Stelární nukleosyntéza - Stellar nucleosynthesis

Logaritmus relativního energetického výdeje (ε) fúzních procesů proton – proton (PP), CNO a Triple-α při různých teplotách (T). Přerušovaná čára ukazuje kombinovanou generaci energie procesů PP a CNO uvnitř hvězdy. Při teplotě jádra Slunce je proces PP účinnější.

Stellar nucleosynthesis je tvorba (nucleosynthesis) z chemických prvků pomocí jaderné fúzní reakce uvnitř hvězd. Stellar nucleosynthesis došlo od původního výtvoru z vodíku , helia a lithia během Velkého třesku . Jako prediktivní teorie poskytuje přesné odhady pozorovaného množství prvků. Vysvětluje, proč se pozorované nadbytky prvků v čase mění a proč jsou některé prvky a jejich izotopy mnohem hojnější než jiné. Teorii původně navrhl Fred Hoyle v roce 1946, který ji později upřesnil v roce 1954. Další pokroky byly učiněny, zejména pokud jde o nukleosyntézu neutronovým zachycením prvků těžších než železo, Margaret a Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler a Hoyle ve svých slavných 1957 Papír B 2 FH , který se stal jedním z nejcitovanějších článků v historii astrofyziky.

Hvězdy se vyvíjejí v důsledku změn ve svém složení (množství jejich prvků) v průběhu jejich životnosti, nejprve spalováním vodíku ( hvězda hlavní posloupnosti ), poté heliem ( hvězda horizontální větve ) a postupným spalováním vyšších prvků. To však samo o sobě významně nemění množství prvků ve vesmíru, protože prvky jsou obsaženy uvnitř hvězdy. Později ve svém životě bude hvězda s nízkou hmotností pomalu vysouvat svou atmosféru hvězdným větrem a vytvářet planetární mlhovinu , zatímco hvězda s vyšší hmotností vysune hmotu náhlou katastrofickou událostí zvanou supernova . Termín nukleosyntéza supernovy se používá k popisu vytváření prvků během exploze hmotné hvězdy nebo bílého trpaslíka.

Pokročilá sekvence spalování paliv je poháněna gravitačním kolapsem a s ním spojeným ohřevem, což má za následek následné spalování uhlíku , kyslíku a křemíku . Většina nukleosyntézy v hmotnostním rozmezí A = 28–56 (od křemíku po nikl) je však ve skutečnosti způsobena kolapsem horních vrstev hvězdy na jádro , což vytváří tlakovou rázovou vlnu odskakující směrem ven. Přední část nárazu krátce zvýší teplotu zhruba o 50%, což způsobí zuřivé pálení asi na sekundu. Toto konečné spalování v hmotných hvězdách, nazývané výbušná nukleosyntéza nebo nukleosyntéza supernovy , je poslední epochou hvězdné nukleosyntézy.

Podnětem k rozvoji teorie nukleosyntézy bylo objevení variací v množství prvků nacházejících se ve vesmíru . Potřeba fyzického popisu již byla inspirována relativním množstvím chemických prvků ve sluneční soustavě. Tyto hojnosti, jsou -li vyneseny do grafu jako funkce atomového čísla prvku, mají zubatý tvar pilovitého zubu, který se liší podle faktorů desítek milionů (viz historie teorie nukleosyntézy ). To naznačuje přirozený proces, který není náhodný. Druhý podnět k pochopení procesů hvězdné nukleosyntézy nastal v průběhu 20. století, kdy bylo zjištěno, že energie uvolněná z reakcí jaderné fúze odpovídá za dlouhověkost Slunce jako zdroje tepla a světla.

Dějiny

V roce 1920, Arthur Eddington navrhuje, aby hvězdy získat energii z jaderné fúze z vodíku , za vzniku helium a také zvýšila možnost, že těžší prvky se vyrábějí v hvězdy.

