HOVO, Cursusdag 5: Vorming van elementen 27 oktober 2014, Paul Wesselius

Transcriptie

1 HOVO, Cursusdag 5: Vorming van elementen 27 oktober 2014, Paul Wesselius

2 Inhoud Elementen in zonnestelsel Chemie en kernkrachten Vormings processen Zware Sterren en Supernovae 2

3 Achtergrond Informatie Synthesis of the Elements in Stars, E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler, and F. Hoyle, Rev. Mod. Phys. 29, 547, 1957 The Elements, Cox, Oxford University Press, 1989 Supernovae and Nucleosynthesis, Arnett, Princeton University Press, 1996 Synthesis of the elements in stars: forty years of progress, Wallerstein en 14 auteurs, Rev. of Mod. Phys. 69, 995, 1997 Nuclear astrophysics: the unfinished quest for the origin of the elements, Jordi & Iliadis, Report Progress in Physics 74, 2011 Zie: 3

4 ELEMENTEN IN ZONNESTELSEL 4

5 5

6 Periodiek systeem -1 Atoomgetal: aantal protonen in een kern De tabel van Mendeleev is geordend volgens dit atoomgetal, van links naar rechts en van boven naar beneden Chemische eigenschappen lijken veel op elkaar binnen twee groepen: o Lanthaniden: atoomgetal o Actiniden: atoomgetal Elke rij is een periode Elke kolom ( groep ) bevat elementen met soortgelijke chemische eigenschappen of regelmatige veranderingen in die eigenschappen 6

7 Periodiek systeem -2 Opeenvolgende periodes bevatten 2, 8, 8, 18, 18, 32, (32) elementen Bijzondere groepen: o Alkalimetalen: Li, Na, K, Rb, Cs, (Fr) * o Halogenen: F, Cl, Br, I, (At) o Edelgassen: He, Ne, Ar, Kr, Xe, (Rn) Atoomgewicht: gewicht atoomkern (protonen + neutronen) t.o.v. zuurstof = 16 horizontaal: elektronenschillen atoomgewicht atoomgetal aantal neutronen Verklaring indeling van tabel volgt uit quantum theorie van atoom structuur * Francium, Astatine en Radon zijn radioactief 7

8 Elementen in de Zon Metalen Metalen 8

9 Structuur van de Aarde 9

10 Structuur van de Aarde -1 In elk van de aard-onderdelen bestaat er een andere verdeling van de elementen In de atmosfeer vooral stikstof en zuurstof De oceanische korst bestaat aan het oppervlak uit basalt 1), met een dikke laag sediment er bovenop, 3100 kg/m 3 en een dikte van rond de 8-10 km. Gemiddeld heeft de continentale korst de samenstelling van andesiet 2). Het heeft een dichtheid van rond de 2800 kg/m 3 (aanzienlijk lichter dan oceanische korst) en een dikte die van km normaal tot wel 80 km bij gebergtes kan variëren. 1) Basalt ontstaat door het stollen van lava uit vulkanen. 2) Andesiet is een stollingsgesteente, dat procent silica (SiO 2 ) bevat 10

11 Structuur van de Aarde -2 Over de binnenlagen hebben we alleen informatie via seismologie We kennen ook de totale massa van de aarde, zijn inhoud en dus de dichtheid; die moet kloppen De asthenosfeer (Grieks: zonder kracht) is een laag tussen 80 en 300 km diepte, met plastisch vervormend gesteente De binnenmantel (3000 o C) is vast, maar ook plastisch en kan toch wat stromen Buiten- en binnenkern bestaan vnl uit ijzer en nikkel; buitenkern vloeibaar, binnenkern vast 11

12 Voorkomen elementen in ons zonnestelsel Voorkomen van een element in willekeurige eenheden (logarithme) miljard Z, atoomgetal Het voorkomen van silicium (Si) is als referentiewaarde - gezet op getal 1 miljoen Gemiddelde van metingen aan de Zon, Aarde, planeten en meteorieten. Er zijn bij sommige elementen forse onzekerheden. 12

