Происхождение элементов

1. Происхождение элементов

Все мы когда-то были звездами

2. Важные понятия для начала

• Строение атома
• Элемент
• Фундаментальные взаимодействия:
Гравитационное
Электромагнитное
Сильное
(Слабое)

3. Атом

Ядро атома
Атом
Частица
Масса
Заряд
Протон
1,0073 а.е.м.
+1
uud
Нейтрон
1,0087 а.е.м.
0
udd
Электрон
0,0005 а.е.м.
-1
e-
Здесь можно найти электрон
Состав

4. Элемент

Название для совокупности атомов, в ядре которых совпадает
количество протонов.
Во Вселенной 1080 атомов.
Известно 118 элементов, из них
больше 20 созданы человеком
Все атомы данного элемента почти
неотличимы химически.
А если у двух ядер отличается число нейтронов, но совпадает число протонов?
Тогда это изотопы данного элемента.

5. Нуклиды

4000 известных
нуклидов

6. Нуклиды

7. Нуклиды

8
5
B
Бор
Литий
6
4
5
3
Протоны
Бериллий
Гелий
Водород
1
1
H
Be
Li
3
4
2He
2He
3
2
1H
1H
9
5
B
10
5
B
9
7
8
4Be
4Be
4Be
6
7
3Li
3Li
7
6
5
2He
2He
2He
5
6
4
1H
1H
1H
Нейтроны
11
5
B
8
2
He

8. Фундаментальные взаимодействия

Сила
Сильное
Фундаментальные
взаимодействия
Электромагнитное
Слабое
Гравитационное

9. Теперь можно начинать

Сколько и каких атомов есть во Вселенной?

10. Распространенность элементов

Человек
Земная кора
Вселенная

11. Распространенность элементов

Человек
Земная кора
Вселенная

12. Распространенность элементов

Человек
Земная кора
Вселенная

13. Распространенность элементов

Человек
Земная кора
Вселенная

14. Нуклеосинтез

Нуклеус - ядро
Нуклеосинтез
Процесс синтеза атомных ядер

15. Откуда взялся водород?

История первая, несложная

16. Большой Взрыв (первые 15 минут)

u
d
d
u
dud
u
u
d
u
ud
d
d
d
uud =
u
p+
u
1 микросекунда
Кварки и глюоны
образуют единую
кварк-глюонную
плазму
000 000 000 000 K
p+
n0
udd =
n0
p+
p+
n0
n0
p+
1 секунда
Кварки
объединяются в
первые протоны и
нейтроны
10 000 000 000 K
e-
e-
n0
n0
e+
ep+
n0
ee+
e+
+
p+ e
e-
10 секунд
Масса Вселенной
определяется
лептонами - e+, eи мюонами
1 000 000 000 K
2H
4He
n0
3He
3He
4He
4He
2H
2H
4He
4He
15 минут
7Li
4He
Протоны сталкиваясь
с нейтронами
образуют первые
ядра 2H, 3He, 4He, 7Li
10 000 000 K

17. Самая важная особенность нейтронов

+
p
Самая
важная
особенность
нейтронов
+
+
p
отталкиваются
+
p
+
0
n
не отталкиваются

18. Цепи столкновений

+p+
p+ + n0 = 2H
p+ + n0 = 2H
3He
3He
+ n0
+n0
3H
7Li, 6Li
+ 2H
He
4He
H

19. Почему нуклеосинтез не пошел дальше?

1. Нейтроны в свободном виде имеют период полураспада 10 минут
2. Нет стабильных ядер из 5 и 8 нуклонов чтобы наращивать цепь.
(у таких известных ядер T½ << 10-17 с)
3.
2H,
или дейтерий быстро расходуется
4. Тройные столкновения частиц маловероятны
5. Быстрое охлаждение Вселенной — не удается преодолеть отталкивание p+-p+

20. Нуклиды

8
5
B
Бор
Литий
6
4
5
3
Протоны
Бериллий
Гелий
Водород
1
1
H
Be
Li
3
4
2He
2He
3
2
1H
1H
9
5
B
10
5
B
9
7
8
4Be
4Be
4Be
6
7
3Li
3Li
7
6
5
2He
2He
2He
5
6
4
1H
1H
1H
Нейтроны
11
5
B
8
2
He

21. Почему нуклеосинтез не пошел дальше?

1. Нейтроны в свободном виде имеют период полураспада 10 минут
2. Нет стабильных ядер из 5 и 8 нуклонов чтобы наращивать цепь.
(у таких известных ядер T½ << 10-17 с)
3.
2H,
или дейтерий быстро расходуется
4. Тройные столкновения частиц маловероятны
5. Быстрое охлаждение Вселенной — не удается преодолеть отталкивание p+-p+

22.

23. Первые звезды

История вторая, светлая

24.

25. Что произошло за 100 млн лет?

1. Через 380 000 лет после Большого
Взрыва Вселенная остыла до 4000 К
2. Образовались первые нейтральные
атомы водорода (p+ и e- образовали
пару, которую не разрывает
тепловым движением)
3. Исчезли источники видимого света.
Наступили Темные века.
4. За следующие 100-150 млн лет
Вселенная остыла до -215 0С (~60 K)
5. Водород и гелий образует облака,
сжимающиеся гравитацией…

26.

