Nukleosynteza

Źródła pierwiastków chemicznych w naszym Układzie Słonecznym
( link do dokładnych wartości procentowych, przesuwając myszką )

Nukleosynthese (od łacińskiego jądra , jądrowej „ jądra «i starożytnego greckiego syntezy », wiązania” struktura - również Nukleogenese lub elementu formowania poniżej) jest powstawanie zarodków a zatem pierwiastki chemiczne . Rozróżnia się między

• pierwotna nukleosynteza wkrótce po Wielkim Wybuchu
• i wybitna nukleosynteza, która oparta jest głównie na syntezy jądrowej , oraz R- , S- i p-procesów .

Pierwotna nukleosynteza rozpoczęła się, gdy temperatura we Wszechświecie spadła tak daleko, że deuter nie był już niszczony przez wysokoenergetyczne fotony . Skończyło się około trzech minut po Wielkim Wybuchu.

Gwiezdna nukleosynteza zachodzi we wszystkich gwiazdach . W trakcie ewolucji gwiazdy zachodzą charakterystyczne fuzje jądrowe; początkowo powstaje hel , później pierwiastki cięższe, aż do żelaza , przez co uwalniana jest energia, którą gwiazda emituje jako promieniowanie (co „czyni ją gwiazdą”).

W przeciwieństwie do syntezy jądrowej potrzebna jest energia, aby utworzyć pierwiastki o większej liczbie atomowej niż żelazo. Nie powstają podczas gwiezdnej nukleosyntezy, ale pod koniec życia gwiazdy, kiedy eksploduje ona w supernową ; ale dzieje się tak tylko w przypadku gwiazd, które są na to wystarczająco duże. Ciężkie pierwiastki powstają w wyniku reakcji wychwytu protonów i neutronów w procesach p, r i s.

Pierwiastki na ziemi aż do żelaza (patrz PSE ) mogły powstać w trakcie życia naszego poprzednika Słońca; wszystkie pierwiastki na Ziemi o liczbie atomowej większej niż żelazo pochodzą z wybuchu supernowej. Jeszcze cięższe, zawsze radioaktywne pierwiastki są tworzone sztucznie w reaktorach jądrowych i w ukierunkowanych eksperymentach.

Miejsca pochodzenia pierwiastków chemicznych: Wielki Wybuch i gwiazdy

Średnia energia wiązania na nukleon w zależności od liczby nukleonów w jądrze atomowym

Jądra pierwiastków chemicznych cięższych od wodoru są nieustannie tworzone w wyniku reakcji jądrowych wewnątrz gwiazd. Deuter , hel-3 , hel-4 i ślady litu -7 powstały już zanim mogły powstać pierwsze gwiazdy w trakcie pierwotnej nukleosyntezy . Ta nukleosynteza jest przedmiotem badań astrofizyki jądrowej i odgrywa ważną rolę w dziedzinie kosmochemii .

W nukleosyntezie gwiazd rozróżnia się dwie podgrupy pierwiastków chemicznych ze względu na ich pochodzenie:

• Pierwsza grupa obejmuje nuklidy , które powstają z lekkich materiałów wyjściowych w wyniku głównie egzotermicznych reakcji syntezy jądrowej między naładowanymi cząstkami wewnątrz gwiazd. Gwiazdy czerpią energię z tych reakcji, ponieważ energia wiązania jądra atomowego przypadającego na nukleon osiąga absolutne maksimum w żelazie i niklu (patrz rysunek). Reakcji protonów i cykl Bethe-Weizsäcker tworzyć hel 4 jąder w gwiazdy. Proces trzech alfa tworzy jądra węgla- 12 w masywniejszych gwiazdach .

Egzotermiczny proces fuzji kończy się na elementach niklu i żelaza. Najwyższą energię wiązania osiąga izotop niklu-62. Niektóre procesy endotermiczne zachodzą również w gwiazdach i mogą powodować tworzenie jeszcze cięższych jąder. Produkuje się znacznie więcej żelaza-56 niż niklu-62, a prawdziwą przyczyną tego i końca łańcucha syntezy są szczegóły procesu syntezy i silny wpływ fotodezintegracji w tym obszarze.

• Druga grupa obejmuje pierwiastki cięższe od żelaza. Ich tworzenie ( synteza ) w wyniku syntezy jądrowej wymaga zaopatrzenia w energię. Niezbędna energia pochodzi z eksplozji gwiazd ( nowych , supernowych itp.), Łączenia się gwiazd neutronowych i procesów radioaktywnych w gwiazdach AGB .

