Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách1 Úvod do termojaderné fúze Jan Mlynář 2. Termojaderná fúze ve hvězdách Trocha historie na úvod,

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách1 Úvod do termojaderné fúze Jan Mlynář 2. Termojaderná fúze ve hvězdách Trocha historie na úvod,"— Transkript prezentace:

1 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách1 Úvod do termojaderné fúze Jan Mlynář 2. Termojaderná fúze ve hvězdách Trocha historie na úvod, p-p cyklus, CNO cyklus, vznik uhlíku, posloupnosti reakcí, standardní solární model, struktura Slunce, diagnostika Slunce, sluneční spektra, sluneční skvrny, helioseismologie, sluneční neutrina, nukleosyntéza, život hvězd.

2 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách2 Trocha historie... Noční můry „hotové“ fyziky konce 19. století: Michelson – Morley experiment Black body radiation zdroj energie Slunce a hvězd (stáří Země) 1920 Arthur S. Eddington si dal dohromady E=mc 2 a přesná měření at. hmotností Francise Astona (...Cavendish laboratory..., Nobelova cena za chemii 1922) "The Internal Constitution of the Stars", Presidential Address to Section A of the British Association at Cardiff, on 24th August 1920, published in The Observatory Vol. XLIII No. 557, October 1920

3 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách3 Další trocha historie... "A star is drawing on some vast reservoir of energy by means unknown to us. This reservoir can scarcely be other than the sub-atomic energy which, it is known, exists abundantly in all matter; we sometimes dream that man will one day learn how to release it and use it for his service.“ „If, indeed, the sub-atomic energy in the stars is being freely used to maintain their great furnaces, it seems to bring a little nearer to fulfilment our dream of controlling this latent power for the well-being of the human race – or for its suicide.“ Ale... Výpočty nevycházely! Problém s výší bariéry (tj. s teplotou) G. Gamow – tunelový jev R. Atkinson a F. Houtermans – první model hvězdy (moc nesedí) 1939 Hans Bethe – fúzní cykly ve hvězdách Nobelova cena za fyziku 1968 Další historie (ohledně neutrin) později.

4 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách4 Fúzní cykly ve hvězdách: p-p cyklus hep p-p IIp-p III p-p II a III: 4 He jako katalyzátor, slabá interakce elmag. interakce + 2x anihilace e + a e - tj. +2 MeV p-p I celkem slabá interakce silná interakce

5 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách5 Fúzní cykly ve hvězdách p-p cyklus 15% větev je podstatná, protože zdvojnásobuje produkci helia Chybí hep reakce 0,00002%

6 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách6 Fúzní cykly ve hvězdách: CNO cyklus I když jen 1.6% ve Slunci, jde o důležitý proces z hlediska jeho složení (v centru nahrazuje uhlík dusíkem!) T 1/2 ~ 10min T 1/2 ~ 2min CNO 2. větev :

7 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách7 Fúzní cykly ve hvězdách: uhlík Probíhá po vyhoření vodíku, při teplotě ~200 mil. K Ustaví se rovnováha mezi koncentrací  a C*. Stav C* (7.6 MeV) předpověděl F. Hoyle na základě tohoto modelu! TRIPLE  BURN 99.96% 0.04% Probíhá jen při velmi vysokých hustotách, např. v bílých trpaslících. „pycnonuclear reactions“, jinak CNO či C + . CARBON BURN

8 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách8 Chain of reactions Pro jednoduchost uvažujme sled protonových záchytů: 12 (p,  ) 34 Slow bottle neck Možný zjednodušující předpoklad: Y 1 ~ const protože ubývá nesmírně pomalu, “bottle neck” (např. p + p) Výskyt (abundance) jádra 2 se řídí následujícím vztahem: productiondestruction Courtesy: unknown author V rovnováze (ustálený stav, „steady flow“): steady flow abundancedestruction rate čili  cvičení

9 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách9 Chain of reactions II Courtesy: unknown author Tj. 3 He má mnohem vyšší rovnovážné množství než D, proto je důležitá fúze 3 He+ 3 He a nikoli D+D … Nezávisle na počátečním množství se systém přibližuje k ustálenému stavu exponenciálně s charakteristickou dobou rovnou době života daného jádra v systému.