13 Elementen zonnestelsel Waterstof (H), helium (He) en een heel kleine rest (0,1 %!!) Koolstof (C), stikstof (N) en zuurstof (O) komen het meest voor, na H en He Ook silicium (Si) komt betrekkelijk veel voor Dan valt een groep elementen rond ijzer (Fe) op, die veel voorkomen Lithium (Li), Beryllium (Be) en Boron (B) komen vlak na H en He, maar zijn toch zeer zeldzaam Waarom ziet dat er zo uit? 13

14 Elementen elders Sterren hebben meestal een soortgelijke verdeling van elementen als onze Zon Er zijn sterren die veel minder metalen hebben Ook zijn er sterren met rare elementen aan hun oppervlak Gas en stof tussen de sterren wijken hier en daar af, maar volgen toch vooral de Zon Het blijkt dat de elementen verdeling in ons zonnestelsel representatief is voor tenminste onze eigen Melkweg!! 14

15 CHEMIE EN KERNKRACHTEN 15

16 16

17 Atomen Atomen zijn typisch femtometer * groot Atoomkernen meten slechts 10 femtometer; het volume per kern is ongeveer constant Dus een atoom, elektronenzwerm rond een kern, is heel leeg Chemische kracht (proton en elektron) is typisch 7 ev * ; kracht tussen 2 kernen: 1 miljoen ev * femto = ; 1 ev = 1,6 x J 17

18 Atoom is heel leeg Elektronen Diameter minstens 1000 keer kleiner dan atoomkern Kern Diameter ~ kleiner dan atoom Atoom paar miljardste van een cm 18

19 Van molecuul tot quark Molecuul atoom atoomkern proton/neutron quark Van: The Royal Swedish Academy of Sciences 19

20 E = mc 2 Einstein s beroemde vergelijking: E = mc 2 : bij energie verandering verandert ook de massa Uit de speciale relativiteitsstheorie volgt dat mc 2 geschreven kan worden als m rust c 2 + de gewone kinetische energie ½ m rust v 2,,met v = de snelheid van het deeltje. In het gewone leven hebben we alleen met deze bewegingsenergie te maken. Echter, bij kern processen komt er zoveel energie kijken dat er echt meetbare massa verloren gaat of toegevoegd moet worden. 20

21 Kernfusie Kernen met meer deeltjes in de kern (protonen en neutronen) wegen lichter dan de som van hun bestanddelen (tot aan ijzer toe) Dat komt omdat er veel energie vrijkomt bij het fuseren tot zwaardere elementen (tot ijzer) Sterke kernkrachten houden de kern bijeen en werken alleen op heel korte afstanden (femtometers) In b.v. 12 C is de bindingsenergie 90 miljoen ev. Alleen kernfusie in sterren kan het schijnen van de sterren verklaren! Sterren maken elementen! 21

22 Afstotende Coulomb kracht Alfa deeltje buiten Alfa deeltje binnen Aantrekkende sterke kernkracht Formule Coulomb kracht 22

23 Elektrische afstotende kracht van protonen hindert de kern Maar, de sterke kernkracht houdt de kern bijeen 23

24 Bindingsenergie lichte kernen Dit plaatje toont: (1) dat 4 He zeer stabiel is t.o.v. zijn buren; (2) geen enkel element heeft een stabiele isotoop met massanummer 8. Er bestaat dus geen stabiele kern met 8 nucleonen. (De verhouding B/A staat tussen aanhalingstekens omdat dit eigenlijk het massa equivalent is van de bindings energie per kerndeeltje) 24

