Kosmochemia - Fizyka UMK
advertisement
Astrobiologia Kosmochemia Wykład 1 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Astrobiologia – 1. Kosmochemia Źródło: Wikipedia Giordano Bruno (1548 – 1600) • gwiazdy to odległe słońca rozrzucone w nieskończonym Wszechświecie • wokół gwiazd krążą planety • planety te są zamieszkane przez istoty rozumne Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Równanie Drake’a Określa liczbę cywilizacji, z którymi możemy się skomunikować. Pierwsze naukowe podejście do zagadnienia życia poza Układem Słonecznym, sformułowane w latach sześćdziesiątych XX w. N = Rg ⋅ f p ⋅ ne ⋅ fz ⋅ fi ⋅ fk ⋅ Lc , gdzie Rg − tempo powstawania gwiazd w Galaktyce, f p − odsetek gwiazd z planetami, Źródło: Internet Frank Drake (ur. 1930) ne − liczba planet zamieszkiwalnych, fz − odsetek planet zamieszkiwalnych, na których powstanie zycie, fi − odsetek planet zamieszkanych, na których zycie rozwinie inteligencje, fk − odsetek cywilizacji, które podejma próbe komunikacji, Lc − sredni czas istnienia takich cywilicaji. Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki gazowe Obserwacje spektroskopowe układów podwójnych gwiazd wykazały, że w widmach występują linie, które nie zmieniają swojego położenia w czasie ruchu orbitalnego. Zatem powstają one w ośrodku pomiędzy źródłem światła a obserwatorem. Johannes F. Hartmann 1865 - 1936 δ Orionis, 1904, Ca+ 394 nm Źródło: Uniwersytet w Poczdamie Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki gazowe Źródło: Uniwersytet w Poczdamie Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki gazowe 99% masy materii międzygwiazdowej stanowi gaz, głównie wodór, także hel oraz śladowe ilości (ok. 1% masy) innych pierwiastków (O, C, N). Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Robert J. Trumpler 1886 - 1956 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Pył to jedynie 1% masy. Typowe drobinki mają rozmiary od nano- do mikrometrów. Ich względna liczebność w danej objętości silnie zależy od rozmiarów (d–3,5). Składają się głównie z krzemianów i różnych związków węgla. Pył odpowiada za efekt ekstynkcji międzygwiazdowej. Charakterystyczna górka na krzywych ekstynkcji może pochodzić od związków węgla. Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki pyłowe Nadwyżka barwy to różnica w spadku jasności obserwowanej gwiazdy w wybranych długościach fali (zakresach) E(λ1 − λ2 ) = Aλ1 − Aλ2 Spadki te wyraża się w wielkościach gwiazdowych. Jednocześnie jest równa różnicy obserwowanego (poczerwienionego) i niepoczerwienionego wskaźnika barwy E(λ1 − λ2 ) = (mλ1 − mλ2 ) − (mλ1 − mλ2 )0 np.: E(B −V ) = (B −V ) − (B −V )0 Istnieją uniwersalne relacje, np.: AV = 3.1E(B −V ), E(U − B) = 0.72E(B −V ). Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Materia międzygwiazdowa Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Kosmochemia W obszarach mgławic emisyjnych, gdzie koncentracja wynosi 1-100 atomów na cm3, procesy chemiczne napędzane są głównie promieniowaniem UV pobliskich gwiazd (obszary fotodysocjacji). W takich warunkach powstają i utrzymują się głównie proste molekuły, np. H2 (UV powoduje rozpad bardziej złożonych cząsteczek). Pomimo tych niesprzyjających warunków obserwuje się sygnatury wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych (tzw. PAH). W obszarach chłodnych i jednocześnie gęstych procesy chemiczne są zdecydowanie bogatsze. Promieniowanie UV jest pochłaniane przez obszary zewnętrzne (ekranowanie), a dominującym źródłem jonizacji i energii termicznej jest promieniowanie kosmiczne. Przykłady typów reakcji: Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Kosmochemia Ziarna pyłu odgrywają rolę katalizatorów, których powierzchnia umożliwia powstawanie zarówno prostych, jak i złożonych molekuł np. H2, CH4, H2O, NH3, H2S, CH3OH. Proponowane mechanizmy: Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Stany wzbudzenia Wyróżnia się trzy typy przejść promienistych dla molekuł: • elektronowe (ok. 4 eV, 104 K, UV i wiz.) • wibracyjne (ok. 0,1 eV, 103 K, podczerwień) • rotacyjne (ok. 0,01 eV, <102 K, fale milimetrowe) Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Kosmochemia Ziarna pyłu mogą stać się zalążkami bryłek mieszaniny lodów (głównie lodu wodnego (60-70%), metanolowego, amoniakowego, tlenku węgla, suchego lodu, a