Orienteringskurs Astrobiologi Del 2.

En presentation över ämnet: "Orienteringskurs Astrobiologi Del 2."— Presentationens avskrift:

1 Orienteringskurs Astrobiologi Del 2

2

3 Urmoln - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller”
(3  10-3 % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet bilder sig “urmoln” - bildning av H2 molekyler - genom interaktioner av atomer med fotoner bara kylning ned till 8000 K (Lyman-a linje) - H2 molekyler kan kyla ned till T = 200 K - klumpor med mass av >105 solmassor bildas Modell av gasfördelning vid z = 17 Klumpbildning Yoshida et al 2003 H2 kan inte fotodissocieras (H2 + hn  2H) i tidtigt universum (det fanns ingen tillräckligt energetisk UV strålning)

4 Klumparnas vidare utveckling - bildning av minihaloer
Modellsimulation av urgas 30 pc Bromm, Coppi & Larson ( ) 550 AU Klump med ~103 M .

5 Kylning under halobildning
- genom H och (mer efficient) genom H2 - senare genom HD H H2 Johnson & Bromm 2006 H2+HD H2 TCMB Kylningsförmåga av H och H2 Om Jeans-massan (MJ) cs= ljudhastighet r = täthet G = Gravitations konstant HD (dipolmoment) kan kyla ned till bakgrundstrålningens nivå i mindre än universumets ålder nås, kollaberar halon

6 Vidare kollaps A star is born !
- Jeansmassan beror på tätheten av molnen - För en moln med tätheten 106cm-3 vid 200 K MJ = 200 M - Vid kollapsen ökar tätheten, temperaturen ökar till 4  106 K - Kärnfusion börjar A star is born ! .

7 De första stjärnorna (Population III)
- mycket massiva stjärnor ~150- 500 M , bildas i urmoln - mycket heta (yta på K) - brann upp mycket snabbt ~ 106 years - inte sett ännu - inga galaxer fanns - exploderade i gigan- tiska supernovor . Simulation av heta området kring Population III stjärna

8 Strukturen av en gammal stjärna
Hur bildas de här grundämnena ?

9 Viktiga nukleära processer - alpha förfall
a-förfall (emission av 4He2+ kärnor): 210Po  206Pb + 4He2+(a) (ingen g här!) - medtadels tynga kärnor med för få neutroner - bestämda (diskreta) emissionsenergier

10 Viktiga nukleära processer - beta förfall
Antineutrino b- förfall (emission av elektroner): 60Co  60Ni + e- + n + g n  p+ + e- + n + g mestadels för kärnor med neutronöverskott - kontinuerlig spektrum Beta-sönderfall spektrum

11 Viktiga kärnprocesser
b+ förfall (emission av positroner): - ackompanjerad av elektroninfångning (e) 18F  18O + e+ + n (+ g) 18F + e-  18O + n (+ g) Elektroninfångming kan även händer utan b+ sönderfall ! g förfall (fotoner) oftast genom bildning av exciterade kärnor 60Co  60Ni* + e- + n 60Ni*  60Ni + g

12

13 Spontan klyvning - Möjlig för massor > 230 amu (232Th)
- trolighet tenderar att öka med massan Halvtid för spontan klyvning 238U  109 years 235U  108 years 239Pu 2.4  105 years 252Cf 2.6 years 267Rf 1.3 hours

14 Sällsyntare processer
Protonemission 147Tm  146Er + p+ + n 45Fe  43Cr p+ Neutronemission 5He  4He + n

15 Viktiga processer i stjärnorna Huvudprotonsekvensen
H+ + H+  D e+ at T > 106K Sedan kommer g-fotoner att bildas: e+ + e-  2g D+ + H+  3He g 3He2+ + 3He2+  4He H+ at T > 107K Total: 4H+ + 2e-  4He g Bara en liten del av atomkärnorna kan nå dessa temperaturer - även i innersta delarna av stjärnorna. Solen t. ex. transformerar 600 milljoner ton väte i sekund: förlust of 4 million ton/s  omvandlas i energi ~ 4 x 1026 W

16 Varför kommer inte så många dödliga g-strålor från solen ?
- Gammastrålar framställs av kärnprocesser i solens kärna - absorption av elektroner, parbildning och andra processer leder till emission av fotoner med lägre energi  termisk jämnvikt mellan materie och strålning - På fotosfären T(jämnvikt) = 5800 K - 1 g foton blir 200 solljusfotoner

17 Olika typer av stjärnor
- under M : inga fusionsprocesser börjar (bruna dvärgar) M M lågmassastjärnor bara p+ p+ He förbränning, lite Li, Be . H+ . . D+ 3He2+ 4He2+

18 Hur bildas tyngre kärnor ?
4He H  ? Inga kärnor med massa 5 4He He2+  ? 8Be4+ instabil + g Men: 8Be4+ kan fånga en annan He kärna 8Be He2+  12C g (Hoyle) - händer bara på extem höga T T > 108K - omvända processen experimentellt bevisad (förfall av 12C*) .

