高中物理 宇宙热历史概述粒子退耦原子复合过程微波背景辐射大爆炸核合成
(高考必背)原子物理和热学知识点总结
原子物理
一、波粒二象性
1、热辐射:一切物体均在向外辐射电磁波。这种辐射与温度有关。故叫热辐射。
特点:1)物体所辐射的电磁波的波长分布情况随温度的不同而不同;即同时辐射各种
波长的电磁波,但某些波长的电磁波辐射强度较强,某些较弱,分布情况与温度有关。
2)温度一定时,不同物体所辐射的光谱成分不同。
2、黑体:一切物体在热辐射同时,还会吸收并反射一部分外界的电磁波。若某种物体,在热辐射的同时能够完全吸收入射的各种波长的电磁波,而不发生反射,这种物体叫做黑体(或绝对黑体)。在自然界中,绝对黑体实际是并不存在的,但有些物体可近似看成黑体,例如,空腔壁上的小孔。
注意,黑体并不一定是黑色的。 热辐射特点 吸收反射特点
一般物体 辐射电磁波的情况与温度,材
料种类及表面状况有关 既吸收,又反射,其能力与材料的种类及入射光波长等因素有关
黑体
辐射电磁波的强度按波长的分布只与黑体温度有关
完全吸收各种入射电磁波,不反射
黑体辐射的实验规律:
1)温度一定时,黑体辐射的强度,随波长分布有一个极大值。 2)温度升高时,各种波长的辐射强度均增加。
3)温度升高时,辐射强度的极大值向波长较短方向移动。
4、能量子:上述图像在用经典物理学解释时与该图像存在严重的不符(维恩、瑞利的解释)。普朗克认为能量的辐射或者吸收只能是一份一份的.这个不可再分的最小能量值ε叫做能量子.νεh = )1063.6(34叫普朗克常量s J h ⋅⨯=−。由量子理论得出的结果与黑体的辐射强度
图像吻合的非常完美,这印证了该理论的正确性。
5光电效应:在光的照射下,金属中的电子从金属表面逸出的现象。发射出来的电子叫光电子。光电效应由赫兹首先发现。
高中物理第十九章原子核核聚变粒子和宇宙教材梳理素材
7 核聚变
8 粒子和宇宙
疱丁巧解牛
知识·巧学
一、核聚变
1.定义:轻核结合成质量较大的原子核的反应叫聚变。
例如H2
1+H3
1→He42
+n1
2。聚变发生的条件
(1)要使轻核聚变,就必须使轻核接近核力发生作用的距离10—15m,但是原子核是带正电的,要使它们接近10-15m就必须克服电荷间很大的斥力作用,这就要求原子核具有足够的动能.要使原子核具有足够大的动能,就要给核加热,使物质达到几百万摄氏度的高温.(2)在高温下,原子已完全电离,形成物质第四态——等离子态,等离子体的密度及维持时间达到一定值时,才能实现聚变.
3。轻核必须在很高的温度下相遇才能发生聚合放出更大的能量,由于温度较高,所以聚变也称为热核反应.
联想发散原子弹爆炸时,能产生这样的高温,然后引起轻核的聚变,氢弹就是根据这一原理制成的.太阳等许多恒星内部都进行着剧烈的核聚变,温度高达107K以上,向外释放大量的能量,地球只接收了其中的二十亿分之一左右。
4。聚变与裂变的比较
(1)能用于热核反应的原料极其丰富,裂变的原料比较稀缺.
(2)同样情况下聚变放出的能量比裂变大.
(3)热核反应后的遗留物对环境污染小,这一点裂变无法相比。
二、受控热核反应
1.热核反应的优点(与裂变相比)
(1)产生的能量大;
(2)反应后生成的放射性物质易处理;
(3)热核反应的燃料在地球上储量丰富.