V roce 1920, Arthur Eddington , na základě přesné měření atomových hmotností podle FW Aston a předběžné návrh od Jean Perrin , navrženo, aby hvězdy získat energii z jaderné fúze z vodíku , za vzniku helia a zvýšila možnost, že těžší prvky jsou vyrobeno ve hvězdách. To byl předběžný krok k myšlence hvězdné nukleosyntézy. V roce 1928 George Gamow odvodil to, čemu se nyní říká Gamowův faktor , kvantově mechanický vzorec, který dává pravděpodobnost, že dvě sousedící jádra překonají elektrostatickou Coulombovu bariéru mezi sebou a dostanou se k sobě dostatečně blízko, aby prošly jadernou reakcí v důsledku silné jaderné síly, která je účinný pouze na velmi krátké vzdálenosti. V následujícím desetiletí byl Gamowův faktor použit Atkinsonem a Houtermansem a později Edwardem Tellerem a samotným Gamowem k odvození rychlosti, s jakou by jaderné reakce probíhaly při vysokých teplotách, o nichž se věří, že existují v hvězdných interiérech.

V roce 1939 Hans Bethe v Nobelově přednášce s názvem „Výroba energie ve hvězdách“ analyzoval různé možnosti reakcí, při nichž se vodík fúzuje na helium. Definoval dva procesy, které považoval za zdroje energie ve hvězdách. První z nich, řetězová reakce proton – proton , je dominantním zdrojem energie ve hvězdách s hmotností zhruba do hmotnosti Slunce. Druhý proces, cyklus uhlík-dusík-kyslík , o kterém uvažoval také Carl Friedrich von Weizsäcker v roce 1938, je důležitější u hmotnějších hvězd hlavní sekvence. Tyto práce se týkaly generování energie schopné udržet hvězdy horké. Jasný fyzický popis řetězce proton – proton a cyklu CNO se objevuje v učebnici z roku 1968. Betheho dva dokumenty se však nezabývaly tvorbou těžších jader. Tuto teorii zahájil Fred Hoyle v roce 1946 svým argumentem, že by se kolekce velmi horkých jader termodynamicky spojila v železo . Hoyle to následoval v roce 1954 článkem popisujícím, jak pokročilé fáze fúze v hmotných hvězdách syntetizují prvky od uhlíku po železo ve hmotě.

Hoyleova teorie byla rozšířena o další procesy, počínaje vydáním recenzního příspěvku z roku 1957 „Syntéza prvků ve hvězdách“ od Burbidge , Burbidge , Fowler a Hoyle , běžněji označovaného jako papír B 2 FH . Tento přehledový dokument shromáždil a zpřesnil dřívější výzkum silně citovaného obrázku, který dával příslib účtování pozorovaného relativního množství prvků; ale to samo o sobě nezvětšilo Hoyleův obraz z roku 1954 o původu primárních jader tak, jak mnozí předpokládali, kromě chápání nukleosyntézy těch prvků těžších než železo zachycováním neutronů. Významná vylepšení provedli Alastair GW Cameron a Donald D. Clayton . V roce 1957 Cameron představil svůj vlastní nezávislý přístup k nukleosyntéze, informovaný Hoyleovým příkladem, a zavedl počítače do časově závislých výpočtů vývoje jaderných systémů. Clayton vypočítal první časově závislé modely s -procesu v roce 1961 a r -procesu v roce 1965, stejně jako spalování křemíku na hojná jádra alfa-částic a prvků skupiny železa v roce 1968 a objevil radiogenní chronologie pro určování stáří prvků.

Průřez superobra ukazující nukleosyntézu a vytvořené prvky.

Klíčové reakce

Verze periodické tabulky uvádějící původ prvků - včetně hvězdné nukleosyntézy -. Prvky nad 94 jsou vyrobeny člověkem a nejsou zahrnuty.

Nejdůležitější reakce ve hvězdné nukleosyntéze:

Fúze vodíku

Proton – protonová řetězová reakce
Cyklus CNO-I
Hélium se uvolňuje v levém horním kroku.

Fúze vodíku (jaderná fúze čtyř protonů za vzniku jádra helium-4 ) je dominantní proces, který generuje energii v jádrech hvězd hlavní sekvence . Říká se mu také „spalování vodíku“, což by nemělo být zaměňováno s chemickým spalováním vodíku v oxidační atmosféře. Existují dva převládající procesy, kterými dochází k hvězdné fúzi vodíku: řetězec proton – proton a cyklus uhlík – dusík – kyslík (CNO). Devadesát procent všech hvězd, s výjimkou bílých trpaslíků , spojuje vodík těmito dvěma procesy.

