Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

• 1911 rok – Heike

Kamerlingh Onnes –

holenderski fizyk z

Uniwersytetu Leiden

zaobserwował zanik

oporności rtęci, badając jej

własności w temperaturze 4,2

K (rolę chłodziwa pełnił

otrzymany niewiele wcześniej

ciekły hel). Za swoje odkrycie

i prace w tym zakresie Onnes

otrzymał w roku 1913

nagrodę Nobla.

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

• 1933 rok – Walter Meissner i

Robert Ochsenfeld odkryli

zjawisko diamagnetyzmu

substancji nadprzewodzącej

nazwane później zjawiskiem

Meissnera i polegające na

bardzo silnym odpychaniu

pola magnetycznego przez

nadprzewodnik

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

-

M

H

C

R=0
B=0
Stan Meissnera

Stan normalny

H

0

0

0







M

H

B

zewnetrzne





Z

H

M 



Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo



1957 rok – pierwsza udana próba sformułowania

teorii opisującej zjawisko nadprzewodnictwa.
Powstaje skomplikowana matematycznie teoria
BCS opracowana przez Johna Bardeena, Leona
Coopera, i Johna Schrieffera, za którą wszyscy
trzej naukowcy otrzymali nagrodę Nobla w 1972
roku.

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Nadprzewodniki II rodzaju. 1957 A. Abrikosow.)

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Siła pinningu F

P

– siła pochodząca

od zakotwiczenia się worteksu na
niejednorodnościach i defektach
sieci.

Siła Lorentza F

L

– powstała na

skutek istnienia zewnętrznego pola
magnetycznego B i płynącego we
wnętrzu nadprzewodnika prądu J.

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

• 1986 rok – rewolucja w dziedzinie

nadprzewodników: nadprzewodniki
typu II – Alex Müller i Georg Bednorz
odkryli zjawisko nadprzewodnictwa
wysokotemperaturowego
(zachodzącego w temperaturze 30 K
dla ceramicznego związku lantanu,
baru, miedzi i tlenu –
(La

1.85

Ba

.15

)CuO

4

).

• 1987 rok – naukowcy University of

Alabama-Huntsville zastąpili Lantan
Itrem w stopie Müllera i Bednorza i
otrzymali ceramiczny stop YBa

2

Cu

3

O

7

(YBCO) nadprzewodzący w temperaturze
92 K. Pierwszy raz w historii otrzymano
materiał nadprzewodzący w temperaturze
wyższej niż temperatura ciekłego azotu
(77 K).

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

106

108

110

112

114

0.000

0.015

0.030

0.045

0.060

0.075

0 Oe
87 Oe
173 Oe
344 Oe
598 Oe
1110 Oe
1534 Oe
1878 Oe

R

[





T [K]

(b)

108

109

110

111

112

113

114

115

0.000

0.015

0.030

0.045

0.060

0.075

0 Oe
85 Oe
169 Oe
339 Oe
593 Oe
1102 Oe
1524 Oe
1859 Oe

R

[



]

T [K]

(a)

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

0

500

1000

1500

3

4

H II ab
H II c



T

[

K

]

H [Oe]

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

0.97

0.98

0.99

1.00

0

500

1000

1500

2000

H II ab plane
H II c axis

H

ir

r

[

O

e]

T/T

C

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo

85

90

95

100

105

0

10

20

30

40

H

dc

II c

H

dc

II ( ab )

Hdc = 0

Hdc = 1850 Oe

Jc

[

kA

c

m

-

2

]

T [K]

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo - zastosowania



elektronika –

złącza z

wysokotemperaturow

ych

nadprzewodników.

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo - zastosowania



energetyka –

wysokowydajne

generatory o

małych

gabarytach,

kable

nadprzewodniko

we stosowane w

bezstratnym

przesyłaniu

energii na duże

odległości –

oszczędności

energii

• wysokowydajne

elektromagnesy –

zastosowanie w

transporcie

(„lewitujące” pociągi),

diagnostyce medycznej

(nowe, dokładniejsze

tomografy),

akceleratorach

przyspieszających

cząstki do ogromnych

energii

Fizyka współczesna

Nadprzewodnictwo - zastosowania

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Początki kosmologii – rok 1917:
• A. Einstein opublikował pracę:

„Kosmologiczne rozważania nad

ogólną teorią względności”: model

statyczny.

