Yıldız nükleosentezi



Yıldız nükleosentezi hakkında toplayabildiğimiz bilgiler, mümkün olduğunca yararlı olması için dikkatlice kontrol edildi ve yapılandırıldı. Muhtemelen buraya Yıldız nükleosentezi hakkında daha fazla bilgi edinmek için geldiniz. İnternette, Yıldız nükleosentezi hakkında konuşan ve yine de Yıldız nükleosentezi hakkında bilmek istediklerinizi sunmayan sitelerin karmaşasında kaybolmak kolaydır. Aşağıdaki Yıldız nükleosentezi hakkında okuduklarınızı beğendiyseniz, yorumlarda bize bildireceğinizi umuyoruz. Yıldız nükleosentezi hakkında size sağladığımız bilgiler aradığınız şey değilse, bu siteyi her gün iyileştirebilmemiz için lütfen bize bildirin.

.

Yıldız nükleosentez kullanılan bir terimdir Astrofizikte kümesini göstermek için nükleer reaksiyonlar içinde meydana yıldızlı ( nükleer füzyon ve işlem ler ) ya da patlayıcı imhası sırasında ( işlem R , s , RP ) ve sonuç en sentezidir atom çekirdekleri . Bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki konumu, büyük ölçüde sentezlediği öğeleri belirler.

Tarih

İlk adım

Elementlerin kökeni, bilim adamları için uzun süre zor bir problem oluşturdu. Bu başlangıcına kadar değildi XX inci  yüzyıl ve gelişi kuantum mekaniği ve nükleer fizik tatmin edici bir açıklama için verilmiştir. Bundan önce, elementlerin oluşumuyla ilgili hiçbir bilimsel açıklama yapılmamıştı.

Spektrometre icat edilir edilmez , astrofizikçiler Güneş'in kimyasal bileşimini o sırada bildiklerimizle karşılaştırmak için belirlemeye başladılar : Dünya ve göktaşları . Basit bir gözlem ortaya çıktı: Bir atomun kütlesi ne kadar büyükse, doğada o kadar az bulunur. Üç önemli istisna vardı: Bu kuraldan sapan ve Güneş ve göktaşlarında son derece nadir bulunan lityum , berilyum ve bor .

Einstein'ın Evren'in son derece sıcak bir geçmişe sahip olduğu fikrine götüren denklemlerini anlayan George Gamow , 1942'de tüm unsurların evrenin yaşamının en başında oluşmuş olabileceğine ilk inanan kişi oldu . Büyük Patlama . Ona göre, elementler halihazırda var olan elementlere ardışık nötron ilaveleri, eklemeler ve ardından beta bozunmaları ile oluşturuldu . Bu zarif bir fikirdi, ancak kısa süre sonra Evren'in lityum 7'den ( 7 Li) daha ağır elementler üretemeyecek kadar hızlı soğuduğu ortaya çıktı .

Bu nedenle, onları üretmenin başka bir yolunu ya da daha doğrusu üretimlerine ilişkin başka bir açıklama bulmak gerekliydi.

Teorik gelişmeler

1919 yılında, Jean Perrin ve Arthur Eddington ile hassas ölçümler esas alınarak FW Aston , yıldız enerji üretmek önermek ilk nükleer füzyon ait çekirdekleri arasında hidrojen içine helyum .

1928'de George Gamow , şimdi Gamow Faktörü olarak adlandırılan şeyi tanımladı  ; Kuvvetli nükleer kuvvetin Coulomb engelini aşması için iki çekirdeğin birbirine yeterince yaklaşma olasılığını veren bir kuantum mekanik formül . Gamow faktörü sonra tarafından kullanılmıştır Robert Atkinson ve Fritz Houtermans o sırada, Edward Teller iç yıldızlı var olduğu kabul edilmiştir yüksek sıcaklıklarda nükleer tepkimelerin hızını elde etmek ve Gamow kendisi.

1939 yılında, isimli makalesinde de yıldızlı enerji üretimi , Hans Bethe hidrojen helyum kaynaşmasına mümkün kılan farklı muhtemel reaksiyonları analiz edildi. Orada yıldızların enerji kaynağı olduğuna inandığı iki mekanizma seçti:

Daha sonra 1946 gibi erken bir tarihte Fred Hoyle , yıldızların tüm elementlerin oluşum yeri olabileceğini öne sürdü. 1952'de, tüm izotopları radyoaktif olan bir yıldızın spektrumunda teknetyum elementi keşfedildi . Bununla birlikte, bu izotoplar arasında en uzun yarı ömür birkaç milyon yıl mertebesindedir. Bu, bu teknetyum gerçekten oluşmuş olduğunu kanıtladı içinde yıldızı.

