From Wikipedia, the free encyclopedia
Ѕвездена нуклеосинтеза — процес во кој природните количества на хемиски елементи во ѕвездите се менуваат поради реакции на јадрено соединување во јадрата и внатрешните слоеви на ѕвездите. Со тек на времето, поради овие промени, ѕвездите еволуираат (стареат). Соединувањето 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 меѓуѕвездената средина. 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 20 век, кога било откриено дека долговечноста на Сонцето како извор на светлина и топлина се должи на енергијата ослободена од реакции на јадрено соединување.[3] Соединувањето на јадра во ѕвезда, почнувајќи од изобилието на почетен водород и хелиум, ја обезбедува енергијата и синтетизира нови јадра како спореден производ. Ова било откриено една деценија пред Втората светска војна. Производите од соединувањето се ограничени само на оние елементи кои се малку потешки од оние кои се врзуваат 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 јадреното соединување на јадра на водород, при што се формира хелиум, што се случува во јадрото на Сонцето на температура од 14 милиони келвини.
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 јадрено соединување 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 идејата за нуклеосинтеза. Во 1928 Георгиј Гамов го извел Гамовиот фактор, квантно-механичка формула за веројатноста две јадра да се доближат доволно за да силната јадрена 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 врзува во хелиум.[7] Ги дефинирал двата процеси кои верувал дека се извор на енергија во ѕвездите. Првиот, протонско-протонска реакција, е доминантен извор на енергија во ѕвезди со маса до таа на Сонцето. Вториот процес, јаглеродно-азотно-кислорниот циклус (CNO-циклус), 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 соединување 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 согорувањето 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 1970-тите.
Најважните реакции при ѕвездена нуклеосинтеза се:
„Согорување на водород“ е израз кој астрономите го користат за ѕвездениот процес при кој се случува соединување на четири протони при што се добива хелиум-4.[17](Ова не треба да се помеша со хемиското согорување на водород во оксидирачка атмосфера). Има два доминантни процеси при кои се одвива согорувањето 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 соединување на два протони при што се формира јадро на девутериум.[18] Последователниот процес на согорување на деутериум го конзумира претходно постоечкиот деутериум во јадрото. П-П низата е релативно неосетлива кон температурата, па така согорувањето на водород може да се одвива во област до една третина на полупречникот на ѕвездата и може да зазема 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 соединување, 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 согорување 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. Согорувањето на водород се одвива во слој кој опкружува инертно јадро од хелиум сè додека растечката температура на јадрото не достигне 1⋅108 K. Тогаш започнува согорувањето 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]
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
