Ekologické problémy hvězd aneb odkud pocházejí chemické prvky ve vesmíru “Kde jsou ty časy, kdy vše bylo průzračné a vesmírnými potoky bublal a řekami se valil jen čistý vodík“ B. Pictoris: “Povzdech nad ztracenými časy” 1. Úvod 2. Na počátku jen ty nejlehčí 2.1 Původ vesmírného vodíku 2.2 Původ vesmírného helia 2.3 Mohly vznikat i těžší prvky 3. Ve hvězdách až po železo 3.1 Zdrojem všeho jsou jaderné reakce 3.2 Hvězdy se zahlcují produkty spalování 3.3 Čím těžší hvězda tím těžší prvky 4. Jak za železo -supernovy 4.1 Konec hmotných hvězd jako zdroj těžkých prvků 4.2 Jak a jaké prvky mohou vznikat 5. I jinde se mohou chemické prvky přeměňovat 5.1 Aktivní jádra galaxií a další zdroje 5.2 Interakce kosmického záření 5.3 Přirozená radioaktivita 6) Jak a kde vznikají i nejsložitější molekuly 6.1 Role chladných mlhovin 6.2 Role planet při produkci chemických sloučenin 6.3 Život jako nástroj pro výrobu nejsložitějších molekul 7. Závěr Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, 250 68 Řež, E_mail: WAGNER@UJF.CAS.CZ, WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/

Úvod "Teorie o vzniku chemických prvků musí vysvětlit rozšíření jednotlivých prvků ve vesmíru" Pozorované rozšíření prvků ve vesmíru (C.A. Barnes et al: Jaderná astrofyzika, Camb. University Press 1983) Počáteční podmínky - chemické prvky vzniklé ve Velkém třesku Chemické prvky vzniklé v průběhu života hvězd Silně závisí na pravděpodobnostech různých jaderných reakcí Pár těch, kteří spojili jadernou fyziku a astrofyziku: Hans Bethe F . Hoyle W.A. Fowler R. Davis „Vzpomínka na H. Betheho, který zemřel v březnu tohoto roku“

Původ vesmírného vodíku t ~ 10-4 s T ~ 21012K chladnutí  hmota se mění z podoby volného seskupení kvarků a gluonů (kvark-gluonového plazmatu) do seskupení hadronů Neustálé vznikání a zanikání různých hadronů a antihadronů Zmenšování teploty  zmenšování hustoty energie  postupné ubývání těžších hadronů (rezonancí) Zůstávají baryony s nejmenší klidovou hmotností - nukleony (protony a neutrony) a vznik helia t ~ 1 s T ~ 1010 K jsou možné vázané stavy nukleonů  vznikají lehká jádra t ~ 100 s T ~ 109 K energie nestačí na reakci p + e-  n + e : (rozpad neutronů nevázaných v jádrech T1/2 = 10,4 m) zůstávají pouze protony (vodík) a určité množství lehkých prvků (hlavně 4He - má velmi vysokou vazbovou energii) Hadronizace kvark-gluonového plazmatu ve srážce těžkých iontů (Simulace frankfurtské skupiny) Snímek ve směru středu Galaxie

I těžších prvků Ve velmi malém množství vznikají i další lehké izotopy prvků D, 6Li ..., velmi citlivý indikátor vlastností vesmíru v jeho počátečních stavech t ~ 400 000 let T ~ 4000 K - zachycení elektronů jádry  vznik atomů  počátek chemie t ~ stovky milionů let - formování hvězd a galaxií - vznik prvků ve hvězdách Nutné fluktuace v hustotě - mohou vznikat při přechodu od kvark-gluonového plazmatu k hadronům – nutný fázový přechod prvního druhu Možno testovat na největších urychlovačích

