yıldız nükleosentez - Stellar nucleosynthesis

Farklı sıcaklıklarda (T) proton-proton (PP), CNO ve Üçlü-α füzyon işlemlerinin bağıl enerji çıkışının (ε) logaritması . Kesikli çizgi, bir yıldız içindeki PP ve CNO süreçlerinin birleşik enerji üretimini gösterir. Güneş'in çekirdek sıcaklığında, PP süreci daha verimlidir.

Yıldız nükleosentez olan oluşturma (nükleosentez) arasında kimyasal elementler ile nükleer füzyon yıldızlı tepkisinden. Yıldız nükleosentez itibaren meydana gelen orijinal oluşturulması arasında hidrojen , helyum ve lityum sırasında büyük Bang . Bir şekilde prediktif teori , bu elementlerin gözlemlenen bolluk doğru tahminler verir. Gözlenen element bolluğunun zaman içinde neden değiştiğini ve bazı elementlerin ve izotoplarının neden diğerlerinden çok daha fazla olduğunu açıklar. Teori ilk olarak 1946'da Fred Hoyle tarafından önerildi ve daha sonra 1954'te rafine edildi. Margaret ve Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler ve Hoyle tarafından, özellikle demirden daha ağır elementlerin nötron yakalanması yoluyla nükleosentez konusunda daha fazla ilerleme kaydedildi. 1957 B ² FH makalesi , astrofizik tarihinde en çok alıntı yapılan makalelerden biri haline geldi.

Yıldızlar , ömürleri boyunca bileşimlerindeki değişiklikler (kendilerini oluşturan elementlerin bolluğu) nedeniyle, önce hidrojen ( ana dizi yıldızı), sonra helyum ( yatay dal yıldızı) yakarak ve giderek daha yüksek elementleri yakarak evrimleşirler . Ancak bu, elementler yıldızın içinde yer aldığından, evrendeki elementlerin bolluğunu tek başına önemli ölçüde değiştirmez. Hayatının ilerleyen dönemlerinde, düşük kütleli bir yıldız, yıldız rüzgarı yoluyla atmosferini yavaş yavaş çıkararak gezegenimsi bir bulutsu oluştururken , daha yüksek kütleli bir yıldız, süpernova adı verilen ani bir felaket olayı yoluyla kütle çıkaracaktır . Süpernova nükleosentezi terimi , büyük bir yıldızın veya beyaz cücenin patlaması sırasında elementlerin oluşumunu tanımlamak için kullanılır.

Yakılan yakıtların gelişmiş sırası, yerçekimi çökmesi ve buna bağlı ısınma ile tahrik edilir , bu da daha sonra karbon , oksijen ve silikonun yanmasına neden olur . Bununla birlikte, A = 28-56 (silikondan nikele) kütle aralığındaki nükleosentezin çoğu , aslında yıldızın üst katmanlarının çekirdeğe çökmesinden ve dışa doğru geri tepme yapan bir sıkıştırma şok dalgası yaratmasından kaynaklanır . Şok cephesi, sıcaklıkları kabaca %50 oranında kısa süreliğine yükseltir ve böylece yaklaşık bir saniye boyunca şiddetli bir yanmaya neden olur. Büyük yıldızlarda patlayıcı nükleosentez veya süpernova nükleosentezi adı verilen bu son yanma , yıldız nükleosentezinin son dönemidir.

Evrende bulunan elementlerin bolluğundaki varyasyonların keşfi, nükleosentez teorisinin gelişimine bir teşvik oldu . Fiziksel bir tanımlamaya duyulan ihtiyaç, güneş sistemindeki kimyasal elementlerin göreceli bolluğundan esinlenmişti. Bu bolluklar, elementin atom numarasının bir fonksiyonu olarak bir grafik üzerinde çizildiğinde, on milyonlarca faktöre göre değişen tırtıklı bir testere dişi şekline sahiptir (bkz . nükleosentez teorisinin tarihi ). Bu, rastgele olmayan doğal bir süreç önerdi. Yıldız nükleosentez süreçlerini anlamak için ikinci bir uyaran, 20. yüzyılda, nükleer füzyon reaksiyonlarından salınan enerjinin , bir ısı ve ışık kaynağı olarak Güneş'in uzun ömürlülüğünü oluşturduğunun anlaşılmasıyla meydana geldi .

