Wykłady z Geochemii Ogólnej

Transkrypt

1 Wykłady z Geochemii Ogólnej III rok WGGiOŚ AGH 2010/11 dr hab. inż. Maciej Manecki A-0 p.24

2 ELEMENTY KOSMOCHEMII

3 Nasza wiedza o składzie materii Wszechświata pochodzi z dwóch źródeł: z pomiarów widm spektralnych światła gwiazd i słońc z analiz meteorytów

4 Gorące wnętrza gwiazd wysyłająświatło białe. Światło to przechodząc przez chłodniejsze zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy ulega częściowej absorpcji w widmie światła białego docierającego do Ziemi brakuje linii charakterystycznych dla pierwiastków, dla których zaszła absorpcja (linie Franhofera). Uważa się, że atmosfera gwiazd reprezentuje skład substancji, z której gwiazda powstała.

5

6 Spadające gwiazdy w sierpniową noc to są rozbłyski okruchów kosmicznej materii spadających na Ziemię. Większość z nich ulega całkowitemu spaleniu, ale niektóre z nich (ok. 1%) spadają na powierzchnię ziemi jako meteoryty. W zależności od składu rozróżniamy dwie główne grupy meteorytów: kamienne (chondryty i achondryty) i żelazne.

7 Canyon Diablo w Arizonie

8 Meteoryt żelazny Meteoryt kamienny

9 Rozprzestrzenienie pierwiastków w Układzie Słonecznym i Wszechświecie. NUKLEOSYNTEZA

10

11

12

13

14

15 Uważa się, że Wszechświat zaraz po powstaniu (pierwsze 3 minuty) składał się głównie z jąder wodoru, być może z niewielkim dodatkiem jąder helu. Wszystkie pozostałe pierwiastki powstały później we wnętrzu gwiazd z H i He w procesach towarzyszących ewolucji gwiazd i Wszechświata. Proces ten nie jest zbyt wydajny i dlatego wciąż H i He dominują jako składniki Wszechświata.

16 Większość pierwiastków od He do Fe powstaje na drodze syntezy termojądrowej (fuzji). Tylko wnętrza gwiazd ze swoją olbrzymią gęstością i niesłychanie wysoką temperaturą mogą być środowiskiem zapewniającym warunki takiej syntezie. Cięższe pierwiastki wymagają do swego utworzenia na drodze syntezy termojądrowej coraz większych energii, i dlatego są coraz mniej liczne. Pierwiastki cięższe od Fe nie mogą powstać na drodze syntezy.

17

18 Maksymalna temperatura gwiazdy zależy od jej rozmiarów, a wiec tylko największe gwiazdy mogą byćźródłem pierwiastków ciężkich: temp. gwiazdy przykładowe reakcje K H => He K He => C, O 3 2 x 10 8 K C, O => Si 4 3 x 10 9 K Si => Fe Nasze Słońce jest zdolne do reakcji 1 i 2. Aby powstało Fe masa gwiazdy musi być ok. 30 razy większa.

19 Reakcja syntezy termojądrowej nie jest odpowiedzialna za powstanie wszystkich pierwiastków. Li, Be, i B powstają raczej z rozpadu C i O pod wpływem promieniowania kosmicznego. To tłumaczy ich nieproporcjonalnie niską liczebność we Wszechświecie.

20 Żelazo i ołów są szczególnie trwałymi pierwiastkami: optymalna ilość protonów i neutronów zapewnia bilans energetyczny kompensacji sił przyciągania i odpychania w jądrze atomowym. To tłumaczy nieproporcjonalnie wysoką zawartość żelaza (i sąsiednich pierwiastków) we Wszechświecie.

21 Przyczyną większego rozpowszechnienia nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest stabilność ich jądra atomowego. Protonom i neutronom w jądrze atomowym można przypisać poziomy energetyczne (powłoki) analogicznie do mechaniki kwantowej orbitali elektronowych. Poziomy energetyczne w jądrze, które są zajęte przez 2 protony czy neutrony, są bardziej stabilne. Zwiększa to prawdopodobieństwo powstania i przetrwania nuklidu.

22 Protony i neutrony w jądrze atomowym przyciągają się silnymi oddziaływaniami bliskiego zasięgu. Te oddziaływania kompensują elektrostatyczne siły odpychania się protonów.

23 Termojądrowa reakcja łączenia się lekkich pierwiastków w cięższe jest egzotermiczna i prowadzi do powstania produktów o niższej energii. W taki sposób powstają pierwiastki lekkie (o liczbie atomowej poniżej żelaza).

24 Łączenie się pierwiastków ciężkich nie jest już jednak reakcją egzotermiczną i nie może zajść samorzutnie. Przeciwnie, to właśnie ich rozpad z wydzieleniem promieniowania jest reakcją egzotermiczną (reaktory i bomby jądrowe).

25 Nawet największe gwiazdy nie mogą wytworzyć dość energii do syntezy pierwiastków cięższych niżżelazo. Powstają one na drodze złożonego procesu polegającego na wychwytywaniu neutronów przez jądra lekkich pierwiastków. Następnie rozpad promieniotwórczy (przemiana β) niestabilnych nuklidów prowadzi do powstania pierwiastków o masie atomowej większej niżżelazo.

26

27

28

29

30

31

32

33

34

35

36

37

38

39

40

41 Kiedy mała gwiazda (jak nasze Słońce) zużyje część swojego wnętrza zamienia się w czerwonego karła i powoli wygasa. Kiedy wielka gwiazda zużyje swoje wnętrze następuje eksplozja w postaci supernowej: przez kilka ziemskich dni czy tygodni jej jasność urasta do około jasności gwiazd i materia gwiazdy jest wyrzucana na wszystkie strony z wielką prędkością.

42 Wybuch supernowej przyczynia się do powstania najcięższych pierwiastków (U, Th, Pu...) będąc źródłem olbrzymiej ilości neutronów. Jednocześnie pierwiastki utworzone w czasie ewolucji gwiazdy są wyrzucane w kosmos wchodząc odtąd w skład innych obiektów we wszechświecie. Każdy z nas ma takie kawałeczki gwiazd w sobie.

43 KONIEC Katedra Mineralogii, Petrografii i Geochemii AGH