Bulmacanın tüm parçaları oradaydı, sadece onları tutarlı bir şekilde bir araya getirmek için kaldı.

Teorik atılım

Hemen hemen aynı anda, o yıl astrofizikte devrim yaratan iki makale yayınlandı. Alastair Cameron tarafından imzalanan ilki, Geoffrey Burbidge , Margaret Burbidge , William Fowler ve Fred Hoyle'dan kısa bir süre önce yayınlandı . Bu ikinci makalede tam bir yıldız nükleosentezi teorisi sunuldu, bu da onu o kadar ünlü kıldı ki, literatürde yazarlarının baş harfleri ile sık sık alıntılanıyor: "  B 2 FH  ".

Yazarlar, bu iki makalede elementleri sentezleyerek üretmeyi mümkün kılan koşulları aradılar ve bu koşulların yıldızların kalbinde karşılandığını gösterdiler. B 2 FH makalesi , hidrojenin füzyonundan süpernovalardaki en ağır elementlerin üretimine kadar elementlerin kökenine genel bir bakış sağladı .

Sessiz nükleosentez

Yaşamın sonunda,  büyük bir yıldızın içindeki bir " soğan tabakasında " birkaç nükleer füzyon reaksiyonu meydana gelir .

Gelen yıldızlı, orada ve daralma (yıldızın, ya da ona bitişik katmanlardaki göbeğinde yer alabilir) füzyon ardışık safha vardır. Bu ardışık füzyonlar , demire kadar bildiğimiz tüm elementleri üretir .

Bir yıldızın yaşamının başlangıcında , büyük ölçüde kütleçekimsel çöküşle büzüşmeye başlayan bir gaz bulutu (çoğunlukla Büyük Patlama sırasında sentezlenen hidrojen ) vardır . Protonları bir araya getiren ve dolayısıyla çarpışmalarını artıran bu kasılma nedeniyle sıcaklık giderek artar; 10 milyon aştığında Kelvin hidrojen çekirdekleri üstesinden gelmek için yeterli enerjiye sahip olması, bu yeterlidir Coulomb bariyer ve böylece birleştirme içine helyum .

(Ünlü formülü ile uygun olarak, bu füzyon tarafından serbest bırakılan enerji E = Mc 2 ) daha sonra yerçekimi etkisini dengeler, ve yıldız böylece birinci bir dengeye ulaşır.

Hidrojen füzyonu

Hidrojen yıldızların ana yakıtıdır ve onun füzyonu nükleosentez zincirindeki ilk halkadır. Hans Bethe'nin 1939'da önerdiği gibi, hidrojeni helyuma dönüştürmenin iki yolu vardır:

  • proton-proton döngüsü içine hidrojen dönüştüren 4 He . Bu döngü birkaç reaksiyona bölünmüştür. Bu döngünün ilk reaksiyonu, bir protonun ve bir nötronun döteryuma dönüşümüne izin verir . Sonra, yıldızın kalbinde neyin mevcut olduğuna bağlı olarak ( bu nedenle, bu reaksiyonun meydana geldiği evrim anına bağlı olarak ), döteryum atomlarının birleşeceği trityum veya helyum 3 aracılığıyla yıldız, helyum 4'ü üretir  ;
  • karbon-azot-oksijen (CNO) döngüsü atomu için bu döngüsü sırasında sigorta sahip olduğu, daha yüksek bir sıcaklıkta meydana gelir çok daha yüksek bir atomik kitlelerini hidrojenden. Bu döngünün elementlerin sentezine katılmasının bir diğer koşulu da yıldızın kalbinde karbon , oksijen ve nitrojen elementlerinin bulunmasıdır. Karşıdaki şekil, ilerleyişini, helyumun α parçacıkları şeklinde yayıldığını belirtir . Bu döngü , her biri bir sonraki alt döngü için temel oluşturan farklı izotoplar üreten üç alt döngüye ( I , II ve III ) ayrılır .

Küresel olarak, hidrojen füzyon reaksiyonu şu şekilde yazılabilir:

.