Tarih

1920 yılında, Arthur Eddington yıldız enerjilerini elde edilen, önerilen nükleer füzyon arasında hidrojen formu helyum ve aynı zamanda ağır elementler yıldızlı üretilmektedir olasılığını artırmıştır.

1920 yılında, Arthur Eddington ile atomik kitlelerinin kesin ölçümler esas alınarak FW Aston ve bir ön öneri Jean Perrin yıldız enerjilerini elde edilen, önerilen, nükleer füzyon arasında hidrojen formu helyum ve daha ağır elemanlar dair bir ihtimali ortaya yıldızlarda üretilir. Bu, yıldız nükleosentez fikrine doğru bir ön adımdı. 1928'de George Gamow hemen adlandırılan türetilen Gamow'un faktörü , bir kuantum mekanik elektrostatik üstesinden gelmek için, iki bitişik çekirdekleri için olasılık elde formül Coulomb bariyer nedeniyle, aralarında ve nükleer reaksiyon geçmesi yakından yeterli birbirlerine yaklaşacak güçlü çekirdek kuvveti olan sadece çok kısa mesafelerde etkilidir. Sonraki on yılda Gamow faktörü, Atkinson ve Houtermans ve daha sonra Edward Teller ve Gamow'un kendisi tarafından , yıldızların içlerinde var olduğuna inanılan yüksek sıcaklıklarda nükleer reaksiyonların meydana gelme hızını elde etmek için kullanıldı.

1939'da, "Yıldızlarda Enerji Üretimi" başlıklı bir Nobel konferansında , Hans Bethe , hidrojenin helyuma dönüştüğü farklı reaksiyon olasılıklarını analiz etti. Yıldızlarda enerji kaynağı olduğuna inandığı iki süreci tanımladı. Birincisi, proton-proton zincir reaksiyonu , yaklaşık Güneş kütlesine kadar kütleye sahip yıldızlarda baskın enerji kaynağıdır. 1938'de Carl Friedrich von Weizsäcker tarafından da düşünülen ikinci süreç olan karbon-azot-oksijen döngüsü , daha büyük kütleli anakol yıldızlarında daha önemlidir. Bu çalışmalar, yıldızları sıcak tutabilen enerji üretimiyle ilgiliydi. Proton-proton zincirinin ve CNO döngüsünün açık bir fiziksel açıklaması 1968 tarihli bir ders kitabında yer almaktadır. Ancak Bethe'nin iki makalesi daha ağır çekirdeklerin yaratılmasına değinmedi. Bu teori, 1946'da Fred Hoyle tarafından, çok sıcak çekirdeklerden oluşan bir koleksiyonun termodinamik olarak birleşerek demire dönüşeceği iddiasıyla başlatıldı . Hoyle, 1954'te, büyük kütleli yıldızlardaki ileri füzyon aşamalarının, kütle olarak karbondan demire kadar elementleri nasıl sentezleyeceğini açıklayan bir makaleyle takip etti.

