Gwiezdna nukleosynteza

Logarytm względnej produkcji energii (ε) procesów syntezy proton-proton (PP), CNO i Triple-α w różnych temperaturach (T). Linia przerywana pokazuje połączone wytwarzanie energii w procesach PP i CNO w gwieździe. W temperaturze rdzenia Słońca proces PP jest bardziej wydajny.

Gwiezdna nukleosynteza to tworzenie ( nukleosynteza ) pierwiastków chemicznych w wyniku reakcji syntezy jądrowej w gwiazdach. Gwiezdna nukleosynteza zachodzi od czasu powstania wodoru , helu i litu podczas Wielkiego Wybuchu . Jako teoria predykcyjna , daje dokładne oszacowanie obserwowanej obfitości pierwiastków. Wyjaśnia, dlaczego obserwowane obfitości pierwiastków zmieniają się w czasie i dlaczego niektóre pierwiastki i ich izotopy występują znacznie częściej niż inne. Teoria ta została początkowo zaproponowana przez Freda Hoyle'a w 1946 r., który później udoskonalił ją w 1954 r. Dalsze postępy, zwłaszcza w nukleosyntezie pierwiastków cięższych od żelaza przez wychwytywanie neutronów , dokonali Margaret i Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler i Fred Hoyle w ich słynny 1957 B ² Artykuł FH , który stał się jednym z najczęściej cytowanych artykułów w historii astrofizyki.

Gwiazdy ewoluują ze względu na zmiany w ich składzie (obfitość ich pierwiastków składowych) na przestrzeni ich życia, najpierw poprzez spalanie wodoru ( gwiazda ciągu głównego ), następnie helu ( gwiazda gałęzi poziomej ) i stopniowe spalanie wyższych pierwiastków. Jednak samo to nie zmienia znacząco obfitości pierwiastków we wszechświecie, ponieważ pierwiastki te są zawarte w gwieździe. W późniejszym okresie swojego życia gwiazda o małej masie będzie powoli wyrzucać swoją atmosferę przez wiatr gwiazdowy , tworząc mgławicę planetarną , podczas gdy gwiazda o większej masie wyrzuci masę w wyniku nagłego katastrofalnego zdarzenia zwanego supernową . Termin nukleosynteza supernowej jest używany do opisania powstawania pierwiastków podczas eksplozji masywnej gwiazdy lub białego karła.

Zaawansowana sekwencja spalania paliw jest napędzana przez kolaps grawitacyjny i związane z nim ogrzewanie, w wyniku którego następuje spalanie węgla , tlenu i krzemu . Jednak większość nukleosyntezy w zakresie mas A = 28–56 (od krzemu do niklu) jest w rzeczywistości spowodowana zapadaniem się górnych warstw gwiazdy na jądro , tworząc kompresyjną falę uderzeniową odbijanie się na zewnątrz. Front szoku na krótko podnosi temperaturę o około 50%, powodując w ten sposób wściekłe spalanie przez około sekundę. To ostateczne spalenie w masywnych gwiazdach, zwane wybuchową nukleosyntezą lub nukleosyntezą supernowej , jest ostatnią epoką gwiezdnej nukleosyntezy.

Impulsem do rozwoju teorii nukleosyntezy było odkrycie zmienności obfitości pierwiastków występujących we wszechświecie . Potrzeba opisu fizycznego została już zainspirowana względną obfitością pierwiastków chemicznych w Układzie Słonecznym. Te obfitości, gdy są wykreślone na wykresie jako funkcja liczby atomowej pierwiastka, mają postrzępiony kształt piłokształtny, który zmienia się w dziesiątkach milionów razy (patrz historia teorii nukleosyntezy ). Sugerowało to naturalny proces, który nie jest przypadkowy. Drugi bodziec do zrozumienia procesów gwiezdnej nukleosyntezy pojawił się w XX wieku, kiedy zdano sobie sprawę, że energia uwolniona z reakcji syntezy jądrowej odpowiada za długowieczność Słońca jako źródła ciepła i światła.

Historia

W 1920 roku Arthur Eddington zaproponował, że gwiazdy czerpią energię z syntezy jądrowej wodoru w celu utworzenia helu , a także podniósł możliwość, że w gwiazdach powstają cięższe pierwiastki .