V jádrech hvězd s nižší hmotností v hlavní sekvenci, jako je Slunce , je dominantní proces výroby energie řetězová reakce proton – proton . To vytváří jádro helium-4 prostřednictvím sekvence reakcí, které začínají fúzí dvou protonů za vzniku jádra deuteria (jeden proton plus jeden neutron) spolu s vysunutým pozitronem a neutrinem. V každém úplném fúzním cyklu uvolní řetězová reakce proton – proton asi 26,2 MeV. Cyklus řetězové reakce proton – proton je relativně necitlivý na teplotu; 10% nárůst teploty by zvýšil výrobu energie touto metodou o 46%, a proto se tento proces fúze vodíku může objevit až ve třetině poloměru hvězdy a zabírat polovinu hmotnosti hvězdy. U hvězd nad 35% hmotnosti Slunce je energetický tok směrem k povrchu dostatečně nízký a přenos energie z oblasti jádra zůstává spíše přenosem sálavého tepla než pomocí konvekčního přenosu tepla . Výsledkem je malé přimíchávání čerstvého vodíku do jádra nebo fúzní produkty směrem ven.

U hvězd s vyšší hmotností je dominantním procesem výroby energie cyklus CNO , což je katalytický cyklus, který využívá jako prostředník jádra uhlíku, dusíku a kyslíku a nakonec produkuje jádro helia jako u řetězce proton – proton. Během celého cyklu CNO se uvolní 25,0 MeV energie. Rozdíl v produkci energie tohoto cyklu ve srovnání s řetězovou reakcí proton -proton je způsoben energií ztracenou emisí neutrin . Cyklus CNO je velmi citlivý na teplotu, 10% nárůst teploty by způsobil 350% nárůst výroby energie. Asi 90% energie cyklu CNO se odehrává uvnitř 15% hmotnosti hvězdy, a proto je silně koncentrována v jádru. Výsledkem je tak intenzivní vnější tok energie, že přenos konvekční energie se stává důležitější než přenos radiační . V důsledku toho se oblast jádra stane konvekční zónou , která míchá oblast fúze vodíku a udržuje ji dobře promíchanou s okolní oblastí bohatou na protony. K tomuto jádrovému proudění dochází u hvězd, kde cyklus CNO přispívá více než 20% z celkové energie. Jak hvězda stárne a teplota jádra se zvyšuje, oblast obsazená konvekční zónou se pomalu zmenšuje z 20% hmoty dolů na vnitřních 8% hmoty. Naše Slunce produkuje řádově 1% své energie z cyklu CNO.

Typ procesu fúze vodíku, který ve hvězdě dominuje, je určen rozdíly v teplotní závislosti mezi oběma reakcemi. Řetězová reakce proton – proton začíná přibližně při teplotách4 × 10 6  K , což je dominantní mechanismus fúze v menších hvězd. Samoúdržbový řetězec CNO vyžaduje vyšší teplotu přibližně16 x 10 6  K , ale potom se zvyšuje rychleji v účinnosti jako teplota stoupá, než dělá protonů reakci. Nahoře přibližně17 x 10 6  K , CNO cyklus se stává hlavním zdrojem energie. Této teploty je dosaženo v jádrech hvězd hlavní posloupnosti s nejméně 1,3násobkem hmotnosti Slunce . Samotné Slunce má jádrovou teplotu přibližně15,7 x 10 6  K . Jak hvězda hlavní sekvence stárne, teplota jádra bude stoupat, což bude mít za následek neustále rostoucí příspěvek jejího cyklu CNO.