Zdrojem všeho jsou jaderné reakce Závislost vazebné energie na nukleon na počtu nukleonů Možnosti získání energie spalováním vodíku případně těžších jader - zdroje energie  ohřev hvězdy  zabránění gravitačnímu kolapsu hvězdy & zdroj různých chemických prvků Základní reakce H  He – reakce jader vodíku (proton – protonová reakce) nebo reakce jader vodíku s těžšími prvky – působí jako katalyzátory (CNO cyklus): A) p-p řetězec B) CNO cyklus C) 3α-proces (Salpeterův) Velmi silná závislost na teplotě Závislost rychlosti průběhu (velikosti vydělené energie) reakcí na teplotě Ještě vyšší teploty  vznik 16O, 20Ne, 24Mg … dalším spalováním helia, spalování 12C

Proton-protonový cyklus 2D + 1H  3H +  1) 2) 3) Proton-protonový cyklus Všechny i následující animace staženy ze stránek NASA a možno též: http://community-2.webtv.net/z111111/NASA/

CNO cyklus 12C + 1H  13N +  13N  13C + e+ + e 13C + 1H  14N +  14N + 1H  15O +  15O  15N + e+ + e 15N + 1H  12C + 4He

3-proces 4He + 4He  8Be +  8Be + 4He  12C + 

Vznik těžších elementů Na vzniku těžších prvků se podílejí (závislost na vazebné energii): α-proces: syntéza prvků pomocí 4He procesem (α,γ), vznikají jádra až po 40Ca (T = 109K) e-proces: T = 4∙109K a Np/Nn = 300  vznik prvků skupiny železa: V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni s-proces: záchyt neutronů jádry lehkých prvků nebo prvků skupiny železa. Málo neutronů – pomalý „slow“ vůči rozpadu beta. Zdroj neutronů: reakce 13C(,n)16O a 22Ne(,n)25Mg Vznik i elementů těžších než železo (např. radioaktivní Tc). r-proces: hodně neutronů  záchyt neutronů probíhající rychle „rapid“ vzhledem k rozpadu beta  vznik těžkých prvků (i velmi nestabilní izotopy s velkým přebytkem neutronů). Jen při hvězdných explozích p-proces: prostředí plné vodíku  vznik vzácnějších lehkých prvků (T = 2.5∙109K) Nutná znalost vlastností celé škály možných reakcí  zkoumání důležitých astrofyzikálních reakcí na urychlovačích Stačí nižší energie ~ 1 - 10 MeV na nukleon Potřebné znát reakce i krátce žijících jader  radioaktivní svazky Zařízení na výzkum reakcí pomocí radioaktivních svazků v Belgii a soustava detektorů vznikajících neutronů

Hvězdy se zahlcují produkty svého spalování V nitru hvězdy přibývají těžší prvky  ubývá vodík a lehčí prvky  smrštění hvězdy  ohřev  zapálení dalších reakcí spalování těžších prvků v nitru a zapálení reakce lehčích prvků v další vnější slupce Vznik slupek různého složení ve hvězdě: 1) vnitřní vysoké obohacení těžšími prvky 2) vnější s větším obsahem lehčích elementů Úbytek „paliva“ (lehčích prvků)  přírůstek „popela“ Přesun hmoty z hvězdy do mezihvězdného prostředí: Hvězdný vítr - stálý úbytek hmoty hvězdy. Explozivní procesy - např. výbuchy nov Později vznikající hvězdy jsou obohaceny těžšími prvky vzniklými v předchozí generaci hvězd Planetární mlhovina Mravenec, materiál vyvrhovaný z hvězdy v posledních stádiích evoluce (snímek Hubblova teleskopu)

Čím těžší hvězda tím těžší prvky Větší hmotnost hvězdy  větší teplota v nitru  rychlejší průběh reakcí  rychlejší vydělování energie  vývoj hvězdy je rychlejší  její život je kratší Větší teplota  snadnější překonání bariery vytvořené elektrickým polem jádra i pro těžší jádra (s větším nábojem) Velmi intenzivní vyvrhování materiálu - velmi masivní Wolf-Rayetova hvězda může vyvrhovat a 4 MZ za rok Velmi silné obohacování mezihvězdného prostředí Doby života různě hmotných hvězd: (převzato z knihy V. Vanýska: Základy astronomie a astrofyziky) Hmotnost Doba života Hmotnost Doba života 39 MS 0.5106 let 2.2 MS 1160106 let 20 MS 4.6106 let 1.7 MS 2700106 let 6.7 MS 46106 let 1.26 MS 3800106 let 3.5 MS 319106 let 1.1 MS 7000106 let Existence Země založena na existenci velmi hmotných hvězd v předchozí etapě vývoje vesmíru Masivní Wolf-Rayetova hvězda (M ≥ 50 MS) vyvrhuje plyn, který vytváří mlhovinu NGC2359 (snímek 1.2 m teleskopu v Observatoři Freda Lawrence Whippleho v Arizoně)

