Ѕвездена нуклеосинтеза

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Ѕвездена нуклеосинтеза — процес во кој природните количества на хемиски елементи во ѕвездите се менуваат поради реакции на јадрена фузија во јадрата и внатрешните слоеви на ѕвездите. Со тек на времето, поради овие промени, ѕвездите еволуираат (стареат). Фузијата во јадрото ја зголемува атомската тежина на гасовитите елементи, што предизвикува губење на притисок и контракција, придружено со зголемување на температурата.[1] Ѕвездите го губат поголемиот дел од својата маса кога таа е исфрлена во подоцниот период од нивните ѕвездени животи, и на тој начин се зголемува количеството на елементи потешки од хелиум во меѓуѕвездениот медиум. Терминот нуклеосинтеза на супернова се користи да се опише создавањето на елементи за време на еволуцијата и експлозијата на ѕвезда пред супернова, како што предвидел Фред Хојл во 1954.[2] Поттик за развојот на теоријата за нуклеосинтеза била варијацијата на количеството на хемиски елементи во Вселената. Графикот на овие количества претставен како функција од атомскиот број на елементите има назабена форма која варира до стапки од десетици милиони. Ова укажува на природен процес различен од случајна распределба. Ваков график може да се види во теоријата за историја на нуклеосинтеза. Процесот на ѕвездената нуклеосинтеза е главен од неколкуте процеси именувани како нуклеосинтеза Втор поттик за разбирање на процесот на ѕвездената нуклеосинтеза се појавил во 20тиот век, кога било откриено дека долговечноста на Сонцето како извор на светлина и топлина се должи на енергијата ослободена од реакции на јадрена фузија.[3] Фузијата на јадра во ѕвезда, почнувајќи од изобилието на почетен водород и хелиум, ја обезбедува енергијата и синтетизира нови јадра како спореден продукт. Ова било откриено една деценија пред Втората светска војна. Продуктите од фузијата се ограничени само на оние елементи кои се малку потешки од оние кои се фузираат и поради тоа не придонесуваат многу кон промена на количината на елементите во природата. И покрај тоа, ова откритие придонело кон можноста за објаснувањето на овие количини на овој начин. Основната реакција која произведува енергија во Сонцето е јадрената фузија на јадра на водород, при што се формира хелиум, што се случува во јадрото на Сонцето на температура од 14 милиони келвини.

Историја[уреди | уреди извор]

Во 1920 Артур Едингтон предложил дека ѕвездите ја добиваат својата енергија од јадрена фузија на водород при што се добива хелиум и дека постои можност дека и потешките елементи се синтетизираат во ѕвезди.