Wielki Wybuch, powstawanie i ewolucja gwiazd

Ekspansja Wszechświata po pierwotnym trzaskaniu i pierwotnej nukleosyntezie

W ciągu pierwszych trzech minut po Wielkim Wybuchu wodór ( jądra ) i hel (jądra) powstały w wysokich temperaturach i przy wysokich gęstościach (patrz pierwotna nukleosynteza ). Pierwsze gwiazdy powstały z obłoków wodoru i helu dzięki siłom przyciągania. W tych gwiazdach cięższe pierwiastki powstały w wyniku procesów fuzji.

Synteza lekkich nuklidów w młodych gwiazdach

Mgławica Oriona: to tutaj młode, gorące gwiazdy wyłaniają się z obłoków gazowego wodoru. Rozpoczyna się fuzja wodoru do helu.

Zapas wodoru Słońca i innych gwiazd wyczerpuje się z czasem. Kiedy gwiazda „spali” większość dostępnego wodoru w hel w jej centralnej części, ta pierwsza faza spalania się kończy. Gwiazda nie może wtedy dłużej utrzymywać wewnętrznego ciśnienia i zapada się pod wpływem własnej grawitacji . Powyżej określonej masy minimalnej ściskanie i jednoczesne ogrzewanie stwarza warunki, w których rozpoczynają się dalsze procesy stapiania, przede wszystkim tzw. Spalanie helu . W zależności od masy początkowej następują dalsze procesy fuzji, patrz gwiazdka (ostatnie fazy spalania) .

Reakcje syntezy termojądrowej są bardzo zależne od temperatury wewnątrz gwiazdy. Dlatego masa gwiazdy decyduje o tym, w jakim stopniu cięższe pierwiastki mogą zostać spalone w trakcie życia gwiazdy. Lżejsze gwiazdy często nie wychodzą poza spalanie helu z powodu niższego ciśnienia wewnątrz, gwiazdy takie jak nasze Słońce wytwarzają głównie jaśniejsze pierwiastki aż do węgla, podczas gdy gwiazdy, które są znacznie cięższe od Słońca, mogą wytwarzać wszystkie pierwiastki aż do żelaza . Na tym kończy się dodatni bilans energetyczny reakcji fuzji. Wewnętrzne jądro takich gigantycznych gwiazd składa się wtedy z żelaza, po którym następują inne pierwiastki warstwami na zewnątrz, a najbardziej zewnętrzną warstwę tworzy mieszanina wodoru i helu.

W latach czterdziestych Fred Hoyle zauważył, że gwiazdy ostatnio miały w swojej strukturze wzór skórki cebuli . Jego obliczenia wykazały, że gwiazdy stają się coraz bardziej niespójne w swojej strukturze w miarę wyczerpywania się ich paliwa jądrowego, co z kolei powoduje wyższe temperatury i gęstości w ich wnętrzu. Model zaskakująco dobrze zgadza się ze zmierzoną liczebnością pierwiastków we Wszechświecie . To, jak często cykl skurczu, podgrzewania i zapłonu nowego, cięższego paliwa się powtarza, zależy tylko od masy gwiazdy. Ewolucja gwiazd napędza nukleosyntezę, a jednocześnie nukleosynteza ponownie napędza ewolucję gwiazd.

Synteza ciężkich nuklidów

Białe karły

Na przykład w przypadku elementu żelaznego fuzja zostaje zatrzymana. Fuzja żelaza w jeszcze cięższe pierwiastki nie może już uwalniać energii i dlatego nie jest możliwa jako proces termojądrowy. Gwiazda gaśnie i kurczy się pod wpływem własnej grawitacji. Jego dalsze losy zależą od pierwotnej masy. Z masą rzędu naszego Słońca lub mniejszą, gwiazda odpycha część swojej zewnętrznej powłoki. Kończy się jako słabo świecący biały karzeł , którego ostygnięcie może zająć miliardy lat.

Synteza ciężkich nuklidów w supernowych

Homunculus Nebula został założony 100 do 150 lat temu z erupcji niezwykle masywną gwiazdę Eta Carinae . Pod koniec fazy świetlnej ciężkie gwiazdy wytwarzają cięższe jądra atomowe i wyrzucają je w postaci chmur.

