Wykłady z Geochemii Ogólnej

Podobne dokumenty
Promieniowanie jonizujące

Wykres Herzsprunga-Russela (H-R) Reakcje termojądrowe - B.Kamys 1

Synteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

I etap ewolucji :od ciągu głównego do olbrzyma

Podstawy Fizyki Jądrowej

Tworzenie protonów neutronów oraz jąder atomowych

Następnie powstały trwały izotop - azot-14 - reaguje z trzecim protonem, przekształcając się w nietrwały tlen-15:

Teoria Wielkiego Wybuchu FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

Fizyka współczesna. Jądro atomowe podstawy Odkrycie jądra atomowego: 1911, Rutherford Rozpraszanie cząstek alfa na cienkich warstwach metalu

Od Wielkiego Wybuchu do Gór Izerskich. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN

Fizyka 3. Konsultacje: p. 329, Mechatronika

Rys Krater meteorytowy Canyon Diablo w Arizonie

Po 1 mld lat (temperatura Wszechświata ok. 10 K) powstają pierwsze gwiazdy.

Zadanie 3. (2 pkt) Uzupełnij zapis, podając liczbę masową i atomową produktu przemiany oraz jego symbol chemiczny. Th... + α

Reakcje rozpadu jądra atomowego

Autorzy: Zbigniew Kąkol, Piotr Morawski

Energetyka jądrowa. Energetyka jądrowa

Podstawowe własności jąder atomowych

Ewolucja w układach podwójnych

Odkrycie jądra atomowego - doświadczenie Rutherforda 1909 r.

FIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy

Energetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa

Fizyka promieniowania jonizującego. Zygmunt Szefliński

Teoria ewolucji gwiazd (najpiękniejsza z teorii) dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Fizyka jądrowa cz. 2. Reakcje jądrowe. Teraz stałem się Śmiercią, niszczycielem światów. Robert Oppenheimer

Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA

NUKLEOGENEZA. Barbara Becker

Zadania powtórkowe do egzaminu maturalnego z chemii Budowa atomu, układ okresowy i promieniotwórczość

Najbardziej rozpowszechniony pierwiastek we Wszechświecie, Stanowi główny składnik budujący gwiazdy,

Promieniotwórczość naturalna. Jądro atomu i jego budowa.

Powstanie pierwiastków we Wszechświecie

Poziom nieco zaawansowany Wykład 2

Uniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń 6 XII 2013 W POSZUKIWANIU ŚLADÓW NASZYCH PRAPOCZĄTKÓW

A - liczba nukleonów w jądrze (protonów i neutronów razem) Z liczba protonów A-Z liczba neutronów

Elementy Fizyki Jądrowej. Wykład 8 Rozszczepienie jąder i fizyka neutronów

CHEMIA LEKCJA 1. Budowa atomu, Izotopy Promieniotwórczość naturalna i sztuczna. Model atomu Bohra

Promieniowanie jądrowe w środowisku człowieka

I ,11-1, 1, C, , 1, C

Budowa atomu. Izotopy

FIZYKA KLASA I LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO

FIZYKA KLASA I LO LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO wymagania edukacyjne

Budowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd

O egzotycznych nuklidach i ich promieniotwórczości

Oddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań.

Materia i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała

Promieniowanie jonizujące

Energetyka Jądrowa. Wykład 3 14 marca Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów

Jądro atomowe Wielkości charakteryzujące jądro atomowe

Fizyka 2. Janusz Andrzejewski

Wymagania edukacyjne z fizyki zakres podstawowy. Grawitacja

PROMIENIOTWÓRCZOŚĆ. A) równa B) mniejsza C) większa D) nie mniejsza (sumie) od sumy mas protonów i neutronów wchodzących w jego skład.

Spis treści. Trwałość jądra atomowego. Okres połowicznego rozpadu

WYMAGANIA EDUKACYJNE NIEZBĘDNE DO UZYSKANIA POSZCZEGÓLNYCH OCEN ŚRÓROCZNYCH I ROCZNYCH FIZYKA - ZAKRES PODSTAWOWY KLASA I

autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 40 FIZYKA JĄDROWA

To ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki

pobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego - - zadania z fizyki, wzory fizyczne, fizyka matura

rok szkolny 2017/2018

Elementy Fizyki Jądrowej. Wykład 11 Pochodzenie pierwiastków

fizyka w zakresie podstawowym

Eksperymenty z wykorzystaniem wiązek radioaktywnych

Oblicz częstotliwość z jaką obracają się koła samochodu jadącego z prędkością 72 ich promień 0,3 m.