także metanowego, formaldehydowego, O2, N2). Uważa się, że na ziarnach lodowych powstają molekuły prebiotyczne, w tym aminokwasy i nukleozasady. powierzchnia o własnościach katalitycznych promieniowanie kosmiczne adsorpcja gazu promieniowanie UV produkty reakcji chemicznych desorpcja dyfuzja na powierzchni Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Kosmochemia Lód wodny powstaje in situ w wyniku reakcji na powierzchni ziarna H + O è OH i H + OH è H2O. Podobnie z CO2: CO + OH è CO2 + H. Inne reakcje prowadzą do powstania H2CO i CH3OH. Przejścia wibracyjne lodów obserwuje się w podczerwieni (od fazy gazowej odróżnia je brak rozczepień rotacyjnych). Na rysunku poniżej pokazano widmo typowej gwiazdy olbrzyma znajdującego się za gęstym i chłodnym obłokiem molekularnym. Widoczne są szerokie struktury wibracyjne krzemianów oraz molekuł H2O, CO2 i CO w stanie stałym. Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Linie międzygwiazdowe Do tej pory zidentyfikowano linie widmowe pochodzące od ponad 180 molekuł. Astrobiologia – 1. Kosmochemia Rozmyte linie międzygwiazdowe Źródło (nośnik) pozostaje nieznane – przypuszcza się, że odpowiedzialne za nie są molekuły organiczne czy związki węgla typu fulereny. Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obłoki molekularne Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Z twierdzenia o wiriale wynika, że obłok materii o masie M, promieniu R, i temperaturze T stanie się grawitacyjnie niestabilny, gdy −Ω > 2U, gdzie Ω to całkowita energia potencjalna układu, a U to całkowita energia kinetyczna. Niech obłok będzie jednorodny i izotermiczny, a ponadto składa się z gazu doskonałego. Wówczas 3 GM 2 Ω=− , 5 R 3 3 M U = NkT = kT , 2 2 µ mH gdzie G to stała grawitacji, N – liczba cząstek gazu, k – stała Boltzmanna, µ – średnia masa cząsteczkowa, mH – masa atomu wodoru. Do kolapsu obłoku dojdzie gdy 3 GM 2 3kTM > . 5 R µ mH Skoro to gdzie MJ to masa Jeansa. 1 ! 3M $ 3 R =# & , 4 πρ " % 3 1 ! 5kT $ 2 ! 3 $ 2 M ># & # & = MJ, " µ mH G % " 4πρ % Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Można także określić gęstość Jeansa ρJ 3 3 ! 5kT $ ρ> # & = ρJ . 4 π M 2 " µ mH G % Aby oszacować czas zapadania się obłoku, rozważmy cząstkę o masie m oddaloną od centrum obłoku o R. Jej energia kinetyczna K będzie równa różnicy energii potencjalnej w położeniu początkowym (R) i r (0 ≤ r ≤ R) 2 1 ! dr $ GMm GMm K = m# & = − . 2 " dt % r R Zatem prędkość wyniesie 1 2 dr " 2GM 2GM % =$ − ' , dt # r R & a czas spadku (zapadania się obłoku) równać się będzie 1 2 1 1 " 2GM 2GM % π " R 3 % 2 " 3π % 2 t= ∫$ − ' dr = $ ' =$ ' . # & r R 2 2GM 32G ρ & # & # R 0 Dla obłoku molekularnego o masie 1 masy Słońca o gęstości ρJ = 2 × 10-18 g cm–3 (kryterium kolapsu) czas zapadania wyniesie ok. 50000 lat. Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Symulacja przedstawia zapadanie się obłoku o masie 50 mas Słońca, rozmiarze początkowym 1,2 roku świetlnego i temperaturze 10 K. Źródło: Matthew Bate, University of Exeter Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Gromada otwarta NGC 2264 – przykład skupiska gwiazd zawierającego obiekty przed fazą ciągu głównego (wiek ok. 3-5 mln lat). Początkowa funkcja masy ma typową postać – czym gwiazdy mniejszej masy, tym są liczniejsze. Masa składnika gwiazdowego szacowana jest na przynajmniej 430 mas Słońca. Źródło: Rolf Geissinger Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Młode gwiazdy wyrzucają strugi gazu (wypływ bipolarny) na odległość ok. 0,1 pc (czasem znacznie dalej – nawet kilka pc). Są to tzw. obiekty Herbiga-Haro. Gaz ma temperaturę rzędu 104 K i prędkość ok. 300 km/s (wielkość porównywalną z prędkością ucieczki z okolic gwiazdy). Gaz oddziałuje z materią międzygwiazdową tworząc fale uderzeniowe. Obserwuje się także tzw. wypływy molekularne gazu o temperaturze kilku lub kilkudziesięciu K – jest to materia wypychana przez strugi gazowe. Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Procesy gwiazdotwórcze Pole magnetyczne młodej, szybko rotującej gwiazdy wskazywane jest jako możliwe źródło strug. Są one silnie skolimowane (1:100), za co mogą odpowiadać skręcone linie pole magnetycznego. Pole magnetyczne odpowiada także za niską wydajność procesów gwiazdotwórczych – tylko ok. 10% materii staje się składnikiem gwiazd – pozostała część zostaje rozproszona. Źródło: Price, Tricco & Bate (2012), MNRAS Astrobiologia – 1. Kosmochemia Dyski protoplanetarne Z uwagi na zasadę zachowania momentu pędu zapadający się obłok molekularny formuje dysk. Materia akreuje na ciało centralne dzięki zjawisku lepkości, przez które traci moment pędu (niestabilność magneto-rotacyjna, turbulencja). Masy dysków wynoszą od 0,1 do 30% masy Słońca, a rozmiary od kilkudziesięciu do 1000 j.a. Drobinki pyłu zlepiają się do rozmiarów centymetrowych, co dalej prowadzi do formowania się kilometrowych planetozymali. Temperatura obszarów zewnętrznych to 10-20 K, a wewnętrznych osiąga 103 K. Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Dyski protoplanetarne Obserwuje się je dla 80% gwiazd młodszych niż 106 lat. 50% dysków zanika po 2-3 mln lat. Tylko 10% gwiazd w wieku ok. 107 lat posiada dyski. Obecność dysków zdradza widmowy rozkład promieniowania Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Dyski protoplanetarne Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Astrobiologia – 1. Kosmochemia Dyski protoplanetarne Młodą gwiazdę typu Herbig Ae/Be SAO 206462 (masa ok. 1,7 masy Słońca) otacza dysk z „ramionami”. Jego morfologia wskazuje, że ramiona są kształtowane przez przynajmniej dwa ciała o masach z przedziału planetarnego obiegające gwiazdę. Źródło: NASA/Subaru Źródło: NASA's Goddard Space Flight Center/NCSA Astrobiologia – 1. Kosmochemia Dyski protoplanetarne Symulacja dysku protoplanetarnego o średnicy ok. 320 j.a. (po lewej skala 200 j.a., po prawej powiększenie do 16 j.a.) i masie 0,4 masy Słońca wokół gwiazdy o masie 0,6 masy Słońca. Model uwzględnia fizykę oddziaływań pyłu i gazu. Dysk rozpada się na zagęszczenia o masach rzędu 10 mas Jowisza, które stopniowo schładzają się i zapadają. Orbity niektórych zagęszczeń stają się eliptyczne z peryastronem rzędu 10 j.a., gdzie są rozrywane przez oddziaływanie pływowe z gwiazdą. Pył tworzy coraz większe koncentracje – zalążki skalnych jąder planet. Pod koniec animacji widać planetę, która zostaje obdarta z otoczki gazowej i wchodzi na bliską (8 j.a.), niemalże kołową orbitę. Ostatecznie związanych zostaje ok. 30% początkowej masy dysku. Źródło: Seung-Hoon Cha, Sergei Nayakshin Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Astrobiologia – 1. Kosmochemia Astrobiologia – 1. Kosmochemia Ewolucja gwiazdowa Źródło: Internet Astrobiologia – 1. Kosmochemia Nukleosynteza Wszystkie pierwiastki do żelaza włącznie powstają we wnętrzu gwiazd wskutek reakcji syntezy, cięższe w wyniku powolnego i szybkiego wychwytu neutronów. Poniżej schemat ewolucji wnętrza gwiazdy o masie 25 mas Słońca. Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Astrobiologia – 1. Kosmochemia Gazowe obłoki w przestrzeni międzygwiazdowej Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Mgławice planetarne Typowe rozmiary to ok. 1 rok świetlny. W Galaktyce znanych jest ich ok. 3000. Gaz wzbudzany jest do świecenia promieniowaniem UV (jonizacja i rekombinacja) pochodzącym z centralnej gwiazdy/jądra. Skomplikowana morfologia świadczy o asymetrii wyrzutu materii. Faza mgławicy planetarnej trwa ok. 104 lat. Źródło: HST Astrobiologia – 1. Kosmochemia Nukleogeneza Źródło: Wikipedia Astrobiologia – 1. Kosmochemia Obfitość pierwiastków w Układzie Słonecznym Wykres przedstawia liczbę atomów w skali, w której log(ASi) = 6. H to 90% atomów lecz 70% masy, He odpowiednio 9% i 25%. W Słońcu tzw. metale stanowią 1,5% masy. Najstarsze gwiazdy dysku galaktycznego mają metaliczność 10 razy mniejszą, a gwiazdy z halo galaktycznego nawet 105 razy mniejszą. Jest to następstwo ewolucji chemicznej Galaktyki. Pierwotna nukleosynteza: w ciągu pierwszych 20 minut po Wielkim Wybuchu (T<109 K) zaszła synteza 4He, 2H (deuteru), 3He i 7Li. Cała reszta to efekt procesów związanych z ewolucją gwiazdową. Nie znamy innego źródła powstania deuteru. Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011 Astrobiologia – 1. Kosmochemia Ewolucja metaliczności Galaktyki Astrobiologia – 1. Kosmochemia Cykl obiegu materii Badania statystyczne wskazują, że w Galaktyce średnie tempo powstawania gwiazd wynosi 3 masy Słońca na rok. GĘSTY OBŁOK OBŁOK MATERII POWSTANIE UKŁADU PLANETARNEGO UKŁAD PLANETARNY UTRATA MASY Źródło: Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011