Jeśli gwiazda początkowo miała masę większą niż 8 mas Słońca, skurcz postępuje szczególnie szybko i gwiazda zapada się. Przy tej szybkiej kompresji energia grawitacyjna jest uwalniana bardzo szybko, gwałtownie zwiększa temperaturę, a tym samym powoduje wybuchowe rozszerzenie możliwych reakcji jądrowych w całej objętości gwiazdy. W ciągu jednego lub dwóch dni, wcześniej niepozorna gwiazda zwiększa swoją jasność tak bardzo, że, jak opisał to Tycho Brahe w 1572 r. (Patrz SN 1572 ), wydaje się jaśniejsza niż wszystkie planety i można ją nawet zaobserwować gołym okiem w ciągu dnia: supernowa . Ten wybuch jasności trwa kilka dni. Zewnętrzna część materii gwiazdy, czasami przekraczająca połowę całkowitej masy, zostaje wyrzucona w przestrzeń międzygwiazdową.

Druga grupa, pierwiastki cięższe od żelaza, powstaje w tej wybuchowej chmurze materii. Reakcje te są wywoływane głównie przez neutrony , które są uwalniane w warunkach panujących wewnątrz gwiazdy i jako nienaładowane cząstki mogą wywołać różnorodne reakcje jądrowe. Jądra atomowe wychwytują pewną liczbę neutronów w krótkich odstępach czasu ( proces r ). W kolejnych rozpadach beta stabilne nuklidy ze zwiększoną liczbą protonów, ciężkie pierwiastki poza żelazem, powstają z bogatych w neutrony jąder .

Burzliwe procesy zachodzące w supernowej nie tylko zapewniają, że gwiazdy uwalniają w kosmos utworzone w nich pierwiastki, ale także tworzą zupełnie nową grupę ciężkich pierwiastków chemicznych. Supernowe są zatem silnikami trwającego procesu transmutacji ; ich materiał rozpraszający stanowi materiał wyjściowy dla następnej generacji gwiazd i planet . Dlatego w miarę starzenia się wszechświata ilość ciężkich pierwiastków rośnie. Supernowa SN 2006gy w galaktyce NGC 1260 miała 150 mas Słońca, a kiedy wybuchła, uwolniła do wszechświata około 20 mas Słońca w samym niklu .

W supernowych lekkie pierwiastki litu , berylu i boru , które zostały „zignorowane” w reakcjach syntezy jądrowej młodej gwiazdy, również powstają w wyniku spalacji (rozpadu jąder atomowych) .

Tworzenie poszczególnych grup pierwiastków chemicznych

Astro- i kosmochemia nakreślają następujący obraz dokładnego pochodzenia i rozmieszczenia poszczególnych pierwiastków chemicznych we wszechświecie. Około 13,8 miliarda lat temu wszechświat zaczął się rozszerzać z jednego punktu (Wielki Wybuch), dzięki czemu początkowo miał niewyobrażalne ilości i gęstość energii (temperatura około 10 - ³² kelwinów ). Jeszcze przed pojawieniem się choćby jednego atomu jakiegokolwiek pierwiastka, zaledwie ^10-32 sekundy po Wielkim Wybuchu, wszechświat ochłodził się do około 10 ²⁸ Kelwinów. W takich warunkach w gorącej „masie energetycznej” młodego wszechświata mogłyby powstać pierwsze cząstki elementarne: kwarki , gluony i leptony .

Wszechświat nadal się ochładzał - do tego stopnia, że kwarki występujące wcześniej w postaci plazmy skondensowały się w protony i neutrony, czyli nukleony . Stało się to około ^10–7 sekund po Wielkim Wybuchu przy ^10–14 kelwinów. Ale powstały również antyneutron (n *) i antyproton (p ^- ). Od tego czasu cząsteczki materii i cząsteczki antymaterii niszczą się wzajemnie, zamieniając je w energię . Przykład:

p ⁺ + p ^- → fotony   (= energia)

Proces ten może również przebiegać w odwrotnym kierunku ( tworzenie się par ), ale w rozszerzającym się wszechświecie temperatura spadła tak, że proces nie zachodzi już termicznie. Jednak kiedy wszechświat osiągnął temperaturę mniejszą niż 10 ¹⁴ Kelwinów i wszystkie cząstki antymaterii unicestwiły się z cząstkami materii, pozostała tylko „malutka” pozostałość, „mały nadmiar” materii (prawdopodobnie dzięki mechanizmowi podobnemu do naruszenia CP ) . Najbardziej stabilnymi i najczęstszymi przedstawicielami tej normalnej materii są protony, neutrony i elektrony.

