NUKLEOGENEZA

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 106 atomów Si (skala logarytmiczna)
... i na Ziemi
Rozpowszechnienie pierwiastków jest nierównomierne:
Atmosfera:
N 75.5 %
O 23.2 %
Ar 1.3 %
CO2 486 ppm
Hydrosfera:
O 80 %
H 10 %
Cl 1 %
Na 1 %
Planeta
34.6% Fe
29.5%
O
15.2%
Si
12.7% Mg
•Skorupa ziemska
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,
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.
b.
c.
d.
e.
„spalanie” wodoru
„spalanie” helu
„spalanie” węgla
a - proces
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).
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.
Kosmiczne jaja...
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]
1H
+ 1H → 2H + e+ +nc
1,44
2H
+ 1H → 3He + g
5,49
3He
*
**
+ 3He → 4He + 21H
Czas ** [lata]
1,4x1010
12,86
Pominięto reakcje mniej znaczące
Przereagowania 1/2 reagentów (liczony dla Słońca)
0,6 sek.
106
„Spalanie” wodoru cd.
Sumaryczny efekt energetyczny:
4 1H → 4He + 2e+ +2nc
- energia neutrino
2x0,25 eV
1 eV = 1,6x10-19 J
Czyli na 1 mol He
Q=
26,72 MeV
-0,5 MeV
Q = 26,22 MeV
Q = 2,53x109 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
12C
+ 1H → 13N + g
13N→ 13C
+ e+ + n
Energia wydzielana, Q
[MeV]
Czas trwania
procesu**
1,95
1,3.107 lat
2,22
7 min
13C
+ 1H → 14N + g
7,54
3.106 lat
14N
+ 1H → 15O + g
7,35
3.105 lat
2,70
82 s
15O→ 15N
15N
+ e+ + n
+ 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:
+ 4He → 16O + g
16O + 4He → 20Ne + g
20Ne + 4He → 24Mg + g
12C
Q = 7,148 MeV
Q = 4,75 MeV
Q = 9,31 MeV
oraz dla węgla:
12C
+ 12C
→
→
→
+g
Q = 13,85 MeV
23Na + 1H
Q = 2,23 MeV
20Ne + 4He Q = 4,62 MeV
24Mg
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
2 20Ne → 16O + 24Mg + g
Q = 9,31 MeV
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:
+ a →
13C
21Ne
16O
+ a →
+ n
24Mg
+ n
Tłumaczy dobrze powstawanie takich izotopów jak 8939Y,
138 Ba, 140 Ce, 208 Pb, 209 Bi.
56
58
82
83
90 Zr,
40
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”
NGC6369
średnica = 1,6 roku św.,
odległość = 3 tys. lat św.
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
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