W 1920 roku Arthur Eddington , opierając się na precyzyjnych pomiarach mas atomowych FW Astona i wstępnej sugestii Jeana Perrina , zaproponował, że gwiazdy czerpią energię z syntezy jądrowej wodoru , tworząc hel , i podniósł możliwość, że cięższe pierwiastki są produkowany w gwiazdach. Był to wstępny krok w kierunku idei gwiezdnej nukleosyntezy. W 1928 roku George Gamow wyprowadził coś, co obecnie nazywa się czynnikiem Gamowa , mechaniką kwantową wzór dający prawdopodobieństwo, że dwa sąsiednie jądra pokonają między sobą elektrostatyczną barierę kulombowską i zbliżą się do siebie na tyle blisko, aby zajść reakcja jądrowa z powodu silnego oddziaływania jądrowego , które jest skuteczne tylko na bardzo krótkich odległościach. W następnym dziesięcioleciu czynnik Gamowa został wykorzystany przez Atkinsona i Houtermansa , a później przez Edwarda Tellera i samego Gamowa do wyznaczenia szybkości, z jaką zachodziłyby reakcje jądrowe w wysokich temperaturach, o których uważa się, że istnieją we wnętrzach gwiazd.

W 1939 roku w wykładzie Nobla zatytułowanym „Produkcja energii w gwiazdach” Hans Bethe przeanalizował różne możliwości reakcji, w których wodór jest przekształcany w hel. Zdefiniował dwa procesy, które uważał za źródła energii w gwiazdach. Pierwsza z nich, reakcja łańcuchowa proton-proton , jest dominującym źródłem energii w gwiazdach o masach zbliżonych do masy Słońca. Drugi proces, cykl węgiel-azot-tlen , który był również rozważany przez Carla Friedricha von Weizsäckera w 1938 roku, jest ważniejsza w bardziej masywnych gwiazdach ciągu głównego. Prace te dotyczyły wytwarzania energii zdolnej do utrzymywania gwiazd w stanie gorącym. Wyraźny fizyczny opis łańcucha proton-proton i cyklu CNO pojawia się w podręczniku z 1968 roku. Jednak dwa artykuły Bethe nie dotyczyły tworzenia cięższych jąder. Teoria ta została zapoczątkowana przez Freda Hoyle'a w 1946 r. jego argumentem, że zbiór bardzo gorących jąder złoży się termodynamicznie w żelazo . Hoyle podążył za tym w 1954 roku, publikując artykuł opisujący, w jaki sposób zaawansowane etapy syntezy jądrowej w masywnych gwiazdach mogłyby zsyntetyzować pierwiastki od węgla do żelaza w masie.

Teoria Hoyle'a została rozszerzona na inne procesy, poczynając od publikacji artykułu przeglądowego z 1957 r. „Synthesis of the Elements in Stars” autorstwa Burbidge'a , Burbidge'a , Fowlera i Hoyle'a , częściej określanego jako artykuł B ² FH . W tym artykule przeglądowym zebrano i udoskonalono wcześniejsze badania, tworząc często cytowany obraz, który dawał obietnicę wyjaśnienia obserwowanych względnych obfitości pierwiastków; ale samo w sobie nie poszerzyło obrazu Hoyle'a z 1954 r. dotyczącego pochodzenia jąder pierwotnych tak bardzo, jak wielu zakładało, z wyjątkiem zrozumienia nukleosyntezy tych pierwiastków cięższych od żelaza przez wychwytywanie neutronów. Znaczących ulepszeń dokonali Alastair GW Cameron i Donald D. Clayton . W 1957 roku Cameron przedstawił własne, niezależne podejście do nukleosyntezy, wzorowane na przykładzie Hoyle'a, i wprowadził komputery do zależnych od czasu obliczeń ewolucji systemów jądrowych. Clayton obliczył pierwsze zależne od czasu modele procesu s w 1961 r. i procesu r w 1965 r., a także spalania krzemu w obfite jądra cząstek alfa i pierwiastki z grup żelaza w 1968 r. i odkrył radiogeniczne chronologie do określania wieku elementów.

Przekrój nadolbrzyma przedstawiający nukleosyntezę i utworzone elementy.

Kluczowe reakcje

Wersja układu okresowego pierwiastków wskazująca na pochodzenie pierwiastków – w tym gwiezdną nukleosyntezę.