Pierwsze procesy fuzyjne po Wielkim Wybuchu

Pierwotna nukleosynteza to pierwsza akcja po Wielkim Wybuchu. Około ^10-2 sekundy po Wielkim Wybuchu z swobodnie latających nukleonów powstały jądra ciężkiego wodoru ( deuter , D) i izotopów helu (He).

Podczas tej pierwotnej nukleosyntezy powstały jedynie jądra atomowe wodoru ( ¹ H i ² D) i helu ( ³ He i ⁴ He) oraz ślady litu ( ⁷ Li) - w proporcji 25% hel-4 i 75% wodoru. Cięższe pierwiastki, które można dziś zaobserwować, pochodzą z reakcji syntezy jądrowej w gwiazdach, a więc z dużo późniejszych czasów. Pierwsza fuzja wodoru z helem miała miejsce na długo przed tym, zanim z gazowego wodoru mogły powstać pierwsze gwiazdy stałe: pierwotna nukleosynteza trwała tylko około trzech minut i miała miejsce w całym wszechświecie w tym samym czasie. W tym momencie temperatura wciąż wynosiła 10 ± ¹⁰ kelwinów. Następnie temperatura i gęstość Wszechświata spadły poniżej wartości wymaganych do syntezy jądrowej .

Pięć minut po Wielkim Wybuchu gęstość cząstek wszechświata spadła tak nisko, że zakończyła się pierwotna nukleosynteza. Pozostałe wolne neutrony uległy rozpadowi w ciągu następnych kilku minut.

Kiedy temperatura spadła poniżej odpowiedniej energii wiązania (E> k _B T) elektronów powłoki, jądra atomowe łączyły się z elektronami, tworząc pierwsze atomy ${\ displaystyle T}$

p ⁺ + e ^- → atom H (wodór).

Era materii atomowej rozpoczęła się od pierwiastka chemicznego wodoru. Fakt, że obfitość litu w atmosferach wczesnych gwiazd jest dwa do trzech razy mniejsza niż przewidują obecne modele kosmologicznej nukleosyntezy (które okazały się wiarygodne w stosunku do wodoru do helu), jest znany jako pierwotny problem litu .

Pierwsza gwiezdna fuzja jądrowa: fuzja wodoru do helu

Wszechświat rozszerza się i stygnie od czasu Wielkiego Wybuchu. Minęło 10 ¹³ sekund (300 000 lat), zanim mieszanina gazowa wodoru (H) i kilku procent helu (He) była w stanie skurczyć się w gęste chmury pod wpływem grawitacji . Towarzyszył temu tak silny wzrost temperatury, że niezbędna energia aktywacji do dalszych procesów fuzji była wreszcie dostępna w ich ośrodkach. Gwiazdy zaświeciły się, jak w Mgławicy Oriona , aw tak zwanym gwiezdnym spalaniu wodoru jądra atomowe wodoru stopiły się w hel - wymagana do tego temperatura wynosi około 10 milionów kelwinów.

Jeśli w grę wchodzi deuter D, odpowiedni proces nazywany jest również „ spalaniem deuteru ”.

Reakcje (wybór)

D + D	→	T	+ p	+ 04,03 MeV
D + T.	→	4 He	+ n	+ 17,588 MeV	(największy przekrój)
D + D	→	3 He	+ n	+ 03,268 MeV
D + 3 He	→	4 He	+ p	+ 18,34 MeV

Również na słońcu zachodzą reakcje syntezy z produktem ⁴ He z uwolnieniem energii w postaci reakcji proton-proton . Ponadto w słońcu zachodzi katalizowany węglem cykl syntezy jądrowej, cykl CNO lub Bethe-Weizsäcker , który stanowi około 1,6% energii w słonecznym gospodarstwie domowym. Gwiazdy o masie Słońca poniżej 0,08 nigdy nie osiągają stadium fuzji wodorowej - nazywane są brązowymi karłami .

Popiołem obu form spalania wodoru jest hel ⁴ He. Kiedy zapasy wodoru naszego Słońca wyczerpią się za około 5 miliardów lat, jego rdzeń będzie się składał tylko z helu. Nadmuchi się tak bardzo, że połknie wewnętrzne planety Merkurego i Wenus, że jej dysk na ziemskim niebie będzie ponad 100 razy większy niż obecnie.