Evoluce hvězdy zelená - vodík modrá - helium červená - uhlík Jádro - spálení vodíku  stlačení  ohřátí  spálení helia  stlačení  ohřátí  Posun spalování z jádra do vnějších slupek Odfukování vnějších obálek Boj s gravitačním kolapsem - hledání stále nových zdrojů energie Animace Astronomy Hyper Text Book

Supernovy Supernova II. typu – osamělé hvězdy s M ~ 8 – 100 MS Struktura a časový vývoj velmi hmotné hvězdy Supernova II. typu – osamělé hvězdy s M ~ 8 – 100 MS Struktura hroutící se hvězdy stlačí se na ~ 3 – 5 ρ0 - vznik rázové vlny → exploze rázová vlna – vyvržení materiálu zbytek po supernově Tycho hroucení rychlostí volného pádu (až 70000 km/s). jádro hvězdy milisekundy – zhroutí se z 5000 → 20 km

zapálení a hoření C, O → výbuch Supernova I. typu - těsná dvojhvězda bílého trpaslíka a hmotné hvězdy → přetok hmoty na bílého trpaslíka → překročení Chandrasekharovi meze ( ~ 1.4 MSlunce) → hroucení → zapálení a hoření C, O → výbuch Pozorování gama záření linek 56Ni, 57Ni, 56Co .... - Velmi intenzivní neutronové pole – r-proces, vznik i velmi těžkých prvků Velmi bouřlivé procesy před, při i po výbuchu supernovy – vyvržení velkého množství materiálu znečištěného i velmi těžkými prvky Vznik radioaktivních jader → jejich rozpad → ohřev plynných obálek kolem supernov → exponenciální pokles jasnosti Krabí mlhovina Model supernovy I. typu Supernovy I a II typu Vznik a vyvržení velkého množství různých izotopů prvků z celé Mendělejevovy tabulky

Další procesy produkující různá jádra Aktivní jádra galaxií - černé díry v jejich nitru jsou motorem bouřlivých procesů Interakce vysokoenergetického kosmického záření Proud hmoty z centra galaxie M87 foto Hubblův teleskop galaxie Circinus (Hubblův teleskop) Těsné dvojhvězdné systémy – přetok hmoty – vyvrhování hmoty Ve většině případů vyvrhování a přeměny jader vzniklých ve hvězdách

Přirozená radioaktivita na planetách i jinde Ve hvězdách , supernovách i jinde vznikají radioaktivní prvky: Krátkodobé (uvedeny poločasy rozpadu): Radioaktivní 56Ni (6,08 d) a 56Co (77,27 d) - dosvit supernov Interakcí kosmického záření v atmosféře: 14C(5730 r) a T(12.3 r) Dlouhodobé ( poločas srovnatelný se stářím Země uveden v rocích): 40K(1,3·109), 87Rb(4,8·1010), 144Nd(2,3·1015), 174Hf(2,0·1015) a jiné Rozpadové řady - - rozpad alfa: A → A - 4 Poločas rozpadu neptuniové řady kratší než doba existence Země. Snímek výbuchu sopky Etna pořízený v roce 2001 (Andrea Fiore) Zodpovědné za horké nitro Země A Řada Mateřské jádro T 1/2 [roky] 4n Thoriová 232Th 1.39·1010 4n + 1 Neptuniová 237Np 2.14·106 4n + 2 Uraniová 238U 4.51·109 4n + 3 Aktiniová 235U 7.1·108