25 Isotopen en aanverwante definities 6 H 7 He 8 Li 9 Be 10 B 11 C 12 N 13 O 14 F 7 H 8 He 9 Li 10 Be 11 B 12 C 13 N 14 O 15 F 16 Ne 9 He 10 Li 11 Be 12 B 13 C 14 N 15 O 16 F 17 Ne 18 Na 10 He 11 Li 12 Be 13 B 14 C 15 N 16 O 17 F 18 Ne 19 Na 20 Mg 12 Li 13 Be 14 B 15 C 16 N 17 O 18 F 19 Ne 20 Na 21 Mg 22 Al Isotopen: kernen met hetzelfde aantal protonen, maar verschillend aantal neutronen hetzelfde element (b.v. de kolom van de C atomen). In dit plaatje staan isotopen in dezelfde kolom. Isotonen: kernen met zelfde aantal neutronen, maar verschillend aantal protonen. Deze staan in het plaatje horizontaal in een rij. Isobaren: kernen met hetzelfde aantal kerndeeltjes. Staan op diagonalen, van links onderin tot rechts boven. Zelfde massa, b.v. 10 He, 10 Li, 10 Be, 10 B. Isodiaphers: kernen met hetzelfde verschil tussen neutronen en protonen (N-Z), lopen van linksboven tot rechtsonder, b.v. boron-10, C-12, N-14, met N-Z =0. Isotopoloog: moleculen, die alleen maar verschillen in hun isotopen. B.v. water komt voor als gewoon water (H 2 O), half-zwaarwater" (HDO), zwaar water" (D 2 O), en "super-zwaar water" (T 2 O). Ditzelfde is ook mogelijk met de zuurstof atomen: b.v. H 2 18 O en D 2 18 O. 25

26 Het Segré diagram laat zien dat lichte kernen ongeveer evenveel protonen als neutronen hebben, maar dat zwaardere kernen om stabiel te kunnen zijn steeds meer neutronen nodig hebben. De afstotende elektrische krachten van de protonen worden dan onvoldoende gecompenseerd door de sterke kernkrachten. Aantal neutronen Stabiele kernen Het is zo ook begrijpelijk dat heel erg zware kernen niet stabiel kunnen bestaan. Aantal protonen Segré diagram 26

27 Beta verval Instabiele kernen vervallen via β verval naar de relevante stabiele kern Drie soorten β verval: o Uitzenden van elektron verandert een neutron in een proton, kern van Z Z+1; β - verval o Proton vervalt naar neutron, Z Z-1; invangen elektron, gewoonlijk uit de binnenste schil o Proton vervalt naar neutron, Z Z-1 door uitzenden van een positron, het positief geladen antideeltje van een elektron, β + verval Vrije neutronen zijn instabiel en zijn onderhevig aan β - verval, halfwaarde tijd van 11 minuten 27

28 Notatie kern reacties In vergelijkingen worden kernreacties zo getoond dat de massa s links en rechts van het = teken gelijk zijn. Een voorbeeld: 14 N + 4 He = 17 O + 1 H Dit wordt verkort geschreven als: 14 N (α, p) 17 O Een proton, neutron, heliumkern en hoogenergetische elektromagnetische γ straling worden geschreven als: p, n, α en γ. 28

29 Thermische energie en elektrische energie Temperatuur is een maat voor de gemiddelde bewegingsenergie van moleculen, atomen en ionen: m = massa atoom, v = snelheid atoom, k B = Boltzmann constante = 1,4 x m 2 kg s -2 /K, T temperatuur (in Kelvin), 1 ev = 1,6 x J Kernen moeten elkaar naderen tot op een femtometer voor ze samen kunnen smelten De te overwinnen Coulomb barrière is orde 1 MeV Dat vereist een temperatuur van minstens 10 miljoen K 29

30 Beweging van moleculen De moleculen van twee gassen (rood en blauw) bewegen vrij rond. De temperatuur van een eenatomig gas is evenredig met de gemiddelde kinetische energie van zijn atomen. In deze animatie wordt de afmeting van helium-atomen op schaal getoond ten opzichte van hun onderlinge afstand bij een druk van 1950 atmosfeer. De gemiddelde snelheid bij kamertemperatuur is vertraagd met een factor 2 miljard. (Wikipedia) 30

