Orienteringskurs
Astrobiologi
Del 2
- 75 % väte and 25 % He
Urmoln
- nästan inga “metaller”
(3 10-3 % Li)
Modell av gasfördelning vid z = 17
- från inhomogeniteter i uruniversumet
bilder sig “urmoln”
Klumpbildning
- 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
Yoshida et al 2003
- klumpor med mass av >105 solmassor bildas
H2 kan inte fotodissocieras (H2 + 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 ~103 M .
Kylning under
halobildning
- genom H och (mer efficient) genom H2
H
- senare genom HD
Johnson & Bromm 2006
H2
H2+HD
TCMB
H2
Kylningsförmåga av H och H2
Om Jeans-massan (MJ)
cs 3 2
M J 3 2 1/ 2
G
HD (dipolmoment) kan kyla ned till
bakgrundstrålningens nivå i mindre än
universumets ålder
cs= ljudhastighet
= täthet
G = Gravitations
konstant
nås, kollaberar halon
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 !
De första stjärnorna (Population III)
- mycket massiva
stjärnor ~150500 M . , bildas
i urmoln
- mycket heta (yta på
100000 K)
- brann upp mycket
snabbt ~ 106 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 4He2+ kärnor):
210Po
206Pb
- medtadels tynga kärnor
med för få neutroner
- bestämda (diskreta)
emissionsenergier
+ 4He2+(a) (ingen g här!)
Viktiga nukleära processer
- beta sönderfall
b- sönderfall (emission av elektroner):
60Co
n
Antineutrino
60Ni
p+
+ e- + n + g
+ e- + n + g
- mestadels för kärnor
med neutronöverskott
- kontinuerlig spektrum
Beta-sönderfall spektrum
Viktiga kärnprocesser
b+ sönderfall (emission av positroner):
18F
18O
+ e+ + n (+ g)
- ackompanjerad av elektroninfångning (e)
18F
+
e-
18O
+
n (+ g)
Elektroninfångming kan även händer utan b+ sönderfall !
g sönderfall (fotoner)
oftast genom bildning av exciterade kärnor
60Co
60Ni*
60Ni*
60Ni
+ e- + n
+ g
Spontan klyvning
- Möjlig för massor > 230 amu (232Th)
- trolighet tenderar att öka
med massan
Halvtid för spontan klyvning
238U
235U
239Pu
252Cf
267Rf
4.5
7.0
2.4
2.6
1.3
109 years
108 years
105 years
years
hours
Sällsyntare processer
Protonemission
147Tm
45Fe
146Er
+ p+ + n
43Cr
+ 2 p+
4He
+ n
Neutronemission
5He
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
4He2+
+ 3He2+
at T > 107K
+
2H+
3He2+
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
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+
3He2+
4He2+
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 (sönerfall av 12C*)
.
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
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 ?
Vidare väg till tyngre element
Repetitiv addering av He-kärnor
16O8+
12C6+
+
4He2+
16O8+
+
g
16O8+
+
4He2+
20Ne10+
+
g
magisk kärna (mycket stabil)
2
2
20Ne10+
16O8+
28Si14+
+
+ 7 4He2+
24Mg12+
28Si14+
56Fe28+
+
g
+ 4He2+
+
g
- Postiva kärnor frånstöter varandra
- Högre och högre temperaturer nödvändiga
- Energivinsten minskar
Bindningsenergi per nukleon
56Fe
Problem
- Över 56Fe 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 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
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 5 108 K
- syre reagerar med helium, bildar neon, neon börjar brinnar
vid 2 109 K
- repetitiv kollaps, uppvärmning av kärnan, början av kärnreaktion, slut med bränsle….
56Fe26+
(från 14 He2+ kärnor) omvandlas inte
Tidsskala för kärnprocesser
Levnadstiden av en stjärna beror på
tH = Stjärnans levnadstid
E = Total energy
L = Luminositet
M = Stjärnans massa
Hertzsprung-Russell
diagram
Slutligen
- Järnkärnan kollaberar
- Massan tätnar till 4 1017 kg/m3
- 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)
56Fe26+
+ n
27Fe
+ hn
Förbruker energi, mycket oefficcient, men “neutronblixtar”
finns i döende stjärnor
Neutroner kommer från:
13C6+
+
22Ne10+
4He2+
+
4He2+
16O8+
25Mg12+
+
n
+
n
Neutroninfång leder så småningom
till ostabila Fe-kärnor
stable cores
radioactive
Vilken nukleus bildas nästa
gången ?
Ja, b- sönderfall till
59Co27+
Hur går det vidare ?
!
Hur kommer man till
64Ni28+
?
Via
64Cu29+
- 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 ?
206Pb
+ 3n
209Pb
209Pb
209Bi
+ e-
210Bi
+ hn (g)
210Bi
210Po
+ e-
210Po
206Pb
209Bi
+ n
sluten krets
+ a (4He2+),t=138 d
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
After
Before
- mycket sällsynta (1 per 50
år i Vintergatan)
- 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)
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 förmörkelse
J114816.64+525150.3
(z=6.42)
Blåskift av linjer
in SN 2003gd
Gemini North Observatory
Blåskift av Lya linje i väte
Generellt SN-förmörkning genom stoft
- g-strålning från
56Co27+
+
56Co
e-
56Fe26+
- minskas genom stoft
Stoft bildas
Logaritmisk skala !
+ hn (g)
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.
Typer av stoftkorn
Type
Size
Concentration in
Meteorites
Sources
1-5 nanometers
1000 parts per million
Supernovae
0.1-10
micrometers
10 parts per million
Carbon-rich giant
stars, or supernovae
1-10 micrometers
2 parts per million
Supernovae and
carbon-rich giant
stars
1-5 micrometers
0.1 parts per million
oxygen-rich giant
stars
1 micrometer
2 parts per billion
oxygen-rich giant
stars
1 micrometer
2 parts per billion
Supernovae
Diamond
(C)
Silicon carbide
(SiC)
Graphite
(C)
Aluminum
oxide
(Al2O3)
Spinel
(MgAl2O4)
Silicon nitride
(Si3N4)
Typer av stoftkorn
SiC (kiselkarbidkorn)
- storlek från 0.1 mm till 20 mm
- en massa grundämnen närvarande
-
44Ca
visar på ursprung i supernovor
44Ti
+ e-
44Sc,
44Sc
SiC korn
+ 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
Silikater
- Forsterit (Mg2SiO4)
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)
b)
c)
d)
SiC korn
grafitkorn
Al2O3 korn
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
H2 +
H +
hn
hn
2H
H+ +
H2 +
hn
H2+ +
ee-
- 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
He
C
Mg
Si
Fe
N
O
Ne
S
Ar
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
Tyngre element än He utgör
bara 1 % av synlig materie !
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