Spalanie helu

Betelgeuse i Rigel w zimowej konstelacji Oriona

Betelgeuse : czerwonawy, lewy górny
Rigel : prawy dolny (zdjęcie)

Betelgeuse α: lewy górny ⇧
Rigel β: prawy dolny (mapa gwiazd)

Jednym z przykładów jest Betelgeuse w Orionie, rozdęta olbrzymia gwiazda (klasa widmowa M2, 700 do 1000 razy większa od średnicy Słońca), która składa się prawie w całości z helu i nie ma prawie żadnych rezerw wodoru. Pod koniec życia gwiazdy, kiedy wodór zostaje zużyty, gwiazda się nadyma i rozpoczyna się nowa reakcja jądrowa w jeszcze bardziej skompresowanym centrum: spalaniu helu. Dodatkowa energia pochodzi teraz z fuzji helu z węglem i tlenem (w procesie trzech alfa ). Gwiazdy pierwszej generacji początkowo zawierały tylko lżejsze pierwiastki - izotopy węgla, tlenu i cięższych pierwiastków znaleziono tylko w gwiazdach późniejszych generacji. Fuzja helu z „metalami”, takimi jak węgiel, tlen, a później także z krzemem, dostarcza mniej energii niż spalanie wodoru. Wymaga wyższych ciśnień i temperatur niż synteza wodoru.

W astronomii , w przeciwieństwie do chemii, każdy pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej wyższej od helu nazywany jest „metalem”, a metaliczność wskazuje, jak duża jest zawartość gwiazdy w pierwiastkach cięższych od helu. Jedynie wodór i hel to - wraz z pewnymi śladami litu - jedyne pierwiastki obecne we wszechświecie po Wielkim Wybuchu. Wszystkie inne pierwiastki pochodzą z dawnych gwiazd, w których powstały w wyniku syntezy jądrowej lub w wyniku eksplozji supernowych . Dlatego metaliczność obiektów w przestrzeni może być również rozumiana jako wskaźnik ich gwiazdowej aktywności.

Pochodzenie „metali”

Cięższe gwiazdy mogą wytworzyć wyższe ciśnienie grawitacyjne , co umożliwia fuzję cięższych pierwiastków do liczby masowej 60. W centrum gwiazd o masie 0,4 masy Słońca reakcja jądrowa helu do węgla jest początkowo możliwa po spaleniu wodoru. Od 0,7 masy Słońca możliwa jest fuzja węgla, w której dwa atomy węgla łączą się tworząc neon, hel lub sód i protony, a także magnez i protony lub neutrony. Po wodorze i helu pierwiastki: węgiel, neon, sód i magnez są kolejnymi najpowszechniejszymi substancjami podstawowymi we wszechświecie, a za nimi są tlen, krzem, fosfor i siarka.

Podczas spalania helu powstaje również tlen. Od około 1,4 miliarda kelwinów dwa jądra atomowe tlenu łączą się (z uwolnieniem helu, wodoru, protonów i neutronów), tworząc krzem-28, fosfor-31 lub dwa izotopy siarki, siarkę-31 i -32, prawdopodobnie także z chlorem i Argon.

Betelgeuse , czerwona gwiazda ramienna w konstelacji Oriona, jest prawdopodobnie taką samą gwiazdą jak Antares , ciemnoczerwona lśniąca główna gwiazda w Skorpionie. Obaj należą do kategorii czerwonych olbrzymów , zużyli prawie cały wodór i zaczęli spalać hel. Taka gwiazda jest pokryta sadzą : tworzy się w niej węgiel , a wiatr gwiezdny uwalnia z niej sadzę.

Gwiazdy o masach Słońca powyżej 10 osiągają temperatury centralne, w których możliwe jest tworzenie się pierwiastków aż do żelaza , a im szybciej, tym były masywniejsze, gdy się formowały. Gwiazda o masach 20 mas Słońca ostatecznie wyrzuca kilka mas Słońca w przestrzeń kosmiczną, gdy wybucha jako supernowa . Ze skrawków takiej eksplozji supernowej nasze Słońce musiało kiedyś uformować się jako gwiazda trzeciej lub czwartej generacji - kosmochemia próbuje zrekonstruować formowanie się Układu Słonecznego na podstawie rozkładu częstotliwości izotopów z tej eksplozji supernowej. W temperaturze ponad 4 miliardów kelwinów wytwarzano tu pierwiastki, które są nawet cięższe od żelaza , a ciężkie jądra atomowe łączą się w atomy uranu, gdy pochłaniają energię z eksplozji : w każdej eksplozji bomby atomowej iw każdej elektrowni jądrowej możemy wydobyć energię tylko z eksplozja supernowych została spalona w tych superciężkich jądrach atomowych - pierwotnym ogniu termojądrowym, z którego wyłonił się nasz Układ Słoneczny.