31 Pauli uitsluitingsprincipe Het Pauli uitsluitingsprincipe zorgt er voor dat materie stabiel is en een bepaald volume inneemt. De elektronen kunnen nl niet allen het laagste energie niveau bezetten en moeten steeds hogere schillen invullen Dit Pauli principe geldt alleen voor fermionen, deeltjes die antisymmetrische kwantumtoestanden vormen en halftallige spin hebben: alle soorten elementaire deeltjes waaruit materie is opgebouwd: protonen, neutronen, elektronen, etc Bosonen (b.v. foton en graviton) vallen daarbuiten, omdat ze symmetrische kwantumtoestanden vormen en heeltallige spin hebben 31

32 VORMINGS PROCESSEN 32

33 Vorming D *, T *, He na Big Bang Vorming van elementen Als het universum afkoelt kunnen protonen en neutronen samensmelten en zwaardere elementen vormen. Dat stopt echter snel omdat het te koud wordt. Ook een klein beetje 7 Li wordt gevormd. * D = deuterium, T = tritium 33

34 BBFH In 1957 artikel van royaal 100 bladzijden van Margaret en Geoffrey Burbidge, Willy Fowler en Fred Hoyle, in Reviews of Modern Physics: Synthesis of the Elements in Stars Eén van de beroemdste artikels in de moderne sterrenkunde Kwalitatief geldt dit artikel nog grotendeels Kwantitatief zijn er nog steeds veel astronomen bezig met waarnemingen en berekeningen Er zijn nog diverse onopgeloste vraagstukken (zie einde van deze sectie) 34

35 Van links naar rechts: Margaret en Geoffrey Burbidge, Willy Fowler en Fred Hoyle. Willy kreeg op zijn zestigste verjaardag (juli 1971) een locomotief voor zijn model spoorbaan. 35

36 Acht processen BBFH noemen acht verschillende processen om atoomkernen te vormen: 1. Waterstof fusie 2. Helium fusie 3. α proces 4. e proces 5. s proces 6. r proces 7. p proces 8. x proces Deze zullen achtereenvolgens besproken worden 36

37 8 processen elementen Deze 8 processen zijn nodig om het voorkomen van alle elementen en hun isotopen te verklaren Voor elk proces kan beschreven worden welke natuurkundige omstandigheden nodig zijn om het proces te laten verlopen Daarna moet de astronoom een aanvaardbare plaats en tijd vinden bij een ster (vaak is een gevorderd evolutie stadium geschikt) waar deze omstandigheden zich voordoen Het valt nog niet mee om de juiste ster stadia te kiezen Nagaan hoeveel er precies van elk element en isotoop voorkomt lukt maar ten dele 37

38 Proces 1 Waterstof fusie 38

39 Waterstof fusie De complete reactie is te schrijven als: 4 1 H 4 He + 2e + + 2ν + γ s; e + een positron, ν een neutrino en γ een hoogenergetisch foton. De totale energie per reactie wordt voornamelijk weggedragen door de neutrino's en de fotonen en bedraagt 26.7 MeV. Dit komt overeen met het verschil im massa tussen 4 H atomen en 1 He atoom: 4 x = maal de massa van een waterstofatoom (1.66 x kg). Via E = mc 2 volgt dan de energie. 39

40 PPI reacties Dominant bij miljoen K De eerste stap is bijzonder: 2 H bestaat uit een proton en een neutron: één proton moet dus overgaan in één neutron via het uitzenden van een positron en een neutrino. Dat gaat via de zwakke kernkracht (beta verval) en de kans dat het gebeurt is eens per 10 miljard jaar De overige stappen betreffen alleen de elektromagnetische en sterke kernkrachten Bij hogere temperaturen werken twee andere reacties: PPII en PPIII. Daarom blijven sterren met massa als onze Zon miljarden jaren energie produceren 40