2。实现核聚变的难点
地球上没有任何容器能够经受如此高的温度,为解决这个难题,目前有3种方法对等离子体进行约束,即引力约束、磁约束和惯性约束。
3。热核反应的两种方式
爆炸式热核反应;
宇宙的黑暗时期从宇宙大爆炸结束到恒星形成
宇宙的黑暗时期从宇宙大爆炸结束到恒星形成
1 宇宙演化中的黑暗时期
宇宙的黑暗时期指的是从宇宙大爆炸结束的等离子体复合(recombination)到第一代恒星开始形成的时期。在此之前的宇宙中充斥着较高能量的光子,这些光子导致宇宙中的普通物质——主要是氢和氦——处在电离状态。大爆炸后约40万年的时候,这些光子随着宇宙的膨胀而逐渐红移到红外波段,能量不再足以电离氢或氦,于是自由电子与氢、氦原子核构成的等离子体复合为中性的原子。随着自由电子的消失,光子也可以自由传播而不再发生散射,宇宙变得透明——这些光子最终红移到微波波段,成为我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。这时的宇宙相当均匀,其中没有恒星,除了氢、氦以及少量的大爆炸核合成时期产生的轻核如氘、3He、锂外也没有其它元素, 因此称之为黑暗时期。此后,在引力的作用下,微小的密度扰动逐渐增强,暗物质塌缩形成暗物质晕,其中质量较小的晕内不会形成恒星,但当这些晕质量增加到一定程度后(106-108太阳质量),晕中开始形成第一代恒星,这些恒星发出的光可以电离周围的气体。这些恒星在核反应中形成的一些重元素也可能在第一代恒星演化末期的超新星爆发中被散入宇宙,从而影响新的恒星形成,至此黑暗时期进入尾声,直到最后整个宇宙被再电离。如果我们用传播到今天的光子发生红移的倍数来表示时间,那么宇宙的等离子体复合发生在红移约1100左右,第一代恒星的形成则在红移20-30左右(极个别最早形成的红移可能达60)。不过,有时把第一代恒星形成后直到再电离之前也都算做黑暗时期。目前的观测已确定再电离至少在红移6之前发生了,对微波背景辐射偏振数据的拟合表明再电离可能发生在红移10左右。
高三物理下学期核物理学发展史
•核物理的发展,不断地为核能装置的设计提供日益精确
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的数据,从而提高了核能利用的效率和经济指标,并为更 大规模的核能利用准备了条件。人工制备的各种同位素的 应用已遍及理工农医各部门。新的核技术,如核磁共振、 穆斯堡尔谱学、晶体的沟道效应和阻塞效应,以及扰动角 关联技术等都迅速得到应用。核技术的广泛应用已成为现 代化科学技术的标志之一。 三、 完善和提高阶段 核物理已不再是研究物质结构的最前沿。核能利用方面也 不像过去那样迫切,核物理进入了一个纵深发展和广泛应 用的新的更成熟的阶段。
原子弹装药分为两块,每块都 小于临界质量,因此平时不会发 生核反应。当引爆装置点燃普通 炸药时,将两块装药推挤到一起, 整体质量便大于临界质量,在中 子的轰击下,产生原子核裂变链 式反应,随即出现核爆炸。目前 原子弹的威力可达到几万吨到几 百万吨梯恩梯当量。
中子弹 中子弹也是一种利用核材料聚变反应放出巨大能量的原 理制成的核武器,因此又被称为特殊的氢弹。由于它是 利用轻核聚变时产生的大量高能中子进行杀伤破坏的一 种小型核武器,故又被称为以高能中子辐射为主要杀伤 力的小型氢弹。
• 1911年 卢瑟福等人利用α射线轰击各种原子,观测α射线所发生 的偏折,从而确立了原子的核结构,提出了原子结构的行星模型, 这一成就为原子结构的研究奠定了基础。
• 1919年 卢瑟福等又发现用α粒子轰击氮核会放出质子,这是首 次用人工实现的核蜕变(核反应)。 • 1932年 中子被发现 • 1934年 人工放射性核素的合成 •在30年代 人们还通过对宇宙线的研究发现了正电子和介子,这 些发现是粒子物理学的先河。 二、大发展时期 20世纪40年代前后,核物理进入一个大发展的阶段。 • 1939年 哈恩和斯特拉斯曼发现了核裂变现象 • 1942年 费密建立了第一个链式裂变反应堆,这是人类掌握核 能源的开端
高中物理宇宙演化与量子世界
高中物理宇宙演化与量子世界
在高中物理学中,我们学习了关于宇宙演化和量子世界的知识。这两个领域都