Hoyle'un teorisi, Burbidge , Burbidge , Fowler ve Hoyle tarafından 1957'de yayınlanan "Yıldızlardaki Elementlerin Sentezi" inceleme makalesinin yayınlanmasıyla başlayarak , daha yaygın olarak B ² FH makalesi olarak adlandırılan diğer süreçlere genişletildi . Bu gözden geçirme makalesi, daha önceki araştırmaları, elementlerin gözlenen göreli bolluklarını açıklama sözü veren, çokça alıntı yapılan bir resimde toplamış ve rafine etmiştir; ancak, nötron yakalama yoluyla demirden daha ağır olan elementlerin nükleosentezinin anlaşılması dışında, birincil çekirdeklerin kökeni için Hoyle'un 1954 resmini pek çok kişinin varsaydığı kadar genişletmedi. Alastair GW Cameron ve Donald D. Clayton tarafından önemli iyileştirmeler yapıldı . 1957'de Cameron, Hoyle'un örneğinden bilgi alarak nükleosenteze kendi bağımsız yaklaşımını sundu ve nükleer sistemlerin evriminin zamana bağlı hesaplamalarına bilgisayarları dahil etti. Clayton ilk zamana bağlı modeller hesaplanan s -yöntemi 1961 ve R -yöntemi 1968 bol alfa partikülü çekirdekleri ve demir grubu elemanlarına silikon yanma gibi, 1965 ve radyojenik keşfettik elementlerin yaşını belirlemek için kronolojiler.

Nükleosentez ve oluşan elementleri gösteren bir süperdevin enine kesiti .

Anahtar reaksiyonlar

Elementlerin - yıldız nükleosentezini de içeren - kökenlerini gösteren periyodik tablonun bir versiyonu. 94'ün üzerindeki elemanlar insan yapımıdır ve dahil değildir.

Yıldız nükleosentezindeki en önemli reaksiyonlar:

• Hidrojen füzyonu:
  • döteryum füzyonu
  • Proton-proton zinciri
  • Karbon-azot-oksijen döngüsü
• Helyum füzyonu:
  • Üç-alfa işlemi
  • alfa işlemi
• Daha ağır elementlerin füzyonu:
  • Lityum yanması : en yaygın olarak kahverengi cücelerde bulunan bir süreç
  • Karbon yakma işlemi
  • Neon yakma işlemi
  • Oksijen yakma işlemi
  • Silikon yakma işlemi
• Demirden daha ağır elementlerin üretimi :
  • nötron yakalama:
    • R-işlem
    • S-işlem
  • Proton yakalama:
    • Rp-işlem
    • P-işlem
  • foto parçalanma

hidrojen füzyonu

Proton-proton zincir reaksiyonu

CNO-I döngüsü
Helyum çekirdeği sol üst adımda serbest bırakılır.

Hidrojen füzyon (a oluşturmak üzere dört proton nükleer füzyon helyum-4 çekirdeği) çekirdeklerinde enerji üretir dominant olduğu ana kol yıldızlı. Bu sistem ayrıca, karıştırılmamalıdır "hidrojen yanması" denir kimyasal hidrojenin yanması , bir in oksitleyici atmosfer. Yıldız hidrojen füzyonunun gerçekleştiği iki baskın süreç vardır: proton-proton zinciri ve karbon-azot-oksijen (CNO) döngüsü. Beyaz cüceler hariç tüm yıldızların yüzde doksanı hidrojeni bu iki işlemle kaynaştırıyor.

Güneş gibi düşük kütleli ana dizi yıldızlarının çekirdeklerinde , baskın enerji üretim süreci proton-proton zincir reaksiyonudur . Bu, atılan bir pozitron ve nötrino ile birlikte bir döteryum çekirdeği (bir proton artı bir nötron) oluşturmak için iki protonun füzyonuyla başlayan bir dizi reaksiyon yoluyla bir helyum-4 çekirdeği oluşturur . Her tam füzyon döngüsünde, proton-proton zincir reaksiyonu yaklaşık 26.2 MeV serbest bırakır. Proton-proton zincir reaksiyon döngüsü sıcaklığa nispeten duyarsızdır; %10'luk bir sıcaklık artışı, bu yöntemle enerji üretimini %46 oranında artıracaktır, dolayısıyla bu hidrojen füzyonu işlemi yıldızın yarıçapının üçte birine kadar meydana gelebilir ve yıldızın kütlesinin yarısını işgal edebilir. Güneş kütlesinin %35'inin üzerindeki yıldızlar için , yüzeye doğru olan enerji akışı yeterince düşüktür ve çekirdek bölgeden gelen enerji transferi, konvektif ısı transferi yerine ışınımsal ısı transferi ile kalır . Sonuç olarak, taze hidrojenin çekirdeğe veya füzyon ürünlerine dışa doğru çok az karışması vardır.

