä kaempana, sitä v himmeämpi. v = H 0 r. H 0 on Hubblen tekijä. 1 Mpc = 3.26 Mly = 3.09 x m. r 17

18 Havainto voidaan selittää vain siten, että galaksien väliin syntyy koko ajan uutta avaruutta eli maailmankaikkeus laajenee. Jos valon aallonpituus on galaksista lähtiessä on λ s ja galaksi loittonee nopeudella v, niin havaittu aallonpituus on λ 0 = λ S 1+ v 1 v / / c c. 18

19 Laajeneminen kiihtyvää Kaukaisimmat galaksit ovat kauempana (himmeämpiä) kuin niiden punasiirtymän perusteella (nopeus) Hubblen lain mukaan tulisi olla. Tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeuden laajeneminen on kiihtyvää eli on ollut aikaisemmin hitaampaa kuin se on nyt. 19

20 Alkuräjähdys Big Bang Koska maailmankaikkeus laajenee, sillä on ollut alku. Nyt havaitsemamme maailmakaikkeus on ollut joskus hyvin pieni. Yleinen suhteellisuusteoria voi selittää maailmankaikkeuden laajenemisen. Energia massa ja paine määräävät avaruuden kehittymisen. 20

21 21

22 Maailmankaikkeuden tapahtumia Synty on teorioiden ulottumattomissa, sillä yleisen suhteellisuusteorian pätevyysalue päättyy silloin, kun gravitaation kvantti-ilmiöt ovat merkittäviä eli ennen ns. Planckin aikaa s. Maailmankaikkeuden eksponentiaalinen laajeneminen eli inflaatio n s alun jälkeen. Inflaatio selittää havaittavan maailmankaikkeuden ison mittakaavan homogeenisuuden (samanlainen kaikkialla) ja isotrooppisuuden (samanlainen kaikissa suunnissa). Selittää myös pienten tiheysvaihteluiden synnyn. Nukleosynteesi eli protonien ja neutronien järjestyminen kevyiden alkuaineiden ytimiksi (H, He, D, Li). Maailmakaikkeuden ikä muutamia minuutteja. 22

23 Rekombinaatio eli atomien muodostuminen noin vuotta alun jälkeen. Tämän jälkeen sm-säteily pääsi liikkumaan esteettä, näkyy nykyisin kosmisena taustasäteilynä. Taustasäteilystä saadaan paljon tietoa varhaisen maailmakaikkeuden rakenteesta. Rakenteiden synty vuosimiljardien aikana. Nykymaailmankaikkeus, ikä ± 0.11 miljardia vuotta. 23

24 Kosminen taustasäteily Atomien synnyttyä aine muuttui sähköisesti neuraaliksi ja smsäteily pääsi kulkemaan vapaasti. Tältä ajalta peräisin olevaa sm-säteilyä kutsutaan kosmiseksi taustasäteilyksi. Se on erittäin tarkasti lämpötilaa T = ± K vastaavaa mustan kappaleen säteilyä. Sitten säteilyn syntyhetkestä lämpötila on laskenut tekijällä 1100 avaruuden laajenemisen seurauksena. Taustasäteilyn löytäjät Penzias ja Wilson 1964 Discovery of Cosmic Microwave Background, 1964 Michael S Turner 24

25 Taustasäteilyn satelliittihavainnot WMAP COBE YKSITYISKOHDAT TAMMIKUUSSA 2013! PLANCK 25

26 26

27 Pimeä aine Maailmakaikkeudessa on paljon ainetta, joka ei säteile. Sen koostumusta ei tiedetä. Se on pimeää ainetta. Ilman pimeää ainetta ei voida ymmärtää mm. tähtijoukkojen liikkeitä galakseissa eikä galaksien liikettä galaksirypäissä. Newtonin lain mukaan tähtijoukkojen nopeuden tulisi pienentyä, kun etäisyys galaksin keskustasta kasvaa. Nopeus pysyy kuitenkin vakiona, eli galaksin ympärillä täytyy olla näkymätön gravitaation aiheuttaja. 27

28 28

29 Pimeä aine toimii linssinä. Ilmiötä voidaan käyttää piemän aineen havaitsemiseen. 29

30 Galaksien törmäys Tavallinen aine 30

31 Galaksien törmäys Galaksien törmäys Pimeä aine 31

32 Pimeä energia Maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen merkitsee sitä, että on oltava olemassa jotain sellaista, jolla on vastakkainen vaikutus laajenemiseen kuin gravitaatiolla. Tätä jotain kutsutaan pimeäksi energiaksi. Se ei ole hiukkasia. Sitä on kaikkialla. Sen tiheys ei muutu, vaikka avaruus laajenee. 32

33 Maailmankaikkeuden koostumus Pimeä energia 73% Tavallinen aine 4% (tästä noin 10% valaisevaa) Pimeä aine 23% Neutriinot 0.1-2% 33