是物理学中非常重要的研究方向,它们揭示了宇宙的起源和微观世界的奇妙性质。本文将探讨宇宙演化和量子世界之间的关系,并探索它们对我们对世界的理解和应用的影响。
首先,让我们来看看宇宙的演化。根据宇宙大爆炸理论,宇宙起源于一个非常热、致密的初始状态。随着时间的推移,宇宙逐渐膨胀并冷却,形成了我们今天所见的样子。这个理论得到了大量的观测证据的支持,例如宇宙背景辐射和星系的红移。宇宙演化的研究不仅帮助我们了解宇宙的起源和发展,还有助于解答一些关键的问题,如黑洞的形成和宇宙的结构。
与宇宙演化相对应的是量子世界。量子力学是描述微观世界行为的理论,它与
经典物理学有着根本的不同。在量子世界中,粒子的行为被描述为概率性的,而不是确定性的。例如,电子可以同时处于多个位置,而不是只存在于一个确定的位置。这种奇特的行为被称为波粒二象性,是量子力学的核心概念之一。量子力学还引入了概率幅的概念,用于计算粒子在不同状态之间的转换概率。这些概念和数学工具使得我们能够更好地理解微观世界的行为。
宇宙演化和量子世界之间存在着密切的联系。量子力学不仅适用于微观世界,
也可以应用于宇宙的演化过程。例如,宇宙中的粒子和场可以通过量子涨落的方式产生和消失。这些微小的涨落可能会影响宇宙的演化轨迹,导致宇宙的结构和性质发生变化。此外,量子力学还可以用来研究宇宙中的黑洞和暗物质等神秘现象。通过将量子力学和引力理论相结合,我们可以更好地理解宇宙的起源和演化。
2020-2021学年高二物理人教版选修3-5学案:第十九章 第7节、第8节 核聚变 粒子和宇宙
第7节核聚变
第8节粒子和宇宙
1.了解核聚变的特点和条件,了解核聚变的优点。
2.会判断和书写核聚变反应方程。
3.能计算核聚变释放的能量。
4.知道粒子的分类及其特点,了解夸克模型。
5.了解宇宙起源的大爆炸学说及恒星的演化。
一、核聚变
1.定义:两个轻核结合成质量□01较大的核的反应。轻核聚变反应必须在□02高温下进行,因此又叫热核反应。
2.核反应举例:21H+31H→□0342He+10n+17.6 MeV。
3.实例分析
(1)核武器:□04氢弹,由普通炸药引爆□05原子弹,再由□06原子弹爆炸产生的高温高压引发热核爆炸。
(2)宇宙天体:热核反应在宇宙中时时刻刻地进行着,太阳就是一个巨大的热核反应堆。
二、受控热核反应
1.聚变与裂变相比有很多优点
(1)轻核聚变产能□01效率高;
(2)地球上聚变燃料的储量□02丰富;
(3)轻核聚变更为□03安全、清洁。
2.约束核聚变材料的方法:□04磁约束和□05惯性约束。
三、粒子的概念
1.“基本粒子”不基本
(1)传统的“基本粒子”:光子、□01电子、质子和□02中子。
(2)“基本粒子”不基本的原因
①科学家们逐渐发现了数以百计的□03不同种类的新粒子。
②科学家们又发现质子、中子等本身也有自己的□04复杂结构。
2.发现新粒子
(1)新粒子:1932年发现了□05正电子,1937年发现□06μ子,1947年发现K 介子和π介子,后来又发现超子、反粒子等。
(2)分类:按照粒子与各种相互作用的关系分为:强子、轻子和□07媒介子。
3.夸克模型
(1)夸克模型的提出:1964年美国物理学家提出了强子的夸克模型,认为强子
哈工大大学物理大学物理
M.S.Scholes &
F.S.Black
从以上的论述可以看出物理学对人类社会的发展起着重大作用, 还可以看出物理学的研究范围极其广泛,无论什么问题,当物 理学家用物理学的方法去研究它们时,就把它们纳入物理学问 31 题,成为物理学的具体研究对象。
化学工程
生物化学工程
流体
热 力学
机械原理
核能
机械控制 电学
200635宇宙诞生137亿年前超高温超高密状态planck时代1043s1032k经典宇宙的开端大统一时代1036s1023k引力相互作用分离出来夸克和胶子等产生强子时代1035s1011k强相互作用分离出来质子中子等产生轻子时代1012s1011k电磁与弱相互作用分离电子?子子及中微子产生核合成时代3min9质子和中子形成较轻的原子核10k光子脱耦100万年3000k电子与核结合成稳定的原子宇宙对于电磁辐射变得透明由原子组成的气体气团演化成天体星云今天的宇宙36电磁波宇宙背景微波辐射只能让我们看到大爆炸38万年之后的景象
.....
