Úvod do termojaderné fúze 2. Termojaderná fúze ve hvězdách 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. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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=mc2 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 Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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). 1928 G. Gamow – tunelový jev. 1929 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. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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

Fúzní cykly ve hvězdách p-p cyklus 15% větev je podstatná, protože zdvojnásobuje produkci helia Chybí hep reakce 0,00002% Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Fúzní cykly ve hvězdách: CNO cyklus T1/2 ~ 10min T1/2 ~ 2min 2. větev : Tj. 4 protony vytvoří jedno jádro He, respektive 8 protonů vytvoří 2 jádra He (pokud jde po druhé větvi) I když jen 1.6% ve Slunci, jde o důležitý proces z hlediska jeho složení (v centru nahrazuje uhlík dusíkem!) Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Fúzní cykly ve hvězdách: uhlík TRIPLE a BURN 99.96% Probíhá po vyhoření vodíku, při teplotě ~200 mil. K Ustaví se rovnováha mezi koncentrací a a C*. Stav C* (7.6 MeV) předpověděl F. Hoyle na základě tohoto modelu! 0.04% CARBON BURN Probíhá jen při velmi vysokých hustotách, např. v bílých trpaslících. „pycnonuclear reactions“, jinak CNO či C + a. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Chain of reactions Pro jednoduchost uvažujme sled protonových záchytů: Courtesy: unknown author Pro jednoduchost uvažujme sled protonových záchytů: 1 2 (p,g) 3 4 Slow bottle neck Výskyt (abundance) jádra 2 se řídí následujícím vztahem: Možný zjednodušující předpoklad: production destruction Y1 ~ const protože ubývá nesmírně pomalu, “bottle neck” (např. p + p) V rovnováze (ustálený stav, „steady flow“): steady flow abundance destruction rate čili  cvičení Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Chain of reactions II Courtesy: unknown author Nezávisle na počátečním množství se systém přibližuje k ustálenému stavu exponenciálně s charakteristickou dobou rovnou době života daného jádra v systému. Tj. 3He má mnohem vyšší rovnovážné množství než D, proto je důležitá fúze 3He+3He a nikoli D+D … Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Standard Solar Model 4 základní východiska Hydrostatická rovnováha čili rovnováha tlaku částic a záření na jedné straně a gravitace na straně druhé. Přenos energie : zářením, vedením, prouděním, neutriny obecně r = r(r), pro konst r  cvičení radiation conduction ...zanedbatelné convection nemají vliv na rovnováhu, tj. nevstupují do modelu Radiační transport: luminosity (svítivost) Opacity (neprůsvitnost) „Rosseland mean opacities“ – tabulováno, potíž je že zavádí velkou chybu ~20% 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. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Standard Solar Model 4 základní východiska 3) Zdroj energie čili detailní znalost všech fúzních procesů objemová hustota výkonu hmotnostní hustota výkonu 4) Počáteční podmínky ...když vše začalo, předp. Slunce homogenní a vysoce tepelně vodivé ... a samozřejmě 5) stavová rovnice. Hlavní komplikace SSM: k a e Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Struktura Slunce Fotosféra (viditelný povrch Slunce) má stovky km a teplotu 5800 K. Nad ní je 20000 K chromosféra Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Diagnostika Slunce Studium spekter (též satelity, SOHO  http://sohowww.nascom.nasa.gov ) - složení - teplota - vydělení jednotlivých procesů dle teploty 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...) Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční spektra Fraunhoferova spektra 171Å, 195Å and 284Å He 304Å Fe SXR Podíl dvou čar Fe Helium bylo objeveno ve slunečním spektru 1868. Na Zemi až 1895. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční spektra 171Å, 195Å and 284Å He 10830Å He 304Å Fe 171Å SXR Active regions and magnetic loops as recorded by EIT in the Fe IX/X 171Å line. The temperature of this material is about 1 million K in the lower corona. Ratio of EIT full Sun images in Fe XII 195A to Fe IX/X 171A as recorded on 19 September 1997 at 01:00 UT. This line ratio gives an indication of the temperature distribution in the Sun's corona with dark areas being cooler regions and bright areas being hotter. Note the distinctive temperature differences in the numerous magnetic loops and the hot extended regions in the outer corona at both the West and East limb. The coronal holes at the North and South pole clearly show up as "cooler" regions. Podíl dvou čar Fe Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Povrch Slunce: granulace Velikost granule cca 1000 km, život 20 min, Jde o výtrysky plynu rychlostí cca 7km/s. Důsledek přenosu tepla prouděním. This granulation is a result of the convection of energy from the core through the interior, and each granule is only about 1000 km across. The bright areas are the hottest areas, where energy has just arrived at the surface as part of the convective cycle, and the darker areas are cooler zones, which are about to descend into the interior for warming. Hot gases from the the solar interior expand upward, spreading out and cooling. The cool gas sinks back into the Sun, to be reheated and repeat the process. Spectra of the centers of the granules shows these regions to be a few hundred Kelvin hotter than the surrounding darker lanes. Individual granuales last for about 20 minutes. The gas within them can reach speeds of 7 km/sec (15,000 mph), faster than the speed of sound in air. Okolí sluneční skvrny Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční skvrny a aktivita Slunce A comparison of three EIT images almost three years apart illustrates how the level of solar activity has increased significantly. The Sun attains its expected sunspot maximum of its 11-years solar cycle in the year 2000. These images are captured using Fe XII 195 � emissions showing the solar corona at a temperature of about 1 million K. Many more sunspots, solar flares, and coronal mass ejections occur during the solar maximum. The progression towards more active regions and the number/size of magnetic loops is unmistakable. Solar flares and associated Coronal Mass Ejections (CMEs) Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční skvrny Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Slunce v pohybu Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Struktura a helioseismologie Vlnění akustické (p), gravitační (g) a povrchové gravitační (f). Navíc se pozorují „sunquakes“ např. v důsledku erupcí Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Helioseismologie „supergranulation“ Super granulation is a larger scale version of the granulation seen on the surface, except each supergranule is approximately 35 times larger than the granules. Images such as Figure 13 are taken using instruments, which can measure the Doppler shift of the supergranules, hence the colour of the image. Sférické harmonické: radiální (n), úhlové (l, rovnoběžky) a azimutální (m, poledníky) Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční neutrina I Např. http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/bahcall/ 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) 1970-1995 Homestake Golden Mine, South Dakota 40 m3 of cleaning fluid (C2Cl4) Touto reakcí se měří převážně energetická neutrina (z p-p III, rozpad 8B) Finále: extrakce argonu, měření jeho množství. Vyšla jen 1/3 přepovězené intenzity... Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční neutrina II 2) 1989 Kamiokande (680m3), 1996 Super-Kamiokande (32000+18000m3), Jap + US Náplní je voda, fotodetektory měří rozptyl energetických neutrin na elektronech  Čerenkovovo záření. Mez 7 MeV  pouze 8B 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: ne nt nm Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Sluneční neutrina III 4) 2001 Sudbury Neutrino Observatory (SNO), Kanada 1000 tun těžké vody + fotodetektory. Tj. opět pouze energetická neutrina. Electron scattering tj. Čerenkovovo záření Charged current reaction (CC) Neutral current reaction (NC) 18.6.2001 prohlášení, že problém je vyřešen, na základě srovnání s ostatními experimenty. 2003 konečný důkaz přidáním soli. + rozptyl g na e- Předpověď cca 30 pulsů za den....OK... chyba nebyla v astrofyzice, ale v teorii částic !! Existují oscilace neutrin. 5) KamLAND, Japan Měření antineutrin – i ze štěpných reaktorů, potvrzují oscilace Připravuje se: měření neutrin z urychlovače (CERN + Gallex) Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

