Informationen om kursen

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

Kursdelar

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 gratis vid SU

OBS ! Kursen följer boken inte slaviskt. Det räcker därför inteatt läsa boken för att klara kursen.

Referenslitteratur på kurswebbsidan

Kurswebbsidan

www.nordicastrobiology.net/Astrobiologikurs

NASA: Astrobiology is the study of the origin, evolution, distribution, and future of life in the universe.

EU Astrobiology Roadmap: Study of the origin, evolution, and distribution of life in the context of cosmic evolution; this includes habitability in the Solar System and beyond

Min egen: Astrobiologi är utforskning av utveckling av livet underen kosmisk synvinkel och granskning av möjligheten av liv på andrahimlakroppar

Definition av astrobiologi (NASA)

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

Vilka discipliner är engagerade ?

Vad är astrobiologi inte ?

- Ufologi- Astrologi- Science Fiction

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 (Termodyna-

mikens andra huvudlag)

Liver sträver efter ordning Erwin Schrödinger

- 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)

Livets byggstenar

© Harry Lehto

- Vatten (H2O)

- Formaldehyd (H2CO)

- Cyanväte (HCN)

- Sockrer (minst 3 C- och 3 O-atomer)

- Kolväten –(CH2)n–

Deras föregångare

© Harry Lehto

Men hur kom allt i gång ?

Fanns det något ursprung ?

Går universet oändlig tillbaka i tiden eller har det börjat någon gång ?

Heraklit

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)

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-paradoxon (1826)”: (stämmer inte från Olbers) Enkel fråga: Varför blir det mörk under natten ? Olbers

c

Olbers-paradoxon

Antagningar:

1. Universumet är oändlig och homogen

2. Det finns oändligt många stjärnor och deras antal är konstantöver 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=Pstjärna A/4r2pA= Pstjärna/4r2p

Pstjärna = Totalt emitterat ljuseffekt frånstjärnan i alla riktningar

A = jordens tvärsnitt, A/4r2p andel av jordens tvärsnitt på kulytan

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

The “Horsehead nebula” (Orion)

Frågor:

1. Om universumet är inte oändlig,expanderar eller kontraherar det ?

2. Finns det en “start” för universumet ?

Avstånd och rörelsen av stjärnorkan ge svar ! Hur bestäms de ?

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-stjärnaunder 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

IstjärnaM 2.5 log

Ireferensstjärna

Relativa magnituden av stjärnors ljus:

Beroende av avståndet !

Referensstjärna:Wega (M=0.0)

Relativa magnituder:

Polaris: 2.0Rigel: 0.12Sirius: -1.4 Venus - 4.7Fullmåne: -12.5 Solen - 26.5Absoluta magnituden av stjärnor:

Relativa magnituden som de skulle ha om de är på ett avstånd av 10 parsec från jorden

Från förhållande relativa/absoluta magnitu-

den kan avståndet beräknas.

Absoluta magnituder:

Solen: 4.84Wega: 0.58Sirius: -1.4 Rigel: -6.78

H.S. Leavitt

Mätningen av stjärnornas avstånd - Cepheider

Cepheider: gula stjärnor med periodisk variabla luminositet

Periodlängden beror av luminositeten !

vM 2.81logP 1.43

absolute magnitudeperiod (days)

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 = le (1 + z)l0 = iakktågen våglängdle = emitterad våglängd

z > 0 källan rör sig ivägz < 0 källan närmar sig

Relation avstånd - relativ hastighet

Relativ hastighet versus avstånd (Hubble 1929)

E. Hubble

Hubble (1929): observerade hastigheten av nära stjärnor

Hubble-konstanten

Förhållande mellan hastighet och avstånd

H = 71 ± 4 km s-1 Mpc-1

1 Megaparsec (Mpc) = 3.086 1022 m

Avstand/hastighet = tid så 1/H är universumets ålder :

1/H = 4.346 1018s = 1.3799 1010 år

5cm10cm

10cm20cm

15cm

30cm

Russinbrödexempelför uniforma expansionen (varjerussin kan känna sigi centern)

Konversion z till tid

10

3 / 2

1.378 10t

1 z

Kosmologer använder gärna rödskift (z) i stället av tid, för

i det tidiga universumet ändrar sig z snabbare än i det senare

Möjliga slutsatser

eller

Lemaître (1927): Universumet stämmer från ett oändligt liten“uratom”. Hoyle: “Big Bang”

G. Lemaître

Hoyle: Universumet är oändligt och homogen i rum och tid och expanderar, och ny materie och galaxer genereras kontinuerligt.

