Barbara Becker NUKLEOGENEZA nukleony - wspólna nazwa dla protonów i neutronów jako składników jąder atomowych geneza - pochodzenie, rodowód - zespół warunków powstania i rozwoju danego zjawiska
Układ okresowy pierwiastków
Pierwiastki w kosmosie... Rozpowszechnienie w funkcji liczby atomowej Z. Rozpowszechnienie = liczba atomów w stosunku do 10 6 atomów Si (skala logarytmiczna)
Rozpowszechnienie pierwiastków jest nierównomierne:... i na Ziemi Atmosfera: N 75.5 % O 23.2 % Ar 1.3 % CO 2 486 ppm Hydrosfera: O 80 % H 10 % Cl 1 % Na 1 % Skorupa ziemska Planeta 34.6% Fe 29.5% O 15.2% Si 12.7% Mg 2.4% Ni 1.9% S 0.05% Ti
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... Chmura gwiazdowa w Strzelcu, ok. 25 tys. lat świetlnych od Ziemi. 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
Gwiazdy różni wiele: wiek, Dla przykładu: typ masa jasność 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
Chmura gazu naświetlona UV z pobliskiej gorącej gwiazdy traci ze swej powierzchni część materii. Odsłaniane jest lokalne zagęszczenie materii (globula gazowa). Kosmiczne jaja... Evaporating Gaseous Globules = EGGs 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.
Spalanie wodoru Gdy tworzy się nowa gwiazda, przez grawitacyjną kontrakcję międzygwiezdnego wodoru i helu, jej temperatura rośnie. Gdy rdzeń osiągnie ok. 10 7 K możliwe stają się reakcje * : Reakcja Energia wydzielana [MeV] Czas ** [lata] 1 H + 1 H 2 H + e + +n c 1,44 1,4x10 10 2 H + 1 H 3 He + g 5,49 0,6 sek. 3 He + 3 He 4 He + 2 1 H 12,86 10 6 * Pominięto reakcje mniej znaczące ** Przereagowania 1/2 reagentów (liczony dla Słońca)
Spalanie wodoru cd. Sumaryczny efekt energetyczny: 4 1 H 4 He + 2e + +2n c Q = 26,72 MeV - energia neutrino 2x0,25 ev -0,5 MeV 1 ev = 1,6x10-19 J Q = 26,22 MeV Czyli na 1 mol He Q = 2,53x10 9 kj Co odpowiada defektowi masy ok. 7 % (tylko!) 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...
Gdy dostępne C i N mogą biec reakcje Energia wydzielana, Q [MeV] Czas trwania procesu** 12 C + 1 H 13 N + g 1,95 1,3. 10 7 lat 13 N 13 C + e + + n 2,22 7 min 13 C + 1 H 14 N + g 7,54 3. 10 6 lat 14 N + 1 H 15 O + g 7,35 3. 10 5 lat 15 O 15 N + e + + n 2,70 82 s 15 N + 1 H 12 C + 4 He 4,96 10 5 lat **Czas potrzebny dla przereagowania ½ reagentów, 4 1 H 4 He + 2e + +2n c 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. 10 7 K. Słońce, z tego procesu, uzyskuje ok. 10 % swojej energii.
Spalanie helu i węgla 4 He + 4 He 8 Be oraz 8 Be + 4 He 12 C* 12 C + g Wprawdzie 8 Be jest niestabilny, ale nawet b. małe jego ilości pozwalają na przebieg powyższej reakcji i tym samym powstawanie węgla. Dalsze procesy powodują powstawanie cięższych jąder: 12 C + 4 He 16 O + g Q = 7,148 MeV 16 O + 4 He 20 Ne + g Q = 4,75 MeV 20 Ne + 4 He 24 Mg + g Q = 9,31 MeV oraz dla węgla: 12 C + 12 C 24 Mg + g Q = 13,85 MeV 23 Na + 1 H Q = 2,23 MeV 20 Ne + 4 He Q = 4,62 MeV Czas, w jakim procesy te operują to ok 10 5 lat przy 6x10 8 K i 1 rok przy 8,5x10 8 K.
a - proces W temperaturze powyżej 10 9 K możliwe są reakcje: 20 Ne + g 16 O + 4 He Q = 4,75 MeV 20 Ne + 4 He 24 Mg + g Q = 9,31 MeV Endotermiczna reakcja jest źródłem cząstek a. 2 20 Ne 16 O + 24 Mg + g Q = 4,56 MeV Także np.: 24 Mg + 4 He 28 Si + g i podobnie dla 32 S, 36 Ar i 40 Ca (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: 13 C + a 16 O + n 21 Ne + a 24 Mg + n Tłumaczy dobrze powstawanie takich izotopów jak 89 39 Y, 90 40 Zr, 138 56 Ba, 140 58 Ce, 208 82 Pb, 209 83 Bi.
Mgławice planetarne NGC 3132 średnica = 0,4 roku św., odległość = 2 tys. lat św. Czy śmierć gwiazd może być piękna? Jaki koniec czeka nasze Słońce? Mgławica Mrówki średnica = 1,6 roku św., odległość = 3 tys. lat św. NGC6369 IC418 NGC4406 http://heritage.stsci.edu/gallery/gallery.html
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 Supernowa1987A znajduje się w Wielkim Obłoku Magellana (Konstelacja Dorado), ok. 180 000 lat świetlnych od Ziemi. Kolor błękitny oznacza materię wyrzuconą przez gwiazdę przed tysiącami lat. Materia wyrzucona obecnie (barwa żółtopomarańczowa) ma temperaturę ok.10 milionów stopni Celsjusza i jest źródłem promieniowania rentgenowskiego. Źródło: http://chandra.harvard.edu/resources/animations/pulsar.html
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
Kosmiczny Teleskop Hubble a CHANDRA - Orbitalny teleskop rentgenowski
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