Во 1920, Артур Едингтон, користејќи ги прецизните мерки за атомска маса на Франсис Вилијам Астон и првичниот предлог на Жан Батист Перен, предложил дека ѕвездите ја добиваат својата енергија од јадрена фузија на водород при што се добива хелиум и дека постои можност дека и потешките елементи се синтетизираат во ѕвезди. [4][5][6] Ова било првичен чекор кон идеата за нуклеосинтеза. Во 1928 Георгиј Гамов го извел Гамовиот фактор, квантно-механичка формула за веројатноста две јадра да се доближат доволно за да силната нуклеарна сила ја совлада Кулоновата бариера. Гамовиот фактор бил искористен во следната деценија од Аткинсон и Хоутерман и подноцна и од самиот Гамов и Едвард Телер за да се изведе брзината по која би се одвивале јадрените реакции на високите температури кои постојат во внатрешностите на ѕвездите. Во 1939, во статијата “Производство на енергија во ѕвездите”, Ханс Бете ги анализирал различните можности за реакции во кои водород се фузира во хелиум. [7] Ги дефинирал двата процеси кои верувал дека се извор на енергија во ѕвездите. Првиот, реакцијата на протон-протон низата, е доминантен извор на енергија во ѕвезди со маса до таа на Сонцето. Вториот процес, јаглерод-азот-кислород циклусот, бил сметан за поважен во помасивни ѕвезди, како и од Бете, така и од Карл Фридрих фон Вајзекер. Ова дело го засегало создавањето на енергија способно да ги одржува ѕвездите жешки. Чист физички опис на п-п низата и CNO циклусот се појавуваат во книга од 1968г. [8] Двете статии на Бете не се однесувале на создавањето на потешки јадра. Таа теорија ја основал Фред Хојл во 1946 со неговиот аргумент дека повеќе многу вжештени јадра би се формирале во железо.[9] Хојл го доследил тоа во 1954 со опширна статија која опишувала како напредни стадиуми на фузија во ѕвездите би синтетизирале елементи со маса меѓу јаглерод и железо. Ова е доминантното дело во ѕвездена нуклеосинтеза, [10] и покажало како најчестите елементи на Земјата биле синтетизирани од почетен водород и хелиум. Овие елементи стануваат се почести како старее галаксијата. Набрзо, Хојловата теорија била проширена да важи и за други процеси, почнувајќи со издавањето на славната критичка статија од Бурбиџ, Бурбиџ, Фаулер и Хојл (често именувана Б2ФХ статија) [11] Оваа статија ги собрала и префинила раните истражувања во едно големо дело кое го образложило постоењето на измерените релативни количества на елементите, но не ја објаснило Хојловата претстава за настанокот на примарните јадра од 1954 толку колку што претпоставиле многу. Само придонело за разбирањето на нуклеосинтезата на елементите потешки од железо. Значајни придонеси биле направени од Аластер ГВ Камерон и Доналд Д. Клејтон. Камерон го презентирал сопствениот самостоен пристап[12] (следејќи го Хојловиот пристап) на нуклеосинтеза. Тој вовел компјутери во временските пресметувања на еволуцијата на јадрени системи. Клејтон го пресметал првиот временски модел на S-Процесот [13] и на R-процесот, [14] како и горењето на силициум во изобилие на алфа-честичка јадра и елементи од групата на железото.[15] и открил радиогенски хронологии[16] за определување на староста на елементите. Целото поле на истражување брзо се ширело во 1970тите.

Главни реакции[уреди | уреди извор]

Пресек на црвен џин кој ја прикажува нуклеосинтезата на елементите

Најважните реакции при ѕвездена нуклеосинтеза се:

Горење на водород[уреди | уреди извор]

Илустрација на протон-протон низата
Преглед на јаглерод-азот-кислород циклусот. Јадрото на хелиум се ослободува во горно-левата стапка.

"Горење на водород" е израз кој астрономите го користат за ѕвездениот процес при кој се случува фузија на четири протони при што се добива хелиум-4. [17](Ова не треба да се помеша со хемиското горење на водород во оксидирачка атмосфера). Има два доминантни процеси при кои се одвива горењето на водородот. Во јадрата на ѕвезди од главната низа со помала маса, како Сонцето, доминантен процес е протон-протон низата. Ова создава хелиум-4 јадро со низа на реакции кои започнуваат со фузија на два протони при што се формира јадро на девутериум. [18] Последователниот процес на горење на девтериум го конзумира претходно постоечкиот девтериум во јадрото. П-П низата е релативно неосетлива кон температурата, па така горењето на водород може да се одвива во област до една третина на радиусот на ѕвездата и може да завзема половина од масата на ѕвездата. Како резултат, кај ѕвезди со маса 35% поголема од сонцето,[19] енергетскиот флукс кон површината е доволно низок за да јадрото остане зрачен слој, не станува струевито. [20] Во секој комплетен циклус на фузија, п-п низата ослободува 26.2 MeV.[18]

