Orienteringskurs Astrobiologi Del 2
- 75 % väte and 25 % He Urmoln - nästan inga metaller (3 10-3 % Li) - från inhomogeniteter i uruniversumet bilder sig urmoln Modell av gasfördelning vid z = 17 Klumpbildning - bildning av H 2 molekyler - genom interaktioner av atomer med fotoner bara kylning ned till 8000 K (Lyman-a linje) - H 2 molekyler kan kyla ned till T = 200 K Yoshida et al 2003 - klumpor med mass av >10 5 solmassor bildas H 2 kan inte fotodissocieras (H 2 + hn 2H) i tidtigt universum (det fanns ingen tillräckligt energetisk UV strålning)
Klumparnas vidare utveckling - bildning av minihaloer Modellsimulation av urgas Bromm, Coppi & Larson (2000-2002) Klump med ~10 3 M.
Kylning under halobildning - genom H och (mer efficient) genom H 2 - senare genom HD H Johnson & Bromm 2006 H 2 H 2 +HD T CMB H 2 Kylningsförmåga av H och H 2 Om Jeans-massan (M J ) HD (dipolmoment) kan kyla ned till bakgrundstrålningens nivå i mindre än universumets ålder M c 32 s J 3 2 1/ 2 G c s = ljudhastighet = täthet G = Gravitations konstant nås, kollaberar halon
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!
De första stjärnorna (Population III) - mycket massiva stjärnor ~150-500 M., bildas i urmoln - mycket heta (yta på 100000 K) - brann upp mycket snabbt ~ 10 6 years - inte sett ännu - inga galaxer fanns - exploderade i gigantiska supernovor Simulation av heta området kring Population III stjärna
Grundämnen i universumet Kan vi förklara deras uppkomst och mängd?
Grundämnen i universumet - H 70% He28 % - Maximum vid Fe, minimum vid Be - Kärnor med jämna protontal vanligare än de med udda
Viktiga nukleära processer - alpha sönderfall a-förfall (emission av 4 He 2+ kärnor): 210 Po 206 Pb + 4 He 2+ (a) (ingen g här!) - medtadels tynga kärnor med för få neutroner - bestämda (diskreta) emissionsenergier
Viktiga nukleära processer - beta sönderfall b - sönderfall (emission av elektroner): Antineutrino - mestadels för kärnor med neutronöverskott - kontinuerlig spektrum 60 Co 60 Ni + e - + n + g n p + + e - + n + g Beta-sönderfall spektrum
Viktiga kärnprocesser b + sönderfall (emission av positroner): 18 F 18 O + e + + n (+ g) - ackompanjerad av elektroninfångning (e) 18 F + e - 18 O + n (+ g) Elektroninfångming kan även händer utan b + sönderfall! g sönderfall (fotoner) oftast genom bildning av exciterade kärnor 60 Co 60 Ni* + e - + n 60 Ni* 60 Ni + g
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 Pu 2.4 10 5 years 252 Cf 2.6 years 267 Rf 1.3 hours
Sällsyntare processer Protonemission 147 Tm 146 Er + p + + n 45 Fe 43 Cr + 2 p + Neutronemission 5 He 4 He + n
Viktiga processer i stjärnorna Huvudprotonsekvensen H + + H + D + + e + at T > 10 6 K Sedan kommer g-fotoner att bildas: e + + e - 2g D + + H + 3 He 2+ + g 3 He 2+ + 3 He 2+ 4 He 2+ + 2H + at T > 10 7 K Total: 4H + + 2e - 4 He 2+ + 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 10 26 W
Fusion: Tunneleffekt Mycket otrolig, men stora antalet partiklar i en stjärna möjliggör det
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
Olika typer av stjärnor - under 0.084 M.: inga fusionsprocesser börjar (bruna dvärgar) H + - 0.084 M. - 1.3 M. lågmassastjärnor bara p + p + He förbränning, lite Li, Be D + 3 He 2+ 4 He 2+
Hur bildas tyngre kärnor? 4 He 2+ + H? Inga kärnor med massa 5 4 He 2+ + 4 He 2+? 8 Be 4+ instabil + g Men: 8 Be 4+ kan fånga en annan He kärna 8 Be 4+ + 4 He 2+ 12 C 6+ + g (Hoyle) - händer bara på extem höga T T > 10 8 K - omvända processen experimentellt bevisad (sönerfall av 12 C*).
Olika typer av stjärnor - 0.260 M. - 1.50 M. : också tyngre element bildas - från 1.5 M. kolkretsen T > 1.6 10 7 K långsam
CNO kretsen (tunga stjärnor) Nettoeffekt: omvandling av 4 H + (p + ) till 4 He 2+ (a) Möjlig för stjärnor med massa M > 1.5M. Hur bildas tyngre kärnor?
Vidare väg till tyngre element Repetitiv addering av He-kärnor 12 C 6+ + 4 He 2+ 16 O 8+ + g 16 O 8+ + 4 He 2+ 20 Ne 10+ + g 16 O 8+ magisk kärna (mycket stabil) 2 20 Ne 10+ 24 Mg 12+ + g 2 16 O 8+ + 28 Si 14+ + 4 He 2+ 28 Si 14+ + 7 4 He 2+ 56 Fe 28+ + g - Postiva kärnor frånstöter varandra - Högre och högre temperaturer nödvändiga - Energivinsten minskar
Bindningsenergi per nukleon 56 Fe Problem - Över 56 Fe olönsamt - Hur bildas mellanelement (B, F)?