Podstawy fizyki subatomowej. 3 kwietnia 2019 r.

PROGRAM NAUCZANIA Z FIZYKI SZKOŁA PONADGIMNAZJALNA ZAKRES PODSTATOWY

STRUKTURA MATERII PO WIELKIM WYBUCHU

Życie rodzi się gdy gwiazdy umierają

OCHRONA RADIOLOGICZNA PACJENTA. Promieniotwórczość

Zadanie 2. (1 pkt) Jądro izotopu U zawiera A. 235 neutronów. B. 327 nukleonów. C. 143 neutrony. D. 92 nukleony

doświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e)

WYMAGANIA NA POSZCZEGÓLNE OCENY Z FIZYKI DO KLASY PIERWSZEJ SZKOŁY PONADGIMNAZJALNEJ DO CYKLU ŚWIAT FIZYKI

Energia gwiazd Hans Bethe

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych

Oddziaływanie cząstek z materią

Ewolucja Wszechświata Wykład 5 Pierwsze trzy minuty

mgr Roman Rusin nauczyciel fizyki w Zespole Szkół Ponadgimnazjalnych Nr 1 w Kwidzynie

Spełnienie wymagań poziomu oznacza, że uczeń ponadto:

Szczegółowe wymagania z fizyki w klasie I L.O. Wymagania konieczne i podstawowe- ocena dopuszczająca i dostateczna

Eksperymenty z wykorzystaniem wiązek radioaktywnych

Cząstki elementarne z głębin kosmosu

Podstawowe własności jąder atomowych

CELE OPERACYJNE, CZYLI PLAN WYNIKOWY

Budowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd

Promieniowanie jonizujące

Na ocenę dostateczną uczeń potrafi:

Treści podstawowe (na dostateczny) wskazać siłę dośrodkową jako przyczynę ruchu po okręgu.

Promieniowanie jonizujące

1 Maków Podhalański r. Wymagania edukacyjne z fizyki - kurs podstawowy - rok szkolny 2016/ dla klasy I technikum

Atomy wieloelektronowe

Sens życia według gwiazd. dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski

12.1 Słońce. Ogromna moc promieniowania Słońca to skutek zarówno ogromnych rozmiarów, jak i wysokiej temperatury powierzchni.

Fizyka zakres podstawow y

fizyka w zakresie podstawowym

25. Niespełniające się prognozy. Przy próbie opisu reakcji jądrowych, transfizyka napotyka na trudności, które przedstawię szczegółowiej, gdyż mogą

METODY DETEKCJI PROMIENIOWANIA JĄDROWEGO 3

GWIAZDY SUPERNOWEJ. WSZYSTKO WE WSZECHŚWIECIE WIECIE PODLEGA ZMIANOM GWIAZDY RÓWNIER. WNIEś. PRZECHODZĄ ONE : FAZĘ NARODZIN, WIEK DOJRZAŁY,

KONKURS Z FIZYKI I ASTRONOMII. Fuzja jądrowa. dla uczniów gimnazjum i uczniów klas I i II szkół ponadgimnazjalnych

oraz Początek i kres

Reaktor jądrowy. Schemat. Podstawy fizyki jądrowej - B.Kamys

Definicja (?) energii

Reakcje jądrowe dr inż. Romuald Kędzierski

Wymagania programowe z fizyki na poszczególne oceny

Transkrypt:

Wykłady z Geochemii Ogólnej III rok WGGiOŚ AGH 2010/11 dr hab. inż. Maciej Manecki A-0 p.24 www.geol.agh.edu.pl/~mmanecki

ELEMENTY KOSMOCHEMII

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

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.

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.

Canyon Diablo w Arizonie

Meteoryt żelazny Meteoryt kamienny

Rozprzestrzenienie pierwiastków w Układzie Słonecznym i Wszechświecie. NUKLEOSYNTEZA

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.

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.

Maksymalna temperatura gwiazdy zależy od jej rozmiarów, a wiec tylko największe gwiazdy mogą byćźródłem pierwiastków ciężkich: temp. gwiazdy przykładowe reakcje 1 10 7 K H => He 2 10 8 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.

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.

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.

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.

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

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).

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).

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.

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 10 11 jasności gwiazd i materia gwiazdy jest wyrzucana na wszystkie strony z wielką prędkością.

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.

KONIEC Katedra Mineralogii, Petrografii i Geochemii AGH