Bu hidrojen füzyon reaksiyonu, yıldızların kalbinde gerçekleşecek tüm reaksiyonların en ekzotermik olanıdır . Yıldızlar esas olarak hidrojenden oluştuğundan, yaşamlarının bu döneminde büyük miktarda yakıta sahiptirler ve bu nedenle onlara büyük miktarda enerji sağlarlar. Bu, yıldızların neden varlıklarının çoğunu, ana dizide oldukları söylendiğinde, hidrojen yanmasının bu aşamasında harcadıklarını açıklıyor .

Yıldızın kütlesine bağlı bir süre sonra, yıldızın çekirdeğindeki hidrojen miktarı, yerçekiminin etkisini dengeleyecek kadar yüksek bir reaksiyon hızını sürdürmek için yeterli olmaz. Yıldızın kalbi daha sonra kasılır. Bu kasılma sırasında, yoğunluğu gibi sıcaklığı da (sıkıştırılan herhangi bir gaz gibi) tekrar yükselir. Sıcaklık 10 8 Kelvin civarına ulaştığında  helyum erimeye başlayabilir.

Helyum eritme

Bu reaksiyon başladığında bir yıldızın katmanlı yapısı oluşur. Aslında yıldızın merkezindeki sıcaklık, çekirdeğin dış katmanlarının füzyon reaksiyonlarının başlaması için yeterince sıcak olacağı şekildedir.

İki reaksiyon helyumun daha ağır elementlere dönüşmesine izin verir:

  (1)

  (2)

Tepki (2) ilk bakışta çözülemeyen bir sorun oluşturdu. Nitekim Evrende büyük miktarda karbon 12 C vardır. Ama teorik hesaplamalar göstermiştir ki berilyum 8 olun bir sahiptir yarılanma ömrü 10 düzenin -16 o derece imkansız kılan saniye, 12 ° C yapılabilir dan büyük miktarlarda 8 olun.

Bu sorunu çözmek için Fred Hoyle , 4 He ve 8 Be arasındaki reaksiyonun , 12 C'lik bilinmeyen bir enerji seviyesi ile rezonansa girmesi gerektiğini öne sürdü.Bu rezonans seviyesi mevcutsa, 2 numaralı reaksiyonun kesiti önemli ölçüde artacaktır. , böylece mümkün kılar. Bu tahminden birkaç yıl sonra, laboratuvar ölçümleri gerçekten de bu heyecanlı durumun var olduğunu gösterdi. Bu mevcut karbon ayrıca aşağıdaki reaksiyona göre mevcut helyum atomları ile reaksiyona girebilecektir:

Helyum füzyon fazının sonunda, yıldızın kalp nedenle esas olarak C-oluşmaktadır 12 ° C ve oksijen 16 hidrojen füzyon ucuyla O. olarak, o anda ne tek bir yıldız kütlesine bağlıdır. Bu yeterliyse, yıldızın kalbi tekrar kasılabilir. Sıcaklık ve yoğunluk da artabilir ve art arda karbon ve neon füzyonlarına izin veren değerlere ulaşabilir.

Karbon ve neon füzyonları

Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık bir milyar Kelvin'i aştığında karbon füzyonu başlar. Sodyum , neon veya 23 magnezyum oluşturabilen üç ana reaksiyon meydana gelir :

Yıldızın çekirdeğinin sıcaklığı bir milyar dereceye yakın kalırsa, ilk iki reaksiyon tercih edilir. Bunun yerine 1,1  x 10 9  K'nin üzerine çıkarsa , o zaman 3 e  reaksiyonu baskındır. Aynı şekilde, karbon bittiğinde, kalp kasılır, sıcaklık yükselir.

Sıcaklık aştığında 1.2  x 10 9  K , neon atomuna bunların füzyon başlatmak için için yeterli enerjiye sahiptir. 16 oksijen veya 24 magnezyum üretebilen iki ana reaksiyon gerçekleşir:

Karbon ve neonun yanması da aşağıdaki reaksiyonlarla nötron üretir:

İşlem sırasında, bu reaksiyonların ürettiği nötronlar çekirdekler tarafından emilir ve böylece nükleon sayıları artar. Bu çekirdeklerde fazla nötronlar, bir elektron ve bir nötrino yayarak protonlara dönüştürülür. S işlemi bizmut 209'a kadar çekirdek üretebilir .