Najważniejsze reakcje w gwiezdnej nukleosyntezie:

• wodoru :
  • Fuzja deuteru
  • proton -proton
  • węgiel -azot-tlen
• Fuzja helu:
  • potrójnej alfa
  • Proces alfa
• Fuzja cięższych pierwiastków:
  • Spalanie litu : proces najczęściej spotykany u brązowych karłów
  • Proces spalania węgla
  • Proces spalania neonu
  • Proces spalania tlenu
  • Proces spalania krzemu
• Produkcja pierwiastków cięższych od żelaza :
  • neutronów :
    • Proces r
    • Proces s
  • Wychwytywanie protonów:
    • Proces rp
    • Proces p
  • Fotodezintegracja

Fuzja wodoru

Główne artykuły: reakcja łańcuchowa proton-proton , cykl CNO i fuzja deuteru

Reakcja łańcuchowa proton-proton

Cykl CNO-I Jądro helu jest uwalniane w lewym górnym kroku.

Fuzja wodoru (synteza jądrowa czterech protonów w celu utworzenia jądra helu-4 ) jest dominującym procesem generującym energię w rdzeniach gwiazd ciągu głównego . Nazywa się to również „spalaniem wodoru”, którego nie należy mylić z chemicznym spalaniem wodoru w atmosferze utleniającej . Istnieją dwa dominujące procesy, w których zachodzi gwiezdna fuzja wodoru: łańcuch proton-proton i cykl węgiel-azot-tlen (CNO). Dziewięćdziesiąt procent wszystkich gwiazd, z wyjątkiem białych karłów , łączą wodór w tych dwóch procesach.

W jądrach gwiazd ciągu głównego o mniejszej masie, takich jak Słońce , dominującym procesem produkcji energii jest reakcja łańcuchowa proton-proton . Tworzy to jądro helu-4 poprzez sekwencję reakcji, które rozpoczynają się od fuzji dwóch protonów w celu utworzenia jądra deuteru (jeden proton plus jeden neutron) wraz z wyrzuconym pozytonem i neutrinem. W każdym pełnym cyklu syntezy jądrowej reakcja łańcuchowa proton-proton uwalnia około 26,2 MeV. Cykl reakcji łańcuchowej proton-proton jest stosunkowo niewrażliwy na temperaturę; wzrost temperatury o 10% zwiększyłby produkcję energii tą metodą o 46%, stąd ten proces syntezy wodoru może zachodzić nawet w jednej trzeciej promienia gwiazdy i zajmować połowę masy gwiazdy. W przypadku gwiazd o masie powyżej 35% masy Słońca, tzw strumień energii w kierunku powierzchni jest wystarczająco niski, a przenoszenie energii z obszaru rdzenia odbywa się raczej na zasadzie radiacyjnej wymiany ciepła niż konwekcyjnej . W rezultacie dochodzi do niewielkiego mieszania świeżego wodoru z rdzeniem lub produktów syntezy jądrowej na zewnątrz.

W gwiazdach o większej masie dominującym procesem produkcji energii jest cykl CNO , który jest cyklem katalitycznym , w którym pośredniczą jądra węgla, azotu i tlenu, a na końcu powstaje jądro helu, podobnie jak w przypadku łańcucha proton-proton. Podczas pełnego cyklu CNO uwalniana jest energia 25,0 MeV. Różnica w produkcji energii w tym cyklu, w porównaniu z reakcją łańcuchową proton-proton, wynika z energii traconej przez neutrina emisja. Cykl CNO jest bardzo wrażliwy na temperaturę, wzrost temperatury o 10% spowodowałby wzrost produkcji energii o 350%. Około 90% generowania energii w cyklu CNO zachodzi w wewnętrznych 15% masy gwiazdy, stąd jest ona silnie skoncentrowana w jądrze. Powoduje to tak intensywny strumień energii na zewnątrz, że konwekcyjny transfer energii staje się ważniejszy niż transfer radiacyjny . W rezultacie region rdzenia staje się strefą konwekcji , który miesza region fuzji wodoru i utrzymuje go dobrze wymieszanym z otaczającym regionem bogatym w protony. Ta konwekcja rdzenia występuje w gwiazdach, w których cykl CNO dostarcza ponad 20% całkowitej energii. W miarę starzenia się gwiazdy i wzrostu temperatury jądra, obszar zajmowany przez strefę konwekcji powoli kurczy się z 20% masy do wewnętrznych 8% masy. Słońce wytwarza około 1% swojej energii z cyklu CNO.