10 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách10 Standard Solar Model 4 základní východiska 1)Hydrostatická rovnováha čili rovnováha tlaku částic a záření na jedné straně a gravitace na straně druhé. 2)Přenos energie : zářením, vedením, prouděním, neutriny obecně  =  (r), pro konst   cvičení conduction...zanedbatelné convectionradiation nemají vliv na rovnováhu, tj. nevstupují do modelu Radiační transport: luminosity (svítivost) V centru (menších) hvězd je energie přenášena radiací. Na kraji (kde je gradient teploty větší než kolik by vyšlo pro čistě radiační ztráty, cca od ) se spouští pohyb spodních horkých vrstev do horních chladných  přenos prouděním. Opacity (neprůsvitnost) „Rosseland mean opacities“ – tabulováno, potíž je že zavádí velkou chybu ~20%

11 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách11 Standard Solar Model 4 základní východiska 3) Zdroj energie čili detailní znalost všech fúzních procesů objemová hustota výkonuhmotnostní hustota výkonu...když vše začalo, předp. Slunce homogenní a vysoce tepelně vodivé... a samozřejmě 5) stavová rovnice. Hlavní komplikace SSM:  a  4) Počáteční podmínky

12 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách12 Struktura Slunce Fotosféra (viditelný povrch Slunce) má stovky km a teplotu 5800 K. Nad ní je K chromosféra

13 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách13 Diagnostika Slunce Studium spekter (též satelity, SOHO  ) - složení - teplota - vydělení jednotlivých procesů dle teplotyhttp://sohowww.nascom.nasa.gov Studium slunečních skvrn (chladnější místa, cca 4000K) - rotace slunce (ne jako tuhá koule; rovník cca 26 dnů) - chování mg. pole - sluneční cykly 11 let, ale fakticky 22 let: 1908 G.E. Hale: studium polarizace světla ve skvrnách (Zeemanův jev)  cyklus Slunce není nic jiného než jeho přepólování (skvrny dostanou v polarizaci zrcadlovou podobu)... Za tím musí být rezistivní MHD (tj. přespojování siločar,známo též jako dynamo efekt) Helioseismology, tj. studium dopplerovského posunu spektrálních čar - vnitřní struktura Slunce, teplotní profil sluneční vítr (analýza částic, analýza interakce s mg. polem Země sluneční neutrina - přímé pozorování fúzních reakcí. Donedávna to byl průšvih. a další (úplná zatmění, srážky s kometami...)

14 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách14 Sluneční spektra He 304Å 171Å, 195Å and 284Å Fe 171Å Podíl dvou čar Fe SXR Fraunhoferova spektra Helium bylo objeveno ve slunečním spektru Na Zemi až 1895.

15 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách15 Sluneční spektra He 304Å 171Å, 195Å and 284Å Fe 171Å Podíl dvou čar Fe SXR He 10830Å

16 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách16 Povrch Slunce: granulace Velikost granule cca 1000 km, život 20 min, Jde o výtrysky plynu rychlostí cca 7km/s. Důsledek přenosu tepla prouděním. Okolí sluneční skvrny

17 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách17 Sluneční skvrny a aktivita Slunce

18 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách18 Sluneční skvrny

19 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách19 Slunce v pohybu

20 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách20 Struktura a helioseismologie Navíc se pozorují „sunquakes“ např. v důsledku erupcí Vlnění akustické (p), gravitační (g) a povrchové gravitační (f).

21 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách21 Helioseismologie Sférické harmonické: radiální (n), úhlové (l, rovnoběžky) a azimutální (m, poledníky) „supergranulation“

22 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách22 Sluneční neutrina I Při p + p fúzi vznikají neutrina, pro která je Slunce transparentní  nese informaci o středu hvězdy. „100 miliard neutrin projde nehtem za sekundu“ jenže z nich jen jedno bude zachyceno Zemí... Idea detekce neutrin: 1964 Raymond Davis (exp., Nobel prize 2002) a John Bahcall (teor.) 1) Homestake Golden Mine, South Dakota 40 m 3 of cleaning fluid (C 2 Cl 4 ) Touto reakcí se měří převážně energetická neutrina (z p-p III, rozpad 8 B) Finále: extrakce argonu, měření jeho množství. Vyšla jen 1/3 přepovězené intenzity... Např.