Bir sonraki aşama bu sefer oksijen atomlarını içerir.

Oksijen füzyonu

Yıldızın çekirdeğindeki son daralma, onu 2 milyar Kelvin'in üzerinde bir sıcaklığa ulaştırdı. Bu sıcaklıkta oksijen atomları birleşir ve beş ana reaksiyon gerçekleşir:



Alternatif olarak:


Bu reaksiyonlar sırasında salınan alfa parçacıkları, nötronlar ve protonlar, diğer elementlerin sentezine katılmak için yeterli enerjiye sahiptir. Bu nedenle, bu aşamada klor , argon , potasyum , kalsiyum , titanyum gibi çok sayıda element ortaya çıkacaktır .

Oksijen tükendiğinde, yıldızın kalbindeki elementlerin son füzyon aşaması sona erer: silikonun füzyonu .

Silikon füzyonu

Bir yıldızın hayatının son anlarında buradayız. Füzyon Zamanı tablosunda görülebileceği gibi , yıldızın yaşamak için yalnızca birkaç saati vardır. Kalp tekrar kasıldı ve bu sefer sıcaklık yaklaşık 3 milyar Kelvin'e ulaştı. Silikon atomları, mevcut gama fotonları tarafından parçalanır ve demire kadar tüm elementleri oluşturmak için mevcut 28 Si atomu ile etkileşime girecek nötronları, protonları ve parçacıkları serbest bırakır .

Kalpteki demir miktarı çok fazla olduğunda ve silikon miktarı füzyonun ürettiği radyasyon basıncını destekleyemeyecek kadar düşük olduğunda, yıldız ömrünün en sonundadır ve yıldızın yeni bir evresine neden olan bir patlama ile sonuçlanacaktır. nükleosentez.

Patlayıcı nükleosentez

Demirin füzyonu endotermiktir , enerjiyi yaymak yerine ortamdan emer. Fisyonu aynı zamanda bir enerji girişi gerektirdiğinden, demir, Mendeleev'in tablosundaki en kararlı elementtir .

Çok hızlı bir şekilde (yıldızın kütlesine bağlı olarak birkaç saniye) yerçekimi hakim olacak ve kalp kendi üzerine çökecek. Enerji üretimi keskin bir şekilde düşer; Radyasyon basıncındaki düşüş nedeniyle , yıldızdaki denge - yerçekimi kuvveti, merkezcil ve radyatif basınç, merkezkaç arasındaki - artık desteklenmiyor. Tüm yıldız daha sonra patlayarak kendi üzerine çöker. Kalbin yoğunluğu atom çekirdeklerinde mevcut olana ulaşıncaya kadar artar; Bu, atomik boşluk kalmadan bir nükleer doygunluk durumu oluşturur. Daha sonra, artık bütünleşemeyen bu kalbe ulaşan madde ve enerji, bu aşamada bunun belirli bir kritik yoğunluğu için geri döner. Bir şok dalgası daha sonra yıldızı merkezden dış katmanlara süpürür ve dış katmanlardaki füzyonu yeniden ateşler. Ancak çekirdek çökmesi daha büyük kütleli bir yıldızın merkezinde meydana geldiğinde, patlamanın açığa çıkardığı enerji yıldızın dış katmanlarını dışarı atmak için yeterli değildir.

Bu terminal patlama sırasında demirden daha ağır olan tüm elementler iki işleme göre sentezlenir: r işlemi (hızlı nötron eklenmesi) ve rp işlemi (protonların hızlı eklenmesi). Çöken çekirdeğin çevresinin kinetik enerjisi, merkezi çekirdek etrafında düzensiz bir şekilde aniden artar; bu da muazzam miktarda enerji üreten çok sayıda çarpışmaya yol açar. Yıldız, tamamen çökmesine veya bir kara deliğe dönüşmesine neden olmayacak kadar büyük olmadığı sürece, sentezlediği ağır elementler olan şok dalgasının etkisiyle şiddetli bir şekilde uzaya fırlayacak bir süpernovaya dönüşür . Bu çöküş sırasında, ürünleri merkezkaç şok dalgasının etkisi altında yıldızın dışına itilmeden önce birçok başka füzyon reaksiyonu meydana gelecektir. Yıldızın toplam kütlesi, bu füzyonlar için gerekli olan ve ikincil bozulmalarla üretilen nötron miktarı nedeniyle oluşan elementlerin doğasında kritik bir rol oynar. Sobieski'nin Eku takımyıldızında 9.500 ışıkyılı uzaklıkta bulunan UY Scuti , örnekleme açısından Güneş'ten 1.700 kat daha büyüktür. Bunun ötesinde, yüz süpernova mertebesinde bir enerji salınımına karşılık gelen hipnovaları buluyoruz .

