Synteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

Transkrypt

1 Synteza jądrowa (fuzja)

2 Cykl życia gwiazd

3 Narodziny gwiazd: obłok molekularny Rozmiary obłoków (Giant Molecular Cloud) są rzędu setek lat świetlnych. Masa na ogół pomiędzy 10 5 a 10 7 mas Słońca. W obłoku molekularnym formują się cząsteczki wodoru H 2. Powstanie niejednorodności obłoku powoduje, że pod wpływem pola grawitacyjnego materia gęstnieje. Zapadanie się fragmentu obłoku prowadzi do powstania protogwiazdy. Dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy.

4 Rodzaje gwiazd : brązowe karły Brązowe karły mają zbyt małą masę (0.08 mam Słońca), by reakcja syntezy wodoru mogła stanowić główne źródło energii. Stopniowo stygną, a spalaniu w ich wnętrzu ulega deuter lub lit.

5 Ciśnienie promieniowania Radiometr Crookes a Żagiel słoneczny Radiometr Nicholsa

6 Ciśnienie promieniowania Powierzchnia absorbująca:

7 Ciąg główny

8 Ciąg główny: spalanie wodoru Ciśnienie promieniowania równoważy ciśnienie grawitacyjne. Tempo spalania wodoru zależy od masy gwiazdy.

9 Rodzaje gwiazd: czerwone karły Czerwone karły mają masę pomiędzy 0.08 a 0.5 mas Słońca i małą jasność (do 10% jasności Słońca). Są najliczniejszymi gwiazdami we Wszechświecie. Spalanie wodoru zachodzi powoli żaden z czerwonych karłów powstałych od początku Wszechświata nie opuścił jeszcze ciągu głównego. Powstający hel jest usuwany z jądra dzięki konwekcji, co pozwala na wydajne spalanie wodoru. Nie występują jednak dalsze etapy synteza cięższych pierwiastków z helu. Końcowym etapem ewolucji jest biały karzeł.

10 Biały karzeł Gwiazda o dużej gęstości, dla której siły grawitacji są równoważone przez degenerację gazu elektronowego. Skład: Tlen węgiel (jako produkt syntezy z helu) Tlen- neon - magnez (jeśli węgiel uległ spaleniu) Hel (utrata masy na rzecz sąsiada z układu podwójnego)

11 Biały karzeł Granica Chandrasekhara: maksymalna masa białego karła wynosi 1.4 masy Słońca. Gwiazda jest tym mniejsza, im jest cięższa większa masa prowadzi do wybuchu białego karła (powstania supernowej). 1 R ~ M 3 Na skutek emisji promieniowania przez jądra atomowe biały karzeł stopniowo stygnie stając się czarnym karłem (hipotetycznie).

12 Słońce W jądrze Słońca (1/4 promienia) wytwarzane jest 99% energii. Temperatura: jądra: K, powierzchni 5700K. Jądro w stanie równowagi dynamicznej zwiększenie temperatury spowoduje zwiększenie objętości i spadek tempa reakcji, zmniejszenie temperatury spadek objętości i wzrost tempa reakcji

13 Słońce Masa: kg ( mas Ziemi) Promień: m (109 promieni Ziemi) Średnia gęstość: kg/m 3 Moc: W Okres obrotu: około 25 dni (równik) Skład: 73.5% wodór, 24.9% hel, około 1.6% - inne

14 Słońce Strefa radiacyjna: 70% promienia Jądro: gęstość 150g/cm 3 Słońca. Jony wodoru i helu wysyłają Gęstość energii: 270W/m 3 fotony, absorbowane przez kolejne jony. Gęstość g/cm 3 Strefa konwekcyjna: częściowo zjonizowane atomy gazu unoszą się ku powierzchni na skutek konwekcji. Przy powierzchni wzrasta gęstość gazu co powoduje jego opadanie ku dolnej granicy strefy. Gęstość od 0.2 g/cm 3 do 0.2 g/m 3 Atmosfera: kilka warstw, w tym tzw. korona obszar o małej gęstości, ale wysokiej temperaturze (10 6 K) Fotosfera: grubość rzędu 100 km, gęstość 0.2 g/m 3, emisja promieniowania

15 Słońce 99% energii Słońca pochodzi z cyklu protonowego, 1% z cyklu CNO (synteza wodoru w hel z udziałem węgla)

16 Ewolucja gwiazd: typ słoneczny Tempo spalania wodoru jest tym jest szybsze, im cięższa gwiazda. Po ustaniu syntezy w jądrze, ulega ono grawitacyjnemu zapadnięciu. Energia zostaje częściowo przekazana do zewnętrznych warstw gwiazdy, w których rozpoczyna się proces syntezy helu z wodoru. Otoczka gwiazdy staje się znacznie większa, a temperatura powierzchni maleje.

