Elementy Fizyki Jądrowej Wykład 11 Pochodzenie pierwiastków
Powstawanie gwiazd Mgławica gazowo - pyłowa (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca) Niestabilność grawitacyjną wywołuje zwykle fala uderzeniowa po wybuchu w pobliżu supernowej. Przyczyną może być również zderzenie galaktyk
Powstawanie gwiazd Powstają zagęszczenia materii o masie rzędu 10 do 100 M, które szybko kurczą się pod wpływem grawitacji - powstają protogwiazdy (najczęściej grupowo). Podczas grawitacyjnego zapadania się gwiazdy, rośnie temperatura i ciśnienie. Ewolucja gwiazdy to ciągła walka grawitacji z ciśnieniem gazu.
Cykl proton - proton Gdy temperatura osiągnie dostatecznie dużą wartość (15 mln K) rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Źródło energii gwiazd o masie podobnej do masy Słońca
Cykl CNO Źródło energii gwiazd o masie większej od masy Słońca W jego wyniku liczba jąder węgla i azotu zostaje nie zmieniona, natomiast znikają 4 protony, na których miejsce pojawia się jądro helu.
Porównanie cyklu p-p i CNO Cykl CNO potrzebuje wyższej temperatury, aby przezwyciężyć odpychanie kulombowskie.
Ewolucja gwiazd Protogwiazda W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym. Krystyna Wosińska, WF PW
Gwiazda typu T Tauri Ewolucja gwiazd We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz Rozpoczyna się najdłuższy etap życia gwiazdy na ciągu głównym diagramu HR
Gwiazda ciągu głównego Ewolucja gwiazd W momencie rozpoczęcia nukleosyntezy gwiazda przesuwa się na ciąg główny. Pozycja gwiazdy zależy od masy. W jądrze wodór zamienia się w hel Gwiazda jest w równowadze hydrostatycznej Ten etap zajmuje około 90% życia gwiazdy.
Podolbrzym Ewolucja gwiazd W jądrze cały wodór zamienił się w hel, reakcja termojądrowa wygasa Ciśnienie promieniowania maleje Zachwiana równowaga hydrostatyczna Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce Wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy Gwiazda staje się podolbrzymem
Podolbrzym Ewolucja gwiazd Gwiazda przesuwa się na diagramie od punktu A do B A B Jądro kurczy się i ogrzewa. Reakcje termojądrowe zachodzą tylko w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Nadmiarowa energia wytwarzana w pobliżu jądra częściowo pochłaniana jest w warstwach środkowych. Rozszerzanie tych warstw i obniżenie temperatury powierzchniowej gwiazda świeci na czerwono. Rozmiar powiększa się kilkukrotnie
Olbrzym Ewolucja gwiazd C Obniżenie temperatury warstw powierzchniowych powoduje ich nieprzezroczystość. A B Transport energii przez promieniowanie niemożliwy konwekcja zaczyna odgrywać główną rolę. Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi do dużego wzrostu jasności gwiazdy (B -C) Rozmiar powiększa się stukrotnie Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci,,wiatru'.
Ewolucja gwiazd Degeneracja gazu elektronowego. Kurczenie się jądra powoduje degenerację gazu elektronowego. Elektrony to fermiony, które obowiązuje zakaz Pauliego W danym stanie kwantowym może znajdować się tylko jedna cząstka danego rodzaju. Zasada nieoznaczoności Heisenberga wyznacza skończoną liczbę stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów: x p W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o przeciwnych spinach. Ściśnięcie gazu elektronowego x maleje p rośnie ciśnienie wzrasta
Ewolucja gwiazd Jeśli objętość zajmowana przez gaz maleje (wzrasta gęstość), wówczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów. Gdy cząstki wypełnią wszystkie dostępne stany kwantowe, mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem elektronowym. Ciśnienie gazu zdegenerowanego jest określone całkowicie przez gęstość gazu i nie zależy od jego temperatury. Dalszemu zapadaniu się jądra gwiazdy przeciwdziała wielkie ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Helowe jądro staje się białym karłem o masie około połowy masy Słońca i wielkości Ziemi gęstość około 10 6 razy większa niż gęstość wody.