41 PPPII reactie Bij de PPII-reactie (dominant bij miljoen K) reageert de helium-3-kern die bij de PPI-cyclus werd gevormd, met een helium-4-kern tot beryllium-7 onder uitzending van een foton. Beryllium-7 is radioactief en vervalt na gemiddeld 54 dagen door elektronenvangst tot lithium-7. Die kern fuseert op zijn beurt met een proton tot beryllium-8, dat ogenblikkelijk uiteenvalt in twee helium-4-kernen: Van Wikipedia 41

42 PPIII reactie Dominant boven 23 miljoen K. De beryllium-7-kern die bij de PPII-reactie ontstond, kan ook met een proton fuseren tot boor-8, onder uitzending van een foton. Die kern valt na gemiddeld 0,8 seconden uiteen in twee helium-4-kernen, samen met een positron en een elektronneutrino: 42

43 CNO cyclus Temperatuur boven 20 miljoen K; massa boven 1,3 zonsmassa s Zwaardere sterren, met hogere temperaturen in hun inwendige, doen dit anders. Zij gebruiken de aanwezige koolstof als katalysator: we beginnen linksboven met 12 C en komen (rechtsomgaande) weer bij 12 C terug onder de afgifte van een He-kern (α-deeltje). (Van site astro.rug.nl) 43

44 CNO cyclus Is potentieel veel sneller dan PP cyclus, maar de temperatuur in het ster inwendige moet hoog genoeg zijn. Koolstof, stikstof en zuurstof moeten wel aanwezig zijn (in geringe hoeveelheden) De nuclides 13 C, 14 N, 15 N en 17 O worden zo gevormd in ons heelal Koolstof en zuurstof komen veel meer voor dan stikstof, omdat deze beide gevormd worden bij helium fusie (zie hierna) Sterren zwaarder dan 1,3 zonsmassa s leven veel korter; hoe zwaarder hoe korter! 44

45 Proces 2 Helium fusie 45

46 Helium fusie 46

47 Helium fusie -1 Kans op triple-α proces is ogenschijnlijk zeer klein. Echter, twee resonanties vergroten de kans sterk dat een botsend α deeltje met 8 Be koolstof vormt. Dit is voorspeld door Fred Hoyle vóór het waargenomen was, want dit moest zo zijn om koolstof te maken in sterren. Deze voorspelling en de latere bevestiging ondersteunden Hoyle s idee van vorming van elementen in sterren: alle chemische elementen zijn ontstaan uit waterstof, de echte oer materie. 47

48 Helium fusie -2 Fusie reacties van helium met waterstof of een andere helium kern 5 Li en 8 Be werken niet. Beide kernen vervallen vóór een volgende botsing. Daarom produceerde de Big Bang alleen de lichtste elementen!! Nadat waterstof opgeraakt is blijft de sterkern in eerste instantie krimpen en de temperatuur loopt sterk op Bij 100 miljoen K blijft 8 Be net lang genoeg bestaan om zo nu en dan met een helium kern te botsen: helium fusie laat de ster weer stralen Netto: 3α 12 C + γ, de triple α reactie 48

49 Helium fusie -3 Veel meer energie moet zich nu een weg naar buiten banen Buitenlagen gaan opzwellen en vormen een grote koele schil rode reus Eén procent van zijn leven brengt een ster door in deze helium fusie fase, voor onze Zon is dat ~ 100 miljoen jaar Resultaat: gelijke hoeveelheden 12 C en 16 O, de meest voorkomende elementen in het heelal na waterstof en helium Elk volgend fusie stadium duurt nog korter. 49

50 Proces 3 α proces 50

51 α proces BBFH verklaren zo de vorming van atoomkernen tot 40 Ca. Later: 16 O (α, γ) 20 Ne verloopt zo langzaam dat zwaardere elementen gevormd worden bij koolstof en zuurstof fusie Huidige term α proces duidt op proces waarbij helium fuseert met een zwaarder element tot een zwaarder + 4 kerndeeltjes element, b.v. 12 C + α 16 O + γ + 7,16 MeV Deze processen verlopen zeer traag α-proces elementen bezitten een viervoud aan kerndeeltjes (b.v. de meest voorkomende isotopen van O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti) Si en Ca zijn zuivere α proces elementen 51

