H - + hn He + e - He - Nordic Network of Astrobiology

Hot-topic seminar
Origin of eukaryotes from Archea
Daniel Lundin, Stockholm University
Fredag, 4 September 15:15,
K317 Arrhenius byggnad
Besök av Alba Nova teleskop
Torsdag 10 September 21:30
Möjlighet till gemensam middag
Restaurang Cypern
Informationen om kursen
Kursdelar
Föreläsningar
- 18 kurskvällar 2 x 45 timmer varje kurskväll (se plan)
- ibland gästföreläsare (kan vara på engelska)
Andra aktiviteter
- Filmvisningar i Cosmonova
- Besök på forskningsanläggningar (t. ex. AlbaNovas teleskop)
Tentamen
- Diskussion av en eller flera astrobiologiska frågor som
“open book exam” baserad på en vetenskaplig artikel
- ett exempel av en tidigare tentamen som finns på webbsidan
genomgås
Kurs/Referenslitteratur
G. Horneck and P. Rettberg:
Complete Course in Astrobiology,
Wiley-VCH, 2007
(1st edition), ISBN 978-3527406609
Kring SEK 980,- på Bokus, Amazon etc.
Nedladdningsbar som e-bok
OBS ! Kursen följer boken inte slaviskt. Det räcker därför inte
att läsa boken för att klara kursen.
Referenslitteratur på kurswebbsidan
Kurswebbsidan
www.nordicastrobiology.net/Astrobiologikurs
Definition av astrobiologi (NASA)
Astrobiology is the study of the origin, evolution, distribution,
and future of life in the universe.
Min egen: Astrobiologi är utforskning av utveckling av livet under
en kosmisk synvinkel och granskning av möjligheten av liv på andra
himlakroppar
3 stora delar av astrobiologi
- Utvecklingen av livets molekulära och atomära byggstenar i
universumet
- Utvecklingen av livet på jorden och kosmisk inflytande på det
- Utforskningen av möjligheten av utomjordisk liv
Vad är astrobiologi inte ?
- Ufologi
- Astrologi
- Science Fiction
Vilka discipliner är engagerade ?
Hur utvecklades mångfalden av djur- och växtarter på jorden ?
 en fråga för evolutionsbiologer/genetiker
Men för att få organismer behöver olika celler utvecklas,
hur gick det till ?  en fråga för cellbiologer/genetiker
Celler består (förutom av vatten) av olika biopolymerer (proteiner,
kolhydrater, nucleinsyror) och andra substanser (lipider), hur
bildades de ?  en fråga för molekylärbiologer
Proteiner, nukleinsyror etc. är polymerer av enklare förbindelser
(aminosyror, sockrar, nukleobaser), hur och var framställdes de ?
 en fråga för (astro)kemister
Hur bildas atomerna och olika atomkärnor i universumet ?
 en fråga för astrofysiker/kärnfysiker
Hur bildas kvarkar och andra elementarpartiklar ?
 en fråga för partikelfysiker
Var kommer energin från ? En fråga för kosmologer/filosofer
Vad är liv ?
- Själv-organiserande system (Problem: Kristall)
- Metabolism (Problem: Skogsbrand)
- Identisk reproduktion (Problem: Virus)
NASA definition: Self-sustaining chemical system capable of
Darwinian evolution
Schrödinger’s paradox (1944):
Fysikaliska system sträver efter
maximal oordning (Termodynamikens andra huvudlag)
Liver sträver efter ordning
Erwin Schrödinger
Livets byggstenar
- Vatten: Cytoplasm i celler (H2O)
- Nucleinsyror: DNA, RNA (CHNOP)
- Aminosyror: Proteiner (CHNOS)
- Lipider: Membraner (CH)
- Kolhydrater: Socker/Amylose (C(H2O)n)
- Mineralier: Kalk, Fosfater, Silikater (stödstrukturer)
© Harry Lehto
Deras föregångare
- Vatten (H2O)
- Formaldehyd (H2CO)
- Cyanväte (HCN)
- Sockrer (minst 3 C- och 3 O-atomer)
- Kolväten –(CH2)n–
Men hur kom allt i gång ?
Fanns det något ursprung ?