F. Hoyle

Skillnad: Delar av universumet som är långt borta skulle likna vårnärmare omgivning efter Hoyle’s teori.

Kvasarer

- Typisk luminositet 1040 W

- kommer från infall avgalaktisk materie i svarta hål

- rödskiftmätningen från He-linjer i spektrumet

- Högsta rödskift z=6.42 !

- Finns bara vid höga distanser/rödskifter (0.78-13 Gljusår)Universumet är inte tidshomogen och skapades och förändrades

Hur ?

- Kvasistellara objekter

The quasar GB1508+5714

Exkurs - universumets minsta partikler

Hadroner

- Har substruktur, består av flera kvarkar Protoner and neutroner: 3 kvarkarMesoner: 2 kvarkar

Leptoner

- lättare än hadroner, ingen substruktur kändhittills

Exempel:Elektroner, positroner, myoner, neutrinoer

Kvarkar

Namn Symbol Massa / MeVc-2 Laddning Spin

up u 1.5 - 4 + 2/3 + 1/2

down d 4 - 8 - 1/3 - 1/2

charmed c 80 - 130 + 2/3 + 1/2

strange s 1150 - 1350 - 1/3 - 1/2

top t 171400 2100 + 2/3 + 1/2

bottom b 4100 - 4400 - 1/3 - 1/2

6 olika typer av kvarkar

Proton: 2 “up” kvarkar and 1 “down” kvark

Neutron: 2 “down” kvarkar and 1 “up” kvark

uud

dd

u

Principella krafter

Starka krafter

- håller nukleoner tillsammans i atomkärnor- sammanbinder kvarkar till hadroner

Svaga krafter

- ansvarig för neutron och b-sönderfall

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

2E mc , p mc

hx

2mc mc

För fotoner: Compton våglängd ju högre energi/mass fotonet har, desto

noggrannare mätningen

p = fel på rörelsemängdenx = fel på positionenh = h/2p h = 6.626 x 10-34 Js-1

Men vad om massan av fotonet är så stor att den genererarett svart hål med radius x (fotonet sväljs) ?

Planck-längd

Svart hål: Massan är så stor,att även fotoner kan inte kommer bortfrån det Kinetiska energi av fotonen = gravitationsenergin

Planck-längd: 1.6 10-35 mbara beroende av naturkonstanter !

22 2Gmmmc Gmp

2 R R

2GmR x

2c

h 2Gm h Gh2x x2 32mc 2mcc c

Ghx

3c

R = Minimumradius från vilken fotonenkan komma bort

mp = massa af fotonet som “vill bort”m = massa af svart hål = mp

G = Gravitationskonstant

Minsta noggrant mätbar längd

p =

Planck epoch

Ghx c t

3c

Ght

5c

Tiden som fotonet behöver att resa Plancklängden

t = 10-43s

För ett universum som har radiusen av Plancklängden

ingen information kan fås

Temperatur = 1032 K

Minsta noggrannt mätbar tid

“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

~10-35

1027

Electroweak epoch (Elektrosvag epok)

Starka kraften separeras från de andra

Gigantisk energiutsläpp

10-35

-10-32

Inflationsepok

Universumet växte med en factor of 1050

Time scale of the Universe

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), detär på en densitet av3H2/8pG=1 x 10-26 gcm-3

- Är universumet “platt” ? Different curvatures of space

Free H and He

Stars

Neutrinos

Heavy elements

Dark matter

Dark enegy

Mörk materie och mörk energi

Fördlning av materie och 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

WIMPSWeakly interacting massive particles

MACHOSMassive Cosmic Halo Objects

e. g. Bruna dvärgar

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 1015

-1013

Hadron epok

Electroner och positrons förstör varandra

Neutroner och protoner uppstår

Antimaterie försvinner

1 - 200 1013

-109

Lepton epok

Leptoner (electroner, myoner, tauoner dominerar)

Bildas av parbildning

200 – 1200 109-3000

Nucleosyntes

Fusioner mellan protoner och neutroner bildar atomkärnor.

