NUKLEOGENEZA
nukleony - wspólna nazwa dla
protonów i neutronów jako
składników jąder atomowych
geneza - pochodzenie, rodowód -
zespół warunków powstania
i rozwoju danego zjawiska
Barbara Becker
Układ okresowy pierwiastków
Pierwiastki w kosmosie ...
Rozpowszechnienie w funkcji liczby atomowej Z. Rozpowszechnienie =
liczba atomów w stosunku do 106 atomów Si (skala logarytmiczna)
... i na Ziemi Rozpowszechnienie pierwiastków jest nierównomierne:
•Skorupa ziemska
Planeta
34.6% Fe
29.5% O
15.2% Si
12.7% Mg
2.4% Ni
1.9% S
0.05% Ti
Atmosfera:
N 75.5 %
O 23.2 %
Ar 1.3 %
CO2 486 ppm
Hydrosfera:
O 80 %
H 10 %
Cl 1 %
Na 1 %
Nukleosynteza Określenie równie często spotykane, oznaczające zazwyczaj
tworzenie się cięższych pierwiastków i jąder atomowych z wieloma protonami i neutronami przez fuzję pierwiastków lżejszych.
Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu - powstawanie najlżejszych pierwiastków
Temperatura Wszechświata 1 sek. po wybuchu (Big Bang) wynosiła ok. 10 mld stopni, a on sam był „morzem” neutronów, protonów, elektronów, pozytronów, fotonów i neutrino. W miarę ochładzania się neutrony przekształcały się w protony + elektrony lub łączyły z protonami dając deuter. W czasie pierwszych 3 minut większość deuteru dała hel. Pojawiły się też ślady litu.W całym Wszechświecie rozpowszechnienie tych pierwiastków jest podobne !
Wszystkie pierwiastki cięższe powstały w gwiazdach :
1. Wskutek fuzji w jądrach gwiazd (do Fe)
2. Wskutek wybuchu supernowych (pierwiastki ciężkie)
Gwiazdy ... gwiazdy...
„Rodzą się” z gazu obecnego w przestrzeni kosmicznej,
„Żyją” zmieniając swoją zawartość,
„Umierają” pozostawiając dziedzictwo, które wzbogaca przestrzeń kosmiczną.
Niebo pełne lśniących klejnotów...
Foto: The Hubble Heritage Project, http://heritage.stsci.edu/index.html
Chmura gwiazdowa w Strzelcu, ok. 25 tys. lat świetlnych od Ziemi.
Gwiazdy różni wiele: wiek,
typ
masa
jasność
Dla przykładu:
• Nasze Słońce jest gwiazdką małą, średnica np. Betelgezy
jest 900 razy większa !!!
• Gęstość materii gwiazd neutronowych i czarnych dziur jest
niewyobrażalnie duża. (Warto sobie uprzytomnić, że atom
to głównie pustka!)
Diagramy gwiazdowe, klasy spektralne
Diagram Hertzsprunga-Russela
Klasy spektralne gwiazd
SYNTEZA PIERWIASTKÓW
Procesy egzotermiczne zachodzące we wnętrzach
gwiazd:
a. „spalanie” wodoru
b. „spalanie” helu
c. „spalanie” węgla
d. a - proces
e. e – proces (równoważenie)
SYNTEZA PIERWIASTKÓW cd.
Procesy wychwytu neutronów:
a. s – proces - powolny (slow) wychwyt neutronów
b. r – proces - szybki (rapid) wychwyt neutronów
Procesy różne:
a. p – proces (wychwyt protonu)
b. fragmentacja wewnątrz gwiazdy
c. fragmentacja w przestrzeni międzygwiezdnej pod
wpływem promieniowania kosmicznego
Gdzie rodzą się gwiazdy ...
Mgławica Orła (znana także jako Koński Łeb)
- konstelacja Węża, 7 tys. lat św. od Ziemi
Kosmiczne jaja... Chmura gazu naświetlona
UV z pobliskiej gorącej
gwiazdy traci ze swej
powierzchni część materii.
Odsłaniane jest lokalne
zagęszczenie materii (globula
gazowa).
Globula jest praktycznie
odkryta. Jej cień chroni
kolumnę gazu przed
odparowaniem.
Globula oddziela się od
chmury macierzystej i
wyłania się z niej nowa
gorąca gwiazda.
Evaporating
Gaseous
Globules = EGGs
„Spalanie” wodoru
Gdy tworzy się nowa gwiazda, przez grawitacyjną kontrakcję
międzygwiezdnego wodoru i helu, jej temperatura rośnie.
Gdy rdzeń osiągnie ok. 107K możliwe stają się reakcje * :
Reakcja Energia wydzielana [MeV] Czas ** [lata]
1H + 1H → 2H + e+ +nc 1,44 1,4x1010
2H + 1H → 3He + g 5,49 0,6 sek.
3He + 3He → 4He + 21H 12,86 106
* Pominięto reakcje mniej znaczące
** Przereagowania 1/2 reagentów (liczony dla Słońca)
„Spalanie” wodoru cd.
Sumaryczny efekt energetyczny:
4 1H → 4He + 2e+ +2nc Q = 26,72 MeV - energia neutrino 2x0,25 eV -0,5 MeV
Czyli na 1 mol He Q = 2,53x109 kJ
Co odpowiada defektowi masy ok. 7 % (tylko !)