Daha yüksek kütleli yıldızlarda, baskın enerji üretim süreci, aracı olarak karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerini kullanan ve sonunda proton-proton zincirinde olduğu gibi bir helyum çekirdeği üreten katalitik bir döngü olan CNO döngüsüdür . Tam bir CNO döngüsü sırasında 25.0 MeV enerji açığa çıkar. Proton-proton zincir reaksiyonu ile karşılaştırıldığında, bu döngünün enerji üretimindeki fark, nötrino emisyonu yoluyla kaybedilen enerji ile açıklanır . CNO döngüsü sıcaklığa çok duyarlıdır, %10'luk bir sıcaklık artışı enerji üretiminde %350'lik bir artışa neden olur. CNO döngüsü enerji üretiminin yaklaşık %90'ı, yıldızın kütlesinin en içteki %15'lik kısmında meydana gelir, dolayısıyla çekirdekte güçlü bir şekilde yoğunlaşmıştır. Bu öyle yoğun bir dışa doğru enerji akışıyla sonuçlanır ki, konvektif enerji transferi ışınımsal transferden daha önemli hale gelir . Sonuç olarak, çekirdek bölge , hidrojen füzyon bölgesini karıştıran ve onu çevreleyen proton açısından zengin bölge ile iyi karışmasını sağlayan bir konveksiyon bölgesi haline gelir . Bu çekirdek konveksiyon, CNO döngüsünün toplam enerjinin %20'sinden fazlasını sağladığı yıldızlarda meydana gelir. Yıldız yaşlandıkça ve çekirdek sıcaklığı arttıkça, konveksiyon bölgesinin kapladığı bölge yavaş yavaş kütlenin %20'sinden kütlenin iç %8'ine doğru küçülür. Güneşimiz enerjisinin yaklaşık %1'ini CNO döngüsünden üretir.

Bir yıldızda hakim olan hidrojen füzyon işleminin türü, iki reaksiyon arasındaki sıcaklık bağımlılığı farklılıkları tarafından belirlenir. Proton-proton zincir reaksiyonu yaklaşık sıcaklıklarda başlar.4 x 10 ⁶  K , küçük Yıldız o baskın füzyon mekanizması. Kendi kendini idame ettiren bir CNO zinciri yaklaşık olarak daha yüksek bir sıcaklık gerektirir.16 x 10 ⁶  K sıcaklığı yükseldikçe, fakat sonra bu proton-proton reaksiyonu olana göre, verim daha hızlı bir şekilde artmaktadır. Yaklaşık olarak yukarıda17 x 10 ⁶  K , KAO çevrim enerji hakim kaynağıdır. Bu sıcaklık, Güneş'in kütlesinin en az 1,3 katı olan anakol yıldızlarının çekirdeklerinde elde edilir . Güneş'in kendi çekirdek sıcaklığı yaklaşık olarak15.7 x 10 ⁶  K . Bir ana dizi yıldızı yaşlandıkça, çekirdek sıcaklığı yükselecek ve bu da CNO döngüsünden sürekli olarak artan bir katkı ile sonuçlanacaktır.