Typ procesu syntezy wodoru, który dominuje w gwieździe, zależy od różnic w zależności od temperatury między dwiema reakcjami. Reakcja łańcuchowa proton-proton rozpoczyna się w temperaturze około   4 × 10 ⁶ K , co czyni ją dominującym mechanizmem syntezy jądrowej w mniejszych gwiazdach. Samopodtrzymujący się łańcuch CNO wymaga wyższej temperatury, około 16 × 10 ⁶ K , ale później wraz ze wzrostem temperatury zwiększa swoją wydajność szybciej niż reakcja proton-proton. Powyżej około 17 × 10 ⁶ K cykl CNO staje się dominującym źródłem energii. Taką temperaturę osiąga się w jądrach gwiazd ciągu głównego o masie co najmniej 1,3 masy Słońca . Samo Słońce ma temperaturę rdzenia około 15,7 × 10 ⁶ K. W miarę starzenia się gwiazdy ciągu głównego temperatura jądra będzie rosła, co spowoduje stały wzrost wkładu jej cyklu CNO.

Fuzja helu

Główne artykuły: proces potrójnej alfa i proces alfa

Gwiazdy ciągu głównego gromadzą hel w swoich jądrach w wyniku syntezy wodoru, ale jądro nie nagrzewa się na tyle, aby zainicjować syntezę helu. Fuzja helu rozpoczyna się po raz pierwszy, gdy gwiazda opuszcza gałąź czerwonego olbrzyma po zgromadzeniu wystarczającej ilości helu w swoim jądrze, aby ją zapalić. W gwiazdach o masie zbliżonej do Słońca zaczyna się to na końcu gałęzi czerwonego olbrzyma błyskiem helu ze zdegenerowanego jądra helowego, po czym gwiazda przesuwa się do poziomej gałęzi , gdzie spala hel w swoim jądrze. Bardziej masywne gwiazdy zapalają hel w swoim jądrze bez błysku i wykonują a niebieska pętla przed osiągnięciem asymptotycznej gigantycznej gałęzi . Taka gwiazda początkowo oddala się od AGB w kierunku bardziej niebieskich kolorów, po czym zapętla się z powrotem do tak zwanego toru Hayashi . Ważną konsekwencją niebieskich pętli jest to, że dają początek klasycznym zmiennym cefeid , które mają kluczowe znaczenie w określaniu odległości w Drodze Mlecznej i pobliskich galaktykach. Pomimo nazwy, gwiazdy na niebieskiej pętli z gałęzi czerwonego olbrzyma zazwyczaj nie mają koloru niebieskiego, ale są raczej żółtymi olbrzymami, prawdopodobnie zmiennymi cefeidami. Łączą hel, aż rdzeń jest w dużej mierze węgiel i tlen . Najbardziej masywne gwiazdy stają się nadolbrzymami, gdy opuszczają ciąg główny i szybko rozpoczynają syntezę helu, gdy stają się czerwonymi nadolbrzymami . Po wyczerpaniu helu w jądrze gwiazdy, fuzja helu będzie kontynuowana w powłoce wokół jądra węglowo-tlenowego.

We wszystkich przypadkach hel jest łączony z węglem w procesie potrójnej alfa, tj. trzy jądra helu są przekształcane w węgiel za pośrednictwem ⁸ Be . Może to następnie tworzyć tlen, neon i cięższe pierwiastki w procesie alfa. W ten sposób proces alfa preferencyjnie wytwarza pierwiastki o parzystej liczbie protonów poprzez wychwytywanie jąder helu. Pierwiastki o nieparzystej liczbie protonów powstają na innych szlakach syntezy jądrowej.

Szybkość reakcji

Gęstość szybkości reakcji między formami A i B , o gęstościach liczbowych n _{A , B} , jest dana wzorem:

${\ Displaystyle R = n_ {A} \, n_ {B} \, k}$

gdzie k jest stałą szybkości reakcji każdej pojedynczej elementarnej reakcji binarnej składającej się na proces syntezy jądrowej :

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

tutaj σ( v ) jest przekrojem poprzecznym przy prędkości względnej v , a uśrednianie jest przeprowadzane dla wszystkich prędkości.

Półklasycznie $Broglie'a$$_$ do gdzie fali de Zatem półklasycznie przekrój poprzeczny jest proporcjonalny do $\ textstyle {\ frac {m} {E}}}$ .

Ponieważ jednak reakcja obejmuje _tunelowanie kwantowe , przy niskich energiach występuje tłumienie wykładnicze, które zależy od współczynnika Gamowa EG , co daje równanie Arrheniusa :

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

gdzie S ( E ) zależy od szczegółów oddziaływania jądrowego i ma wymiar energii pomnożonej przez przekrój poprzeczny.