27. Первые звезды во Вселенной

Облако:
75 % водорода,
25% гелия,
Т = 100К
Гравитационное
сжатие
Гравитационное
сжатие
Т = 106К
108К
Очень массивная
звезда
Запуск тройной
гелиевой реакции
p+ + p+ = 2H + e+ + ve
(медленно)
Нуклеосинтез:
Горение водорода

28. Почему нам очень-очень повезло

T½ = 10-17 c
Продукт столкновения ядер
бериллия-8 и гелия-4 оказался
неотличим от одного из состояний
ядра углерода!

29. Энергетические уровни

30. Углерод — катализатор горения водорода

Итого:
4 p+ + 2e- = 4He + 2ve + 7y + 26,7 МэВ
Тепло разогревает звезду и не дает
ей сжиматься дальше, пока не
сгорит весь водород
Масса (в М☉)
Срок горения
1
10 000 000 000 лет
10
25 000 000 лет
30
6 000 000 лет

31. Когда водород кончился

Гравитационное
сжатие
10 млн лет
Нуклеосинтез:
Горение водорода
Гелий
4He
1 млн лет
108
Нуклеосинтез:
Горение гелия
Углерод, кислород
12С, 16O
Гравитационное
сжатие
3,3 года
Гравитационное
сжатие
Нуклеосинтез:
Горение кремния
Никель, железо итд
56Ni 56Fe
5 дней
1000 лет
109
Нуклеосинтез:
Горение углерода
Магний, натрий, неон
24Mg, 23Na, 20Ne
Гравитационное
сжатие
3∙109
Гравитационное
сжатие
3∙109
Нуклеосинтез:
Горение неона и кислорода
Кремний, фосфор, сера итд
28Si, 31P, 32S, 40Ar, Ca
Гравитационное
сжатие
1010
Слияние p+ и e- в
нейтроны, выделяемой
энергии мало
1011
Плотность материи >
плотности атомного ядра.
Коллапс и формирование
взрывной волны

32.

33.

SN 1987a

34.

SNR G292.0+1.8

35.

SN 185

36.

Cass A

37.

Красный
Желтый
Зеленый
Фиолетовый
- кремний
- сера
- кальций
- железо
Взрыв высвобождает
массу материи, которой
хватит на 1 000 000 новых
планет типа Земли

38. Почему все остановилось на железе?

Горение происходит до тех пор, пока продукты горения дают
выигрыш в энергии. Никель-56 — самое выгодное ядро с этой
точки зрения, дальше «гореть» некуда. А еще ½ никеля-56
распадается за 6 дней в железо

39.

40.

41. Бериллий и бор

История третья, короткая

42. Космические лучи

n0
y
p+
SN

43.

44. Нейтронные звезды

История четвертая, волнующая

45. Что происходит при взрыве первых сверхновых?

Остаток массивного и
ультракомпактного
ядра звезды.
Нейтронная звезда
При коллапсе нейтроны
слабее выталкиваются
из недр звезды.
Плотность 4∙1017 кг/м3

46.

47. r-процесс. Быстрый (rapid) захват нейтронов

48. r-процесс. Быстрый (rapid) захват нейтронов

49.

50. А как же Солнце

История пятая, современная

51. Звезды второго поколения

Как только во Вселенной появился углерод и кислород стало
возможно:
1. Образование небольших звезд их холодных облаков
2. CNO процесс в не-супергигантах
Гигант. Время жизни —
миллионы лет
Солнце. Время жизни —
милллиарды лет

52. Звезды малых масс (в.т.ч. Солнце)

Не могут сжигать кислород и кремний — не хватает температуры
Не образуют нейтроны при слиянии протонов и электронов
Но есть путь проще!
Очень медленно, но мы никуда не
торопимся — впереди миллиард лет.

53. s-процесс (slow)

54. s-процесс (slow)

Технеций «живет» лишь 220 тысяч лет! И он есть в звездах небольшой массы!

55. s-процесс (slow) -- дальше висмута нельзя!

56. s-процесс (slow)

57.

58. Еще немного красивых взрывов

История шестая, предпоследняя

59. Белые карлики

В начале звезда от 0,5 до 10 М☉
Сброс внешней оболочки
Образование плотного белого карлика
Аккреция (опционально)
Сверхновая первого типа

60.

61.

62.

63.

64.

65. Подведем итоги

66.

Большой Взрыв
Первые звезды
Космические лучи
Малые звезды
Столкновения нейтронных звезд

67. Распространенность элементов в Солнечной системе

Два деления шкалы — отличие в 10 раз!

68. Пока горят звезды

15 минут
Водород и
гелий
100 млн лет
Гелий,
кислород,
углерод,
железо
200-400 млн лет
Золото,
уран,
свинец
10 000 млрд лет
Здесь состав
Вселенной
станет
постоянным

69. Мы еще многого не знаем

Что конкретно происходит при взрыве белых карликов?
Сколько и каких элементов образуется при столкновениях
нейтронных звезд?
Как часто происходили (происходят) столкновения нейтронных
звезд?
Элементы от никеля до циркония — каков вклад различных
механизмов?

70. Лекция подготовлена по материалам обзора

Jennifer A. Johnson, Populating the periodic table: Nucleosynthesis of
the elements. Science, 2019, 363, 6426, pp. 474-478
DOI: 10.1126/science.aau9540