Role chladných prachoplynných mlhovin Co potřebujeme pro produkci molekul: 1) Potřebná dostatečná hustota atomů - velmi vhodná mlhovina 2) Menší energie chemické vazby  nutnost chladnějšího chráněného prostředí - velmi vhodná mlhovina 3) Důležitá funkce prachových částic - na nich probíhá řada chemických reakcí - velmi vhodná prachoplynná mlhovina Produkce i velmi složitých molekul (téměř 200 druhů)  molekulární oblaka (106 částic na cm3, teplota 200 K) Velké množství uhlíkových molekul: methanol (CH3OH), ethyl-alkohol (CH3-CH2-OH), methyl-ethyl-ether (CH3-O-CH2-CH3) Největší je fulleren C60 Hledání molekul pomocí jejich spektrálních čar v rádiové a infračervené oblasti Prachová mlhovina v oblasti  Oph

Role planet při produkci chemických sloučenin Gravitační přitažlivost planet  vysoká hustota hmoty Dostatečně chladné prostředí  zdroje energie Složitá chemická evoluce a produkce i velmi složitých molekul Země - příklad planety zemského typu Jupiter - příklad obří planety Sonda GEOS7 - snímek NASA Voyager 2 - snímek NASA

Různé typy: 1) Obří planety - relativně nízká hustota - rozsáhlá plynná atmosféra, převážně H (75 %) a He (25 %), menší množství čpavku, metanu, vody - relativně malé kovové jádro 2) Planety zemského typu - relativně vysoká hustota, pevný povrch, relativně velké kovové jádro, silná závislost chemické evoluce na velikosti a vzdálenosti od Slunce (hvězdy) 3) Měsíce - větší blízké planetám zemského typu - v blízkosti velké planety ohřev jádra gravitačními silami mateřské planety (Io) 4) Planetky - malá pevná tělesa bez atmosféry, možnost chemických reakcí na povrchu 5) Komety - původní materiál z počátku sluneční soustavy, přiblížení ke Slunci  vznik a vývoj „atmosféry“ Comet NEAT Velké měsíce Jupitera Saturn s prstencem

Život jako nástroj pro výrobu nejsložitějších molekul Živé organismy - produkce velmi složitých molekul hlavně na bázi uhlíku Zelené rostliny - sluneční energie + CO2 + chlorofyl  produkce složitých látek Živočichové - další přepracování a produkce složitých bílkovin a dalších makromolekul Civilizace hlavně technická - produkce velkého množství molekul, které se běžně ve vesmíru nevyskytují, chemický, farmaceutický  velké množství materiálů s širokou škálou fyzikálních vlastností Kombinace poměrně malého počtu prvků  velká rozmanitost vlastností našeho světa Jeleni - fotografie National Geographic Snímek nočního osvětlení ukazuje rozložení civilizace na Zemi

Závěr 1) Teorie vzniku chemických prvků musí vysvětlit jejich výskyt ve vesmíru. 2) Jen vodík a hélium vznikly ve větším množství v průběhu Velkého třesku. 3) V průběhu Velkého třesku vzniklo i nepatrné množství dalších lehkých prvků. 4) Všechny další chemické prvky vznikly v průběhu evoluce hvězd. 5) Po železo vznikají v průběhu života hvězd (spalováním vodíku a postupně dalších prvků). Čím hmotnější hvězda, tím může produkovat těžší jádra. 6) Zkoumat, jakým způsobem probíhá produkce prvků ve hvězdách, lze pomocí reakcí na urychlovačích. Velkým pokrokem je využití svazků radioaktivních jader. 7) Prvky těžší než železo vznikají hlavně při výbuších supernov nebo při jiných nestabilních (explozivních procesech) ve hvězdách či dvojhvězdách (probíhá intenzivní produkce neutronů). 8) Složité molekuly mohou vznikat v chladných prachoplynných mlhovinách, na planetách, v živých organismech a jako produkt civilizace. Wolf-Rayetova hvězda WR043 Zbytek po supernově (Krabí mlhovina)