Następnie całkuje się po wszystkich energiach, aby uzyskać całkowitą szybkość reakcji, korzystając z rozkładu Maxwella – Boltzmanna i zależności:

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

gdzie ${\ Displaystyle m _ {\ tekst {R}} = {\ Frac {m_ {1} m_ {2}} {m_ {1} + m_ {2}}} }$ jest masą zredukowaną .

₀$to ma tłumienie wykładnicze$ energiach postaci i współczynnika Gamowa całka prawie zanikała wszędzie z wyjątkiem okolic piku, zwanego pikiem Gamowa , na E , gdzie:

${\ Displaystyle {\ Frac {\ częściowy} {\ częściowy E}} \ lewo (- {\ sqrt {\ Frac {E _ {\ tekst {G}}} {E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0}$

Zatem:

${\ Displaystyle E_ {0} = \ lewo ({\ Frac {1} {2}} kT {\ sqrt {E_ {\ tekst {G}}}} \ prawo )^{\frac {2}{3}}}$

₀ Wykładnik można następnie przybliżyć wokół E jako:

${\ Displaystyle e ^ {- {\ Frac {E} {kT}} - {\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}\około e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\ frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT}}\right)}$

A szybkość reakcji jest przybliżona jako:

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

₀ Wartości S ( E ) wynoszą typowo 10 ⁻³ – 10 ³ keV · b , ale są tłumione przez ogromny czynnik , gdy zachodzi rozpad beta , ze względu na związek między okresem półtrwania w pośrednim stanie związanym ( np. diproton ) a okresem półtrwania beta okres półtrwania rozpadu, jak w reakcji łańcuchowej proton-proton . Należy zauważyć, że typowe temperatury rdzenia w gwiazdach ciągu głównego dają kT rzędu keV.

_0 0  Tak więc reakcja ograniczająca w cyklu CNO , wychwyt protonu przez
¹⁴ ₇ N
, ma S ( E ) ~ S (0) = 3,5 keV·b, natomiast reakcja ograniczająca w łańcuchowej reakcji proton-proton , tworzenie deuteru z dwa protony, ma znacznie mniejsze S ( E ) ~ S (0) = 4×10 ⁻²² keV·b. Nawiasem mówiąc, ponieważ poprzednia reakcja ma znacznie wyższy współczynnik Gamowa i ze względu na względną obfitość pierwiastków w typowych gwiazdach obie szybkości reakcji są równe przy wartości temperatury mieszczącej się w zakresach temperatur rdzenia gwiazd ciągu głównego.

Dalsza lektura

•   Bethe, HA (1939). „Produkcja energii w gwiazdach” . Przegląd fizyczny . 55 (1): 541–7. Bibcode : 1939PhRv...55..103B . doi : 10.1103/PhysRev.55.103 . PMID 17835673 .
•   Bethe, HA (1939). „Produkcja energii w gwiazdach” . Przegląd fizyczny . 55 (5): 434–456. Bibcode : 1939PhRv...55..434B . doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID 17835673 .
• Hoyle, F. (1954). „O reakcjach jądrowych zachodzących w bardzo gorących gwiazdach: synteza pierwiastków od węgla do niklu”. Dodatek do dziennika astrofizycznego . 1 : 121–146. Bibcode : 1954ApJS....1..121H . doi : 10.1086/190005 .
• Clayton, Donald D. (1968). Zasady ewolucji gwiazd i nukleosyntezy . Nowy Jork: McGraw-Hill .
• Ray, A. (2004). „Gwiazdy jako reaktory termojądrowe: ich paliwa i popioły”. arXiv : astro-ph/0405568 .
• G. Wallersteina ; I. Iben, Jr .; P. Parkera; AM Boesgaard ; GM Hale; Szampan AE; i in. (1997). „Synteza pierwiastków w gwiazdach: czterdzieści lat postępu” (PDF) . Recenzje współczesnej fizyki . 69 (4): 995–1084. Bibcode : 1997RvMP...69..995W . doi : 10.1103/RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Zarchiwizowane od oryginału (PDF) w dniu 2009-03-26 . Źródło 2006-08-04 .
•   Woosley, SE ; A. Hegera; TA Tkacz (2002). „Ewolucja i eksplozja masywnych gwiazd” . Recenzje współczesnej fizyki . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W . doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 .
•   Clayton, Donald D. (2003). Podręcznik izotopów w kosmosie . Cambridge: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-82381-4 .

Linki zewnętrzne

• „How the Sun Shines” , John N. Bahcall (strona z nagrodą Nobla, dostęp 6 stycznia 2020 r.)
• Nukleosynteza w Cosmicopia NASA