NUKLEOGENEZA

nukleony - wspólna nazwa dla

protonów i neutronów jako

składników jąder atomowych

geneza - pochodzenie, rodowód -

zespół warunków powstania

i rozwoju danego zjawiska

Barbara Becker

Układ okresowy pierwiastków

Pierwiastki w kosmosie ...

Rozpowszechnienie w funkcji liczby atomowej Z. Rozpowszechnienie =

liczba atomów w stosunku do 106 atomów Si (skala logarytmiczna)

... i na Ziemi Rozpowszechnienie pierwiastków jest nierównomierne:

•Skorupa ziemska

Planeta

34.6% Fe

29.5% O

15.2% Si

12.7% Mg

2.4% Ni

1.9% S

0.05% Ti

Atmosfera:

N 75.5 %

O 23.2 %

Ar 1.3 %

CO2 486 ppm

Hydrosfera:

O 80 %

H 10 %

Cl 1 %

Na 1 %

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...

„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

Chmura gwiazdowa w Strzelcu, ok. 25 tys. lat świetlnych od Ziemi.

Gwiazdy różni wiele: wiek,

typ

masa

jasność

Dla przykładu:

• 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

Kosmiczne jaja... Chmura gazu naświetlona

UV z pobliskiej gorącej

gwiazdy traci ze swej

powierzchni część materii.

Odsłaniane jest lokalne

zagęszczenie materii (globula

gazowa).

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.

Evaporating

Gaseous

Globules = EGGs

„Spalanie” wodoru

Gdy tworzy się nowa gwiazda, przez grawitacyjną kontrakcję

międzygwiezdnego wodoru i helu, jej temperatura rośnie.

Gdy rdzeń osiągnie ok. 107K możliwe stają się reakcje * :

Reakcja Energia wydzielana [MeV] Czas ** [lata]

1H + 1H → 2H + e+ +nc 1,44 1,4x1010

2H + 1H → 3He + g 5,49 0,6 sek.

3He + 3He → 4He + 21H 12,86 106

* Pominięto reakcje mniej znaczące

** Przereagowania 1/2 reagentów (liczony dla Słońca)

„Spalanie” wodoru cd.

Sumaryczny efekt energetyczny:

4 1H → 4He + 2e+ +2nc Q = 26,72 MeV - energia neutrino 2x0,25 eV -0,5 MeV

Czyli na 1 mol He Q = 2,53x109 kJ

Co odpowiada defektowi masy ok. 7 % (tylko !)

Q = 26,22 MeV 1 eV = 1,6x10-19 J

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...

12C + 1H → 13N + g

1,95

1,3.107 lat

13N→ 13C + e+ + n

2,22

7 min

13C + 1H → 14N + g

7,54

3.106 lat

14N + 1H → 15O + g

7,35

3.105 lat

15O→ 15N + e+ + n

2,70

82 s

Gdy dostępne C i N

mogą biec reakcje

Energia wydzielana, Q

[MeV]

Czas trwania

procesu**

15N + 1H → 12C + 4He 4,96 105 lat

**Czas potrzebny dla przereagowania ½ reagentów,

4 1H → 4He + 2e+ +2nc 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. 1,6.107 K. Słońce, z tego procesu, uzyskuje ok. 10 % swojej energii.

„Spalanie” helu i węgla

4He +4He → 8Be oraz 8Be + 4He → 12C* → 12C + g

Wprawdzie 8Be jest niestabilny, ale nawet b. małe jego ilości pozwalają na

przebieg powyższej reakcji i tym samym powstawanie węgla. Dalsze

procesy powodują powstawanie cięższych jąder:

12C + 4He → 16O + g Q = 7,148 MeV 16O + 4He → 20Ne + g Q = 4,75 MeV 20Ne + 4He → 24Mg + g Q = 9,31 MeV

oraz dla węgla:

12C + 12C → 24Mg + g Q = 13,85 MeV → 23Na + 1H Q = 2,23 MeV → 20Ne + 4He Q = 4,62 MeV

Czas, w jakim procesy te operują to ok 105 lat przy 6x108 K i 1 rok przy

8,5x108 K.

a - proces

W temperaturze powyżej 109 K możliwe są reakcje:

20Ne + g → 16O + 4He Q = –4,75 MeV

Endotermiczna reakcja jest źródłem cząstek a. 20Ne + 4He → 24Mg + g Q = 9,31 MeV

2 20Ne → 16O + 24Mg + g Q = 4,56 MeV

Także np.: 24Mg + 4He → 28Si + g i podobnie dla 32S, 36Ar

i 40Ca (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:

13C + a → 16O + n

21Ne + a → 24Mg + n

Tłumaczy dobrze powstawanie takich izotopów jak 8939Y, 90

40Zr, 138

56Ba, 14058Ce, 208

82Pb, 20983Bi.

Mgławice planetarne

Czy „śmierć” gwiazd może

być piękna?

Jaki koniec czeka nasze

Słońce?

NGC 3132

Mgławica „Mrówki”

średnica = 0,4 roku św.,

odległość = 2 tys. lat św.

średnica = 1,6 roku św.,

odległość = 3 tys. lat św. http://heritage.stsci.edu/gallery/gallery.html

NGC6369 NGC4406 IC418

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

Źródło: http://chandra.harvard.edu/resources/animations/pulsar.html

Kolor błękitny oznacza materię wyrzuconą

przez gwiazdę przed tysiącami lat.

Supernowa1987A

znajduje się w Wielkim

Obłoku Magellana

(Konstelacja Dorado),

ok. 180 000 lat

świetlnych od Ziemi.

Materia wyrzucona obecnie (barwa żółto-

pomarańczowa) ma temperaturę ok.10

milionów stopni Celsjusza i jest źródłem

promieniowania rentgenowskiego.

Chandra url and gallery

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

CHANDRA - Orbitalny teleskop rentgenowski

Kosmiczny Teleskop Hubble’a

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