Presentation laddar. Vänta.

Presentation laddar. Vänta.

Orienteringskurs Astrobiologi Del 2. Urmoln - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller” (3  10 -3 % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet.

Liknande presentationer


En presentation över ämnet: "Orienteringskurs Astrobiologi Del 2. Urmoln - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller” (3  10 -3 % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet."— Presentationens avskrift:

1 Orienteringskurs Astrobiologi Del 2

2

3 Urmoln - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller” (3  % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet bilder sig “urmoln” - bildning av H 2 molekyler - genom interaktioner av atomer med fotoner bara kylning ned till 8000 K (Lyman-  linje) - H 2 molekyler kan kyla ned till T = 200 K - klumpor med mass av >10 5 solmassor bildas Yoshida et al 2003 Modell av gasfördelning vid z = 17 Klumpbildning H 2 kan inte fotodissocieras (H 2 + h  2H) i tidtigt universum (det fanns ingen tillräckligt energetisk UV strålning)

4 30 pc Bromm, Coppi & Larson ( ) Modellsimulation av urgas 550 AU Klumparnas vidare utveckling - bildning av minihaloer Klump med ~10 3 M.

5 H H2H2 Kylningsförmåga av H och H 2 HD (dipolmoment) kan kyla ned till bakgrundstrålningens nivå i mindre än universumets ålder Johnson & Bromm 2006 T CMB H 2 +HD H2H2 Kylning under halobildning - genom H och (mer efficient) genom H 2 - senare genom HD Om Jeans-massan (M J ) nås, kollaberar halon c s = ljudhastighet  = täthet G = Gravitations konstant

6 Vidare kollaps - Jeansmassan beror på tätheten av molnen - För en moln med tätheten 10 6 cm -3 vid 200 K M J = 200 M - Vid kollapsen ökar tätheten, temperaturen ökar till 4  10 6 K - Kärnfusion börjar A star is born !.

7 De första stjärnorna (Population III) - mycket massiva stjärnor ~ M, bildas i urmoln - mycket heta (yta på K) - brann upp mycket snabbt ~ 10 6 years - inte sett ännu - inga galaxer fanns - exploderade i gigan- tiska supernovor. Simulation av heta området kring Population III stjärna

8 Grundämnen i universumet Kan vi förklara deras uppkomst och mängd ?

9 Grundämnen i universumet - H 70% He28 % - Maximum vid Fe, minimum vid Be - Kärnor med jämna protontal vanligare än de med udda

10 Viktiga nukleära processer - alpha sönderfall  -förfall (emission av 4 He 2+ kärnor): 210 Po  206 Pb + 4 He 2+ (  ) (ingen  här!) - medtadels tynga kärnor med för få neutroner - bestämda (diskreta) emissionsenergier

11  - sönderfall (emission av elektroner): 60 Co  60 Ni + e   n  p + + e  -mestadels för kärnor med neutronöverskott - kontinuerlig spektrum Viktiga nukleära processer - beta sönderfall Antineutrino Beta-sönderfall spektrum

12   sönderfall (emission av positroner): - ackompanjerad av elektroninfångning (  ) Viktiga kärnprocesser 18 F  18 O + e + + (+  18 F+ e -  18 O + (+  Elektroninfångming kan även händer utan   sönderfall !  sönderfall (fotoner) oftast genom bildning av exciterade kärnor 60 Co  60 Ni* + e Ni*  60 Ni + 

13

14 Spontan klyvning - Möjlig för massor > 230 amu ( 232 Th) - trolighet tenderar att öka med massan Halvtid för spontan klyvning 238 U 4.5  10 9 years 235 U 7.0  10 8 years 239 Pu2.4  10 5 years 252 Cf2.6 years 267 Rf 1.3 hours

15 Sällsyntare processer Protonemission 147 Tm  146 Er + p Fe  43 Cr + 2 p + Neutronemission 5 He  4 He + n

16 Viktiga processer i stjärnorna Huvudprotonsekvensen H + + H +  D + + e + at T > 10 6 K Sedan kommer  -fotoner att bildas: D + + H +  3 He 2+ +  3 He He 2+  4 He H + at T > 10 7 K 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 W e + + e -  2  Total: 4H + + 2e -  4 He 

17 Fusion: Tunneleffekt Mycket otrolig, men stora antalet partiklar i en stjärna möjliggör det

18 Varför kommer inte så många dödliga  -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  foton blir 200 solljusfotoner

19 Olika typer av stjärnor - under M : inga fusionsprocesser börjar (bruna dvärgar) M M lågmassastjärnor bara p + p + He förbränning, lite Li, Be... H+H+ D+D+ 3 He 2+ 4 He 2+

20 Hur bildas tyngre kärnor ? 4 He 2+ + H  ? Inga kärnor med massa 5 4 He He 2+  ? 8 Be 4+ instabil +  Men: 8 Be 4+ kan fånga en annan He kärna 8 Be He 2+  12 C 6+ +  (Hoyle) - händer bara på extem höga T T > 10 8 K - omvända processen experimentellt bevisad (sönerfall av 12 C*).