Spalanie węgla

Spalanie węgla jest reakcją syntezy jądrowej po spalaniu helu, przez który energii elementów i cięższe wytwarzane są w ogromnych gwiazd z początkowej masy , co najmniej 4 mas słonecznych przez połączenie węgiel . Występuje po zatrzymaniu łączenia lżejszych elementów. Wymaga wysokich temperatur ponad 6 · 10 ⁸  kelwinów i gęstości ponad 2 · 10 ⁸  kg / m³. Podczas spalania węgla dwa jądra węgla ¹² C zamieniają się w inne jądra w szeregu reakcji - tak powstają pierwiastki ²⁴ Mg (także izotop ²³ Mg), ²³ Na , ²⁰ Ne i ¹⁶ O

Spalanie węgla nie rozpoczyna się, dopóki spalanie helu nie zostanie zatrzymane. Podczas spalania helu, teraz czerwone, rozdęte olbrzymy przekształcają hel (He) w węgiel i tlen coraz szybciej, aż nie ma już wystarczającej ilości helu do podtrzymania fuzji: zaczyna się zapadanie. Nieaktywny rdzeń, składający się głównie z węgla i tlenu, zapada się następnie pod wpływem siły grawitacji , co powoduje wzrost temperatury i gęstości, aż do osiągnięcia temperatury zapłonu dla spalania węgla. Wytworzone wówczas ciśnienie promieniowania stabilizuje rdzeń, a jego dalsze kurczenie się zostaje chwilowo zatrzymane. Ze względu na wzrost temperatury wewnątrz gwiazdy spalanie helu może rozpocząć się ponownie w powłoce wokół rdzenia, znanej obecnie jako spalanie powłoki .

Płonący neon

Podczas spalania węgla obszar rdzenia jest wzbogacany produktami reakcji tlenem, magnezem i neonem (Ne), aż po kilku tysiącach lat węgiel zostaje zużyty, a rdzeń stygnie i ponownie się kurczy. Skurcz ten powoduje wzrost temperatury, aż neon zacznie się palić. Następnie powłoka spalająca węgiel zachodzi wokół jądra gwiazdy, a dalej na zewnątrz gwiazdy, helu i wodoru.

Gwiazdy o masach od 4 do 8 mas Słońca stają się teraz niestabilne i odpychają swoje zewnętrzne powłoki przez silny wiatr gwiezdny , tworząc mgławicę planetarną . Pozostaje rdzeń gwiazdy w postaci białego karła , składający się z tlenu, neonu i magnezu. Gwiazdy o masach większych niż 8 mas Słońca nadal palą się neonem i ostatecznie łączą wszystkie lżejsze pierwiastki w żelazo. Poszczególne fazy spalania łączą się coraz szybciej.

Oparzenie tlenowe

Spalanie tlenu wpływa na gwiazdę z początkowej masie co najmniej ośmiu mas Słońca . Pojawia się po tym, jak lżejsze elementy zostały przekształcone w innych procesach syntezy. Warunkiem spalania tlenu są wysokie temperatury co najmniej 1,5 · 10 ⁹  kelwinów i wysokie gęstości co najmniej 10 · ¹⁰  kg / m ³ .

Podczas spalania tlenu dwa jądra tlenu ¹⁶ O łączą się, tworząc różne nowe jądra, w tym siarkę (S), fosfor (P), krzem (Si) i magnez (Mg). Ponadto uwalniane są kwanty gamma , neutrony n, protony lub jądra wodoru ¹ H (proton) i cząstki alfa ( jądra helu ) ⁴ He.

Podczas poprzedniego blasku neonu w centralnej części gwiazdy uformował się nieaktywny rdzeń tlenu i magnezu. W przypadku braku dalszego paliwa płomień neonu gaśnie. Ciśnienie promieniowania nie jest wystarczająca do przeciwdziałania grawitację własnej masy, a rdzeń jest dalej ściśnięte. Powoduje to ponowny wzrost temperatury i gęstości, aż do osiągnięcia temperatury zapłonu dla spalania tlenu i ponownej stabilizacji gwiazdy. Wokół rdzenia tak zwane spalanie muszli zaczyna się ponownie od spalania neonu ; na zewnątrz podążają muszle z procesami fuzji węgla, helu i wodoru.