Q = 26,22 MeV 1 eV = 1,6x10-19 J
Słońce w czasie 1 sek. przerabia ok. 600 mln ton H,
produkując 595,5 mln ton He. 4,5 mln ton jest zatem
transformowane w energię !!!! Mimo tego Słońce
bardzo niewiele traci ze swej masy...
12C + 1H → 13N + g
1,95
1,3.107 lat
13N→ 13C + e+ + n
2,22
7 min
13C + 1H → 14N + g
7,54
3.106 lat
14N + 1H → 15O + g
7,35
3.105 lat
15O→ 15N + e+ + n
2,70
82 s
Gdy dostępne C i N
mogą biec reakcje
Energia wydzielana, Q
[MeV]
Czas trwania
procesu**
15N + 1H → 12C + 4He 4,96 105 lat
**Czas potrzebny dla przereagowania ½ reagentów,
4 1H → 4He + 2e+ +2nc Q = 26,72 MeV
po odjęciu energii unoszonej przez 2 neutrino – (0,7 + 1) MeV
Q = 25,0 MeV/ cykl
Reakcje te wymagają nieco wyższych temperatur i zaczynają dominować
przy ok. 1,6.107 K. Słońce, z tego procesu, uzyskuje ok. 10 % swojej energii.
„Spalanie” helu i węgla
4He +4He → 8Be oraz 8Be + 4He → 12C* → 12C + g
Wprawdzie 8Be jest niestabilny, ale nawet b. małe jego ilości pozwalają na
przebieg powyższej reakcji i tym samym powstawanie węgla. Dalsze
procesy powodują powstawanie cięższych jąder:
12C + 4He → 16O + g Q = 7,148 MeV 16O + 4He → 20Ne + g Q = 4,75 MeV 20Ne + 4He → 24Mg + g Q = 9,31 MeV
oraz dla węgla:
12C + 12C → 24Mg + g Q = 13,85 MeV → 23Na + 1H Q = 2,23 MeV → 20Ne + 4He Q = 4,62 MeV
Czas, w jakim procesy te operują to ok 105 lat przy 6x108 K i 1 rok przy
8,5x108 K.
a - proces
W temperaturze powyżej 109 K możliwe są reakcje:
20Ne + g → 16O + 4He Q = –4,75 MeV
Endotermiczna reakcja jest źródłem cząstek a. 20Ne + 4He → 24Mg + g Q = 9,31 MeV
2 20Ne → 16O + 24Mg + g Q = 4,56 MeV
Także np.: 24Mg + 4He → 28Si + g i podobnie dla 32S, 36Ar
i 40Ca (tzw. jądra wywodzące się od cząstek alfa).
Proces ten formalnie przypomina „spalanie” helu ale zdecydowanie inne
jest tu źródło cząstek! W gwiazdach jest realizowany prawdopodobnie
przez okres 100-10000 lat.
S-proces
Powolny wychwyt neutronów (z ewentualną stabilizacją przez emisję
elektronu b– decay)
Istotne są źródła cząstek – prawdopodobnie są nimi reakcje:
13C + a → 16O + n
21Ne + a → 24Mg + n
Tłumaczy dobrze powstawanie takich izotopów jak 8939Y, 90
40Zr, 138
56Ba, 14058Ce, 208
82Pb, 20983Bi.
Mgławice planetarne
Czy „śmierć” gwiazd może
być piękna?
Jaki koniec czeka nasze
Słońce?
NGC 3132
Mgławica „Mrówki”
średnica = 0,4 roku św.,
odległość = 2 tys. lat św.
średnica = 1,6 roku św.,
odległość = 3 tys. lat św. http://heritage.stsci.edu/gallery/gallery.html
NGC6369 NGC4406 IC418
Mgławica planetarna NGC 6543
znana jako„Kocie Oko” Odległa o 3 tys. lat św. ,
jedna z najbardziej zadziwiających mgławic planetarnych sfotografowanych przez teleskop Hubble’a, o dziwnej i skomplikowanej budowie. Ponieważ wiek jej szacuje się na ok. 1000 lat zyskała sobie przydomek „skamieniałości”.
Prawdopodobnie jest to układ dwóch gwiazd.
Supernowa 1987A
Źródło: http://chandra.harvard.edu/resources/animations/pulsar.html
Kolor błękitny oznacza materię wyrzuconą
przez gwiazdę przed tysiącami lat.
Supernowa1987A
znajduje się w Wielkim
Obłoku Magellana
(Konstelacja Dorado),
ok. 180 000 lat
świetlnych od Ziemi.
Materia wyrzucona obecnie (barwa żółto-
pomarańczowa) ma temperaturę ok.10
milionów stopni Celsjusza i jest źródłem
promieniowania rentgenowskiego.
Chandra url and gallery
Zamiast podsumowania ...
Wszechświat jest nie tylko dziwniejszy niż sobie
wyobrażamy, jest dziwniejszy niż potrafimy sobie
wyobrazić....
Brytyjski biolog, filozof i wielki popularyzator nauki
J. B. S. Haldane (1892-1964)
Źródło: http://www.wikipedia.org/wiki/J._B._S._Haldane
CHANDRA - Orbitalny teleskop rentgenowski
Kosmiczny Teleskop Hubble’a
Bibliografia
Bardzo liczne strony www z adresów :
http://www.hubblesite.org/
http://chandra.harvard.edu/
„Chemistry of the elements”, Pergamon 1989
N. Greenwood, E. Earnshaw