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
Röd jätte - Betelgeuse (a Orionis), 17 solmassor - storleken kan ses direkt från Hubble (ingen optisk effekt)
Strukturen av en gammal stjärna
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 a process - Syre ( 16 O 8+ ) bildas af helium och kol i tyngre stjärnor - huvudvägen till kol och syre i universumet
He - bränning - Energi från heliumbränning värmar upp väte i yttre skikt fusion börjar igen - Kol och syre samlas i kärnan
Vägen till järn - 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 kärnreaktion, slut med bränsle. 56 Fe 26+ (från 14 He 2+ kärnor) omvandlas inte
Tidsskala för kärnprocesser Levnadstiden av en stjärna beror på t H = Stjärnans levnadstid E = Total energy L = Luminositet M = Stjärnans massa
Hertzsprung-Russell diagram
Slutligen - Järnkärnan kollaberar - Massan tätnar till 4 10 17 kg/m 3 - Kvantteori förbjudar vidare kollaps, energin avges i supernova explosion
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
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
Syntes av tyngre kärnor Infång av neutroner (s-process) 56 Fe 26+ + n 27 Fe + hn Förbruker energi, mycket oefficcient, men neutronblixtar finns i döende stjärnor Neutroner kommer från: 13 C 6+ + 4 He 2+ 16 O 8+ + n 22 Ne 10+ + 4 He 2+ 25 Mg 12+ + n
Neutroninfång leder så småningom till ostabila Fe-kärnor stable cores radioactive Vilken nukleus bildas nästa gången?
Ja, b- sönderfall till 59 Co 27+! Hur går det vidare?
Hur kommer man till 64 Ni 28+?
Via 64 Cu 29+
- Successiv neutroninfång och b - - 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 - 209 Bi + n 210 Bi + hn (g) 210 Bi 210 Po + e - 210 Po 206 Pb + a ( 4 He 2+ ),t=138 d sluten krets
Syntes av kärnor tyngre än Bi r-processen - mycket höga neutronflödar nödvändiga - händer i supernovae - följer neutrondroppningslinje (var neutronemissionsenergi är 0) - begränsning: spontan sönderfall av mycket tynga kärnor
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)
Bildning av andragenerationsstjärnor Efter Big Bang: Bildning av massiva stjärnor I senare fasen av universumet bildning av molekylära moln Bildning av senare stjärnor kräver stoft
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) After Before - stoftbildning observerad i supernovorna 1987 A och 1999em Supernova 1987A - stoften utgör bara 10-4 M. i en vanlig supernova - Spelade stor roll i renässanstiden (universumet bakom månen ansags vara oförenderligt)
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 Stoftbildning i tidiga universumet - asymmetrisk blå-skift (stoft förmörker ljus från gas på andra sidan) J114816.64+525150.3 (z=6.42) - generell förmörkelse
Blåskift av linjer in SN 2003gd Gemini North Observatory Blåskift av Ly a linje i väte
Generellt SN-förmörkning genom stoft - g-strålning från 56 Co 56 Co 27+ + e - 56 Fe 26+ + hn (g) - minskas genom stoft Stoft bildas Logaritmisk skala!
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 3-5000 mot 89 i interstellära rymden). - stoft från supernovor hittas i meteoriter.
Typer av stoftkorn Type Diamond (C) Silicon carbide (SiC) Graphite (C) Aluminum oxide (Al 2 O 3 ) Spinel (MgAl 2 O 4 ) Silicon nitride (Si 3 N 4 ) Size Concentration in Meteorites Sources 1-5 nanometers 1000 parts per million Supernovae 0.1-10 micrometers 10 parts per million 1-10 micrometers 2 parts per million 1-5 micrometers 0.1 parts per million 1 micrometer 2 parts per billion Carbon-rich giant stars, or supernovae Supernovae and carbon-rich giant stars oxygen-rich giant stars oxygen-rich giant stars 1 micrometer 2 parts per billion Supernovae
Typer av stoftkorn SiC (kiselkarbidkorn) - storlek från 0.1 mm till 20 mm - en massa grundämnen närvarande - 44 Ca visar på ursprung i supernovor SiC korn 44 Ti + e - 44 Sc, 44 Sc + e - 44 Ca (händer endast i supernovor) - 49 Ti från 49 V (bildas bara i supernovor): 49 V (t = 330 d) + e - 49 Ti korn bildas i första veckorna efter supernovaexplosioner
Silikater - Forsterit (Mg 2 SiO 4 ) Kiselnitrider Forsterit - samma storlek som SiC korn - Mycket hårda substanser Kommersiella SiC korn
Nanodiamanter - små (diameter 2.5 nm) - kanske redan från andragenerationsstjärnor Grafitkorn Nanodiamanter - sfäriska - större än 1mm Graphite grain
Typer av korn a) SiC korn b) grafitkorn c) Al 2 O 3 korn d) elektronmikroskopbild av en nanodiamant
Rejonisationsperioden - massiva Population III stjärnor dör och blir gigantiska svarta hål - kvasarer bildas kring dessa - fotoner som bildas av kvasarer rejoniserar universet H 2 + hn 2H H + hn H + + e - H 2 + hn H 2 + + e - - galaxer utvecklas kring dessa svarta hål
Tidsscheman
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 600-1000 miljoner år gammalt
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
Tidsschema av utveckling
Kemistens periodsystem
Astronomens periodsystem The Astronomer's Periodic Table H C He N O Ne Kosmisk mängd av grundämnena Grundämne Mängd (relative) Väte (H) 1.000.000 Helium 80.147 Syre 739 Kol 445 Neon 138 Kväve 91 Magnesium 40 Kisel 37 Svavel 19 Mg Si S Ar Tyngre element än He utgör bara 1 % av synlig materie! Fe
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: 100-200 mg per dag krävs för människor, 50 mg giftiga