21 Olika typer av stjärnor M M : också tyngre element bildas - från 1.5 M kolkretsen T > 1.6 × 10 7 K.. långsam.

22 CNO kretsen (tunga stjärnor) Möjlig för stjärnor med massa M > 1.5M. Nettoeffekt: omvandling av 4 H + (p + ) till 4 He 2+ (  ) Hur bildas tyngre kärnor ?

23 Vidare väg till tyngre element 12 C He 2+  16 O 8+ +  16 O He 2+  20 Ne  Repetitiv addering av He-kärnor - Postiva kärnor frånstöter varandra - Högre och högre temperaturer nödvändiga - Energivinsten minskar 2 20 Ne 10+  24 Mg  2 16 O 8+ +  28 Si He Si He 2+  56 Fe  16 O 8+ magisk kärna (mycket stabil)

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

25 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 - Pauli-princip förhindrar vidare kollaps - Helium (tyngre samlas i kärnan), kollapsen hettar upp väteskikt utanför heliumkärnan - hög strålning blåser upp yttre skikten  röd jätte bildas

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

27 Strukturen av en gammal stjärna

28 Vägen till järn i en stjärna Stjärna i “mellanaldern” (solen nu) Döende stjärna (sol in 6 x 10 9 år) - Om kärnans temperatur når 100 miljoner K, börjar He-bränning plötsligt (Helium flash) - Kolbildning genom trippel  process - Syre ( 16 O 8+ ) bildas af helium och kol i tyngre stjärnor - huvudvägen till kol och syre i universumet

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

30 Vägen till järn 56 Fe 26+ (från 14 He 2+ kärnor) omvandlas inte - i stjärnor lättare än 8 M, kol oreaktiv - i tynga Population III stjärnor T i kärnan når 5  10 8 K - syre reagerar med helium, bildar neon, neon börjar brinnar vid 2  10 9 K - repetitiv kollaps, uppvärmning av kärnan, början av kärn- reaktion, slut med bränsle…..

31 Tidsskala för kärnprocesser Levnadstiden av en stjärna beror på  H = Stjärnans levnadstid E = Total energy L = Luminositet M = Stjärnans massa

32 Hertzsprung-Russell diagram

33 Slutligen - Järnkärnan kollaberar - Massan tätnar till 4  kg/m 3 - Kvantteori förbjudar vidare kollaps, energin avges i supernova explosion

34 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 löklik struktur med en kol- eller syrekärna. De blir planetnebulae med en vit dvärg i centrum Planetnebula “Kattöga”

35 - 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 Döden av olika stjärnor Neutronstjärna T = K, r = 14 km

36 Syntes av tyngre kärnor Infång av neutroner (s-process) 56 Fe n  27 Fe + h Förbruker energi, mycket oefficcient, men “neutronblixtar” finns i döende stjärnor Neutroner kommer från: 13 C He 2+  16 O 8+ + n 22 Ne He 2+  25 Mg n

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

38 Hur går det vidare ? Ja,  - sönderfall till 59 Co 27+ !

39 Hur kommer man till 64 Ni 28+ ?

40 Via 64 Cu 29+

41 - Successiv neutroninfång och  - - sönderfall 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 ? 206 Pb + 3n    209 Pb 209 Pb  209 Bi + e Bi + n  210 Bi + h  210 Bi  210 Po + e Po  206 Pb +  ( 4 He 2+ ),  =138 d  sluten krets

42 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 sönderfall av mycket tynga kärnor

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

44 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

45 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 M i en vanlig supernova - Spelade stor roll i renässanstiden (universumet bakom månen ansags vara oförenderligt) Supernova 1987A After Before..

46 Stoftbildning i tidiga universumet J (z=6.42) 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 förmörkelse

47 Blåskift av linjer in SN 2003gd Gemini North Observatory Blåskift av Ly  linje i väte

48 Generellt SN-förmörkning genom stoft -  -strålning från 56 Co - minskas genom stoft 56 Co e -  56 Fe h  Stoft bildas Logaritmisk skala !

49 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 ( 12 C/ 13 C mot 89 i interstellära rymden). - stoft från supernovor hittas i meteoriter.

50 Typer av stoftkorn

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

52 Silikater - Forsterit (Mg 2 SiO 4 ) Kiselnitrider - samma storlek som SiC korn - Mycket hårda substanser Forsterit Kommersiella SiC korn

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

54 Typer av korn a) SiC korn b) grafitkorn c) Al 2 O 3 korn d) elektronmikroskopbild av en nanodiamant

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

56 Tidsscheman

57 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) ggr mindre än i solsystem - större stjärnor har flera “metaller” (snabbare och flera kärnreaktioner, kortare livstid) - första galaxer bildas, universumet var miljoner år gammalt

58 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.

59 Tidsschema av utveckling

60 Kemistens periodsystem

61 The Astronomer's Periodic Table H O C N Mg Fe Si Ar S Ne He Kosmisk mängd av grundämnena Grundämne Mängd (relative) Väte (H) Helium Syre 739 Kol 445 Neon 138 Kväve 91 Magnesium 40 Kisel 37 Svavel 19 Astronomens periodsystem Tyngre element än He utgör bara 1 % av synlig materie !

62 –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:  g per dag krävs för människor, 50 mg giftiga Biologens periodsystem


Ladda ner ppt "Orienteringskurs Astrobiologi Del 2. Urmoln - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller” (3  10 -3 % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet."

Liknande presentationer


Google-annonser