Троен алфа-процес
Троен алфа-процес — збир од реакции на јадрено соединување со кои јадрата на хелиум-4 (алфа-честички) се преобразуват во јаглерод.[1][2]
Тројниот алфа-процес кај ѕвездите
[уреди | уреди извор]
Хелиумот се насобира во јадрата на ѕвездите како последица од протонско-протонската реакција и јаглеродно-азотно-кислородниот циклус (CNO-циклус).
Јадреносоединувачката реакција на две јадра од хелиум-4 дава берилиум-8, кој е многу нестабилен и се распаѓа на помали јадра со период на полураспад од 0 сек, освен ако во тој рок не се соедини друга алфачестичка со неговото јадро[3] за да предизвика возбуедена резонантна состојба на јаглерод-12,[4] наречена Хојлова состојба. Оваа состојба речиси секогаш води до распад на три алфа-честички, но еднаш на 2.421,3 пати ослободува енергија се менува во стабилен основен на јаглерод-12.[5] Кога ѕвездта ќе го потроши водородот што го соединува во јадрото, тоа почнува да се собира и загрева. Ако средишната температура дојде до 108 K,[6] шестпати поврело од Сончевото јадро, алфа-честичките можат да се соединуваат доволно бргу за да ја преминат пречката што ја поставува берилиумот-8 и произведуваат значителни количества на јаглерод-12.
Нето-енергијата ослободена во процесот изнесува 7,275 MeV.
Како прирдужен ефект на процесот, неоки јаглеродни јадра се соединуваат ос уште еден хелиун, создавајќи стабилен изотоп на кислород и енергија:
Јадреносоединувачката реакција на хелиум со водород дава литиум-5, кој е многу нестабилен и се распаѓа на помали јадра со полураспад од 0 сек.
Соединувањето со дополнителни хелиумски јадра може да создаде потешки елементи во ланец на ѕвездена нуклеосинтеза наречен алфа-процес, но овие реакции се значајно само при повисоки температури и притисоци отколку во јадрата што претрпуваат троен алфа-процес. Ова создава ситуација каде ѕвездената нуклеосинтеза произведува големи количества јаглерод и кислород, но само мал дел од нив се претвораат во неон и потешки елементи. Кислородот и јаглеродот се главниот „пепел“ од согорувањето на хелиум-4.
Прапочетен јаглерод
[уреди | уреди извор]Тројниот алфа-процес е неделотворен на притисок и тмпература во раната фаза на Големата експлозија. Една поселдица од ова е фактот тој настан не е произвел значителна количина на јаглерод.
Резонанции
[уреди | уреди извор]Под нормални услови, веројатноста да се случи троен алфа-процес е крајно мала. Меѓутоа, основната состојба н берилиумот-8 има речиси иста ренергија како две алфа-честички. Во вториот чекор 8Be + 4He има речисти иста енергија како возбудената состојба на 12C. Оваа резонанција во голема мера ја зголемува веројатноста дека дојдовната алфа-честичка ќе се здружи со берилиум-8 за да создат јаглерод. Постоењето на оваа резонанција било предвивдено од англискиот астроном Фред Хојл пред воопшто да биде забележана, бидејќи тој ја сметал за физички неопходна за постоењето на јаглерод во ѕвездите. Ова откритие довело до голема поддршка за Хојловата хипотеза за ѕвездена нуклеосинтеза, која постулира дека сите хемиски елементи првично произлегле од водород — вистинската прасупстанција. Антропниот принцип го дава образложението за тоа како јадрените резонанции се чувствтелно поставени за создавање на големи количества јаглерод и кислород во вселената.[7][8]
Нуклеосинтеза на тешки елементи
[уреди | уреди извор]Со понатамошното накачување на температурата и густината, соединувачките процези произведуваат нуклиди само до никел-56 (кој потоа се распаѓа во железо); потешките елементи (оние по Ni) се создаваат претежно со неутронски зафат. Бавното зафаќање на неутроните, s-процесот, ги произведува половината елементи по железото. Другата половина се произведени од брзо зафаќање наречено r-процесот, кое веројатно се одвива во супернови со пропаднато јадро и потоа со спојувањата на неутронски ѕвезди.[9]
Брзина на реакцијата и ѕвезден развој
[уреди | уреди извор]Чекорите на тројниот алфа-процес во голема мера зависат од температурата и густината на ѕвездениот материјал. Моќта ослободена од реакцијата е приблжно сразмерна на температурата на 40-ти степен, а густината на квадрат.[10] За разлика од ова, протонско-протонската реакција произведува енергија со стапка сразмерна на 4-ти степен од температурата, CNO-циклусот на околу 17-ти степен од температурата, и двете се правосразмерни на густината. Силната температурна зависност има последици врз доцната фаза на ѕвездениот развој, фазата на црвен џин.