21世纪物理学的发展趋势: 把对微观世界的研究与对宏观世界的研究结合起来
18
三、物理学的研究进展及对人类文明进步的影响
历史上,我国在科技发展中的重要贡献——磁、火药、小孔成 像、浑仪和简仪、地动仪等等; 18世纪的第一次工业革命 蒸汽机的发明 经典的牛顿力 学和经典热力学完善和发展基础上; 19世纪末的第二次工业革命 电动机和发电机经典的电磁 学理论不断完善的基础之上,使人类社会进入工业电气化时代; 20世纪初的第二次科技革命物理学是以 相对论和量子力学的建 立为标志; 20世纪前半叶,核物理的发展把人类带入了原子能时代。 20世纪后半叶,电子计算机的发展把人类带入了信息时代。
高中宇宙物理学知识点总结
高中宇宙物理学知识点总结
高中宇宙物理学知识点总结
一、引言
宇宙物理学是研究宇宙起源、演化、性质和结构的科学学科。在高中阶段,宇宙物理学是物理学的一个重要分支,它使我们能够更深入地了解宇宙的奥秘。本文将对高中宇宙物理学的主要知识点进行总结和解析,以帮助读者更好地理解这一领域的知识。
二、宇宙物理学基础知识
1. 宇宙的起源与演化:宇宙大爆炸理论是目前广为接受
的关于宇宙起源的理论,宇宙在大爆炸中诞生,并以不断膨胀的方式发展至今。演化过程中,宇宙经历了星系的形成与壮大、恒星的诞生与死亡、黑洞的形成与演化等现象。
2. 天体观测方法:天文望远镜是天体观测的主要工具,
包括光学望远镜、射电望远镜、X射线望远镜等。它们通过接
收和分析天体发出的各种电磁波来获取信息。
3. 星系与星系团:星系是由数十亿颗星体组成的集群,
主要有螺旋星系、椭圆星系和不规则星系等类型。星系团是由若干个星系组成的大型结构,它们通过引力相互吸引形成。
三、宇宙物理学研究内容
1. 星体的结构与性质:恒星是宇宙中最基本的天体单位,由气体组成。恒星的结构包括核心、辐射区、对流区和色球等部分。恒星的性质与质量、半径、光度等相关,通过观测和计算可以确定恒星的演化轨迹。
2. 行星与行星系:行星是围绕恒星运行的天体,主要有
类地行星和巨大气体行星两类。行星系是由行星和恒星组成的
天体系统,目前已发现许多类似于太阳系的行星系。
3. 星系结构与演化:星系的结构包括盘状结构和球状结构。根据星系的形态、亮度和其他特征,可以将星系划分为埃菲勒型、棒旋型、椭圆型等不同类型。研究星系的演化可以帮助我们了解宇宙的演化历程。
宇宙大爆炸学说基本内容
宇宙大爆炸学说基本内容
关于宇宙的起源有许多假说,其中最有影响的是1948年由美国天体物理学家伽莫夫提出的大爆炸宇宙学说。大爆炸宇宙学认为,宇宙早期是一个超高密、超高温的“宇宙蛋”。宇宙蛋在某种物理条件下,发生迅猛的大爆炸,于是便开始不断膨胀起来,结果物质也随着时空膨胀而从密到稀、从热到冷地演化着,在演化过程中逐渐形成各种恒星体系。宇宙起源的大爆炸过程包括:基本粒子阶段、元素形成阶段、宇宙形成阶段。宇宙大爆炸宇宙学说的主要观测事实有:谱线红移现象、天体观测年龄与理论年龄相吻合、氦丰度证据、微波辐射证据。虽然,大爆炸宇宙学能解释一些观测事实,但仍存在不少问题,如宇宙蛋中无限密度以及爆炸机制等问题。
“大爆炸宇宙论”(The Big Bang Theory)是现代宇宙学中最有影响的一种学说。它的主要观点是认为宇宙曾有一段从热到冷的演化史。在这个时期里,宇宙体系在不断地膨胀,使物质密度从密到稀地演化,如同一次规模巨大的爆炸。
学说简介
“大爆炸宇宙论”(The Big Bang Theory)认为:宇宙是由一个致密炽热的奇点于137亿年前一次大爆炸后膨胀形成的。1927年,比利时天文学家和宇宙学家勒梅特(Georges Lemaître)首次提出了宇宙大爆炸假说。1929年,美国天文学家哈勃根据假说提出星系的红移量与
星系间的距离成正比的哈勃定律,并推导出星系都在互相远离的宇宙膨胀说。
现代宇宙学中最有影响的一种学说。它的主要观点是认为宇宙曾有一段从热到冷的演化史。在这个时期里,宇宙体系在不断地膨胀,使物质密度从密到稀地演化,如同一次规模巨大的爆炸。该理论的创始人之一是伽莫夫。1946年美国物理学家伽莫夫正式提出大爆炸理论,认为宇宙由大约140亿年前发生的一次大爆炸形成。上世纪末,对Ia 超新星的观测显示,宇宙正在加速膨胀,因为宇宙可能大部分由暗能量组成。[1]