© Harry Lehto
Går universet oändlig tillbaka i tiden
eller har det börjat någon gång ?
Heraklit (~540 - ~475 v. Chr.): “universumet i
konstant, icke-cyklisk förändring “Panta rei”
(allt flyter, man kan aldrig stiga i samma floden,
Citatet är kanske inte autentiskt)
Heraklit
Viktig fråga: Expanderar universumet eller stannar det
vid samma storlek ?
“Kopernikansk princip” (Bondi 1960): Universumet är
likförmig, det är homogen och isotrop.
(stämmer inte från Kopernikus)
Olbers
“Olbers-paradoxon (1826)”: (stämmer inte från
Olbers)
Enkel fråga: Varför blir det mörk under natten ?
Olbers-paradoxon
Antagningar:
1. Universumet är oändlig och homogen
2. Det finns oändligt många stjärnor och deras antal är konstant
över tiden
3. Ljuset från stjärnorna absorberas inte på vägen till jorden
4. Universumet har alltid funnits och därför har ljuset från
stjärnor haft hur långt tid som helst att nå oss
5. För enkelhetens skull: Alla stjärnorna är lika och har samma
luminositet (energiutstrålning per tid) och samma storlek
Olbers-paradoxon
Antalet av stjärnorna på en kulyta med
avstånd r på jorden är proportionellt till
kulens yta:
N  4r2p = 4Cr2p
C= konstant
Ljusstrålningsintensiten som hittar jorden:
I = Pinfållen/A=PstjärnaA/4r2pA= Pstjärna/4r2p
Pstjärna = Totalt emitterat ljuseffekt från
stjärnan i alla riktningar
A
= jordens tvärsnitt
Nu finns N stjärnor på kulytan med r, så
I(från alla stjärnor med r) = NI
4Cr2pPstjärna/4r2p = CPstjärna 
oberoende av r !
r
Olbers-paradoxon
Oändligt många stjärnor, i alla riktningar måste det finnas en
stjärna, närmare eller längre ifrån jorden (i alla riktningar
finns en stjärna på någon kulyta) . Men intensiteten från den
per rymdvinkel är oberoende från avståndet, därför skulle samma
ljusintensiteten kommer från alla håll....
 Natthimmeln borde vara jämnt ljus !
egentligen:
Möjliga slutsatser
1. Universumet är inte oändlig
2. Ljuset från stjärnorna adsorberas t. ex. av mörka moln
(finns för få !)
3. Universumet har inte alltid funnits
4. Ljuset från avlägsna källor skiftad till lägre energier
Frågor:
1. Om universumet är inte oändlig,
expanderar eller kontraherar det ?
2. Finns det en “start” för universumet ?
Avstånd och rörelsen av stjärnor
kan ge svar ! Hur bestäms de ?
The “Horsehead nebula” (Orion)
Olbers-paradoxon
“Were the succession of stars endless, then the background
of the sky would present us a uniform luminosity, like that
displayed by the Galaxy – since there could be absolutely
no point, in all that background, at which would not exist
a star. The only mode, therefore, in which, under such
a state of affairs, we could comprehend the voids which
our telescopes find in innumerable directions, would be by
supposing the distance of the invisible background so immense
that no ray from it has yet been able to reach us at all.”
E. A. Poe, Heureka (1848)
Mätningen av stjärnornas avstånd - parallaxis
Vinkelmätning jord-sol-stjärna
under årets lopp
svårt att mäta:
först uppmätt af Friedrich Bessel
(1838) för en stjärna
Om q är 1’’, är avståndet per
definitionen 1 parsec
Vid proxima centauri (4 ljusår)
q = 0,772’’
1 parsec = 3.086 × 1016 m
~ 3.2 ljusår
Distansen av över 100000 stjärnor
kan uppmättas på den här metoden
Parallaxis
Relativa och absoluta magnituden av stjärnor
Referensstjärna:
Wega (M=0.0)
Relativa magnituden av stjärnors ljus:

Istjärna
M 2.5 l o g 
 Ireferensstjärna





Relativa magnituder:
Absoluta magnituden av stjärnor:
Polaris:
Rigel:
Sirius:
Venus
Fullmåne:
Solen
Relativa magnituden som de skulle ha om de
är på ett avstånd av 10 parsec från jorden
Absoluta magnituder:
Beroende av avståndet !
Från förhållande relativa/absoluta magnituden kan avståndet beräknas.
Solen:
Wega:
Sirius:
Rigel:
2.0
0.12
-1.4
- 4.7
-12.5
- 26.5
4.84
0.58
-1.4
-6.78
Mätningen av stjärnornas avstånd
- Cepheider
Cepheider: gula stjärnor med
periodisk variabla luminositet
Periodlängden beror av luminositeten !
Mv  2.81log P  1.43
absolute magnitude
period (days)
H.S. Leavitt
Förhållande relativa/absoluta magnituden  avstånd
Mätningen av avstånd - Typ 1a supernovor
Tycho’s Nova (1572)
En vit dvärg i en tvåstjärnorsystem får mass av den andra
stjärnan, går över Chandrashekar-gränsen (1.44 solmassor)
 exploderar som supernova med exakt definierad luminositet
Beräkning av relativa hastigheten
Doppler effekt
l0 = iakktågen våglängd
le = emitterad våglängd
l0 = le (1 + z)
z > 0  källan rör sig iväg
z < 0  källan närmar sig
Relation avstånd - relativ hastighet
Hubble (1929): observerade hastigheten av nära stjärnor
E. Hubble
Relativ hastighet versus avstånd (Hubble 1929)
Hubble-konstanten
Förhållande mellan hastighet och avstånd
H = 71 ± 4 km s-1 Mpc-1
1 Megaparsec (Mpc) = 3.086 1022 m
10cm 5cm
15cm
20cm
10cm
30cm
Avstand/hastighet = tid så
1/H är universumets ålder :
1/H = 4.346 1018s = 1.378 1010 år
Russinbrödexempel
för uniforma
expansionen (varje
russin kan känna sig
i centern)
Konversion z till tid
t
1.378 1010
1  z 
3/ 2
Kosmologer använder gärna rödskift (z) i stället av tid, för
i det tidiga universumet ändrar sig z snabbare än i det senare
Möjliga slutsatser
Lemaître (1927): Universumet stämmer från ett oändligt liten
“uratom”. Hoyle: “Big Bang”
eller
Hoyle: Universumet är oändligt och homogen i rum och tid och
expanderar, och ny materie och galaxer genereras kontinuerligt.
Skillnad: Delar av universumet som är långt borta skulle likna vår
närmare omgivning efter Hoyle’s teori.
G. Lemaître
F. Hoyle
Kvasarer
- Kvasistellara objekter
- Typisk luminositet 1040 W
- kommer från infall av
galaktisk materie i svarta hål
- rödskiftmätningen från
He-linjer i spektrumet
- Högsta rödskift z=6.42 !
The quasar GB1508+5714
- Finns bara vid höga distanser/rödskifter (0.78-13 Gljusår)
Universumet är inte tidshomogen och skapades och förändrades
Hur ?
Exkurs - universumets minsta partikler
Hadroner
- Har substruktur, består av flera kvarkar
Protoner and neutroner: 3 kvarkar
Mesoner: 2 kvarkar
Leptoner
- lättare än hadroner, ingen substruktur känd
hittills
Exempel:
Elektroner, positroner, myoner, neutrinoer
Kvarkar
6 olika typer av kvarkar
Namn
up
down
charmed
strange
top
bottom
Symbol
u
d
c
s
t
b
Massa / MeVc-2
1.5 - 4
4-8
80 - 130
1150 - 1350
171400  2100
4100 - 4400
Laddning
+ 2/3
- 1/3
+ 2/3
- 1/3
+ 2/3
- 1/3
Spin
+ 1/2
- 1/2
+ 1/2
- 1/2
+ 1/2
- 1/2
Proton: 2 “up” kvarkar and 1 “down” kvark
u d
u
Neutron: 2 “down” kvarkar and 1 “up” kvark
d
u d
Principella krafter
Starka krafter
- håller nukleoner tillsammans i atomkärnor
- sammanbinder kvarkar till hadroner
Svaga krafter
- ansvarig för neutron och b-förfall
Elektromagnetiska krafter
Gravitation
Början av universumet - Planck epoken
Principiella tanker:
- För att mäta en partikel måste minst en foton kommer från den
- Maximala mätnoggrannheten följer Heisenbergs relation:
p  x  / 2
E  mc2 , p  mc
x 
2mc