Кај ѕвездите со пониска маса на гранката на црвени џинови, понатамошната пропаст на хелиумот што се насобира во јадрото е спречена само поради притисокот на електронска изроденост. Сето изродено јадро има иста температура и притисок, па така, кога густината ќе стане превисока, низ јадрото започнува соединување преку стапка на тројниот алфа-процес. Јадрото не може да се шири во одговор на зголеменото производство на енергија сè додека притисокот не стане доволно висок за да ја надмине изроденоста. Како последица од ова, температурата се накачува, предизвикувајќи зголемена стапка на реакции и самопотхранување, што води до станува изливна реакција. Овој просес, наречен хелиумски блесок, трае неколку секунди, но согорува 60–80 % од хелиумот во јадрото. Во теко на блесокот на јадрото, производството на енергија во ѕвездата може да достигне 1011 L☉, споредливо со сјајноста на една цела галаксија,[11] макар што ефектите не се веднаш воочливи на површината, бидејќи целата енергија оди во надминувањето на изроденоста на јадрото, враќајќи го во нормална гасовита состојба. Бидејќи јадрото веќе не е изродено, доаѓа до возобнова на хидростатичката рамнотежа, и ѕвездата почнува да „согорува“ хелиум во јадрото и водород во сферен слој над него. Ѕвездата стапува во сталожена фаза на согорување хелиум која трае 10 % од времето проведено на главната низа (се очекува Сонцето да согорува хелиум во јадрото милијарда години по хелиумскиот блесок).[12]
Кај ѕвездите со повисока маса кои се развиваат долж асимптотската гранка на џинови, јаглеродот и кислородот се насобираат во јадрото додека согорува хелиумот, а согорувањето на водород преоѓа во поандворешните слоеви, поради што се јавува меѓупоставена хелиумска обвивка. Меѓутоа, границите на овие обвивки не се поместуваат нанадвор со иста стапка поради различните критични температури и топлински чувствителности за согоруваањето на водород и хелиум. Кога температурата на внатрешната граница од хелиумската обвивка повеќе не е доволно голема за да го одржиу согорувањето на хелиумот, јадрото се собира и загрева, а водородната обвивка (а со тоа и полупречникот на ѕвездата) се шири нанадвор. Собирањето на јадрото и ширењето на обвивката продолжува сè додека јадрото не добие доволно топлина за повторно да го запали хелиумот околу него. Овој процес продолжува во циклус кој трае околу илјада години; ѕвездите кои го претрпуваат овој процес имаат периодично променлива сјајност. Овие ѕвезди исто така губат материјал од нивните надворешни слоеви во ѕвезден ветер придвижуван од зрачен притисок, кој со време станува суперветер кога ѕвездата ќе стапи во фазата на планетарна маглина.[13]
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble, уред. (1998). „Astrophysics Library“ (3. изд.). New York: Springer. Отсутно или празно
|url=(help) - ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). „An Introduction to Modern Stellar Astrophysics“. Addison Wesley, San Francisco. ISBN 978-0-8053-0348-3. Занемарен непознатиот параметар
|name-list-style=(help); Отсутно или празно|url=(help) - ↑ Bohan, Elise; Dinwiddie, Robert; Challoner, Jack; Stuart, Colin; Harvey, Derek; Wragg-Sykes, Rebecca; Chrisp, Peter; Hubbard, Ben; Parker, Phillip; и др. (Writers) (февруари 2016). „Big History“. Foreword by David Christian (1. американ. изд.). New York: DK. стр. 58. ISBN 978-1-4654-5443-0. OCLC 940282526.
- ↑ Audi, G.; Kondev, F. G.; Wang, M.; Huang, W. J.; Naimi, S. (2017). „The NUBASE2016 evaluation of nuclear properties“ (PDF). Chinese Physics C. 41 (3): 030001. Bibcode:2017ChPhC..41c0001A. doi:10.1088/1674-1137/41/3/030001.
- ↑ The carbon challenge, Morten Hjorth-Jensen, Department of Physics and Center of Mathematics for Applications, University of Oslo, N-0316 Oslo, Norway: 9 May 2011, Physics 4, 38
- ↑ Wilson, Robert (1997). „Astronomy through the ages the story of the human attempt to understand the universe“. Basingstoke: Taylor & Francis. ISBN 9780203212738. Отсутно или празно
|url=(help);|chapter=е занемарено (help) - ↑ На пример, John Barrow; Frank Tipler (1986). „The Anthropic Cosmological Principle“. Отсутно или празно
|url=(help) - ↑ Fred Hoyle, "The Universe: Past and Present Reflections." Engineering and Science, ноември, 1981. стр. 8–12
- ↑ Pian, E.; d'Avanzo, P.; Benetti, S.; Branchesi, M.; Brocato, E.; Campana, S.; Cappellaro, E.; Covino, S.; d'Elia, V.; Fynbo, J. P. U.; Getman, F.; Ghirlanda, G.; Ghisellini, G.; Grado, A.; Greco, G.; Hjorth, J.; Kouveliotou, C.; Levan, A.; Limatola, L.; Malesani, D.; Mazzali, P. A.; Melandri, A.; Møller, P.; Nicastro, L.; Palazzi, E.; Piranomonte, S.; Rossi, A.; Salafia, O. S.; Selsing, J.; и др. (2017). „Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger“. Nature. 551 (7678): 67–70. arXiv:1710.05858. Bibcode:2017Natur.551...67P. doi:10.1038/nature24298. PMID 29094694. S2CID 3840214.
- ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2006). „An Introduction to Modern Astrophysics“ (2. изд.). Addison-Wesley, San Francisco. стр. 312–313. ISBN 978-0-8053-0402-2. Отсутно или празно
|url=(help) - ↑ Prialnik, Dina (2006). „An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution“ (2. изд.). Addison-Wesley, San Francisco. стр. 461–462. ISBN 978-0-8053-0402-2. Отсутно или празно
|url=(help) - ↑ „The End Of The Sun“. faculty.wcas.northwestern.edu. Посетено на 29 јули 2020.
- ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2010). „An Introduction to Modern Astrophysics“ (2. изд.). Cambridge University Press. стр. 168–173. ISBN 9780521866040. Отсутно или празно
|url=(help);|chapter=е занемарено (help)
| ||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||