Füzyon sürelerinin özet tablosu

Sıcaklık 0.3 güneş kütlesinin yıldızı 1 güneş kütlesinin yıldızı 25 güneş kütlesinin yıldızı
Hidrojen füzyonu 4 × 10 6 K; 15 × 10 6 K; 40 x 10 6 K ~ 800 milyar yıl 10-12 milyar yıl 7 milyon yıl
Helyum eritme 1 x 10 8 K Bu aşamaya gelmeden önce durun ~ 200 milyon yıl 500.000 yıl
Karbon füzyonu 1 x 10 9 K Bu aşamaya gelmeden önce durun 200 yıl
Neon füzyonu 1,2 × 10 9 K 1 yıl
Oksijen füzyonu 2 × 10 9 K 5 ay
Silikon füzyonu 3 × 10 9 K ~ 1 gün

Notlar ve referanslar

Notlar

  1. Örneğin, bir şok dalgasının bu aynı buluttan geçişi veya yakındaki başka bir yıldızın geçişi.
  2. yazmak nu (ν) bir ya da daha fazla temsil ettiği fotonları parçacıklar biçiminde füzyon salıverilen enerjinin bir kısmını içeren; diğer kısım, patlayarak üretilen partiküllerde kinetik enerji biçimindedir, ikinci enerji, plazmanın sıcaklık ve basıncındaki artıştan sorumludur.
  3. Bir alfa (α) parçacığı bir helyum çekirdeğidir ( 4 He 2+ ). Bir p parçacığı bir proton , yani tek bir hidrojen çekirdeğidir ( 1 H + ). Bir n parçacığı, beta radyasyonundan ( 1 β 0 ) sorumlu olan bir nötrondur .
  4. Bir gama parçacığı (γ) çok yüksek enerjili bir fotondur (çok kısa dalga boyu).

Referanslar

  1. (in) Alastair Cameron , On the Origin of the Heavy Elements , The Astrophysical Journal , 62 , 9-10 (1957) Çevrimiçi görün .
  2. (içinde) Geoffrey Burbidge , Margaret Burbidge , William Fowler & Fred Hoyle , Synthesis of elements in stars , Review of Modern Physics , 29 , 547-650 (1957) Çevrimiçi görün .

İlgili Makaleler

Yıldız nükleosentezi hakkında topladığımız bilgileri yararlı bulduğunuzu umuyoruz. Cevabınız evet ise, lütfen bizi arkadaşlarınıza ve akrabalarınıza tavsiye etmeyi unutmayın ve bize ihtiyacınız olduğunda her zaman bizimle iletişime geçebileceğinizi unutmayın. Tüm çabalarımıza rağmen, _title hakkında sunduğumuz şeyin tamamen doğru olmadığını veya bir şeyler eklememiz veya düzeltmemiz gerektiğini düşünüyorsanız, bize bildirirseniz minnettar oluruz. Yıldız nükleosentezi ve diğer herhangi bir konu hakkında en iyi ve en kapsamlı bilgiyi sağlamak bu web sitesinin özüdür; ansiklopedi projesinin yaratıcılarına ilham veren aynı ruh tarafından yönlendiriliyoruz ve bu nedenle bu web sitesinde Yıldız nükleosentezi hakkında bulduklarınızın bilginizi genişletmenize yardımcı olduğunu umuyoruz.

Opiniones de nuestros usuarios

Elena Yiğit

Öğrenmek her zaman iyidir. Yıldız nükleosentezi ile ilgili makale için teşekkürler.

Seydi Uysal

Değişken hakkında zaten her şeyi bildiğimi sanıyordum, ancak bu makalede iyi olduğunu düşündüğüm bazı ayrıntıların o kadar iyi olmadığını doğruladım. Bilgi için teşekkürler.

Fadil Erol

Yıldız nükleosentezi ile ilgili makale eksiksiz ve iyi açıklanmış. Virgül eklemem veya kaldırmam.