h
mc
p = fel på rörelsemängden
x = fel på positionen
h = h/2p h = 6.34 x 10-34 Js-1
För fotoner: Compton våglängd
 ju högre energi/mass fotonet har, desto
noggrannare mätningen
Men vad om massan av fotonet är så stor att den genererar
ett svart hål med radius x (fotonet sväljs) ?
Planck-längd
Svart hål: Massan är så stor,att även fotoner kan inte kommer bort
från det
 Kinetiska energi av fotonen = gravitationsenergin
2 Gmm p 2 Gm 2
mc
p 
=
2
R
R
2Gm
R  x 
c2
x 
h
2mc
x 
Gh
c3
x 2 
R = Minimumradius från vilken fotonen
kan komma bort
mp = massa af fotonet som “vill bort”
m = massa af svart hål = mp
G = Gravitationskonstant
2Gm h
Gh

c2 2mc c3
Minsta noggrant
mätbar längd
Planck-längd: 1.6  10-35 m
bara beroende av naturkonstanter !
Planck epoch
Tiden som fotonet behöver att resa Plancklängden
x  ct 
t 
Gh
c3
Gh
c5
Minsta noggrannt
mätbar tid
t = 10-43s
För ett universum som har radiusen av Plancklängden
 ingen information kan fås
Temperatur = 1032 K
Time scale of the Universe
“Time after
Big Bang” / s
T /K
< 10-43
Planck- epok
~10-43
1032
Grand Unification Era
(alla 4 krafter oskiljbara)
På dess slut separeras tyngdkraften från de
andra
-35
27
~10
10-35-10-32
10
Electroweak epoch (Elektrosvag epok)
Starka kraften separeras från de andra
Gigantisk energiutsläpp
Inflationsepok
Universumet växte med en factor of 1050
Från detta tid förstår man fysikens grundsatser
Inflationsepok-hur gick det till
- Universumet växte med en faktor av 1050 in 10-32 s
- distansen med tva punkten växte accelererande.
- Bubblor av verkligt vakuum i falskt vakuum (innehåller bara energi)
- Falskt vakuum  negativ tyngdkraft
 accelererad expansion
- Några fotoner förvandlas till
partiklar, men de försvinner snart
(energisoppa)
- alla inhomogeniteter försvinner,
universumet platt (W=1), det
är på en densitet av
3H2/8pG=1 x 10-26 gcm-3
- Är universumet “platt” ?
Different curvatures of space
Mörk materie och mörk energi
- Synlig materie räcker inte för tyngdkraftdragning mellan
galaxerna  mörk materie postulerad
- Universumet skulle inte vara platt om bara observabla materie
vore närvarande  också ett grund för mörk materie
Kandidater för mörk materie
WIMPS
Weakly interacting
massive particles
Free H and He
Stars
Neutrinos
Heavy elements
Dark matter
Dark enegy
MACHOS
Massive Cosmic
Halo Objects
e. g. Bruna dvärgar
Fördlning av materie och energi
Tidsskala för universumet
Tid efter “Big
Bang” / s
T /K
Förhållanden
10-12-10-6
Quark epok
Electromagnetiska och svaga krafter separeras
~10-6 - 1
Hadron epok
Electroner och positrons förstör varandra
Neutroner och protoner uppstår
Antimaterie försvinner
1015-1013
13
9
1 - 200
10 -10
200 – 1200
109-3000
2  10
11
3000
Lepton epok
Leptoner (electroner, myoner, tauoner dominerar)
Bildas av parbildning
Nucleosyntes
Fusioner mellan protoner och neutroner bildar atomkärnor.
Rekombinationsepok
Electroner rekombinerar med joner
Universumet blir genomskinlig för ljuset
Bildning av partikler
- Efter inflationsperioden inga
elektroner, protoner and neutroner
(“fotonsoppa”)
- Partiklar formad via parbildning
Genomsnittliga
energi av fotoner
3
E  kT
2
k = Boltzmannkonstant
e+
E  mc2
Tröskeltemperatur
hn
eProblem: 1 materie- och
1 antimateriepartikel
För partikelbildning krävs
2mc2
Ttreshold 
3kT
Protoner: Ttreshold= 1  1013 K
Elektroner: Ttreshold= 5  109 K
Tröskeltemperatur
Över tröskeltemperatur
Kontinuerlig skapelse/förstörning av partikler och antipartikler
Universumet expanderar  kylning
Fotoner tappar energi genom kollision med partiklar (Compton)
Under tröskelenergin
Parbildning inte längre möjlig
e+
Partiklar och antipartiklar förstör
varandra
Resten av partiklar kvar
hn
e-
Hadron epoken
10-6 - 1s
Före
Soppa av fotoner, leptoner och kvarkar
Under hadronepoken
Kvarkar bildar hadroner (protoner, neutroner)
På slutet
- Temperaturen faller under tröskeltemperaturen för
protoner (1 x 10-13) K.
- Svag asymmetri av materie/antimaterie
Leptonepok
1 - 200 s
- Produktion av elektron-positronpar genom parbildning
- Jämnvikt mellan protoner och neutroner
e+ + n
p+ +
n
Neutrino
e- + p+
n
n
Antineutrino
+
- Först bildas elektroner och positroner i jämt antal,
senare elektroner favoriserade
- Under 5 x 109 K, ingen parbildning längre
- elektroner och positroner utrotar varandra, resten e- stannar.
- Proton-neutron förhållande konstant därefter: 86 % protoner,
14 % neutroner (Förhållande 1:7)
Kort inlägg: Beteckning av atomer
och molekyler
Nukleontal
(masstal)
Kärnladdningstal
(protontal)
16
2-
8
2
O
Elementsymbol
Laddningen
Antal av atomer
per molekyl
- Oftast i astronomi: Fe(II) = Fe+, Fe(I) = Fe
- Mestadels anges kärnladdningstalet inte (överflödig)
- För väte specialnamn 2H = D (deuterium), 3H = T (tritium)
Nukleosyntesepoken
200 - 1200s
- Efte de första 200 s har vi nu det viktigaste byggstenar av
atomer
protoner
neutroner
elektroner
inga atomer
inga atomkärnor
- Bildning av deuteriumkärnor (1 proton 1 neutron) möjlig:
p+ + n