19 Olika typer av stjärnor
M M : också tyngre element bildas - från 1.5 M kolkretsen T > 1.6 × 107 K . . . långsam

20 CNO kretsen (tunga stjärnor)
Nettoeffekt: omvandling av 4 H+ (p+) till 4He2+(a) Möjlig för stjärnor med massa M > 1.5M . Hur bildas tyngre kärnor ?

21 Vidare väg till tyngre element
Repetitiv addering av He-kärnor 12C He  16O g 16O He  20Ne g 20Ne He2+  24Mg g 24Mg He2+  28Si g 2 28Si  56Fe g - Postiva kärnor frånstöter varandra - Högre och högre temperaturer nödvändiga - Energivinsten minskar

22 Bindningsenergi per nukleon
56Fe Problem - Över 56Fe olönsamt - Hur bildas mellanelement (B, F) ?

23 Ålderdom av stjärnor - Under stjärnans liv ökar luminositeten
konstant: Stjärnan expanderar, yttre skiktar kyls ner - jämvikt mellan strålningstryck och tyngdkraft - väte i kärnan tar slut, strålningstryck minskar, inre delen kollaberar - Helium (tyngre samlas i kärnan), kollapsen hettar upp väteskikt utanför heliumkärnan - hög strålning blåser upp yttre skikten  röd jätte bildas

24 Röd jätte - Betelgeuse (a Orionis), 17 solmassor
- storleken kan ses direkt från Hubble (ingen optisk effekt)

25 Vägen till järn i en stjärna Stjärna i “mellanaldern”
(solen nu) Döende stjärna (sol in 6 x 109 år) - Om kärnans temperatur når 100 miljoner K, börjar He-bränning plötsligt (Helium flash) - Kolbildning genom trippel a process - Syre (16O8+) bildas af helium och kol i tyngre stjärnor - huvudvägen till kol och syre i universumet

26 He - bränning - Energi från heliumbränning värmar upp väte i yttre skikt  fusion börjar igen - Kol och syre samlas i kärnan

27 Vägen till järn - i stjärnor lättare än 8 M , kol oreaktiv .
i tynga Population III stjärnor T i kärnan når 5  108 K syre reagerar med helium, bildar neon, neon börjar brinnar vid 2  109 K - repetitiv kollaps, uppvärmning av kärnan, början av kärn- reaktion, slut med bränsle…. . 56Fe26+ (från 14 He2+ kärnor) omvandlas inte

28 Slutligen - Järnkärnan kollaberar - Massan tätnar till 4  1017 kg/m3
- Kvantteori förbjudar vidare kollaps, energin avges i supernova explosion

29 Döden av olika stjärnor
- Inga av de minsta stjärnor (bruna och röda dvärgar) är ännu ej utbrända (levnadstid längre än universumets ålder) - Tyngre stjärnor (M < 3 M) kommer att utveckla en löklika struktur med en kol- eller syrekärna. De blir planetnebulae med en vit dvärg i centrum Planetnebula “Kattöga”

30 Döden av olika stjärnor
- Mycket tynga har en lökstruktur med H, He, C, O, Si och Fe skikter. De exploderar som supernovor och blir slutligen neutronstjärnor och vid högre massa än 11 M svarta hål Neutronstjärna T = K, r = 14 km

31 Syntes av tyngre kärnor
Infång av neutroner (s-process) 56Fe n  27Fe + hn Förbruker energi, mycket oefficcient, men “neutronblixtar” finns i döende stjärnor Neutroner kommer från: 13C He  16O n 22Ne He2+  25Mg n

32 Neutroninfång leder så småningom till ostabila Fe-kärnor
Vilken nukleus bildas nästa gången ? radioactive stable cores

33 Ja, b- förfall till 59Co27+ ! Hur går det vidare ?

34 Hur kommer man till 64Ni28+ ?

35 Via 64Cu29+

36 - Successiv neutroninfång och b- - förfall ledar till bildning
av tyngre och tyngre kärnor - Troligheten av neutroninfång är ganska konstant för alla grundämnen tyngre än järn Kan denna process går ad infinitum ? 206Pb + 3n    Pb 209Pb  Bi + e- 209Bi + n  Bi + hn (g) 210Bi  Po + e- 210Po  Pb + a (4He2+),t=138 d  sluten krets

37 Syntes av kärnor tyngre än Bi
r-processen - mycket höga neutronflödar nödvändiga - händer i supernovae - följer neutron- droppningslinje (var neutronemissions- energi är 0) - begränsning: spontan förfall av mycket tynga kärnor

38 Situationen efter första
stjärngenerationen - alla grundämnen närvarande - enkla molekyler från Big Bang Vad behovs till ? Stoft ! (urmoln förbrukat av stjärnorna)

39 Bildning av andra-generationsstjärnor
Efter Big Bang: Bildning av massiva stjärnor I senare fasen av universumet – bildning av molekylära moln Bildning av senare stjärnor kräver stoft

40 Supernovor - bildas av döende massiva stjärnor eller vita dvägrar
som fånger i nog massa för att passera 1.38 M - lyser mer än hela galaxer, strålar av mer energi än solen genom dess livstid - mycket sällsynta (1 per 50 år i Vintergatan) - stoftbildning observerad i supernovorna 1987 A och 1999em - stoften utgör bara 10-4 M i en vanlig supernova - Spelade stor roll i renässanstiden (universumet bakom månen ansags vara oförenderligt) . After Before Supernova 1987A .