17 Ewolucja gwiazd: typ słoneczny

18 Czerwone olbrzymy Po wyczerpaniu wodoru rozpoczyna się synteza węgla z helu. Dla gwiazd mało masywnych proces przebiega w jądrze i wymaga osiągnięcia znacznej gęstości materii. Następuje gwałtownie błysk helowy

19 Czerwone olbrzymy W gwiazdach bardziej masywnych proces przebiega spokojnie, wytwarzane są warstwy w których spalane są różne pierwiastki.

20 Mgławica planetarna W gwiazdach średniej wielkości po ustaniu syntezy helu w węgiel dochodzi do odrzucenia zewnętrznych warstw. Jądro stanowiące około 20% masy gwiazdy osiąga stadium białego karła.

21 Gwiazdy masywne: niebieskie olbrzymy W gwiazdach masywnych spalanie wodoru zachodzi szybko. Po wyczerpaniu się wodoru w jądrze dochodzi do powiększania się gwiazdy. Stadium niebieskiego giganta: duża jasność, temperatura powierzchni powyżej K, masa powyżej 2 mas Słońca, promień powyżej 5 promieni Słońca. Końcowe stadium: czerwony olbrzym.

22 Niebieskie nadolbrzymy Bardziej masywne gwiazdy (powyżej 10 mas Słońca) zwiększają znacznie promień, dochodząc do stadium nadolbrzyma. Spalanie wodoru w jądrze (ciąg główny) zajmuje tylko kilka milionów lat, w stadium niebieskiego nadolbrzyma spalany jest wodór z wyższych warstw. Gwiazdy mało stabilne, tracą dużą część masy.

23 Żółte i czerwone nadolbrzymy Żółte olbrzymy: gwiazdy o masie mas Słońca. Mało stabilne (stadium trwa kilka tysięcy lat). Czerwone nadolbrzymy: temperatura powierzchni K. Głównym źrodłem energii jest spalanie helu. Masa mas Słońca. Znaczne rozmiary (1500 razy większe od Słońca). Czas trwania stadium rzędu miliona lat.

24 Gwiazdy Wolfa-Rayeta Powstają bezpośrednio jako etap ewolucji niebieskich olbrzymów o masie powyżej 40 mas słońca, lub czerwonych nadolbrzymów o masie powyżej 30 mas Słońca. Masa powyżej 20 mas Słońca. Temperatura powierzchni powyżej K. Wytwarzają silny wiatr gwiazdowy o prędkości powyżej 2000 km/s utrata koło 10-6 części masy rocznie. Cykl węgłowo-tlenowy lub synteza węgla z helu.

25 Supernowa Supernowa typu Ia: biały karzeł ściąga materię sąsiadującej gwiazdy Supernowa typu II: grawitacyjne zapadnięcie się żelazowo-niklowego jądra prowadzi do powstania materii neutronowej. Zewnętrzne warstwy opadają na jądro, ale ulegają odbiciu wybuch supernowej. Z jądra gwiazdy powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Reszta materii zostaje rozproszona na skutek wybuchu.

26 Mgławice W supernowej wytwarzane są pierwiastki cięższe niż żelazo, na skutek wychwytu neutronów. Wybuchy supernowej są prawdopodobnie jedynymi źródłami takich pierwiastków we Wszechświecie. Rozproszona materia może stać się początkiem nowych układów gwiezdnych i planetarnych.

27 Gwiazdy neutronowe Masa do 10 mas Słońca, przy promieniu około 10 km. Gwiazdy gorące ( K). Mają dużą prędkość obrotową (częstotliwości rzędu 500 Hz) są widoczne jako pulsary. Składnikami gładkiej i twardej otoczki są jądra atomowe i elektrony, w niższych warstwach wzrasta zawartość neutronów. Ciśnienie grawitacyjne równoważone przez ciśnienie degeneracji neutronów jako fermiony spełniają zakaz Pauliego.