• de Sitter & Lamaitre: wszechświat nie

jest statyczny; przestrzenia chwilowe

zależą od czasu – wszechświat

podlegający ewolucji (ale pusty).

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

W 1929 roku E. Hubble odkrył badając
widma dalekich obiektów astronomicznych
przesunięcie linii widmowych ku
podczerwieni, co zinterpretował,
wykorzystując zjawisko Dopplera. Wynika z
tego, że galaktyki oddalają się jednakowo we
wszystkich kierunkach proporcjonalnie do
ich odległości od obserwatora.

V

r

=Hr, H – stała Hubble’a (53 km/s na

Mps)

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Teoria Wielkiego Wybuchu.

1. Era Plancka (od 0 do 10-43sekundy )
3. Era wielkiej unifikacji (od 10-43 do 10-35 sekundy )
4.Era inflacji (od 10-35 do 10-33 sekundy )
5.Powstanie materii (od 10-33 do 10-5 sekundy )
6.Era nukleosyntezy (od 1 sekundy do 4 minuty )
7.Rozprzęganie materii i promieniowania (od 4

minuty do

300 000 lat )

8.Powstawanie galaktyk (od 300 000 lat do 2 mld lat )
9.Ewolucja chemiczna galaktyk (od 2 mld lat do dziś)
10.Powstawanie układów planetarnych

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

•

Era Plancka - od 0 do 10

-43

sekundy:

-

gęstość wynosiła 10

97

kg/m

3

, a temperatura

10

32

kelwinów.

Era wielkiej unifikacji - od 10

-43

do 10

-35

sekundy:

-

wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem

grawitacyjnego, mające wpływ na cząstki -

elektromagnetyczne, słabe i silne były

nieodróżnialne - między oddziaływaniami

występowała symetria. Została ona złamana

w chwili t=10

-35

sekundy.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Era inflacji - Od 10

-35

do 10

-33

sekundy

Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie
się wielkiej ilości energii. Próżnia zmieniła wówczas
swój stan. Wyzwolona energia spowodowała
gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata.
Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich
większych niejednorodności. jakie mogły istnieć we
wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat
w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, tzn.
we wszystkich kierunkach wygląda tak samo.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Powstanie materii - od 10

-33

do 10

-5

s.

Ekspansja staje się wolniejsza. Wszechświat nadal

zmniejsza swą gęstość i temperaturę. Rozpad

istniejących wówczas ciężkich cząstek spowodował

powstanie niewielkiej nadwyżki materii nad

antymaterią. W tym czasie przestrzeń wypełniała

plazma kwarkowo - gluonowa (stąd niekiedy tą erę

nazywa się erą plazmy kwarkowo - gluonowej).

Po 10

-11

sekundy, gdy temperatura opadła do wartości

2*10

15

K. oddziaływanie słabe oddzieliło się od

oddziaływania elektromagnetycznego. Wszechświat

wypełniały wówczas głównie fotony, neutrina,

elektrony i swobodne kwarki W chwili t=10

-5

s i T=

3*10

12

K - łączenie się kwarków w protony i neutrony.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• ERA NUKLEOSYNTEZY - od 1 sekundy do 4 minut:

T=5*10

9

K. Istniejące jeszcze wówczas pozytony

anihilowały z elektronami, zwiększając liczbę fotonów.

Rozpoczęła się wtedy era nukleosyntezy, w trakcie której

powstały proste jądra, atomowe. Protony przyłączały

neutrony, tworząc jądra deuteru. Te z kolei absorbowały

następne protony lub neutrony, w wyniku czego

powstawały jądra helu-3 i trytu. Dalsze reakcje

produkowały cząstki alfa. czyli jądra helu-4. Pod koniec

ery nukleosyntezy, która trwała około 4 minut, około 77%

masy Wszechświata stanowiły protony (czyli jądra

wodoru), a resztę - cząstki alfa (jądra helu-4).

Występowały też niewielkie ilości deuteru, helu-3 oraz litu.

Jądra ciężkich pierwiastków praktycznie nie powstały.

Temperatura i gęstość Wszechświata były już zbyt małe.

by mogły one reagować i produkować cięższe pierwiastki.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Rozprzęganie materii i promieniowania - od 4

min. do 300 000 lat

Wszechświat wypełniają protony, cząstki alfa i

swobodne elektrony, zanurzone w kąpieli fotonów i

neutrin. Neutrina nie oddziaływały z materią, natomiast

fotony wymieniały energię z elektronami, tak więc ich

temperatura

była

równa

temperaturze

materii.