Fúze hélia

Hvězdy hlavní posloupnosti akumulují ve svých jádrech helium v ​​důsledku fúze vodíku, ale jádro není dostatečně horké, aby zahájilo fúzi helia. Fúze hélia nejprve začíná, když hvězda opustí rudou obří větev poté, co v jejím jádru nashromáždí dostatečné množství helia, aby ji zapálila. Ve hvězdách kolem hmotnosti Slunce to začíná na špičce rudé obří větve bleskem hélia z degenerovaného jádra hélia a hvězda se přesune do horizontální větve, kde ve svém jádru spaluje helium. Hmotnější hvězdy zapálí ve svém jádru helium bez blesku a před dosažením asymptotické obří větve provedou modrou smyčku . Taková hvězda se zpočátku vzdaluje od AGB směrem k modřejším barvám, poté se opět vrací k tomu, čemu se říká Hayashiho dráha . Důležitým důsledkem modrých smyček je, že vedou ke vzniku klasických cefeidních proměnných , které mají zásadní význam při určování vzdáleností v Mléčné dráze a blízkých galaxiích. Navzdory názvu hvězdy na modré smyčce z červené obří větve obvykle nemají modrou barvu, ale jsou spíše žlutými obry, případně proměnnými Cepheid. Fúzují hélium, dokud není jádro z velké části uhlík a kyslík . Nejhmotnější hvězdy se stanou superobry, když opustí hlavní sekvenci a rychle začnou fúzi hélia, když se stanou červenými superobry . Poté, co je hélium vyčerpáno v jádru hvězdy, bude pokračovat ve skořápce kolem jádra uhlík-kyslík.

Ve všech případech je helium fúzováno na uhlí procesem triple-alfa, tj. Tři jádra hélia jsou transformována na uhlík pomocí 8 Be . To pak může tvořit kyslík, neon a těžší prvky pomocí alfa procesu. Tímto způsobem alfa proces přednostně produkuje prvky se sudým počtem protonů zachycením jader helia. Prvky s lichým počtem protonů jsou tvořeny jinými fúzními cestami.

Rychlost reakce

Hustota reakční rychlosti mezi druhy A a B s hustotou čísel n A , B je dána vztahem:

kde k je konstanta reakční rychlosti každé jednotlivé elementární binární reakce skládající se z procesu jaderné fúze :

zde σ ( v ) je průřez při relativní rychlosti v a průměrování se provádí pro všechny rychlosti.

Semi-klasicky je průřez úměrný , kde je de Broglieova vlnová délka . Poloklasicky je tedy průřez úměrný .

Protože však reakce zahrnuje kvantové tunelování , dochází při nízkých energiích k exponenciálnímu tlumení, které závisí na Gamowově faktoru E G , což dává Arrheniovu rovnici :

kde S ( E ) závisí na podrobnostech jaderné interakce a má rozměr energie vynásobený pro průřez.

Poté se integruje přes všechny energie, aby se získala celková reakční rychlost, pomocí Maxwellovy -Boltzmannovy distribuce a vztahu:

kde je snížená hmotnost .

Protože tato integrace má exponenciální tlumení při vysokých energiích formy a při nízkých energiích z Gamowova faktoru, integrál téměř zmizel všude kromě kolem vrcholu, nazývaného Gamowův vrchol , v E 0 , kde:

Tím pádem:

Exponent pak lze aproximovat kolem E 0 jako:

A rychlost reakce je aproximována jako:

Hodnoty S ( E 0 ), jsou obvykle 10 -3 - 10 3 keV · b , ale jsou tlumeny významným faktorem při zahrnující beta rozpad , v důsledku vztahu mezi střední vázaného stavu (např diproton ) poločasu a poločas rozpadu beta, jako v řetězové reakci proton – proton . Všimněte si, že typické teploty jádra u hvězd hlavní posloupnosti udávají kT řádově keV.

Omezující reakce v cyklu CNO , zachycení protonů14
7
N.
, má S ( E 0 ) ~ S (0) = 3,5  keV · b, zatímco omezující reakce v řetězové reakci proton – proton , tvorba deuteria ze dvou protonů, má mnohem nižší S ( E 0 ) ~ S ( 0) = 4 × 10 −22  keV · b. Mimochodem, protože dřívější reakce má mnohem vyšší faktor Gamow a vzhledem k relativnímu množství prvků v typických hvězdách jsou obě reakční rychlosti stejné při teplotní hodnotě, která je v rozmezí teplot jádra hvězd hlavní posloupnosti.

Reference

Poznámky

Citace

Další čtení

externí odkazy