2 1011

3000 Rekombinationsepok

Electroner rekombinerar med joner

Universumet blir genomskinlig för ljuset

- Efter inflationsperioden inga elektroner, protoner and neutroner(“fotonsoppa”)

- Partiklar formad via parbildning

Bildning av partikler

hn

e-

e+

3E kT

2

2E mc

22mcTtreshold

3kT

Genomsnittliga energi av fotoner

För partikelbildning krävs

Tröskeltemperatur

Protoner: Ttreshold= 1 1013 KElektroner: Ttreshold= 5 109 K

Problem: 1 materie- och1 antimateriepartikel

k = Boltzmannkonstant

Tröskeltemperatur

Över tröskeltemperaturKontinuerlig skapelse/förstörning av partikler och antipartiklerUniversumet expanderar kylningFotoner tappar energi genom kollision med partiklar (Compton)

Under tröskelenergin

Parbildning inte längre möjlig

Partiklar och antipartiklar förstör varandra

Resten av partiklar kvar

hn

e-

e+

Hadron epoken10-6 - 1s

Före

Soppa av fotoner, leptoner och kvarkar

Under hadronepoken

Kvarkar bildar hadroner (protoner, neutroner)

På slutet

- Temperaturen faller under tröskeltemperaturen förprotoner (1 x 1013) K.

- Svag asymmetri av materie/antimaterie

Leptonepok1 - 200 s

- Produktion av elektron-positronpar genom parbildning

- Jämnvikt mellan protoner och neutroner

e+ + n p+ + n

e- + p+ n + n

- 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)

Neutrino

Antineutrino

Kort inlägg: Beteckning av atomeroch molekyler

O8

16

2

2-

Antal av atomerper molekyl

Laddningen

Kärnladdningstal(protontal)

Nukleontal(masstal)

- Oftast i astronomi: Fe(II) = Fe+, Fe(I) = Fe

- Mestadels anges kärnladdningstalet inte (överflödig)

- För väte specialnamn 2H = D (deuterium), 3H = T (tritium)

Elementsymbol

Nukleosyntesepoken200 - 1200s

- Efte de första 200 s har vi nu det viktigaste byggstenar avatomer

protoner inga atomerneutroner inga atomkärnorelektroner

- 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 avR. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamov (abg paper)

- Syntesen av tyngre kärnorgenom kollision av neutroner medlättare kärnor

nX + n n+1X + gnX + n nY + e

- Elementmängden beror avförmåga av lättare kärnoratt 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+ T+ + p+

D+ + T+ 4He2+ + n

Problem:- Processen förstör deuterium (allt

deuterium kommer från Big Bang !)

- Fria neutroner förfaller med halvvärdestid t = 10 min.

- Alla neutroner konsumeras av 4Hebildning

D+

D+

T+

p+

D+

T+

4He2+

n

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 alltså 2 neutroner och 14protoner 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

4He2+ + T+ 7Li3+ + g

Lithium (och mycket små mängder av beryllium) kan formas:

Problem: För livet krävs ungefär 35 olika element, nu har vi bara 4, kan tyngre grundämnen bildas ?

Stabilitetshål

7Li3+ + D+ 7Be4+ + n

- 4He2+ mycket stabil - reagerar inte lätt

Bildning av tyngre element:

7Li3+ + T+ 8Be4+ + 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 än7Li3+) kan bildas i Big Bang processer !

e

h' 1 cos

m cl l q

l

l’

ve

q

Photon-epoken (47000-380000 år)

- inga parbildningar längre

- Temperatur faller från 9300 K till 3800 K

- fotoner interagerar med fria elektroner: Comptonspridning

- fortfarande bara nakna H+, D+, He2+, Li3+ och Be4+-kärnor.

Recombinationsepok~300 000 år

- Elektroner rekombinerar med kärnor för att bilda atomer:

e- + p+ H

Med fria elektroner: Compton ströjning av fotoner på elektroner möjlig vid varje våglängd

l

l’

ve

Med atomer: bara vissa övergångar tillåtna universumet blir transpartent

q

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

2

5

2hcI( ,T)

exp hc / kT 1l

l l

Planck’s lag för svart strålare (inte reflekterande)

Maximal våglängd (Wien’s law)

3

max

2.9 10

T

l Black Body

(no reflection)

T

Någon isotrop strålning med dessa egenskaper skulle finnasi universumet

Kosmisk Bakgrundstrålning (CBR)

Horn antenna i Holmdel, NJ Spektrum av kosmisk bakgrund

- påföljd av Big Bang (5K predicted by Gamow)

- upptäckt av Penzias och Wilson 1964

- nästan perfekt svart strålning (T= 2.725 0.001 K)

COBE (Cosmic Background Explorer) satellit

- FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer)mätning av bakgrundstrålning

Jämförelse av kosmisk bakgrundstrålningenmed 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 inflations-modeller förutspår.