2024届全国新高考物理冲刺复习 核裂变 核聚变和宇宙粒子
金牛座蟹状星云 是1054年爆发超新 星的遗骸
大麦哲伦 星云1987A 超新星
恒星的死亡(三)——中子星
超新星爆发后,如果剩下的核的质量 1.44—2个太阳质量(奥本海默极限)之 间。巨大的引力使得电子的斥力也不足以 对抗,电子被压入原子核,整个恒星成为 一个中子球,依靠中子间的斥力对抗引力。 它的直径只有10千米左右,其密度特别大, 1立方厘米可达1亿吨以上,自转特别快。 也叫脉冲星。
人马座钻石星,这 块钻石直径是4000 公里,质量2千亿亿
亿吨。
太阳在70亿年后,也将变成类似的钻石。
瞬间的绚烂(二) ——超新星爆发
对于大质量的恒星,由于引力巨大,氢烧完后,引力导致的坍缩会十分 猛烈,这时,大量的能量瞬间爆发出来,恒星的亮度瞬间爆增上千万倍, 乃至上百亿倍,这就是超新星爆发。一颗超新星在爆发时输出的能量可 高达1043焦,这几乎相当于我们的太阳在100亿年时间里输出能量的总和。 超新星爆发时,抛射物质的速度可达107m/s,超新星并不是新的星,而 是恒星死亡的绽放。
夸克带电荷为元电荷的2/3或-1/3 倍。每种夸克都有对应的反夸克
夸克模型指出电子电荷不再是电荷的最小单位,即 存在分数电荷
关于粒子,下列说法正确的是( D ) A.电子、质子和中子是组成物质的不可再分的最 基本的粒子 B.强子都是带电粒子 C.夸克模型是探究三大类粒子结构的理论 D.夸克模型说明电子电荷不再是电荷的最小单位
《大爆炸宇宙学》PPT课件
• 大爆炸理论的提出 • 宇宙中各层次的物质的演化 • 辐射为主的早期宇宙 • 大爆炸理论介绍 • 核合成理论及其测量
1
➢ 天文观测:宇宙正在膨胀 星系间的距离正在不断变大
➢ 将时间向回追溯, 星系间距离会逐渐变小 ➢ 今天星系的平均间距约为星系自身大小的100倍 ➢ 宇宙的尺度因子R比现在小2个量级时
49
➢ 表明这些天体形成得较早,受恒星过程影响比较小,其中4He丰度较接近原初值 ➢ 观测这些天体中的氧丰度,其大小表明了它的氦丰度受恒星过程影响的程度 ➢ 利用这个原理可以定出原初Y4p的大小
50
这结果表明今天宇宙中的4He确实大部分 来自宇宙早期
Y4 p 0.238 0.005
51
➢ 得到了宇宙早期η值,由宇宙早期光子数密度就可以计算宇宙早期重子数密度 ➢ 目前宇宙中的光子数密度很容易测量,因为光子的分布非常均匀 ➢ 假设η的值不随宇宙膨胀而变化(事实上从那时到现在变化并不大),就可以得到现在宇
真空相变引起的暴胀、正反重子不等量的产生和冷暗物质的形成等
19
宇宙早期的暴涨理论
➢ 视界疑难,准平坦疑难, ➢ 星系形成,原初扰动
1
104
Old Inflation Guth
New Inflation Albrecht Stein hardt Linde
Chaotic Inflati on Linde
高考物理复习原子物理与物理学史第15讲原子与原子核课件
的最小值。)这个方程和能量守恒定律是完全一致的。
(2)由于每个光电子从金属中飞出时,克服引力做的功不同,它们的初动能 也不同。方程中的W0是逸出功,不是每个电子克服引力做的功;方程中的 Ek不 是每个光电子的初动能,而是最大初动能。 (3)从光电效应方程可以看出:极限频率和逸出功间的关系是:hν0=W0。
核反应方程中,电荷数守恒和质量数守恒,
4.(2018· 天津,1)国家大科学工程——中国散裂中子源(CSNS)于 2017 年 8 月 28 日首次打靶成功,获得中子束流,可以为诸多领域的研究和工业应用提供 先进的研究平台。下列核反应中放出的粒子为中子的是( B ) A.147N 俘获一个 α 粒子,产生178O 并放出一个粒子
二、光子说 光子说的内容是:光是不连续的,是一份一份的,每一份叫做一个光量子, 简称光子。光子的能量E跟光的频率ν成正比:E=hν。(光子是以电磁波形式存