The Sudbury Neutrino Observatory Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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). . o . o Big bang: jen H a He (3:1) Jde o pomalé procesy, tj. stačí znát s reakcí stabilních jader. Takto vznikla asi polovina prvků. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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 . o Nukleosyntéza těžkých jader Odmrštění nových jader do vesmíru Supernovy vytvořily asi třetinu prvků. Potvrzují to i spektra supernov.  např. sat. COMPTEL, INTEGRAL Modely potřebují s nestabilních prvků  např. TRIUMF laboratory. Zbytky po 1604 „Keplerově“ supernově Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Nukleosyntéza - supernovy r proces (rapid neutron capture) http://www.europhysicsnews.com/full/41/article2.pdf Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

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 10-4 M Odhady jejich významu v nukleosyntéze se liší, ale mohlo by dát až 20%. . o Nova: hvězda – bílý trpaslík. Pomalá perioda (> desítky let, tj. často vůbec nepozorovaná) X-ray burster: hvězda – neutronová hvězda. Perioda v řádu hodin. Vysoké teploty na povrchu prolomí i CNO cyklus a vedou k „rp procesu“, tj. záchyt protonu s občasným b 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. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Nukleosyntéza – binární systémy rp proces (rapid proton capture) Prolomení CNO cyklu Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Život hvězd: Hertzsprung-Russell Diagram http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html „hiccoughs“ 200x větší Luminosity 2 mld let 200 mil K Těžké hvězdy R = 700 000km Teplota Planetary nebulae: Zavádějící historický název, protože útvary v prvních dalekohledech vypadaly jako planety Růst hvězdy je dán hořením p-p na vyšších a vyšších poloměrech, energii k tomu dodává kontrakce héliového centra. Hvězdy do 0,4 hmotnosti Slunce nikdy nedosáhnou na triple-burn http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/StevII.html Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách

Nakonec: konce hvězd Život hvězdy s 20 M : . o 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 observation of a star rotating around a massive black hole in the very centre of our Galaxy (Milky Way), with period of 15 years. Úvod do termojaderné fúze 2: Termojaderná fúze ve hvězdách