helyum füzyonu

Ana dizi yıldızları, hidrojen füzyonunun bir sonucu olarak çekirdeklerinde helyum biriktirir, ancak çekirdek, helyum füzyonunu başlatacak kadar ısınmaz. Helyum füzyonu ilk olarak, bir yıldızın onu tutuşturmak için çekirdeğinde yeterli miktarda helyum biriktirdikten sonra kırmızı dev dalı terk etmesiyle başlar . Güneşin kütlesi etrafına yıldızlı bu bir kırmızı dev kolunun ucunda başlar helyum flaş bir gelen dejenere helyum çekirdeği, ve yıldız hamle yatay dalı onun çekirdeğinde helyum yakar. Daha büyük kütleli yıldızlar, çekirdeklerindeki helyumu flaşsız tutuşturur ve asimptotik dev dala ulaşmadan önce mavi bir döngü gerçekleştirir . Böyle bir yıldız başlangıçta AGB'den daha mavi renklere doğru hareket eder, sonra tekrar Hayashi izine geri döner . Mavi döngülerin önemli bir sonucu , Samanyolu ve yakın galaksilerdeki mesafeleri belirlemede merkezi öneme sahip olan klasik Sefeid değişkenlerine yol açmalarıdır. Adına rağmen, kırmızı dev dalından mavi bir halka üzerindeki yıldızların rengi genellikle mavi değildir, daha ziyade sarı devlerdir, muhtemelen Cepheid değişkenleridir. Çekirdek büyük ölçüde karbon ve oksijen olana kadar helyumu kaynaştırırlar . En büyük kütleli yıldızlar, ana diziden ayrıldıklarında üstdev olurlar ve kırmızı üstdevler haline gelirken hızla helyum füzyonuna başlarlar . Bir yıldızın çekirdeğindeki helyum tükendikten sonra, karbon-oksijen çekirdeğinin etrafındaki bir kabukta devam edecektir.

Tüm durumlarda, helyum yani üç helyum çekirdeği ile karbon dönüşür, üç-alfa işlemi yoluyla karbon kaynaştırılır ⁸ olun . Bu daha sonra alfa işlemi yoluyla oksijen, neon ve daha ağır elementler oluşturabilir. Bu şekilde, alfa işlemi tercihen helyum çekirdeklerini yakalayarak çift sayıda protona sahip elementler üretir. Tek sayıda protona sahip elementler, diğer füzyon yolları tarafından oluşturulur.

reaksiyon hızı

Sayı yoğunlukları n _{A , B} olan A ve B türleri arasındaki reaksiyon hızı yoğunluğu şu şekilde verilir:

${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$

burada k, nükleer füzyon sürecini oluşturan her bir temel ikili reaksiyonun reaksiyon hızı sabitidir :

${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$

burada, σ( v ) bağıl hız v ' deki enine kesittir ve tüm hızlar üzerinden ortalama alınır.

Yarı-klasik olarak, kesit , de Broglie dalga boyunun nerede olduğu ile orantılıdır . Böylece yarı-klasik olarak enine kesit ile orantılıdır . ${\displaystyle \pi \,\lambda ^{2}}$${\displaystyle \lambda =h/p}$${\textstyle {\frac {m}{E}}}$

Reaksiyon içerir Ancak, kuantum tünel bağlıdır düşük enerjilerde bir sönümleme üstel vardır Gamow'un faktörü D _{, G} , bir vererek Arrhenius denklemi :

${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}}$

burada S ( E ) nükleer etkileşimin ayrıntılarına bağlıdır ve bir kesit için çarpılan bir enerji boyutuna sahiptir.

Daha sonra Maxwell-Boltzmann dağılımını ve bağıntıyı kullanarak toplam reaksiyon hızını elde etmek için tüm enerjiler üzerinde bütünleşir :

${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^ {-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}2{\sqrt {\frac {E}{\pi (kT)^{3}}}}e^{ -{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{\text{R}}}}}dE}$

burada bir düşük kütle . ${\displaystyle m_{\text{R}}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

Bu entegrasyon, formun yüksek enerjilerinde ve Gamow faktöründen gelen düşük enerjilerde üstel bir sönümlemeye sahip olduğundan, integral, Gamow tepesi olarak adlandırılan , E _0'da , tepe noktası dışında hemen hemen her yerde kayboldu : ${\displaystyle \sim e^{-{\frac {E}{kT}}}}$

${\displaystyle {\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}}{E}}}-{\frac {E}{kT }}\sağ)\,=\,0}$

Böylece:

${\displaystyle E_{0}=\left({\frac {1}{2}}kT{\sqrt {E_{\text{G}}}}\sağ)^{\frac {2}{3}} }$

