Создание более тяжелых элементов
Горение гелий производит более тяжелые элементы, затем продолжается около 1 миллиона лет. В основном, он сливается с углеродом в процессе тройного альфа-процесса, в котором три ядра гелия-4 (альфа-частицы) преобразуются.. Затем альфа-процесс объединяет гелий с углеродом для производства более тяжелых элементов, но только с четным числом протонов. Комбинации идут в следующем порядке:
- Углерод плюс гелий производит кислород.
- Кислород плюс гелий производит неон .
- Неон плюс гелий производит магний.
- Магний плюс гелий производит кремний.
- Кремний плюс гелий производит серу.
- Сера плюс гелий производит аргон.
- Аргон плюс гелий производит кальций.
- Кальций плюс гелий производит титан.
- Титан плюс гелий производит хром.
- Хром плюс гелий производит железо.
Другие пути синтеза создают элементы с нечетные числа протонов. Железо имеет настолько плотно связанное ядро, что по достижении этой точки дальнейшего синтеза не происходит. Без тепла термоядерного синтеза звезда схлопывается и взрывается ударной волной.
Физик Лоуренс Краусс отмечает, что углероду требуется 100000 лет, чтобы сгореть до кислорода, 10000 лет, чтобы кислород сгорел до кремния, и один день, чтобы кремний сгорел до железа и возвещал о коллапсе звезды.
Астроном Карл Саган в В сериале «Космос» отмечалось: «Мы сделаны из звезд». Краусс согласился, заявив, что «каждый атом в вашем теле когда-то находился внутри звезды, которая взорвалась … Атомы в вашей левой руке, вероятно, пришли от другой звезды, чем в вашей правой руке, потому что 200 миллионов звезд взорвались и образовали атомы. в вашем теле ».
Звездный нуклеосинтез
Схема эволюции недр звезд под действием ядерных реакций
Краткая схема нуклеосинтеза в звездах — в условиях с увеличивающейся температурой и плотностью при приближении к центру звезды формируются всё более тяжелые химические элементы
После образования первых химических элементов во Вселенной началась аккумуляция вещества в плотные скопления. Это произошло по причине того, что уже даже на стадии появления реликтового излучения (400 тысяч лет после наступления Большого взрыва) во Вселенной существовали неоднородности в плотности распределения материи). Из неоднородностей возникли первые звезды и галактики. Предполагается, что первые звезды во Вселенной обладали массой около 100 масс Солнца, состояли из водорода и гелия, и жили только несколько миллионов лет. За счет большой массы в недрах этих звезд формировалась высочайшая плотность, что приводило к росту температуры до нескольких миллионов или даже миллиардов градусов. Такие условия позволяют проходить термоядерным реакциям превращения водорода и гелия в более тяжелые элементы (вплоть до железа).
Большинство энергии, которая выделяется в звездах в термоядерных реакциях связана с двумя реакциями: протон-протон цикл и CNO-цикл. Первый вид ядерных реакций характерен для звезд небольшой массы, как наше Солнце и легче. Второй вид ядерных реакций характерен для массивных звезд. Кроме того теоретиками выделяется тройная гелиевая реакция (тройной альфа процесс, в котором три атома гелия объединяются в атом углерода) и реакция горения углерода (в ходе неё атомы углерода объединяются в атомы неона, натрия, марганца или кислорода). Эти реакции выделяют намного меньше энергии, в связи с ростом удельной энергии связи атомных ядер при приближении к железному пику.
Важно отметить, что реакции, происходящие в недрах звезд за 14.8 миллиардов лет существования нашей Вселенной сгенерировали намного меньше химических элементов (по массе), чем кратковременная реакция первичного нуклеосинтеза. Так, если масса гелия в нашей Вселенной составляет около 25%, то общая масса более тяжелых химических элементов не превысила 2% от общей массы обычного вещества во Вселенной
Удельная энергия связи ядер атомов различных химических элементов в зависимости от количества протонов (порядковый номер в периодической таблице химических элементов)
Считается, что, если у звезды массой около 25 масс нашего Солнца процесс горения водорода занимает около 7 миллионов лет, то процесс горения гелия 500 тысяч лет, углерода 600 лет, кислорода 6 месяцев, а кремния только одни сутки. В процессе подобных реакций средняя плотность в ядре звезды вырастает с одной сотой грамма до одной тонны на каждый кубический сантиметр, а температура с нескольких миллионов до нескольких миллиардов Кельвинов. Факт того, что финальной стадией термоядерных реакций в звездах является образование железа вызван тем, что на этот элемент приходится максимум удельной энергии связи ядер атомов для различных химических элементов. В результате этого после железа в ядерных реакциях энергия не выделяется, а поглощается. Аналогично дефицит легких элементов (лития, бериллия и бора) объясняется минимумом в удельной энергии связи. По этой причине эта тройка элементов активно сгорает в термоядерных реакциях.