D+ +
hn g
Men: Över 109 K omvända reaktionen mycket efficient
D+ +
hn 
p+ + n
Efter 200 s: Universumet är kyl nog för överlevnad av D
(Gamov 1948)
Nukleosyntesepoken
- Första iden av nuclearsyntesis efter Big Bang 1948 av
R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamov (abg paper)
- Syntesen av tyngre kärnor
genom kollision av neutroner med
lättare kärnor
nX
+ n
nX + n


n+1X
+ g
nY + e
- Elementmängden beror av
förmåga av lättare kärnor
att fånga in neutroner
- Big Bang nucleosyntesen måste
händer på mycket kort tidsskala
(annars för många tynga elementer)
Ag
Nukleosyntes
Deuterium kan reagera att producerar T and He
D+ + D+

D+ +

T+
T+
4He2+
+
p+
+
D+
T+
D+
p+
n
Problem:
- Processen förstör deuterium (allt
deuterium kommer från Big Bang !)
D+
4He2+
T+
n
- Fria neutroner förfaller med
halvvärdestid t = 10 min.
- Alla neutroner konsumeras av 4He
bildning
He i tidigt universum
- Alla neutroner konsumeras av 4He2+ bildning
- restprotoner utgör nästan uteslutande H-kärnor
- Efter hadron/lepton epoken n/p+-förhållande 1:7
- av 16 nukleoner är altså 2 neutroner och 14
protoner  det ger 1 He2+ kärna och 12 protoner (H+)
- massförhållande He2+/H+ = 4:12 = 1:3
- Tidigare iakttagelser stred med en heliumandel av 25 %,
nu är överenssstämmelsen bättre.
Mindre processer
D+
+
D+

3He2+
+
n
3He2+
+
D+

4He2+
+
p+
Spår av 3He i universumet från detta
D+
D+
3He2+
n
Lithium (och mycket små mängder av beryllium) kan formas:
4He2+
+
T+