Üs daha sonra E ₀ civarında şu şekilde tahmin edilebilir:

${\displaystyle e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}\yaklaşık e^{-{\frac { 3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT} }\sağ)}$

Ve reaksiyon hızı yaklaşık olarak şu şekildedir:

${\displaystyle {\frac {r}{V}}\yaklaşık n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{\text{R }}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}} }}$

Değerleri , S ( E ₀ ) tipik olarak 10 ^-3 10 - ³ keV · b , ancak ilgili zaman büyük bir faktör ile bastırılır Beta çürümesi nedeniyle ara bağlı geometrisine göre (örn, diproton ) yarı ömrü ve proton-proton zincir reaksiyonunda olduğu gibi beta bozunma yarı ömrü . Anakol yıldızlarındaki tipik çekirdek sıcaklıklarının keV mertebesinde kT verdiğine dikkat edin.

Böylece, CNO döngüsündeki sınırlayıcı reaksiyon , proton yakalama¹⁴
₇n
, S ( E ₀ ) ~ S (0) = 3.5  keV·b'ye sahipken, proton-proton zincir reaksiyonunda sınırlayıcı reaksiyon , iki protondan döteryum oluşumu, çok daha düşük S ( E ₀ ) ~ S ( 0) = 4×10 ⁻²²  keV·b. Bu arada, önceki reaksiyon çok daha yüksek bir Gamow faktörüne sahip olduğundan ve tipik yıldızlardaki elementlerin göreceli bolluğundan dolayı , iki reaksiyon hızı, anakol yıldızlarının çekirdek sıcaklık aralıkları içindeki bir sıcaklık değerinde eşittir.

Referanslar

Notlar

alıntılar

daha fazla okuma

• Bethe, HA (1939). "Yıldızlarda Enerji Üretimi" . Fiziksel İnceleme . 55 (1): 541–7. Bibcode : 1939PhRv...55..103B . doi : 10.1103/PhysRev.55.103 . PMID  17835673 .
• Bethe, HA (1939). "Yıldızlarda Enerji Üretimi" . Fiziksel İnceleme . 55 (5): 434–456. Bibcode : 1939PhRv...55..434B . doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID  17835673 .
• Hoyle, F. (1954). "Çok sıcak yıldızlarda meydana gelen Nükleer Reaksiyonlar Üzerine: Karbondan nikele elementlerin sentezi". Astrofizik Dergi Eki . 1 : 121–146. Bibcode : 1954ApJS....1..121H . doi : 10.1086/190005 .
• Clayton, Donald D. (1968). Yıldız Evriminin İlkeleri ve Nükleosentez . New York: McGraw-Hill .
• Ray, A. (2004). "Termonükleer reaktörler olarak yıldızlar: Yakıtları ve külleri". arXiv : astro-ph/0405568 .
• G. Wallerstein ; I. Iben, Jr. ; P. Parker; AM Boesgaard ; GM Hale; AE Şampanya; et al. (1997). "Yıldızlardaki elementlerin sentezi: kırk yıllık ilerleme" (PDF) . Modern Fizik İncelemeleri . 69 (4): 995-1084. Bibcode : 1997RvMP...69..995W . doi : 10.1103/RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Orijinalinden (PDF) 2009-03-26 tarihinde arşivlendi . 2006-08-04 alındı .
• Woosley, SE ; A. Heger; TA Dokumacı (2002). "Büyük yıldızların evrimi ve patlaması" . Modern Fizik İncelemeleri . 74 (4): 1015-1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W . doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID  55932331 .
• Clayton, Donald D. (2003). Kozmos'taki İzotopların El Kitabı . Cambridge: Cambridge Üniversitesi Yayınları . ISBN'si 978-0-521-82381-4.

Dış bağlantılar

• Güneş Nasıl Parlıyor , John N. Bahcall (Nobel ödül sitesi, 6 Ocak 2020'ye erişildi)
• Nükleosentez içinde NASA 'Cosmicopia s