Nucleosinteza supernovei

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Nucleosinteza supernovelor este producerea de noi elemente chimice în interiorul supernovelor . Acest lucru se întâmplă în principal datorită nucleosintezei explozive în timpul arderii oxigenului și a siliciuului . [1] Aceste reacții de fuziune creează elementele siliciu , sulf , clor , argon , potasiu , calciu , scandiu , titan , vanadiu , crom , mangan , fier , cobalt și nichel . După expulzarea lor în timpul unei explozii de supernovă, abundența lor în mediul interstelar crește. Elementele grele (mai grele decât nichelul) se formează în principal ca urmare a unui proces de captare a neutronilor cunoscut sub numele de procesul r ; de fapt, există și alte procese despre care se crede că sunt responsabile pentru nucleosinteza unora dintre aceste elemente, cum ar fi procesul rp și un fenomen de fotodisintegrare cunoscut sub numele de procesul p . Acesta din urmă sintetizează izotopii mai ușori și săraci în neutroni ai elementelor grele.

Supernove

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Supernova .

O supernovă este o explozie în masă a unei stele care poate avea loc în două moduri: prima prezice că o pitică albă , odată ce a atins limita Chandrasekhar după ce a absorbit materia de la o stea însoțitoare (de obicei o gigantă roșie ), se prăbușește într-o stea de neutroni sau gaura neagră , iar prăbușirea declanșează fuziunea nucleară a atomilor de carbon și oxigen rămași. Eliberarea bruscă de energie produce o undă de șoc , iar pitica albă este sfâșiată. A doua și mai frecventă posibilitate apare atunci când o stea masivă, de obicei o supergigantă , a produs o cantitate semnificativă de fier în miezul său, a cărui topire absoarbe energia în loc să o elibereze. Când masa miezului de fier atinge limita Chandrasekhar, aceasta se descompune în neutroni și, sub efectul propriei sale gravitații, implodează. Rezultatul este un val imens de neutrini , care fură o cantitate enormă de energie de la stea și încep să călătorească spre exterior. Printr-un proces care nu este pe deplin înțeles, o parte din energia transportată de neutrini este transferată în straturile exterioare ale stelei. Când, câteva ore mai târziu, unda de șoc ajunge la suprafața stelei, strălucirea acesteia crește dramatic și straturile exterioare sunt aruncate în spațiu. Miezul stelei poate deveni o stea de neutroni sau o gaură neagră, în funcție de masa sa.

Elemente combinate

Imagine compusă din supernova lui Kepler din imagini ale Telescopului Spațial Spitzer , Telescopul Spațial Hubble și Observatorul de raze X Chandra .

Datorită cantității mari de energie eliberată, temperaturile atinse într-o explozie de supernovă sunt mult mai mari decât cele înregistrate pe o stea normală. Temperaturile ridicate favorizează un mediu în care se formează elemente cu o masă atomică mai mare de 254, până la californiu , obținute și observate pe Pământ numai în laborator. În fuziunea nucleară a nucleosintezei stelare , cea mai mare greutate pentru un element topit este cea a nichelului, care ajunge la un izotop de masă atomică 56. Fuziunea elementelor dintre siliciu și nichel are loc doar în cele mai masive stele, care își încheie viața cu o explozie de supernova ( proces de fuziune a siliciului ). Un proces de captare a unui neutron, numit procesul s , în timpul nucleosintezei stelare, poate crea elemente până la bismut , cu masa atomică 209. Procesul s are loc în principal în stelele cu masă mică care evoluează mai lent.

Procesul r

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Procesul r .

În timpul nucleosintezei supernovelor, procesul r (r înseamnă "rapid") creează izotopi foarte bogați în neutroni, care în curând se descompun în primul izotop stabil, creând astfel izotopi stabili bogați în neutroni ai tuturor elementelor grele. Acest proces de captare a neutronilor are loc într-un mediu cu temperatură ridicată, cu densitate mare de neutroni. În procesul r, nucleele grele sunt bombardate cu un flux puternic de neutroni, formând astfel nuclee bogate în neutroni extrem de instabili, care se descompun rapid beta pentru a forma nuclee mai stabile, dar cu un număr atomic ridicat și cu aceeași greutate atomică . Fluxul de neutroni este surprinzător de mare, la aproximativ 10 22 de neutroni pe centimetru pătrat pe secundă. Primele calcule ale unui proces r dinamic care arată evoluția în timp a rezultatelor calculate [2] sugerează că abundența acestor procese reprezintă o suprapunere a diferitelor fluxuri de neutroni. Fluxurile minore produc primul vârf de abundență al proceselor r în jurul greutății atomice A = 130, dar nu din acele elemente numite actinoide , în timp ce un flux mare produce și actinoizi precum uraniul și toriul , dar mențin vârful abundenței A = 130 pentru o perioadă scurtă de timp . Aceste procese au loc într-un timp cuprins între o fracțiune de secundă și câteva secunde, în funcție de caracteristicile de mediu. Sute de publicații au folosit acest model dependent de timp. În mod curios, singura supernovă din apropiere observată în ultima perioadă, SN 1987a , nu a arătat nicio îmbogățire a proceselor r. O teorie prezice că produsele procesului r pot fi evacuate de unele supernove, dar sunt capturate în altele ca parte a stelei neutronice rămase sau a găurii negre.

Notă

  1. ^ Woosley, SE, WD Arnett și DD Clayton, Arsură explozivă de oxigen și siliciu , în SUPLIMENTUL JURNALULUI ASTROFIZIC , vol. 26, 1973, pp. 231-312.
  2. ^ PA Seeger, WA Fowler, DD Clayton, Nucleosinteza elementelor grele prin captarea neutronilor , în SUPLIMENTUL ASTROFIZIC AL JURNALULUI , vol. 11, 1965, pp. 121-166.

Bibliografie

  • EM Burbidge, GR Burbidge, WA Fowler și F. Hoyle, Sinteza elementelor în stele , în Rev. Mod. Phys. , vol. 29, nr. 547, 1957.
  • DD Clayton, Manual de izotopi în cosmos , Cambridge University Press, 2003, ISBN 0521823811 .

Elemente conexe

linkuri externe

Fizică Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nucleosynthesis_of_supernovae&oldid=111567067 ”