Wszechświat ciągle się rozszerzał i stygnął. Po okresie

300 000 lat, T=3000 K. W tym momencie elektrony

połączyły się z protonami i cząstkami alfa, tworząc

elektrycznie obojętne atomy wodoru i helu. Ponieważ

fotony prawie nie oddziałują z obojętnymi atomami, od

tej

chwili

Wszechświat

stał

się

praktycznie

przezroczysty dla promieniowania. Fotony pozostałe po

tej fazie powinny być rejestrowane również dzisiaj.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Powstawanie galaktyk - od 300

000 lat do 2 mld lat

Zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji.

Inflacyjna ekspansja nie przebiegała identycznie w

całym Wszechświecie: niektóre obszary rozszerzały się

nieco szybciej, inne nieco wolniej. Te, które

rozszerzały się wolniej, miały większą gęstość. Siły

grawitacyjne przyciągały materię do obszarów o

większej gęstości. Z obszarów tych utworzyły się

galaktyki

i

większe

struktury

-

gromady

i

supergromady galaktyk. Ponieważ światło rozchodzi

się ze skończoną prędkością widzimy je takimi, jakie

były kilkanaście miliardów lat temu, czyli zaledwie

miliard czy dwa miliardy lat po Wielkim Wybuchu.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Ewolucja chemiczna galaktyk - od 2 mld

lat do chwili obecnej:

Gdy galaktyki już powstały, skupiły w sobie większość

materii Wszechświata. Dlatego od tej chwili ewolucja

Wszechświata polega na zmianach zachodzących we

wnętrzach galaktyk. Początkowo gaz, z którego się

utworzyły, składał się prawie wyłącznie z wodoru i helu.

Niestabilności grawitacyjne powodowały, że .obłoki tęgo

gazu zapadały się. tworząc. pierwsze pokolenie gwiazd. W

gwiazdach zachodziły reakcje jądrowe, które przekształcały

jądra wodoru w jądra helu, a w późniejszych fazach - także

jądra helu w jądra węgla i tlenu. Najistotniejszą rolę w

ewolucji chemicznej galaktyk pełnią gwiazdy masywne (o

masach przekraczających 8 mas Słońca). W końcowych

etapach rozwoju powstają w nich również jądra innych

pierwiastków, a swój żywot kończą w formie gwiazd

supernowych.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Poszukiwania Arno Penziasa i

Roberta Wilsona:

• Odkrycie promieniowania

elektromagnetycznego o

długości 7.35 cm – 3.5 K.

• Promieniowanie reliktowe –

promieniowanie tła

(pozostałość ery rozprzęgania)

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Dokładne pomiary: 2.7 K,

charakter promieniowania CDC.

• od 1992r. - badanie

promieniowania tła przy pomocy
satelity COBE,

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

Typy
galaktyki

Gwiazdy

Materia

Procent

całej

międzygwiazdo

wa

populacji

spiralne

stare

pył i gaz

Ok.77%

młode

eliptyczne

stare

gaz

Ok. 20%

nieregularn
e

młode

pył i gaz

Ok. 3%

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

• Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, liczącą

około 500 miliardów gwiazd. Powstała z

olbrzymiej chmury   gazowo-pyłowej ok. 10

miliardów lat temu. W jej wnętrzu znajduje się

gęste sferyczne jądro, złożone też z   gwiazd

które może też zawierają czarną dziurę. Wokół

jądra rozciąga się dysk ukształtowany w

ramiona   spiralne, zawierający młode gorące

gwiazdy. Jądro i dysk otacza rzadkie halo z

bardzo starych gwiazd..   nasza galaktyka ma

jądro o średnicy około 10 000 lat świetlnych,

dysk o średnicy ok. 100 000 lat świetlnych.

Fizyka współczesna

Ewolucja i budowa Wszechświata

W przygotowaniu tego wykładu
korzystałem z prezentacji
wykonanych przez studentów IV roku
GiG oraz II roku Informatyki
Stosowanej WFiIS w ramach
prowadzonych przeze mnie zajęć
seminaryjnych z „Fizyki
Współczesnej”.

Wiesław Marek Woch.