Теоретические расчеты говорят, что образование железа возможно только у достаточно массивных звезд, у менее массивных звезд ядерные реакции не доходят до этого элемента. Так у звезд с массой около 5 масс Солнца происходит образование только водорода, гелия и углерода. Образование гелия начинается у звезд с массой не менее 70% от массы нашего Солнца. В целом же термоядерные реакции горения водорода способны начинаться лишь у объектов с массой не меньше 8% от массы нашего Солнца (предел Кумара).
11.3 Первичный нуклеосинтез («первые три минуты»)
При темпераутрах МэВ ядра существовать не могли, т.к. они эффективно
разрушались при столкновениях с фотонами, электронами и позитронами. Имелись
лишь протоны и нейтроны. По мере расширения Вселенной и снижения температуры
(
) концентрация нейтронов снижалась в соответствии с
распределением Больцмана в равновесном газе:
| (11.18) |
Замечательно, что наблюдения первичного химсостава (особенно первичного
дейтерия по УФ-линии
A,
т.к. он наиболее чувствителен к потности:
чем больше плотность, тем быстрее дейтерий вступает в дальнейшие реакции и
тем самым тем меньше его относительное содержание; в звездах дейтерий быстро
превращается в более тяжелые элементы) налагают независимые ограничения на
плотность барионного вещества во Вселенной:
| (11.19) |
небарионной скрытой массы
 |
| Рис. 11.1 Расчет химического содержания легких элементов в эпоху первичного нуклеосинтеза (число атомов по отношению к атомам водорода) как функция удельной энтропии на 1 барион или плотности барионного вещества (верхняя шкала). Вертикальная полоса соответсвует наблюдениям содержания легких элементов по спектрам далеких квазаров. |
Взрывчатое вещество nucleosynthesis[]
Это включает сверхновую звезду nucleosynthesis, и производит элементы, более тяжелые чем железо интенсивным взрывом ядерных реакций, которые типично последний, но секунды в течение взрыва сверхновой звезды удаляют сердцевину. Во взрывчатых окружающих средах сверхновых звезд, элементы между кремнием и никелем синтезируются быстрым сплавом. Также в сверхновых звездах далее nucleosynthesis процессы может произойти(встретиться), типа процесса r, в котором большинство нейтронных-rch изотопов элементов, более тяжелых чем никель произведено быстрым поглощением свободных нейтронов, выпущенных в течение взрывов. Это ответственно за нашу естественную когорту радиоактивных элементов, типа урана и тория, так же как самых богатых нейтроном изотопов каждого тяжелого элемента. Процесс армированного пластика вовлекает быстрое поглощение свободных протонов так же как нейтронов, но его роль менее уверена. Взрывчатое вещество nucleosynthesis происходит(встречается) слишком быстро для радиоактивного распада, чтобы увеличить число(номер) нейтронов, так, чтобы много обильных изотопов, имеющих равные четные числа протонов и нейтронов синтезировались. Они включают 44Ti , 48Cr , 52Fe , и 56Ni , все из которых распадаются(приходят в упадок) после взрыва, чтобы создать обильные устойчивые изобары в каждом атомном весе. Много таких распадов сопровождаются эмиссией линий луча гаммы, способных к идентификации изотопа, который был только что создан во взрыве. Самое убедительное доказательство взрывчатого вещества nucleosynthesis в сверхновых звездах произошло(встречалось) в 1987, когда линии луча гаммы были обнаружены, появляясь от сверхновой звезды 1987A. Гамма идентификация линий луча 56Co и 57Co , чьи радиоактивные полужизни ограничивают их возраст приблизительно годом, доказала, что 56Fe и 57Fe были созданы радиоактивными родителями. Эта ядерная астрономия была предсказана в 1969 . как способ подтверждать взрывчатое вещество nucleosynthesis элементов, и того предсказания играл важную роль в планировании успешной Обсерватории Луча гаммы НАСА Compton. Другие доказательства взрывчатого вещества nucleosynthesis найдены в пределах зерен Космической пыли(Романтики), которые уплотнили в пределах intetriors сверхновой звезды, поскольку они расширились и охладились. Зерна космической пыли(романтики) — один компонент космической пыли. В частности радиоактивный 44Ti был измерен, чтобы быть очень в изобилии в пределах зерен Космической пыли(Романтики) сверхновой звезды в то время, когда они уплотнили в течение расширения сверхновой звезды . , подтверждая 1975 предсказание для того, чтобы идентифицировать(опознавать) Космическую пыль(Романтику) сверхновой звезды. Другие необычные изотопические отношения в пределах тех зерен показывают определенные аспекты взрывчатого вещества nucleosynthesis.
Важные параметры
Создание количество световых элементов во время BBN зависело от ряда параметров; среди них было нейтронно-протонное отношение (вычисляемое из Стандартной модели физики ) и барион-фотонное отношение.