7Li3+
+
g
Problem: För livet krävs ungefär 35 olika element, nu har vi
bara 4, kan tyngre grundämnen bildas ?
Stabilitetshål
- 4He2+ mycket stabil - reagerar inte lätt
Bildning av tyngre element:
7Li3+
7Li3+
+
D+

+
T+

7Be4+
8Be4+
+
n
+
n
7Be4+
(t= 53 d) and 8Be4+ (t= 6.7 x 10-17s) är båda instabila,
bara 9Be är stabil, men kan inte bildas i Big Bang - processer.
Inga tyngre kärnor än 8Be4+ (och inga stabila tyngre än
7Li3+) kan bildas i Big Bang processer !
Photon-epoken
(47000-380000 år)
- inga parbildningar längre
- Temperatur faller från 9300 K till 3800 K
- fotoner interagerar med fria elektroner: Comptonspridning
h
l ' l 
1  cos q 
me c
l’
l
q
ve
- fortfarande bara nakna H+, D+, He2+, Li3+ och Be4+-kärnor.
Recombinationsepok
~300 000 år
- Elektroner rekombinerar med kärnor för att bilda atomer:
e- + p+

Med fria elektroner: Compton
ströjning av fotoner på elektroner
möjlig vid varje våglängd
Med atomer: bara vissa övergångar
tillåtna
 universumet blir transpartent
H
l’
l
q
ve
Atomspektra af H, Hg, Ne
Reststrålning
- En del af fotoner stannar kvar och interagera med materien
- står i termisk jämnvikt med universumets materie
- skulle finnas reststrålning från Big Bang
som motsvårar genomsnittstemperaturen av
universumets materie (Vilken ?)
Svarta strålare
Planck’s lag för svart strålare (inte reflekterande)
I(l, T) 
2hc2
l5 exp  hc / lkT   1
T
Maximal våglängd (Wien’s law)
l max
2.9 103

T
Black Body
(no reflection)
Någon isotrop strålning med dessa egenskaper skulle finnas
i universumet
Kosmisk Bakgrundstrålning (CBR)
- påföljd av Big Bang (5K predicted by Gamow)
- upptäckt av Penzias och Wilson 1964
- nästan perfekt svart strålning (T= 2.725  0.001 K)
Spektrum av kosmisk bakgrund
Horn antenna i Holmdel, NJ
COBE (Cosmic Background Explorer) satellit
- FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer)
mätning av bakgrundstrålning
Jämförelse av kosmisk bakgrundstrålningen
med svart strålare
COBE satellit
Kosmisk Bakgrundstrålning
- finns i hela universumet
- tätheten 411 fotoner/cm3
Problem: En jämn bakgrundstrålning
tyder på ett isotrop
homogen universum.
Det är också vad äldre inflationsmodeller förutspår.
“Wilkinson Microwave
Anisotropy”
WMAP satellit
Det är inte lätt att förstå hur
bildning av galaxer och stjärnor
går under sådana förhållanden.
WMAP satellitmissionen skulle utforska möjliga inhomogeniteter
Data från WMAP
WMAP picture Colour scale from -200 mK to + 200 mK
S. Hawking: “Den viktigaste bilden som presenteras på en konferens
under många år”
Resultat från WMAP
- Universumets ålder: 13,7 ± 0.2 miljarder år
- Inhomogenitet av bakgrundstrålning
- Förbättrad värde på Hubblekonstanten: 70 kms-1Mpc-1
- Bekräftelse av inflationsteorin
- Bekräftelse av Plancks formel for
svarta strålare (från 1900 !)
J. G. Mather
G. Smoot
Nobelpris 2006
Vid slutet av rekombinatiosepochen
Atomer, elektroner, fotoner och andra species finns, inga molekyler
H He
Li Be
?
Big Bang
Periodic Table
?
Mörka tiden
500 000 - 109 år
- Temperaturen har fallit till
3000 K
- Kosmisk backgrundstrålning
blir infraröd
- materie närvarande som
atomer, inte joner
- 21 cm H linje bidrar till
strålning
- mycket svag (förbjudet),
men synlig på grund av
stora mängden av H.
Tidiga recombinationsprocesser
Radiativ rekombination
H+ + eHe2+ + eHe+ + e-