在的一份能量,没有静止质量)
爱因斯坦利用光子说解释了光电效应。设每个光子只能被一个电子吸收(一 个光子不能被多个电子分开吸收 ) ;每个电子每次只能吸收一个光子 ( 一个电子
方法总结
图象名称 最大初动能 Ek 与入射光频率 ν 的关系图线 颜色相同、强 度不同的光, 光电流与电压 的关系 图线形状 由图线直接(间接)得到的物理量 ①极限频率:图线与 ν 轴交点的横坐标 ν。 ②逸出功:图线与 Ek 轴交点的纵坐标的值 W0=|-E|=E ③普朗克常量:图线的斜率是 k=h ①遏止电压 Uc:图线与横轴的交点 ②饱和光电流 Im:电流的最大值 ③最大初动能,Ekm=eUc
高三物理核聚变粒子和宇宙(课件)
现在的技术还不能控制热核反应。 问题有: 1、热核反应的的点火温度很高; 2、如何约束聚变所需的燃料;
磁场约束
现在的技术还不能控制热核反应。
问题有: 1、热核反应的的点火温度很高; 2、如何约束聚变所需的燃料; 3、反应装置中的气体密度 要很低 ,相当于常温常压下 气体密度的几万分之一;
惯性约束
第七节、核聚变
一、核聚变
物理学中把重核分裂成质量较小的核,释放核 能的反应叫做裂变.把轻核结合成质量较大的核, 释放出核能的反映叫做聚变.
〓
聚变
〓
裂变
1 轻核的聚变(热核反应)
某些轻核能够结合在一起,生成一个 较大的原子核,这种核反应叫做聚变。
轻核的聚变:
2 1H2 1H 2 3He0 1n 2 1H2 1H 2 3He1 1H 21H3 1H 4 2He01n
1/2 (Ω超子 3/2)
费密 子
轻子(共12种)
分类
电子
正反 粒子
e e
自旋
电荷量 e
-1 +1
重子数 轻子数 B Le L L
寿命 10-6s
稳定
μ子
-1 +1
2.2
轻 子
τ子 中 e e
-1 +1 1/2
0
0
-1 +1 <2.3
微
高中物理 宇宙热历史概述粒子退耦原子复合过程微波背景辐射大爆炸核合成
T
Tdec 1 z dec
COBE T 2.73 K 最后散射面有限宽度
zdec 1088, zdec 194
观测到的CMB: mixed blackbody spectra with different temperatures? No! You should expect a single temperature!
0
~ 105
宇宙早期,当 星系不可能存在
105 0
原子、分子为宇宙演化的产物 考虑氢原子 H 的结合能为 E=13.6 eV 当宇宙的温度接近 E 时,光子的能量分布中 高能光子数目足够多,H 原子被完全电离, 即物质不可能以原子的形式存在 只有当宇宙冷却到温度足够低,物质才能 以原子、分子状态存在
~ H
不同的粒子与其他粒子间的相互作用是不同的,因此退耦时间不同
中微子退耦 只参与弱相互作用
ee , e e
GF ~ 105 GeV 2 GF: 弱相互作用Fermi耦合常数
2 5
2 2 相互作用截面 GF T
对于中微子,v=1 (光速),n~T3 ~ GF T
Planck 质量 mp: de Broglie 波长 ~ Schwarzschild 半径
mp
c 2 105 g 1019 GeV G
物理高三选修知识点总结
物理高三选修知识点总结
物理是一门涉及各种物质运动、能量转化和相互作用的学科,是理工类学生必修的科目之一。在高三的学习中,物理选修课是一个重要的组成部分,它涉及了一些高级的物理知识和概念。下面是对物理高三选修知识点的总结:
1. 电磁感应与电磁波
- 麦克斯韦方程组:总结了电磁现象的定律和规律,其中包括高斯定理、法拉第电磁感应定律等。
- 波动光学:讨论了光的干涉、衍射和偏振等现象,以及光的电磁本质和波粒二象性等方面的内容。
- 电磁波:介绍了电磁波的特性、传播和应用等方面的知识,包括电磁波谱和无线电通信等。
2. 热学与统计物理
- 热力学定律与循环:包括热力学第一定律、热力学第二定律和卡诺循环等内容。