52 Alfa deeltje (helium atoom) invangen Andere reacties 52

53 Proces 4 e proces 53

54 e proces -1 Er bestaat een piek van elementen rondom ijzer, van A 40 tot A 60, isotopen van Ca tot Zn De piek ligt bij 56 Fe, het 10 e meest voorkomende element in ons zonnestelsel 56 Fe is ~ 0,1% van de zonsmassa, 6% van alle massa buiten H en He en 20% als we H,He, C, N, O niet meetellen De buurtjes van 56 Fe vormen 5% van de massa bijdrage van ijzer Deze groep atomen hebben de grootste bindingsenergie van alle atoomkernen Na ijzer kost kernfusie energie en kernsplitsing levert energie!! 54

55 De hechtste atoomkernen Bindings energie per kern Alle kernen hebben even A en even Z Massa getal A De stabielste atoomkern is 62 Ni, en niet 56 Fe, die is slechts derde. De stabielste atoomkernen worden getoond in de figuur. 55

56 e proces -2 Hoyle bedacht in 1946 dat de ijzer groep elementen moeten ontstaan bij een statistisch evenwicht tussen kernen en vrije neutronen en protonen Hij toonde aan dat zware sterren op late leeftijd de juiste omstandigheden kunnen hebben: 4-5 miljard K in hun inwendige Alleen de elementen rondom ijzer kunnen verklaard worden door dit evenwichtsproces Alle andere elementen kunnen niet in evenwicht zijn gevormd, omdat er veel te veel van zijn 56

57 Processen 5, 6 en 7 het s proces, het r proces, het p proces 57

58 Zwaardere elementen -1 Het kost energie om elementen zwaarder dan ijzer te maken; die ontstaan door invangen van neutronen Invangen van één neutron leidt tot een zwaarder isotoop van hetzelfde element Een isotoop met te veel neutronen is radioactief en vervalt (Beta verval) naar een element met 1 proton meer (s * proces) Als het aanbod van neutronen heel hoog is gaat dit door tot er echt geen neutronen meer bij kunnen, dan wederom Beta verval naar element met 1 proton meer (r * proces) * s betekent slow (langzaam) en r is rapid (snel) 58

59 s(low) proces (links) Er zijn vrij rond bewegende neutronen. Kernen vangen die neutronen in, maar als ze instabiel zijn, vervallen ze vóór een nieuw neutron aankomt. Dat kan gebeuren in de buitenlagen van rode reuzen. r(apid) proces (rechts) Neutronenstroom is zo groot dat kernen met veel neutronen steeds maar neutronen blijven invangen. Dat stopt als er echt geen neutron meer bij kan. Als de stroom afzwakt ontstaat er Beta verval (blauwe pijlen schuin omhoog naar rechts). Vlak na een sterexplosie is de neutronen stroom zo groot dat er veel zwaardere elementen gevormd worden. Dat is maar goed ook, omdat de eerder gevormde zwaardere elementen kapot gaan bij de explosie. (De link is het lezen waard, trouwens) 59

60 Zwaardere elementen -2 Helft elementen voorbij ijzer ontstaan uit s proces. magische getallen van neutronen: n = 50, 82, 126 (voor lichtere elementen n = 2, 8, 20, 28) Kernen, bestaande uit magische getallen protonen en neutronen, zijn zeer stabiel, b.v. 16 O en 208 Pb Zulke kernen vangen ongaarne neutronen in en deze elementen vormen pieken bij een voortdurend s proces 60