H +
He+ +
He +
hn
hn
hn
Energin och rörelsemängden måste konserveras, därför hn emission
Radiativ attachment
H + eHe + eLi + e-



H- +
He- +
Li- +
hn
hn
hn
Problem: Båda processer är mycket oeffecienta,
de ledar till atomer, men hur bildas molekyler ?
Radiativ association
A
+
ka
B
kd
AB*
kr
d
1tkDis
AB
1t
krrad
kkca
Schema av radiativ association
- intermediär komplex bildas i mycket högenergetisk
tillstånd.
- redissociation tävlar med avstrålning av energi
hn
Bildning av första molekyler (joner)
genom radiativa association
He+ + He

He2+ +
hn
- första molekyl i rymden
- produktion of He2+ stannade senare på grund av brist på He+,
som förstörs genom
He+ + H

HeH+ +
hn
HeH+ + e-

He + H +

H2+ +
hn
Bildning of H2+
H+ + H
hn
Fotonfrequens i samma storleksordning som bakgrundsstrålning
Förstörningsprocesser för molekyljoner
Photodissociation
HeH+ + hn

He+
+ H
Dissociativ recombination
H2 + + e-

2 H
Problem: Leder båda inte till molekyler
Jon-neutral reaktion
HeH+ + H

He+ + H2 (jon-atom reaktion)
Bildning av H2 - mekanismer
1.
2.
H
+ H+

H2+ +
hn
H2+ + H

H2
H+ (laddningstransfer)
He+ + H

HeH+ +
hn
HeH+ + H

He+ +
H2 (jon-atom reaktion)
+
tävlar med dissociativ recombination av HeH+
3.
H
+ e-
H- + H

H- (stabil i senare universumet)

H2 + e- (associativ detachment)
(k = 2.1  10-9 cm3s-1)
Relativ betydelse av mekanismerna
- alla 3 mekanismer deltar
i H2 bildning
- på mycket hög rödskift
(tidigt universum)
dominerar mekanism 1
- senare mekanism 2
mest produktiv,
därefter mekanism 3
- H2 formation värmer
upp omgivningen
Produktion of H beroende av rödskift
Mindre processer
Radiativ association of låg- och högenergiatom
H + H*

H2 +
hn
Associativ jonisation (invers diss. recombination)
H + H*

H2+ +
e-

H2 +
hn’

H2 + H
Raman association
H + H + hn
Trekroppsprocesser
3H *
k ~ 1.3  10-32 cm6s-1
Tycktes tidigare som lovande molekylbildningsprocesser,
men kräver för stora tätheter
Kan H2+ reagera annorlunda ?
I nutidens universum är följande processen viktig:
H2+ + H2
H3+ +

H (proton transfer)
H3+ är stabil, i (tidiga) universumet förstörs det med
H3+ + e-


H2 +
3 H
H
(25 %)
(75 %)
Det finns diskussioner om man kan observera H3+ mot
bakgrundsstrålningen, men tätheten av H3+ är troligen för låg
för det.
Andra viktiga processer
Ömsesidig neutralisation
H- + H+

2 H
(reducerar the H2 bildning genom H- + H)
- troligen viktig i dåtidens universum
- inte mycket data om den här reaktionen
- DESIREE-projekt på SU ska undersöka den
Fotodissociation
H2+ + hn
HeH+ + hn


H + H+
H + He+
Utveckling av vätekemi
Rekombination i
tidiga universumet
Olika mekanismer
leder till H2
Joner förstörs genom
dissociativa recombination, ömsesidig
neutralisation
Kemisk sammansättning av den
ursprungliga gasen efter Big Bang
Atomer
Molekyler
e−
H
H+
H−
D
D+
He
He+
He2+
Li
Li+
Li−
H2
H2+
HD
HD+
HeH+
LiH
LiH+
H3+
H2D+
-också Li-, He- and D- förbindelser
- redan komplicerad kemi
- modeller inkluderar mer än 200
reaktioner
- få (20) molekyler närvarande
Hår de någon betydelse ?
Behöver vi redan molekyler i
tidiga universumet ?