41 Supernovor kan utskicka
tynga innerkärnor i rymden Hett material från supernova Resten av Kepler’s supernova

42 Stoftbildning i tidiga universumet
Stoft redan iakttagen i spektra of hög rödskift kvasarer (z=6.42) - där var universumet 700 miljon år gammalt Man kan ser stoft genom: - mitt-infraröd överskott  genomtränger lättare - asymmetrisk blå-skift stoft förmörker ljus från gas på andra sidan) - generell förmörkning J (z=6.42)

43 Blåskift av linjer in SN 2003gd
Gemini North Observatory Blåskift av Lya linje i väte

44 Generellt SN-förmörkning genom stoft
- g-strålning från 56Co 56Co e-  56Fe hn (g) - minskas genom stoft Stoft bildas Logaritmisk skala !

45 Stoftbildning - i utflödar av gas från supernovorna
- adiabatisk expansion (gas expanderar och omvandlas: energin för att separera partiklarna går på bekostnad av värme) leder till kornbildning (Hoyle 1970) - ordnade kristaller (inte fallet med senare bildade korn). - ovanliga och stark varierande isotopförhållanden (12C/13C mot 89 i interstellära rymden). - stoft från supernovor hittas i meteoriter.

46 Typer av stoftkorn

47 Typer av stoftkorn SiC (kiselkarbidkorn)
- storlek från 0.1 mm till 20 mm - en massa grundämnen närvarande - 44Ca visar på ursprung i supernovor SiC korn 44Ti + e-  44Sc, 44Sc + e-  44Ca (händer endast i supernovor) - 49Ti från 49V (bildas bara i supernovor): 49V (t = 330 d) + e-  49Ti  korn bildas i första veckorna efter supernovaexplosioner

48 - samma storlek som SiC korn - Mycket hårda substanser
Silikater - Forsterit (Mg2SiO4) Kiselnitrider Forsterit - samma storlek som SiC korn - Mycket hårda substanser Kommersiella SiC korn

49 - kanske redan från andra- generationsstjärnor
Nanodiamanter - små (diameter 2.5 nm) - kanske redan från andra- generationsstjärnor Grafitkorn Nanodiamanter - sfäriska - större än 1mm Graphite grain

50 Typer av korn a) SiC korn b) grafitkorn c) Al2O3 korn
d) elektronmikroskopbild av en nanodiamant

51 Rejonisationsperioden
- massiva Population III stjärnor dör och blir gigantiska svarta hål - kvasarer bildas kring dessa - fotoner som bildas av de rejoniserar universet H hn  2H H hn  H e- H hn  H e- - galaxer utvecklas kring dessa svarta hål

52 Tidsscheman

53 Population II stjärnor
- nästa generationen - stjärnor har olik storlek finns i närheten av centern av Vintergatan, i galaktiska haloer och globulära klustrar - metallicitet (andel av grundämnen utanför H och He) 10-3 ggr mindre än i solsystem - större stjärnor har flera “metaller” (snabbare och flera kärnreaktioner, kortare livstid) - första galaxer bildas, universumet var miljoner år gammalt

54 Population I stjärnor - huvudkomponent i Vintergatan - mest i diskus
- hög metalliciteter - typisk massa 1 M - komplexa organiska molekyler kan bildas i deras utvecklingsregion - solen är ett exempel .

55 Tidsschema av utveckling

56 Kemistens periodsystem

57 Astronomens periodsystem
Kosmisk mängd av grundämnena Grundämne Mängd (relative) Väte (H) Helium Syre Kol Neon Kväve Magnesium Kisel Svavel The Astronomer's Periodic Table H He C N O Ne Tyngre element än He utgör bara 1 % av synlig materie ! Mg Si S Ar Fe

58 Biologens periodsystem
De 6 viktigaste grundämnen (C,H,N,O,P,S) utgör 98% av levande materie 2% är spårämnen: Na, Cl, K, F, Ca, Mg, B, Al, Si, Cr, Mg, Cu, Zn, Se, Sr, Mo, Ag, Sn, I, Pb, Ni, Br, V Totalt används 25–30 grundämnen av livet – kring 80 används inte. Specialfall Selen: mg per dag krävs för människor, 50 mg giftiga