- 热平衡与热传导:介绍了热平衡的条件、热传导的基本原理和测量方法等方面的知识。
- 统计物理学:讨论了系统的微观状态与宏观性质之间的统计关系,包括玻尔兹曼熵和狄拉克物质统计等。
3. 粒子物理与宇宙学
- 基本粒子:介绍了基本粒子的分类、性质和相互作用等内容,包括夸克、轻子、玻色子和费米子等。
- 核物理与放射性衰变:讨论了原子核的结构、核反应和放射性衰变等方面的知识。
- 宇宙学的基本概念:探讨了宇宙的起源、演化和结构等内容,包括宇宙微波背景辐射和宇宙的膨胀等。
4. 量子力学与固体物理
- 波粒二象性:介绍了物质的波粒二象性和量子力学的基本原理,包括波函数、薛定谔方程和量子力学中的不确定性原理等。
- 量子力学的应用:讨论了量子力学在原子、分子和凝聚态物理等领域的应用,包括原子能级、电子结构和超导现象等。
高中物理原子物理学史
高中物理原子物理学史
1.1897年,汤姆生利用阴极射线管发现了电子,说明原子可分,有复杂内部结构,并提出原子的枣糕模型。
2.1909年——1911年,英国物理学家卢瑟福和助手们进行了α粒子散射实验,并提出了原子的核式结构模型。由实验结果估计原子核直径数量级为10 -15 m 。
3.1896年,法国物理学家贝克勒尔发现天然放射现象,说明原子核也有复杂的内部结构。
天然放射现象有两种衰变(α、β),三种射线(α、β、γ),其中γ射线是衰变后新核处于激发态,向低能级跃迁时辐射出的。衰变的快慢(半衰期)与原子所处的物理和化学状态无关。
4.1919年,卢瑟福用α粒子轰击氮核,第一次实现了原子核的人工转变,并发现了质子。
预言原子核内还有另一种粒子,被其学生查德威克于1932年在α粒子轰击铍核时发现,由此人们认识到原子核由质子和中子组成。
5.1939年12月德国物理学家哈恩和助手斯特拉斯曼用中子轰击铀核时,铀核发生裂变。1942年在费米、西拉德等人领导下,美国建成第一个裂变反应堆(由浓缩铀棒、控制棒、减速剂、水泥防护层等组成)。
6.1952年美国爆炸了世界上第一颗氢弹(聚变反应、热核反应)。人工控制核聚变的一个可能途径是利用强激光产生的高压照射小颗粒核燃料。
7.现代粒子物理:
1932年发现了正电子,1964年提出夸克模型;
粒子分为三大类:
媒介子,传递各种相互作用的粒子如光子;
轻子,不参与强相互作用的粒子如电子、中微子;
强子,参与强相互作用的粒子如质子、中子;强子由更基本的粒子夸克组成,夸克带电量可能为元电荷的1/3 或 2/3。
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e e
湮灭前
, 系统的熵密度 e
s (e )
s(e )
[ g 2 * (7 / 8) ge ] g
s( )
我们知道 g g 2 e
11 s ( ) 4
正负电子湮灭后,其熵转移至光子中。因此 光子温度 T 较湮灭前 0 有一变化
gB
mT g 2
3/ 2
m exp T
g* n gB
2
30
T
4
mn
3 nT mn 2
g
*
2
30
T 4, 7 g 8 F
3
3
7 2 2 3 gF T 8 45
nT
g* gB
s
2 2 3 gB T 45
~ H
不同的粒子与其他粒子间的相互作用是不同的,因此退耦时间不同
中微子退耦 只参与弱相互作用
ee , e e
GF ~ 105 GeV 2 GF: 弱相互作用Fermi耦合常数
2 5
2 2 相互作用截面 GF T
对于中微子,v=1 (光速),n~T3 ~ GF T
温度随着宇宙膨胀的变化
2 2 3 sg T 45
*
熵守恒
2 2 3 3 R sg T R const T R 1 45
3 *
今天的统计量
T 3 n 422 cm 2.75k T 3 8.09 1034 g cm 2.75k T 3 s 2970 cm 2.75k
热平衡 对于一个粒子系统,当粒子间的相互 作用足够频繁时,系统处于热平衡状态。 在膨胀的宇宙中,当粒子间相互作用的时间 尺度短于宇宙膨胀的时间尺度时,热平衡状态 可以维持
