nucleosinteză Stellar

Secțiunea a unui gigant roșu care arată nucleosinteza a elementelor.

Nucleosinteză Stellar este termenul care indică în mod colectiv, reacțiile nucleare care au loc în interiorul unei stele , cu efectul de a produce nuclee de elemente chimice .

Descriere

In stelele, toate elementele chimice sunt produse cu excepția hidrogenului , care servește drept combustibil inițial. Heliu , deși produs în cantitate, este deja prezentă în Univers , în procente mari , iar masa a contribuit de stele este limitat. Pentru toate celelalte elemente, inclusiv marea majoritate a atomilor care alcătuiesc planeta noastră, absentă sau prezentă în cantități neglijabile în gazul interstelar, stelele sunt în principal responsabile pentru existența lor. În special, stele-masă mare produc cele mai mari cantități de elemente până la fier -56, în timp ce elementele mai grele pot fi produse într - o supernova explozie, care are loc la sfârșitul vieții unei stele-masă mare.

Pentru a da o idee intuitivă a procesului, fuziunea nucleară , care are loc în centrul Soarelui este aproape la fel ca și cea a unei bombe H . Într - adevăr, ceea ce se întâmplă într - o stea este comparabil cu o explozie atomică continuă conținută de propria sa greutate, sau echivalent cu un reactor de fuziune nucleară . In interiorul soarelui, 600 de milioane de tone de hidrogen sunt topite pe secundă, iar aceste 4 milioane de tone sunt convertite în energie pură, potrivit lui Einstein faimoasa ecuație E = mc² .

Astfel de reacții au fost descoperite pe o perioadă lungă de timp în care a început la începutul secolului 20 , atunci când astrofizicienii prima dat seama că energia reacțiilor de fuziune nucleară au fost responsabile pentru longevitatea Soarelui ca sursă de căldură și lumină.. Explicații anterioare ( combustibil chimic , contracția gravitațională ) au fost insuficiente pentru a explica vârsta de 4,5 miliarde de ani de stele noastre.

In 1920 , Arthur Eddington , pe baza unor măsurători precise ale atomilor prin FW Aston , a fost primul care a sugerat că stele obținute energia din fuziunea nucleară a hidrogenului în heliu .

În 1928 , George Gamow derivat ceea ce se numește acum factorul Gamow, un cuantum optico - mehanice formulă care dă probabilitatea de a aduce două nuclee suficient de aproape pentru forța nucleară puternică pentru a depăși bariera Coulomb .

Factorul Gamow a fost utilizat în următorul deceniu de Robert Atkinson și Fritz Houtermans , iar mai târziu de Gamow el însuși și Edward Teller pentru a calcula rata la care reacțiile nucleare au loc la temperaturi ridicate presupuse a exista în interiorul stele. În cazul Soarelui , calculul dă rezultatul arătat mai sus, împreună cu timpul mediu necesar pentru un anumit proton să fie topit: aproximativ 13 miliarde de ani, ceea ce explică cu ușurință vârsta stelei noastre.

În 1939 , într - un articol intitulat "Energy Production in Stars" (producția de energie în stele), Hans Bethe a analizat diferitele posibilități pentru reacțiile în care hidrogenul este condensat în heliu. El a selectat două procese pe care el a crezut că au fost cei care au avut loc de fapt în stele. Primul, lantul proton-proton , este principala sursă de energie în stele cu masă mică, cum ar fi soarele sau mai mici. Al doilea, ciclul carbon-azot-oxigen , care a fost , de asemenea , luate în considerare de către Carl von Weizsäcker în 1938 , este important în stelele mai mari.

În următorii ani, multe detalii au fost adăugate la teoria lui Bethe, cum ar fi un celebru 1957 articol publicat de Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler și Fred Hoyle . Acest articol rezumate și rafinat de cercetare anterioare într-o viziune coerentă, care a fost în concordanță cu abundentele observate ale elementelor.

Cele mai multe reacții importante sunt:

• Fuziunea hidrogenului :
  • lantul proton-proton
  • ciclul carbon-azot-oxigen
• Heliu fuziune:
  • procesul alfa
  • procesul trei alfa
• Fuziune de elemente mai grele:
  • procesul de topire carbon
  • proces de topire neon
  • proces de fuziune de oxigen
  • procesul de fuziune siliciu
• Producția de elemente mai grele decât cele de fier :
  • de captare de neutroni:
    • procesul r
    • a procesului de s
  • de captare de protoni:
    • procesului p

Nucleosinteză de nuclee grele

Alte elemente decât fierul din tabelul periodic nu poate fi formată prin fuziunea nucleară normală care are loc în stele. Până la nichel , fuziune este un proces exergonic (adică ea produce energie) , astfel încât are loc spontan. Elementele „grupa de fier“ sunt cei care posedă cea mai mare energie de legare, astfel încât fuziunea elementelor pentru a crea nuclee cu un număr de masă mai mare decât cea de nichel nu poate avea loc deoarece ar absorbi energia. In realitate, ⁵² Fe poate capta un miez de heliu pentru a da ⁵⁶ Ni , dar este ultimul pas în lanțul de captare heliu.

Fluxul de neutroni într - o stea poate produce izotopi mai grei prin captarea de neutroni de nuclee. Izotopii astfel produse sunt în general instabile, deci un echilibru dinamic este realizat , care determină apariția oricărui câștig net în număr de masă. Probabilitatea pentru crearea unui izotop este de obicei definit în termenii unei „secțiune“ pentru astfel de procese, care a relevat faptul că există suficientă secțiune pentru captarea de neutroni pentru a crea izotopii până la bismut -209 (cel mai greu izotop cunoscut stabil). Producția de alte elemente , cum ar fi cuprul , argintul , aurul , zirconiu și plumb este considerat a avea loc prin captura neutronilor . Aceasta se numește „ procesul e “ de astronomi, care vine de la „captura de neutroni lent“. Pentru izotopi mai grei decât ²⁰⁹ Bi, procesul S nu pare să funcționeze. Punctul de vedere actual este că astfel de izotopi s - ar fi format în explozii uriașe cunoscute sub numele de supernove . In supernove, un flux mare de neutroni de înaltă energie este produs și nucleele bombardate cu acești neutroni crește unitatea lor de masă la un moment dat pentru a produce nuclee grele. Acest proces se pare că are loc foarte rapid , în timpul acestor explozii și este numit „ procesul R “ , care înseamnă „captura neutronilor rapidă“. Acest proces trebuie să aibă loc foarte repede, astfel încât produsele intermediare nu au timp să se descompună.

Cu un exces mare de neutroni, aceste nuclee s - ar dezintegra din nou în nuclee mai ușoare nu au fost ea că fluxul mare de neutroni face posibilă transformarea neutronii protonilor în conformitate cu forța slabă în nuclee.

Straturile care conțin elementele grele pot fi ejectat prin explozia supernova, oferind materia primă pentru elementele grele în nori îndepărtate de hidrogen, care va apoi condensează pentru a forma noi stele.

Bibliografie

• Hans Bethe , Producția de energie în stele , în Physical Review , vol. 55, nr. 1, 1939, p. 103, DOI : 10.1103 / PhysRev.55.103 .
• Hans Bethe, Producția de energie în stele , în Physical Review, vol. 55, nr. 5, 1939, pp. 434-456, DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 .

Elemente conexe

• Nucleosinteza supernovelor

Portalul de fizică

Portalul Stelelor