Ewolucja gwiazd Budowa wewnętrzna czerwonego olbrzyma o masie 5 mas Słońca. Centralnie położony biały karzeł otoczony przez niezwykle głęboką atmosferę gwiazdową. Rozmiar Słońca. Powiększone 100 razy
Błysk helowy Ewolucja gwiazd Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 10 8 K zapala się hel. 4 He Proces 3 : 4 He 4 He 12 C 12 C 4 He 16 O Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T 40 ) Niewielki wzrost temperatury prowadzi do wybuchu gwałtownego zapalenia się helu (błysk helowy). Przez krótką chwilę moc wytwarzana przez czerwonego olbrzyma jest porównywalna z mocą wszystkich gwiazd galaktyki.
Olbrzym Ewolucja gwiazd D A B C Błysk helowy (C) wyzwala tyle energii, że znosi stan degeneracji gazu elektronowego. Gwiazda wchodzi we względnie stabilną fazę, w której hel spala się w węgiel. Osiada na gałęzi horyzontalnej (C - D).
Ewolucja gwiazd Superolbrzym E D A B C Po wyczerpaniu zapasu helu jądro ponownie zapada się, a zewnętrzne warstwy rozszerzają (D - E). Spalanie helu tylko w warstwie otaczającej jądro. Powtórzenie etapu (A - B) po wyczerpaniu zapasów wodoru.
Ewolucja gwiazd małych Gwiazdy o masach nie większych niż 3 masy Słońca F E D A B C Gwiazda odrzuca swoje warstwy zewnątrzne odsłaniając gorące jądro węglowo-tlenowe (E - F). W miarę odrzucania warstw zewnątrznych rośnie temperatura powierzchni. Powstają mgławice planetarne. Wyrzucane są z prędkością 1000-2000 km/sec
Mgławice planetarne Gorące jądro węglowe
Mgławice planetarne
Ewolucja gwiazd małych F G D A B E C Jądro zapada się pod wpływem grawitacji do momentu, gdy powstanie zdegenerowany gaz elektronowy. Powstaje stabilny układ biały karzeł
Skład białego karła
Ewolucja gwiazd masywnych Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych. Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia węgla: 12 C 12 C 24 Mg +13,930 MeV 12 C 12 C 23 Na p +2,238 MeV 12 C 12 C 20 Ne +4,612 MeV 12 C 12 C 16 O 2-0,114 MeV
Ewolucja gwiazd masywnych Nukleosynteza kończy się na żelazie 56 Fe. Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym. Skąd cięższe pierwiastki?
Ewolucja gwiazd masywnych Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej! Podczas syntezy żelaza jądro traci energię Jądro zaczyna się zapadać i ogrzewać.
n + 56 Fe 57 Fe n + 57 Fe 58 Fe Proces s (slow) W trakcie spalania helu pojawiają się neutrony, np: 3 He + 13 C 16 O + n i możliwy staje się radioaktywny wychwyt neutronu: proces slow: rozpad wyprzedza wychwyt Duży przekrój czynny żelaza na wychwyt neutronu n + 58 Fe 59 Fe (izotop promieniotwórczy) 59 Fe 59 Co + e - + ~ n + 59 Co 60 Co 60 Co 60 Ni + e - + ~
Proces s (slow)
Procesy slow i rapid W ramach procesu s nie można przedłużyć łańcucha do pierwiastków leżących między bizmutem a torem ( - niestabilne) Ich rozpowszechnienie można wyjaśnić, zakładając, że istnieje szybki wychwyt neutronów - proces r (r-rapid) czas pomiędzy wychwytami dużo mniejszy niż czas rozpadu. Proces r możliwy tylko, gdy występują silne strumienie neutronów (10 22 neutronów na cm 2 na sekundę). Przykładowa reakcja: Wybuch supernowej!
