abundantie

tom stelde deze vraag op 07 januari 2019 om 18:09.

 leg met behulp van abudentie uit dat er geen elementen zwaarder dan Fe gevormd kunnen worden in sterren. kan iemand mij hierbij helpen. 

het aantal nucleonen dat per kendeeltje bindt is anders, maar hoe kun je dat hieraan koppelen?

Reacties

Theo de Klerk op 07 januari 2019 om 18:26
Atomen van waterstof tot helium worden gemaakt door fusie: door te fuseren komt energie vrij en is het eindproduct "stabieler" dan de losse producten want de combinatie wordt beter gebonden: het eindproduct heeft minder energie nodig dan de losse delen.

Boven ijzer kan juist door splijting in 2 of meer elementen van lager atoomgetal, energie vrijkomen en zijn de eindproducten stabieler. Deze eindproducten hebben minder energie nodig dan het zwaardere element. Die energie komt vrij - en is ook de energie die we vrijmaken in kerncentrales die op kernsplijting gebaseerd zijn.

In sterren is de druk zo hoog dat 4 H atoomkernen tot 1 He atoomkern (+ nog wat deeltjes) kunnen fuseren en de vrijgekomen energie uitstralen. Dat doet de zon ook in zijn centrum: vele tonnen waterstpf per seconde worden zo omgezet (en dat kan 8 miljard jaar doorgaan). De He kernen vormen een kleinere sterkern: de ster krimpt een beetje. De druk en temperatuur kunnen nog verder toenemen en daarna kunnen 3 He-4 atoomkernen tot een C-12 atoomkern fuseren. En daarna C-12 naar Si-14 en uiteindelijk (als de ster zwaar genoeg is en zo voldoende druk en temperatuur kan opbouwen in de kern) tot Fe-56. 

Maar je hebt voor 1 Fe atoomkern (atoommassa ≈ 56) wel helemaal aan het begin van de fusie keten 56 H (atoommassa 1) kernen nodig. De abundantie van elementen met hogere atoomgetallen zal alleen daarom al lager zijn omdat de "grondstof" H  steeds verder samenklontert in zwaardere (en minder) deeltjes.

Voor elementvorming in sterevolutie zie bijv. https://nl.wikipedia.org/wiki/Sterevolutie
Jaap Koole op 10 januari 2021 om 01:48
De opgave luidt: 'leg met behulp van abundantie uit dat er geen elementen zwaarder dan Fe gevormd kunnen worden in sterren'.
a. Hoe juist het begrip abundantie kan dienen om uit te leggen dat een element niet gevormd kan  worden, zou ik niet weten.

De opgave suggereert dat geen elementen zwaarder dan Fe gevormd kunnen worden in sterren.
b. Waardoor zouden in zware sterren geen elementen zwaarder dan ijzer kunnen worden gevormd, reeds voordat eventueel een supernova plaatsvindt?
Theo de Klerk op 10 januari 2021 om 10:15
Als "abundantie" betekent "De mate waarin een chemisch element voorkomt" dan is het met voorkomen H tov uit H samengestelde (en dus in aantal minder) atoomkernen in elk geval een indicatie. De abundantie van He kan dan niet hoger zijn dan H (verhouding 1:4) .
Ik zeg wel met nadruk "indicatie" omdat er andere processen kunnen zijn die de verhouding verstoren maar deze lijken 'de grote lijn" niet te verstoren.
Jaap Koole op 10 januari 2021 om 13:35
In de eerste zin schrijft Theo
"... is het met voorkomen H tov uit H samengestelde (en dus in aantal minder) atoomkernen...".
Dat snap ik niet.

Hoe het begrip abundantie kan dienen om uit te leggen dat een element volgens de opgave niet gevormd kan worden, begrijp ik met Theo's antwoord nog niet.