Oparzenie tlenowe trwa tylko kilka lat. W tym czasie rdzeń zostaje wzbogacony krzemem, aż do zużycia tlenu. Następnie rdzeń ponownie się ochładza i jest ściskany grawitacyjnie, aż do rozpoczęcia ostatniego etapu spalania, czyli spalania krzemu.

Wypalanie krzemu

Proces wypalania krzemu wymaga środka gwiazdy, bardzo wysokich temperatur wynoszących co najmniej 2,7 x 10 ⁹   kelwinów i niezwykle wysokiej gęstości co najmniej 3 x 10 ¹⁰  kg / m ³ . Z powodu dużego odpychania kulombowskiego dwa jądra ²⁸ Si nie mogą reagować bezpośrednio ze sobą, zamiast tego jądra powstałe podczas spalania tlenu są niszczone przez foto -dezintegrację fotonów. Fragmenty gromadzą cząsteczki alfa, protony lub neutrony w szeregu etapów. W rezultacie ostatecznie osiągany jest izotop żelaza ⁵⁶ Fe.

Oparzenie krzemu następuje po wypaleniu tlenowym, które kończy się, gdy tlen wyczerpie się w centralnej części gwiazdy. Na koniec z poprzednich faz zapłonu, rdzeń się bogaty w krzem jest dodatkowo sprężonego przez wagę ze względu na brak ciśnienia promieniowania . Zwiększa to temperaturę i gęstość, aż do osiągnięcia wymagań dotyczących wypalania krzemu. W ten sposób gwiazda po raz ostatni wchodzi w hydrostatyczną równowagę między grawitacją a ciśnieniem promieniowania. Podczas spalania krzemu w rdzeniu, tlen, neon, węgiel, hel i wodór spalają się dalej w powłokach wokół rdzenia.

Spalanie krzemu oznacza koniec termojądrowych płonących procesów stanowią dostawy jądrowego wewnątrz paliwa jest zużywana w krzemie spalania w zależności od masy gwiazdy w ciągu kilku godzin do kilku dni, a grawitacyjny upadek następuje najpotężniejszych eksplozji znanej we wszechświecie. A supernowej z Typ II.

Pozostałości supernowych

NGC 1952SST

Supernowa 1987 A.

Powstawanie najcięższych pierwiastków w supernowych

Z drugiej strony, pierwiastki o liczbie masowej większej niż 60 nie mogą już być tworzone przez procesy wypalania gwiazd. Fuzja odpowiednich jąder zużywa energię ( endotermiczną ) zamiast ją uwalniać. Ponieważ istnieją pierwiastki o wyższych liczbach masowych, muszą istnieć dalsze możliwości nukleosyntezy. Po całkowitym wypaleniu gwiazdy, teraz gaśnie na dobre. Stabilizujące ciśnienie promieniowania spada, a rdzeń zapada się. Kurczy się pod działaniem własnej grawitacji.

• Przy masie rzędu naszego Słońca lub mniejszej, gwiazda odpycha część swojej zewnętrznej powłoki. Kończy się jako słabo świecący biały karzeł, którego ostygnięcie zajmuje miliardy lat.
• Przy masie 8 lub więcej mas Słońca skurcz postępuje bardzo szybko i gwiazda imploduje. Podczas tego ściskania uwalniana jest duża ilość energii grawitacyjnej, co powoduje znaczny wzrost temperatury, a tym samym eksplozję rozszerzania się możliwych reakcji jądrowych w całej objętości gwiazdy. W ciągu jednego lub dwóch dni ta wcześniej niepozorna gwiazda zwiększa swoją jasność tak ogromnie, że - jak opisał to Tycho Brahe w 1572 roku - wydaje się jaśniejsza niż wszystkie planety i można ją nawet obserwować gołym okiem w ciągu dnia. Ten olbrzymi wybuch światła trwa tylko kilka dni. Powstała supernowa , w której zewnętrzna część materii gwiazdy, czasami ponad połowa jej całkowitej masy, zostaje wyrzucona w przestrzeń międzygwiazdową.

