1 / 58

Orienteringskurs Astrobiologi Del 2

Orienteringskurs Astrobiologi Del 2. Urmoln. - 75 % väte and 25 % He - nästan inga “metaller” (3  10 -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

sally
Download Presentation

Orienteringskurs Astrobiologi Del 2

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Orienteringskurs Astrobiologi Del 2

  2. 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)

  3. 550 AU 30 pc . Klumparnas vidare utveckling - bildning av minihaloer Modellsimulation av urgas Bromm, Coppi & Larson (2000-2002) Klump med ~103 M

  4. 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

  5. . Vidare kollaps - 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 !

  6. . De första stjärnorna (Population III) - mycket massiva stjärnor ~150- 500 M , bildas i urmoln - mycket heta (yta på 100000 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

  7. Strukturen av en gammal stjärna Hur bildas de här grundämnena ?

  8. 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

  9. Viktiga nukleära processer - beta förfall Antineutrino • b-förfall (emission avelektroner): • 60Co  60Ni + e- + n + g • n  p+ + e- + n + g • mestadelsförkärnor • med neutronöverskott • - kontinuerligspektrum Beta-sönderfall spektrum

  10. 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

  11. Spontan klyvning - Möjlig för massor > 230 amu (232Th) - trolighet tenderar att öka med massan Halvtid för spontan klyvning 238U 4.5  109 years 235U 7.0  108 years 239Pu 2.4  105 years 252Cf 2.6 years 267Rf 1.3 hours

  12. Sällsyntare processer Protonemission 147Tm  146Er + p+ + n 45Fe  43Cr + 2 p+ Neutronemission 5He  4He + n

  13. Viktiga processer i stjärnorna Huvudprotonsekvensen H+ + H+ D+ + e+ at T > 106K Sedan kommer g-fotoner att bildas: e+ + e- 2g D+ + H+3He2+ + g 3He2+ + 3He2+4He2+ + 2H+ at T > 107K Total: 4H+ + 2e-4He2+ + 6g 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

  14. 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

  15. . . . Olika typer av stjärnor - under 0.084 M : inga fusionsprocesser börjar (bruna dvärgar) - 0.084 M - 0.26 M lågmassastjärnor bara p+ p+ He förbränning, lite Li, Be H+ D+ 3He2+ 4He2+

  16. . Hur bildas tyngre kärnor ? 4He2+ + H  ? Inga kärnor med massa 5 4He2+ + 4He2+  ? 8Be4+instabil + g Men:8Be4+ kan fånga en annan He kärna 8Be4+ + 4He2+  12C6+ +g (Hoyle) - händer bara på extem höga T T > 108K - omvända processen experimentellt bevisad (förfall av 12C*)

  17. . . . Olika typer av stjärnor - 0.260 M - 1.50 M : också tyngre element bildas - från 1.5 M kolkretsen T > 1.6 × 107 K långsam

  18. . 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 ?

  19. Vidare väg till tyngre element Repetitiv addering av He-kärnor 12C6+ + 4He2+  16O8+ +g 16O8+ + 4He2+  20Ne10+ +g 20Ne10+ + 4He2+  24Mg12+ +g 24Mg12+ + 4He2+  28Si14++g 2 28Si14+ +  56Fe28++g - Postiva kärnor frånstöter varandra - Högre och högre temperaturer nödvändiga - Energivinsten minskar

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

  21. 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

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

  23. 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

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

  25. . 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

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

  27. 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”

  28. 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 = 700000 K, r = 14 km

  29. Syntes av tyngre kärnor Infång av neutroner (s-process) 56Fe26+ + n 27Fe+ hn Förbruker energi, mycket oefficcient, men “neutronblixtar” finns i döende stjärnor Neutroner kommer från: 13C6+ + 4He2+  16O8+ +n 22Ne10+ + 4He2+  25Mg12+ +n

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

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

  32. Hur kommer man till 64Ni28+ ?

  33. Via 64Cu29+

  34. - 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    209Pb 209Pb  209Bi + e- 209Bi+ n 210Bi+ hn (g) 210Bi 210Po+ e- 210Po  206Pb + a (4He2+),t=138 d  sluten krets

  35. 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

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

  37. 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

  38. . . 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) Before After Supernova 1987A

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

  40. 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 J114816.64+525150.3 (z=6.42)

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

  42. Generellt SN-förmörkning genom stoft - g-strålning från 56Co 56Co27++ e-  56Fe26+ + hn (g) - minskas genom stoft Stoft bildas Logaritmisk skala !

  43. 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 3-5000 mot 89 i interstellära rymden). - stoft från supernovor hittas i meteoriter.

  44. Typer av stoftkorn

  45. 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

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

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

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

More Related