n1n2 两体相互作用的频率 这里n1, n2 为两种粒子的数密度 则对于一个“1”类的粒子,它与“2”类粒子 相互作用的时间尺度 3
3 4
3
粒子退耦
考虑一种粒子与其他的粒子的相互作用 假设其相Байду номын сангаас作用率为 ,即一个粒子单位时间内与其他粒子的碰撞次数
n | v |
n: 靶粒子数密度, σ:相互作用截面,
宇宙在膨胀,膨胀的时间尺度为 t ~
R R
v: 粒子相对速度
H 1
当 t 时,粒子的相互作用足够频繁,其处于热平衡状态。 1 而当 t, 粒子间的相互作用慢于宇宙的膨胀,粒子不再处于热平衡状态 1 粒子退耦 : 退耦时刻
1 / n2 R
另一方面,宇宙膨胀的时间尺度 t ~ (G ) 1/ 2
4 对于辐射为主的宇宙, R则
t ~ R2
可以看出,在宇宙的早期,相互作用的时间 尺度小于宇宙膨胀的时间尺度,热平衡为很好的近似。 不同的粒子其相互作用是不同的。随着宇宙的膨胀, 它们在不同的时期脱离热平衡 退耦
化学元素是宇宙演化的产物
原子核由质子和中子 (统称为核子)组成, 核子的平均结合能为 1 MeV 当宇宙温度 T > 1010 K (1 MeV)时,宇宙中的物质 不可能以原子核的状态存在
宇宙早期,物质只能以基本粒子的状态存在 夸克、轻子、规范粒子 其他的状态是宇宙膨胀、冷却演化的产物
宇宙演化热历史
相对论极限:
E p, P /3
非相对论极限: m n,
P nT
早期宇宙玻色、费米混合气体
相对论 玻色 相对论 费米
3 (3) 3 gF T 4 2
7 2 4 gF T 8 30
非相对论
n g* n
(3) 3 T , 2
3 g 4 F
n ρ P
(3) 3 gB T 2
宇宙热历史
概述 粒子退耦 原子复合过程 微波背景辐射 大爆炸核合成
概述
观测事实:宇宙膨胀,微波背景辐射, 宇宙元素丰度(4He) 大爆炸理论 (Gamow 1948) 宇宙在膨胀==〉宇宙早期密度高,温度高
宇宙间万物的产生均是宇宙演化的结果
宇宙中的结构只能在宇宙演 化到一定程度才能产生 星系:今天
量子引力极限
宇宙极早期,粒子的性质用量子理论所描述。 对于一个质量为 m 的微观粒子,其尺度用de Broglie 波长来表征 l d 其中 h 为 Planck 常数,c 为光速。 另一方面,粒子的Schwarzschild 半径为 ls
2Gm c2
2h mc
当de Broglie 波长小于 Schwarzschild 半径时,量子理论无法在经典 广义相对论的框架下建立,经典物理不再适用 量子引力
Planck 质量 mp: de Broglie 波长 ~ Schwarzschild 半径
mp
c 2 105 g 1019 GeV G
lp
1GeV 1.78271024 g
tp G 1043 s 5 c
对应的长度及时间
hG 33 cm 3 10 c
现有的大爆炸理论(+inflation) 只能够描述
1 1/ 2 R T t 宇宙膨胀早期辐射为主,
H
则有
T3 H
1 T2 2t
随着宇宙的膨胀,温度的降低,中微子退耦, 退耦温度为 T ~ 1MeV 其后,宇宙间中微子数目不再变化,构成中微子背景
中微子背景温度 中微子退耦温度 T ~ 1MeV, 电子质量 m ~ 0.5MeV 在中微子退耦后,正负电子湮灭
t t p 1043 s
的物理过程。
量子引力理论:时空量子化
绝热膨胀
宇宙中不可能存在净能流:违背对称性假设 如果宇宙的膨胀是可逆的 绝热,熵守恒 宇宙中存在着各种不可逆的过程。但是宇宙间总的熵非常大,不 可逆的过程不可能对宇宙的熵有大的影响 宇宙的膨胀可以 近似用绝热膨胀来描述。
0
~ 105
宇宙早期,当 星系不可能存在
105 0
原子、分子为宇宙演化的产物 考虑氢原子 H 的结合能为 E=13.6 eV 当宇宙的温度接近 E 时,光子的能量分布中 高能光子数目足够多,H 原子被完全电离, 即物质不可能以原子的形式存在 只有当宇宙冷却到温度足够低,物质才能 以原子、分子状态存在