Det är inte lätt att förstå hur bildning av galaxer och stjärnorgår under sådana förhållanden.

“Wilkinson Microwave Anisotropy”WMAP satellit

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 konferensunder 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 till3000 K

- Kosmisk backgrundstrålningblir infraröd

- materie närvarande somatomer, inte joner

- 21 cm H linje bidrar tillstrålning

- mycket svag (förbjudet), men synlig på grund av stora mängden av H.

Tidiga recombinationsprocesser

Radiativ rekombination

Radiativ fästande (radiative attachment)

H+ + e- H + hn

He2+ + e- He+ + hn

He+ + e- He + hn

H + e- H- + hn

He + e- He- + hn

Li + e- Li- + hn

Problem: Båda processer är mycket oeffecienta,de ledar till atomer, men hur bildas molekyler ?

Energin och rörelsemängden måste konserveras, därför hn emission

Radiativ association

hn

1trad

kc

1tDis

- intermediär komplex bildas i mycket högenergetisktillstånd.

- redissociation tävlar med avstrålning av energi

Schema av radiativ association

A + B AB* AB

ka

krkd

ka

kd

kr

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

Bildning of H2+

H+ + H H2+ + hn

Fotonfrequens i samma storleksordning som bakgrundsstrålning

HeH+ + e- He + H + hn

Förstörningsprocesser för molekyljoner

Photodissociation

Dissociativ recombination

HeH+ + hn He+ + H

H2 + + e- 2 H

Problem: Leder båda inte till molekyler

HeH+ + H He+ + H2 (jon-atom reaktion)

Jon-neutral reaktion

Bildning av H2 - mekanismer

H + e- H- (stabil i senare universumet)

H- + H H2 + e- (associativ detachment)

1.

2.

3.

H + H+ H2+ + hn

H2+ + H H2 + H+ (laddningstransfer)

He+ + H HeH+ + hn

HeH+ + H He+ + H2 (jon-atom reaktion)

(k = 2.1 10-9 cm3s-1)

tävlar med dissociativ recombination av HeH+

Produktion of H beroende av rödskift

Relativ betydelse av mekanismerna

- alla 3 mekanismer deltari H2 bildning

- på mycket hög rödskift(tidigt universum) dominerar mekanism 1

- senare mekanism 2mest produktiv,därefter mekanism 3

- H2 formation värmerupp omgivningen

Mindre processer

Radiativ förening of låg- och högenergiatom

H + H* H2 + hn

H + H* H2+ + e-

Associativ jonisation (invers diss. recombination)

Trekroppsprocesser

3H * H2 + H

Tycktes tidigare som lovande molekylbildningsprocesser,men kräver för stora tätheter

k ~ 1.3 10-32 cm6s-1

Raman association

H + H + hn H2 + hn’

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 + H (25 %)

3 H (75 %)

Det finns diskussioner om man kan observera H3+ mot

bakgrundsstrålningen, men tätheten av H3+ är troligen för låg

för det.

Andra viktiga processer

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

H2+ + hn H + H+

HeH+ + hn H + He+

Ömsesidig neutralisation

Fotodissociation

Utveckling av vätekemi

Rekombination itidiga universumet

Olika mekanismerleder till H2

Joner förstörs genomdissociativa recombina-tion, ömsesidig neutralisation

Kemisk sammansättning av denursprungliga gasen efter Big Bang

Atomer

e−

H H+H−

D D+

He He+

He2+

Li Li+

Li−

Molekyler

H2

H2+

HDHD+

HeH+

LiH LiH+

H3+

H2D+

-också Li-, He- and D- förbindelser

- redan komplicerad kemi

- modeller inkluderar mer än 200reaktioner

- få (20) molekyler närvarande

Hår de någon betydelse ?

Behöver vi redan molekyler itidiga universumet ?