61 AGB sterren Vooral AGB sterren van 1-3 M zon vormen de s proces elementen, steeds na helium schil flitsen Zwaardere AGB sterren maken ook wel s proces elementen, maar dragen toch weinig bij AGB sterren maken heel wat elementen Maken 90% van het stof in onze Melkweg Extra menging in de buitenschillen is belangrijk 61

62 p proces Sommige elementen vallen buiten de s&r boot; die worden gemaakt door invangen vrije protonen p proces elementen zeldzaam (b.v. 180 W en 184 Os) Buitenste sterlagen (met protonen) worden samengedrukt door explosie in kern de schaarse reeds aanwezige - zwaardere elementen in die buitenlagen fuseren met protonen tot nog zwaardere p proces elementen 62

63 Proces 8, x proces 63

64 Vorming zeer lichte elementen 7 Li ontstaat al bij de Big Bang Paar heel lichte kernen worden niet gevormd bij de kernreacties tot nu toe besproken ( 6 Li, 9 Be, 10 B en 11 B): x proces volgens BBFH Zij speculeerden (terecht) dat de kosmische straling een rol speelt Zeer hoogenergetische protonen, die het heelal doorkruisen botsen op zwaardere kernen van het interstellaire medium en splijten die, ook tot de x proces lichte elementen In sterren verdwijnen deze elementen zelfs bij waterstof fusie, dus het is maar goed dat ze steeds weer aangemaakt worden 64

65 Voorkomen element (Si = 100) Voorkomen elementen in zonnestelsel Elementen in kosmische straling Li, Be, B komen veel meer voor in kosmische straling dan in ons zonnestelsel 65

66 Samenvatting oorsprong elementen Voorkomen van de elementen waterstof helium koolstof stikstof zuurstof ijzer Gemaakt bij de Big Bang Gemaakt binnenin sterren Gemaakt gedurende Supernovae explosies goud uranium atoomgewicht 66

67 Samenvatting vorming elementen 67

68 Open vragen Verband lichte kernen en r-proces kernen met grondig roeren in zware sterren en AGB sterren Vorming van ongeveer 30 zeldzame kernen met weinig neutronen voorbij de ijzer piek Hoe exploderen supernovae, als eindstadium van zware sterren, eigenlijk? Dragen neutrino s nog bij aan het vormen van atoomkernen? Wat zijn de voorlopers van een Ia supernova? Hoe werkt vorming van een aantal lichte elementen door kosmische straling precies? 68

69 ZWARE STERREN EN SUPERNOVAE 69

70 Sterren tot 9 M zon -1 Meestal: temperatuur toename in het ster inwendige toename van de druk ster inwendige zwelt op temperatuur neemt weer af geen explosieve kernbommen In het inwendige van sterren, zwaarder dan ~ 2 M zon wordt het heet genoeg om koolstof, neon, zuurstof en silicium te fuseren, in opeenvolgende schillen Vanaf zuurstof fusie vinden steeds explosies plaats, maar de ster wordt (nog) niet opgeblazen 70

71 Sterren tot 9 M zon -2 Uiteindelijk stoppen de fusieprocessen en het inwendige trekt samen tot een proto witte dwerg (gedegenereerde elektronendruk en zwaartekracht zijn in evenwicht), bestaande uit He of C-O (2,3 tot 9 M zon ) Er worden witte dwergen gemaakt van slechts 0,5 0,6 M zon ; rest van massa wordt uitgestoten Die rest bestaat vooral uit waterstof en helium, maar toch ook wel weinig zeldzamere elementen 71

72 Volgende evolutiestappen Boven 500 miljoen K in het inwendige worden de fusie processen gekoeld door neutrino emissie en niet meer door fotonen De elektron degeneratie vermindert de verliezen aan neutrino s en de centrale temperatuur gaat stijgen In steeds meer schillen vindt fusie plaats Tot de fusie tot ijzer is bereikt Dan stoppen deze processen: ijzer heeft de grootste bindingsenergie Elementen voorbij ijzer maken kost energie 72