Во ѕвезди со повисока маса доминантен процес е јаглерод-азот-кислород циклусот (CNO циклус), кој е каталитички циклус кој користи јадра на јаглерод, азот и кислород како посредници за да создаде јадро на хелиум.[18] За време на целосен CNO циклус, се ослободува 25.0 MeV енергија. Разликата во енергија во споредба со п-п низата се објаснува со енергијата изгубена со емисија на неутрина. [18] CNO циклусот е многу осетлив кон температура и се одвива само во внатрешните 15% од масата на ѕвездата [21] Ова резултира кон интензивен надворешен енергетски флукс, кој не може да биде одржан од зрачниот пренос, и јадрото станува струевит слој, што предизвикува мешање на регионот каде гори водородот со околните региони богати со протони. [22] Оваа конвекција се случува кај ѕвезди каде CNO циклусот придонесува за повеќе од 20% од вкупната енергија. Како што ѕвездата старее и температурата на јадрото се зголемува, струевиот слој се смалува од 20% од масата, до највнатрешните 8% од масата. [21]

Видот на процес на горење на водород кој доминира во ѕвезда е одреден од тоа колку двете реакции зависат од температурата. П-П низата започнува на температури околку 4×106 K, [23] и затоа е доминантен процес кај помали ѕвезди. CNO циклус кој се одржува самостојно бара поголема температура од околу 15×106 K, но потоа побрзо расте неговата ефикасност како што расте температурата. [24] Над околу 17×106 K, CNO циклусот станува доминантен извор на енергија. Оваа температура се постигнува во ѕвезди од главната низа со барем 1.3 пати масата на Сонцето. [25] Сонцето има температура на јадрото од околу 15.7×106 K и само 0.8% од неговата енергија е прозиведена од CNO циклусот.[26] Како што старее ѕвезда, температурата на јадрото се зголемува, и поради тоа постепено се зголемува придонесот на CNO циклусот. [21]