W tej wybuchowej chmurze materii tworzy się teraz druga grupa pierwiastków, cięższa od żelaza. Zamiast tego, są one utworzone przez neutronów ( s i procesów r ) i akumulacji protonu ( proces s ). Głównie w tych reakcjach uczestniczą neutrony , które są uwalniane wewnątrz wybuchającej gwiazdy w ekstremalnych warunkach tam panujących i jako nienaładowane cząstki mogą wyzwalać różne reakcje jądrowe. Jeśli jądra atomowe dostaną się do takiego strumienia neutronów, wychwytują pewną liczbę neutronów w krótkich odstępach czasu , podobnie jak w reaktorze . W kolejnych rozpadach beta stabilne izotopy ze zwiększoną liczbą protonów powstają z bogatych w neutrony jąder , ostatnich ciężkich pierwiastków poza żelazem.

Turbulentne warunki w obłokach materii supernowych nie tylko zapewniają, że gwiazdy uwalniają uformowane w nich pierwiastki w ogrom wszechświata, ale także tworzą zupełnie nową grupę ciężkich pierwiastków chemicznych. Supernowe na końcu gwiezdnej nukleosyntezy są zatem motorem procesu tworzenia, który będzie trwał w odległej przyszłości; ich materiał rozpraszający stanowi materiał wyjściowy dla następnej generacji galaktyk, gwiazd i planet.

literatura

• Margaret Burbidge , Geoffrey Ronald Burbidge , William Alfred Fowler , Fred Hoyle : Synthesis of the Elements in Stars . W: Reviews of Modern Physics . taśma 29 , nie. 4 , 1957, s. 547-650 , doi : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .  Dzieło jest również znane jako B²FH .
• Claus E. Rolfs , William S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics (Theoretical Astrophysics Series) . Univ. of Chicago Pr., Chicago 1988, ISBN 0-226-72456-5 .
• Heinz Oberhummer : Rdzenie i gwiazdy: Wprowadzenie do astrofizyki jądrowej . Barth, Leipzig / Berlin / Heidelberg 1993, ISBN 3-335-00319-5 .
• Vanessa Hill : Od litu do uranu - pierwiastki śladowe wczesnej ewolucji chemicznej. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2005, ISBN 0-521-85199-8 .
• Andrew McWilliam, Michael Rauch: Pochodzenie i ewolucja pierwiastków. Cambridge Univ. Pr., Cambridge 2004, ISBN 0-521-75578-6 .
• Bernard EJ Pagel: Nukleosynteza i ewolucja chemiczna galaktyk. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-55958-8 .

Indywidualne dowody

1. ↑ MP Fewell: Nuklid atomowy o najwyższej średniej energii wiązania . W: American Journal of Physics . taśma 63 , nie. 7 , 1995, s. 653-658 , doi : 10,1119 / 1,17828 . 
2. ↑ E. Pian, P. D'Avanzo, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato: Spektroskopowa identyfikacja nukleosyntezy procesu r w połączeniu podwójnej gwiazdy neutronowej . W: Nature . taśma 551 , nie. 7678 , listopad 2017, ISSN  0028-0836 , s. 67–70 , doi : 10.1038 / nature24298 ( nature.com [dostęp 21 listopada 2019]). 
3. ↑ Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani: Identyfikacja strontu w połączeniu dwóch gwiazd neutronowych . W: Nature . taśma 574 , nie. 7779 , październik 2019, ISSN  0028-0836 , s. 497-500 , doi : 10.1038 / s41586-019-1676-3 ( nature.com [dostęp 21 listopada 2019]). 
4. ↑ Maria Lugaro, Falk Herwig, John C. Lattanzio, Roberto Gallino, Oscar Straniero: s - Nukleosynteza procesów w asymptotycznych gwiazdach gigantycznej gałęzi: test na ewolucję gwiazd . W: The Astrophysical Journal . taśma 586 , nie. 2 , kwiecień 2003, ISSN  0004-637X , s. 1305-1319 , doi : 10.1086 / 367887 ( iop.org [dostęp 21 listopada 2019]). 
5. ↑ Bodansky, David i Clayton, Donald D. i Fowler, William A .: Nucleosynthesis during Silicon Burning . W: Physycal Review Letters . taśma 20 , nie. 4 , 1968, s. 161-164 , doi : 10.1103 / PhysRevLett.20.161 (angielski). 
6. ↑ Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy . Wydanie 5. Springer, Berlin / Heidelberg / New York 2007, ISBN 978-3-540-34143-7 , 10.3 Stellar Energy Sources, s. 237 (angielski, fiński: Tähtitieteen perusteet . Helsinki 2003.).