23 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách23 Sluneční neutrina II 2) 1989 Kamiokande (680m 3 ), 1996 Super-Kamiokande ( m 3 ), Jap + US Náplní je voda, fotodetektory měří rozptyl energetických neutrin na elektronech  Čerenkovovo záření. Mez 7 MeV  pouze 8 B neutrina. Vidí směr dopadu ±26º, neutrina jdou ze Slunce, konstantní intenzita, ale nízká ?! 3) 1992 Gallex (Itálie, Německo), SAGE (Rusko) Citlivé i na nízkoenergetická neutrina (>233keV), tj i p + p. Kalibrace na neutrinovém zdroji. Lepší výsledky, ale stále pod očekáváním. V tomto okamžiku většina odborníků věřila, že jde o problém Standardního slunečního modelu. Ale existoval i nápad (Pontecorvo, Gribov, 1969) že by mohla neutrina oscilovat: e  

24 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách24 Sluneční neutrina III 4) 2001 Sudbury Neutrino Observatory (SNO), Kanada 1000 tun těžké vody + fotodetektory. Tj. opět pouze energetická neutrina. 5) KamLAND, Japan Předpověď cca 30 pulsů za den....OK... chyba nebyla v astrofyzice, ale v teorii částic !! Existují oscilace neutrin. Měření antineutrin – i ze štěpných reaktorů, potvrzují oscilace Připravuje se: měření neutrin z urychlovače (CERN + Gallex) 1.Electron scattering tj. Čerenkovovo záření 2.Charged current reaction (CC) 3.Neutral current reaction (NC) prohlášení, že problém je vyřešen, na základě srovnání s ostatními experimenty konečný důkaz přidáním soli. + rozptyl  na e -

25 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách25 The Sudbury Neutrino Observatory

26 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách26 Nukleosyntéza Výskyt prvků na Zemi: Kde se vzaly a proč právě v takovém množství? Těžké hvězdy (>1.4 M ) spalují po p-p CNO, ještě těžší (>8 M ) mohou pokračovat až do niklu (pak supernova). Jde o pomalé procesy, tj. stačí znát  reakcí stabilních jader. Takto vznikla asi polovina prvků. Big bang: jen H a He (3:1). o. o

27 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách27 Nukleosyntéza - Supernovy Ale jak vznikly prvky těžší než Ni? Těžká otázka, a co tato: Co se stane s hvězdou, která vše spálí? Padá teplota, a s ní i tlak  gravitační kolaps. Velmi rychlý proces. Pokud implozi rázem zastaví to, že se naplní všechny elektronové stavy (možné cca pro M >8 M )... rázová vlna se srazí s dalším padajícím materiálem... SUPERNOVA 1.Nukleosyntéza těžkých jader 2.Odmrštění nových jader do vesmíru Supernovy vytvořily asi třetinu prvků. Potvrzují to i spektra supernov.  např. sat. COMPTEL, INTEGRAL Modely potřebují  nestabilních prvků  např. TRIUMF laboratory. Zbytky po 1604 „Keplerově“ supernově. o

28 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách28 Nukleosyntéza - supernovy r proces (rapid neutron capture)

29 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách29 Nukleosyntéza - Novy A co zbytek? Periodické výbuchy binárních systémů  Novy a X-ray bursters K výbuchu dojde, když T překročí hranici pro zapálení fúze. Výbuch odmrští kolem M Odhady jejich významu v nukleosyntéze se liší, ale mohlo by dát až 20%. X-ray burster: hvězda – neutronová hvězda. Perioda v řádu hodin.. o Nova: hvězda – bílý trpaslík. Pomalá perioda (> desítky let, tj. často vůbec nepozorovaná) Vysoké teploty na povrchu prolomí i CNO cyklus a vedou k „rp procesu“, tj. záchyt protonu s občasným  rozpadem. Opět – je třeba 1) měřit spektra těchto událostí a vůbec mezihvězdné hmoty, 2) pokusit se o stanovení účinných průřezů jaderných reakcí s krátcežijícími jádry.

30 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách30 Nukleosyntéza – binární systémy rp proces (rapid proton capture) Prolomení CNO cyklu

31 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách31 Život hvězd: Hertzsprung-Russell Diagram Teplota Luminosity Planetary nebulae: 200x větší R = km 2 mld let 200 mil K „hiccoughs“ Těžké hvězdy

32 Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách32 Nakonec: konce hvězd Život hvězdy s 20 M : Doba života na hlavní sekvenci ~ 10 miliónů let spalování hélia (triple burn) ~ 1 milión let spalování uhlíku ~ 300 let spalování kyslíku ~ 2/3 roku spalování křemíku ~ 2 dny O tři řády kratší život než Slunce! (v první generaci bylo hodně velkých hvězd). o „pozorování“ černé díry


Stáhnout ppt "Úvod do termojaderné fúze2: Termojaderná fúze ve hvězdách1 Úvod do termojaderné fúze Jan Mlynář 2. Termojaderná fúze ve hvězdách Trocha historie na úvod,"

Podobné prezentace


Reklamy Google