Кога ѕвезда со маса од 0.5 до 10 пати таа на Сонцето ќе го конзумира речиси целиот водород во своето јадро, започнува да еволуира до црвен џин. Горењето на водород се одвива во слој кој опкружува инертно јадро од хелиум се додека растечката температура на јадрото не достигне 1×108 K. Тогаш започнува горењето на хелиум со термален процес наречен хелиумов блесок, а водородот продолжува да гори во тенок слој кој го опкружува сега активното јадро на хелиум. [20]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Доналд Д. Клетон, “Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза”, МекГро-Хил, Њу Јорк (1968) глава 6
  2. Ф. Хојл, Синтеза на елементи меѓу јаглерод и никел, Астрофизички Журнал, Дополнување 1,121(1954)
  3. Доналд Д. Клејтон, “Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза” , МекГро-Хил, Њу Јорк (1968), преиздадена од печатницата на универзитетот на Чикаго (1983)
  4. А.С. Едингтон, “Внатрешната градба на ѕвездите”, “Опсерваторијата”, ”43”, 341 (1920)http://adsabs.harvard.edu/abs/1920Obs....43..341E
  5. А.С. Едингтон, “Внатрешната градба на ѕвездите”, “Природа”, “106”, 106 (1920) http://adsabs.harvard.edu/abs/1920Natur.106...14E
  6. Зошто ѕвездите светат Д. Селе, Гајдстар(Астрономски друштво на Хјустон), октомври 2012, стр. 6-8
  7. Производство на енергија во ѕвездите од Ханс Бете
  8. Доналд. Д Клејтон, Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза, МекГро-Хил, Њу Jорк (1968)
  9. Ф. Хојл (1946 г). Синтеза на елементи меѓу јаглерод и никел. „Астрофизички Журнал“ том  106: 343–383. 
  10. Д. Д. Клејтон, Хојлова равенка, “Наука”, “318”, 1876-77 (2007)
  11. Е. М. Бурбиџ; Г. Р. Бурбиџ; В. А. Фаулер; Ф. Хојл (1957 г). Синтеза на елемнти во ѕвездите. „Преглед на модерната физика“ том  29 (4): 547–650. https://www.pmf.unizg.hr/_download/repository/burbidge_RMP_29_547_1957.pdf. 
  12. А. Г. В. Камерон, Ѕвездена еволуција, Нуклеарна астрофизика и нуклеогенеза, Чалк Ривер(Канада), Извештај CRL-41 (1957)
  13. Доналд Д. Клејтон, В.А. Фаулер, Т.Т. Хал, и Б. А. Цимерман, “Низи на заробување неутрони во синтеза на тешки елементи”, “Годишник на Физиката”, “12”, 331-408, (1961)
  14. Сигер, П.А. , В.А. Фаулер и Доналд Д. Клејтон, “Нуклеосинтеза на тешки елементи со заробување на неутрони”, “Астрофизички журнал, дополнување”, “XI”121-66, (1965)
  15. Бодански, Д., Доналд Д Клејтон, и В. А. Фаулер, “ Нуклеосинтеза за време на горењето на силициум”, “Физички критикувачки писма”, 20, 161–64, (1968); Бодански, Д., Доналд Д. Клејтон и В. А. Фаулер, Нуклеарна полу-рамнотежа за време на горење на силициум, “Астрофизички журнал, дополнување” Бр. 148, 16, 299–371, (1968)
  16. Доналд Д. Клејтон “Косморадиогенски хронологии на нуклеосинтеза”, “Астрофизички журнал”, 139, 637–63, (1964)
  17. Џонс, Лорен В. (2009), Ѕвезди и галаксии, Гринвудови водичи за вселената, ABC-CLIO, стр. 65–67, ISBN 0-313-34075-7 
  18. 18,0 18,1 18,2 18,3 Вом-Витенс, Ерика (1992), Вовед во ѕвездена астрофизика 3, Универзитет на Кембриџ, стр. 93–100, ISBN 0-521-34871-4 
  19. Рајнерс, А.; Басри, Г. (2009 г). За магнетната топологија на делумно и целосно струевити ѕвезди. „Астрономија и астрофизика“ том  496 (3): 787–790. doi:10.1051/0004-6361:200811450. Bibcode2009A&A...496..787R. 
  20. 20,0 20,1 де Лур, Камиел В.Х.; Дум, Ц. (1992), Структура и еволуција на единечни и бинарни ѕвезди, Астрофизичка и вселенска научна библиотека 179, Спрингер, стр. 200–214, ISBN 0-7923-1768-8 
  21. 21,0 21,1 21,2 Џефри, Ц. Симон (2010), "Ѕвездена структура и еволуција: Вовед", Во Госвами, А.; Реди, Б. Е., Принципи и перспективи во козмохемија, Спрингер, стр. 64–66, ISBN 3-642-10368-5 
  22. Картунен, Хану; Оха, Хајки (2007), Фундаментална астрономија, Спрингер, стр. 247, ISBN 3-540-34143-9 
  23. Рид, И. Нил; Хаули, Сузана Л. (2005), Нова светлина на темни ѕвезди: црвени џуџиња, ѕвезди со мала маса, кафеави џуџиња, Спрингер-Праксис книги за астрофизика и астрономија (втора изд.), Спрингер, стр. 108, ISBN 3-540-25124-3 
  24. Саларис, Маурицио; Касизи, Санти (2005), Еволуција на ѕвезди и популации на ѕвезди, Џон Вилеј и синови, стр. 119–123, ISBN 0-470-09220-3 
  25. Шулер, С. Ц.; Кинг, Џ. Р.; Л, -С. (2009), "Ѕвездена нуклеосинтеза во Хадовата отворена група", Астрофизички журнал 701 (1): 837–849, Bibcode:2009ApJ...701..837S, arXiv:0906.4812, doi:10.1088/0004-637X/701/1/837 
  26. Гупил, М. Ж.; Лебретон, И.; Маркез, Ј. П.; Самади, Р.; Баудин, Ф. (2011), "Отворени проблеми за испитување внатрешности на сончеви осцилирачки ѕвезди од главна низа. Од Сонцето до речиси сонца", Журнал за Физика: Конференциска серија 271 (1): 012031, Bibcode:2011JPhCS.271a2031G, arXiv:1102.0247, doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031 

Понатамошно читање[уреди | уреди извор]

Надворешни Врски[уреди | уреди извор]