73 Productie elementen in schillen Waterstof helium Helium koolstof + zuurstof Koolstof zuurstof, natrium, neon + magnesium Neon zuurstof + magnesium Zuurstof silicium, zwavel, fosfor Silicium ijzer + nikkel Ijzer-nikkel in centrum Elke schil fuseert tot elementen in de schil daar binnenin, van waterstof in de buitenste schil tot ijzer in het centrum 73

74 Wat er precies gebeurt in de laatste fusie stadia heeft grote invloed op de verdeling van de gevormde elementen en de structuur van de ster vlak voor de supernova Stadium H fusie He fusie C fusie Ne fusie O fusie Si fusie Tijdschaal 7 miljoen jaar 0,5 miljoen jaar 600 jaar 1 jaar 6 maanden 1 dag 74

75 Elementen uit supernovae Hoe meer massa hoe sneller de ontwikkeling kansen voor maken van veel elementen Zware sterren ontwikkelen zich veel sneller (factor 1000!!) dan sterren als onze Zon goede kandidaten Maar, er zijn maar heel weinig zware sterren Het blijkt dat sterren met massa tussen M Zon de meeste elementen maken Veel van die elementen ontstaan bij een supernova 75

76 Op 24 februari 1987 explodeerde de blauwe ster Sk tot SN1987A. Talloze ultraviolette en röntgen fotonen worden uitgezonden. Een klein deel hiervan treft een al eerder aanwezig ringsysteem en laat dat gloeien. Op lichtjaren afstand zien we drie ringen gloeien. Hubble plaatje Metingen van γ straling en neutrino s bevestigen de bestaande modellen van element vorming in supernovae type II. 76

77 SNII explosie -1 Als de ijzer kern de Chandrasekhar limiet van 1,4 M zon overtreft, kan de elektronendruk de zwaartekracht niet langer weerstaan Een implosie vindt plaats binnen seconden, waarbij de buitenste kerndelen een snelheid naar binnen bereiken tot 23% van de licht snelheid en het binnenste deel van de kern temperaturen bereikt tot 100 miljard K. Neutronen en neutrino s ontstaan door invers Beta verval, waarbij joules vrijkomt in 10 seconden. Aan dit ineenstorten komt een eind door neutronen degeneratie; de implosie wordt gestopt 77

78 SNII explosie -2 De enorme vrijkomende implosie energie wordt afgevoerd door naar buiten bewegende neutrino s Materie van de schillen wordt door deze neutrino s versneld tot de ontsnappingssnelheid Supernova type II Als de oorspronkelijke ster onder ~ 20 M zon is ontstaat een neutronenster Bij zwaardere sterren ( tot M zon ) ontstaat een zwart gat. Boven die massa is de eindtoestand onzeker Modellen tonen aan dat het uitstoten van de schillen nogal ingewikkeld moet verlopen om echt tot een supernova te leiden. 78

79 Hoeveelheid element ten opzichte van calcium Elementen na supernova II Atoom getal Uit metingen blijkt dat supernovae II vele elementen maken! 79

80 Ontstaan elementen in SN II Na supernova explosie zijn er volgens de waarnemingen - veel elementen gevormd Dat moet plaatsvinden in de samengedrukte buitenlagen, die afgeworpen worden Daar vindt o.a. het rapid proces plaats Aan modellen om dit goed te verklaren wordt nog steeds gewerkt 80

81 Type Ia supernovae Als een witte dwerg de Chandrasekhar limiet nadert worden de C en O binnen een paar seconden omgezet in zwaardere elementen, kern temperatuur miljarden K. Door vrijkomende energie ( J) explodeert en desintegreert de witte dwerg, materie wordt uitgestoten met snelheden van ~ km/s. De vrijkomende energie is zo groot dat de helderheid 5 miljard keer groter is dan die van de Zon Bij de explosieve kernfusie wordt radioactief nikkel- 56 gevormd, dat via kobalt-56 vervalt tot ijzer-56 81