Proces rapid
Procesy slow i rapid
Ewolucja gwiazd masywnych Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła (zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż 1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może powstrzymać grawitacji. W temperaturze 5 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: 56 Fe 13 4 He 4n 4 He 2 p 2n Jądra atomowe rozpadają się W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej
Ewolucja gwiazd masywnych Energia elektronów większa od różnicy masy neutronu i protonu. Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta: p e n Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie mogą zachodzić. n p e Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej, bo gaz elektronowy jest zdegenerowany Gdy elektrony zaczynają znikać ciśnienie gwałtownie maleje Gwiazda zapada się
Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Jądro staje się gwiazdą neutronową Obiekt o promieniu około 10-20 km, masie równej 1 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm 3!
Gwiazdy neutronowe Co dzieje się ze zdegenerowanym gazem elektronowym? Cząstki 1 i 2 nierozróżnialne Cząstka 1 w stanie a, cząstka 2 w stanie b: Cząstka 2 w stanie a, cząstka 1 w stanie b: ab ba a 1 b b 1 a 2 2 Bozony (funkcja falowa symetryczna): s 1 2 a 1 2 1 2 b b a Fermiony (funkcja falowa antysymetryczna): s 1 2 a 1 2 1 2 b b a Funkcja falowa 2 fermionów w tym samym stanie znika.
Wybuch supernowej Żelazne jądro o masie ~M Słońca i promieniu ~R Ziemi w ciągu ułamka sekundy kurczy się do R~10 km tworząc gwiazdę neutronową Zewnętrzne warstwy zapadają się i z prędkością ~c/3 odbijają się od jądra Przeciwbieżne strumienie materii zderzają się Wytworzona fala uderzeniowa brnie przez materię wytwarzając pierwiastki cięższe od Fe Wreszcie odrzuca najbardziej zewnętrzne części gwiazdy
Wybuch supernowej
Supernowa Tycho Brahe W listopadzie 1572 r. pojawiła się w Kasjopei nowa gwiazda o takiej jasności, że widoczna była za dnia. Opisał ją duński astronom Tycho Brahe w pracy Stella Nova animacja Materia z wybuchu przez około 400 lat utworzyła kulę gazu i pyłu o średnicy 20 lat świetlnych.
Supernowe 8 października 1604 roku Kepler zaobserwował w Drodze Mlecznej wybuch gwiazdy supernowej. Obraz powstały przez złożenie obrazów w różnych zakresach fal elektromagnetycznych. Najgorętszy gaz emitujący promieniowanie X o największej energii tuż za falą uderzeniową.
Ewolucja gwiazd - podsumowanie Ewolucja gwiazdy masywnej Ewolucja gwiazdy podobnej do Słońca Brązowe karły
Masa gwiazdy Ewolucja gwiazd - podsumowanie
Struktura gwiazdy neutronowej Neutrony tworzą skomplikowane struktury - gęstość jest mniejsza niż normalna gęstość jądrowa. Jednorodna materia Bardzo gęsta materia hadronowa gęstość znacznie przewyższa normalną gęstość jądrową.
Struktura gwiazdy neutronowej Rozkład nukleonów w materii jądrowej przy malejącej gęstości przewidziany przez model teoretyczny ( 0 gęstość jądrowa). Czerwone protony, białe - neutrony Przy niższej gęstości tworzą się skomplikowane struktury. T. Maruyama et al., Quantum Molecular Dynamics Approach to the Nuclear Matter below the Saturation Density, Phys. Rev., C, 57 (2), 655 (1998).
Struktura gwiazdy neutronowej Wewnętrzna skorupa i zewnętrzna część jądra Przy gęstości 410 11 g/cm 3 neutrony wypływają z jąder. Łączą się w pary o spinie całkowitym 1 (pary Coopera - bozony), które tworzą nadciekłą ciecz neutronową. Przy tych gęstościach neutrony formują egzotyczne obiekty, jak: ser szwajcarski lazanie spagetti pulpety gęstość Jednocześnie nieliczne protony łączą się w pary Coopera (bozony), tworząc nadprzewodnik.
Struktura gwiazdy neutronowej Wewnętrzna część jądra Przy gęstości przewyższającej 2 lub 3 krotnie gęstość jądrową 3x10 14 gm/cm 3 prawdopodobnie neutrony rozpadają się, tworząc plazmę kwarkowogluonową.
Struktura gwiazdy neutronowej Krystyna Wosińska, WF PW