Een antwoord op mijn vraag 'b. Waardoor zouden...' is welkom.
Theo de Klerk op 10 januari 2021 om 15:36
>Dat snap ik niet.
4 1H → 1 4He  in Jip-en-Janneketaal. 4 H kernen vormen 1 He kern, dus een bak met alleen H kernen zal uiteindelijk een bak met 1/4 zoveel He kernen hebben. Kleinere abundantie.
Deze omzetting kan in sterren wel plaatsvinden, atoomkernen boven Fe kunnen dat niet (buiten bijzondere situaties zoals je al aangeeft zoals supernovae). Daar zou je, als je aanneemt dat uiteindelijk alles uit H kernen is samengesteld, een zeer lage abundantie moeten vinden voor alles boven Fe. En een lage abundantie voor elementen tussen H en Fe.
Onderstaande schatting van elementen in het zonnestelsel komt uit Wikipedia. Het zonnestelsel is geen maatstaf voor het heelal, maar elementen boven Fe komen vooral buiten sterren voor.

Jaap Koole op 10 januari 2021 om 22:09
Dag Theo,

Dank voor de verduidelijking wat betreft '... is het met voorkomen H tov uit H samengestelde (en dus in aantal minder) atoomkernen...'. Aan de blauwe H kon ik niet zien dat je meervoud bedoelde en ik vatte de tekst op als '... is het met voorkomen H tov uit een enkele H-kern bestaande (en dus in aantal minder) atoomkernen...". De inmiddels gewijzigde zin is duidelijk.

Nu er toch gewijzigd wordt: met de gebruikelijke schrijfwijze zoals bij He-4 en C-12 ontstaat er geen Si-14.

Over de oorspronkelijke opgave: het lijkt me onmogelijk om op grond van gemeten of berekende abundanties  aan te tonen dat kernen zwaarder dan Fe niet kunnen  worden gevormd in het centrum van een zware ster voordat eventueel een supernova begint.
Noch op grond van de abundanties bij het ontstaan van de ster: vooral waterstof, minder helium nog veel kleinere hoeveelheden van de zwaardere atoomkernen.
Noch op grond van de abundanties van een ster 'op hoge leeftijd'. Meten  kunnen we die abundanties alleen aan het oppervlak van de ster. Daaruit blijkt niet dat kernen zwaarder dan Fe in het centrum niet kunnen  ontstaan. Berekenen  kunnen we de abundanties in het centrum tot op zekere hoogte met computermodellen. Ook daaruit zal niet blijken dat kernen zwaarder dan Fe in een ster niet kunnen  ontstaan voordat een supernova begint.

Sterrenkundige gegevens over abundantie zijn volgens mij altijd relatief, op een zeker moment: het aantal kernen van de een bepaalde soort ten opzichte van het aantal kernen van een kernsoort die als referentie is gekozen, beide aantallen op hetzelfde moment.
Voorbeeld: we nemen een bak met 92 kernen H-1 en 8 kernen He-4; dat is samen 124 kerndeeltjes. De abundantie van He-4 ten opzichte van H-1 is nu 8/92=0,087 in aantallen kernen, niet massa. Stel dat we eindigen met 12 kernen H-1 en 28 kernen He-4; dat is samen ook 124 kerndeeltjes. Nu is de abundantie van He-4 ten opzichte van H-1 28/12=2,3. Een flinke stijging, niet een kleinere abundantie.
Theo de Klerk op 11 januari 2021 om 01:01
De oorspronkelijke opgave nog eens teruglezend heb je gelijk. Steeds kleinere abundantie kan verklaard worden doordat zwaardere kernen uit lichtere worden gemaakt. Je zou zelfs abundantie 0 voor elementen zwaarder dan Fe verwachten door fusie in sterren, ware het niet dat die toch ontstaan door andere oorzaken - in en buiten sterren. Daarmee is abundantie niet de geschikte maat voor bewijs dat door fusie niets zwaarder dan Fe kan worden gevormd. De (empirisch gevonden) bindingsenergie kan dat wel (boven Fe kost het maken van zwaardere kernen meer energie dan het oplevert - dat gaat tegen de wetmatigheid van streven naar laagste energietoestand in)

Plaats een reactie

+ Bijlage

Bevestig dat je geen robot bent door de volgende vraag te beantwoorden.

Roos heeft tien appels. Ze eet er eentje op. Hoeveel appels heeft Roos nu over?

Antwoord: (vul een getal in)