Nucleosinteza stelară

Secțiunea unui gigant roșu care arată nucleosinteza elementelor.

Nucleosinteza stelară este termenul care indică colectiv reacțiile nucleare care au loc în interiorul unei stele , având ca efect producerea nucleelor de elemente chimice .

Descriere

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

Pentru a da o idee intuitivă a procesului, fuziunea nucleară care are loc în centrul Soarelui este aproape aceeași cu cea a unei bombe H. Într-adevăr, ceea ce se întâmplă într-o stea este comparabil cu o explozie atomică continuă conținută de propria greutate sau echivalentă cu un reactor de fuziune nucleară . În interiorul Soarelui, 600 de milioane de tone de hidrogen sunt topite pe secundă , iar din aceste 4 milioane de tone sunt transformate în energie pură, conform celebrei ecuații E = mc² a lui Einstein.

Astfel de reacții au fost descoperite pe o perioadă lungă de timp care a început la începutul secolului al XX-lea , când astrofizicienii au realizat pentru prima dată că energia reacțiilor de fuziune nucleară este responsabilă pentru longevitatea Soarelui ca sursă de căldură și lumină. Explicațiile anterioare ( combustibil chimic , contracție gravitațională ) au fost inadecvate pentru a explica vârsta stelei noastre de 4,5 miliarde de ani.

În 1920 , Arthur Eddington , bazat pe măsurători precise ale atomilor de către FW Aston , a fost primul care a sugerat că stelele și-au obținut energia din fuziunea nucleară a hidrogenului în heliu .

În 1928 , George Gamow a derivat ceea ce se numește acum factorul Gamow , o formulă cuantică- mecanică care oferă probabilitatea de a aduce doi nuclei suficient de aproape pentru ca forța nucleară puternică să depășească bariera Coulomb .

Factorul Gamow a fost utilizat în deceniul următor de Robert Atkinson și Fritz Houtermans , iar mai târziu de însuși Gamow și Edward Teller pentru a calcula rata la care au loc reacțiile nucleare la temperaturile ridicate despre care se crede că există în interiorul stelelor. În cazul Soarelui , calculul oferă rezultatul prezentat mai sus, împreună cu timpul mediu necesar pentru a se topi un anumit proton: aproximativ 13 miliarde de ani, ceea ce explică cu ușurință vârsta stelei noastre.

În 1939 , într-un articol numit „Producția de energie în stele” (Producția de energie în stele), Hans Bethe a analizat diferitele posibilități pentru reacțiile în care hidrogenul este fuzionat în heliu. A selectat două procese despre care credea că sunt cele care au avut loc de fapt în stele. Primul, lanțul proton-proton , este principala sursă de energie în stelele cu masă mică, cum ar fi Soarele sau mai mici. Al doilea, ciclul carbon-azot-oxigen , care a fost considerat și de Carl von Weizsäcker în 1938 , este important în stelele mai mari.

În anii următori, s-au adăugat multe detalii la teoria lui Bethe, precum un celebru articol din 1957 publicat de Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler și Fred Hoyle . Acest articol a rezumat și perfecționat cercetările anterioare într-o viziune coerentă care a fost în concordanță cu abundențele observate ale elementelor.

Cele mai importante reacții sunt:

Fuziunea de hidrogen :
- lanțul proton-proton
- ciclul carbon-azot-oxigen
Fuziunea heliului :
- procesul alfa
- procesul celor trei alfa
Fuziunea elementelor mai grele:
Producția de elemente mai grele decât fierul :
- captarea neutronilor:
  - procesul r
  - procesul s
- captarea protonilor:
  - procesul p

Nucleosinteza nucleelor grele

Alte elemente decât fierul din tabelul periodic nu pot fi formate prin fuziunea nucleară normală care are loc în stele. Până la nichel , fuziunea este un proces exergonic (adică produce energie), deci are loc spontan. Elementele „grupului de fier” sunt cele care posedă cea mai mare energie de legare, astfel încât fuziunea elementelor pentru a crea nuclei cu un număr de masă mai mare decât cel al nichelului nu poate avea loc deoarece ar absorbi energia. În realitate, ⁵² Fe poate capta un miez de heliu pentru a da ⁵⁶ Ni, dar este ultimul pas în lanțul de captare a heliului.

Fluxul de neutroni din interiorul unei stele poate produce izotopi mai grei prin captarea neutronilor de către nuclee. Izotopii astfel produși sunt în general instabili, deci se obține un echilibru dinamic care determină apariția oricărui câștig net în numărul de masă. Probabilitatea pentru crearea unui izotop este de obicei definită în termeni de „secțiune” pentru astfel de procese, care a dezvăluit că există o secțiune suficientă pentru captarea neutronilor pentru a crea izotopi până la bismut -209 (cel mai greu izotop cunoscut stabil). Se crede că producerea altor elemente precum cupru , argint , aur , zirconiu și plumb are loc prin captarea neutronilor . Acesta este numit „ procesul s ” de către astronomi, care înseamnă „captarea lentă a neutronilor” . Pentru izotopii mai grei de ²⁰⁹ Bi, procesul S pare să nu funcționeze. Viziunea actuală este că astfel de izotopi s-ar forma în exploziile uriașe cunoscute sub numele de supernove . În exploziile de supernove, se produce un flux mare de neutroni cu energie ridicată, iar nucleele bombardate cu acești neutroni își măresc masa cu o unitate la un moment dat pentru a produce nucleele grele. Aparent, acest proces se desfășoară foarte rapid în timpul acestor explozii și se numește „ proces r ”, care înseamnă „captare rapidă a neutronilor” . Acest proces trebuie să aibă loc foarte repede, astfel încât produsele intermediare să nu aibă timp să se descompună.

Cu un exces mare de neutroni, acești nuclei s-ar dezintegra din nou în nuclei mai ușori dacă nu fluxul mare de neutroni face posibilă transformarea neutronilor în protoni în funcție de forța slabă din nuclee.

Straturile care conțin elementele grele pot fi expulzate de explozia supernovei, furnizând materia primă pentru elementele grele din nori îndepărtați de hidrogen, care apoi se vor condensa pentru a forma noi stele.