Нейтрон-протонное отношение
Нейтрон-протонное отношение было установлено физикой Стандартной модели до эры нуклеосинтеза, по существу, в пределах первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут реагировать с позитронами или электронными нейтрино с образованием протонов и других продуктов в одной из следующих реакций:
- n + e + ↽ — — ⇀ ν ¯ e + p {\ displaystyle {\ ce {n \ + e + {\ overline {\ nu}} _ {e} + p}}}
- n + ν e ↽ — — ⇀ p + e — {\ displaystyle {\ ce {n \ + \ nu_ {e} p + e-}}}
Временами намного раньше, чем 1 секунда, эти реакции были быстрыми и поддерживали соотношение n / p, близкое к 1: 1. При понижении температуры равновесие сдвигалось в пользу протонов из-за их немного меньшей массы, и отношение n / p плавно уменьшалось. Эти реакции продолжались до тех пор, пока снижение температуры и плотности не привело к тому, что реакции стали слишком медленными, что происходило примерно при Т = 0,7 МэВ (время около 1 секунды) и называется температурой замораживания. При замораживании нейтронно-протонное отношение составляло около 1/6. Однако свободные нейтроны нестабильны и имеют средний срок службы 880 секунд; некоторые нейтроны распадались в следующие несколько минут перед слиянием с любым ядром, поэтому отношение общего количества нейтронов к протонам после завершения нуклеосинтеза составляет примерно 1/7. Почти все нейтроны, которые сливались вместо распада, в конечном итоге объединялись в гелий-4 из-за того, что гелий-4 имеет самую высокую энергию связи на нуклон среди легких элементов. Это предсказывает, что около 8% всех атомов должны быть гелием-4, что приводит к массовой доле гелия-4 около 25%, что соответствует наблюдениям. Небольшие следы дейтерия и гелия-3 остались, поскольку не было достаточно времени и плотности для их реакции и образования гелия-4.
Отношение барион-фотон
Отношение барион-фотон, η, является ключевым параметром, определяющим содержание легких элементов после завершения нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:
|
вместе с некоторыми другими маловероятными реакциями, ведущими к Li или Be. (Важная особенность состоит в том, что не существует стабильных ядер с массой 5 или 8, что означает, что реакции добавления одного бариона к He или слияния двух He не происходят). Большинство цепей слияния во время BBN в конечном итоге оканчиваются на He (гелий-4), в то время как «неполные» цепочки реакций приводят к небольшому количеству оставшегося H или He; их количество уменьшается с увеличением отношения барион-фотон. То есть, чем больше барионно-фотонное отношение, тем больше будет реакций и тем более эффективно дейтерий в конечном итоге будет преобразован в гелий-4. Этот результат делает дейтерий очень полезным инструментом для измерения отношения барионов к фотонам.
Лента новостей
Периодическая таблица, показывающая предполагаемое в настоящее время происхождение каждого элемента. Элементы от углерода до серы могут образовываться в звездах любой массы в результате реакций слияния заряженных частиц. Элементы группы железа возникают в основном в результате процесса ядерно-статистического равновесия при взрывах термоядерных сверхновых. Элементы, помимо железа, образуются в звездах с большой массой с медленным захватом нейтронов ( s-процесс ) и быстрым захватом нейтронов в r-процессе , происхождение которых обсуждается среди редких вариантов сверхновых и столкновений компактных звезд
Обратите внимание, что этот рисунок представляет собой упрощение первого порядка активной области исследования со многими открытыми вопросами.
Считается, что сами первичные нуклоны образовались из кварк-глюонной плазмы во время Большого взрыва, когда она остыла ниже двух триллионов градусов. Через несколько минут, начиная с протонов и нейтронов , образовались ядра вплоть до лития и бериллия (оба с массовым числом 7), но вряд ли какие-либо другие элементы. Некоторое количество бора могло образоваться в это время, но процесс остановился до того, как могло образоваться значительное количество углерода , поскольку для этого элемента требуется гораздо более высокое произведение плотности гелия и времени, чем было в короткий период нуклеосинтеза Большого взрыва. Процесс термоядерного синтеза прекратился примерно через 20 минут из-за падения температуры и плотности по мере того, как Вселенная продолжала расширяться. Этот первый процесс, нуклеосинтез Большого взрыва , был первым типом нуклеогенеза, который произошел во Вселенной, создав так называемые первичные элементы .
Звезда, образовавшаяся в ранней Вселенной, производит более тяжелые элементы, объединяя свои более легкие ядра — водород , гелий , литий , бериллий и бор — которые были обнаружены в первоначальном составе межзвездной среды и, следовательно, звезды. Таким образом, межзвездный газ содержит уменьшающееся содержание этих легких элементов, которые присутствуют только в результате их нуклеосинтеза во время Большого взрыва, а также расщепления космических лучей . Таким образом, считается, что эти более легкие элементы в нынешней Вселенной образовались в результате тысяч миллионов лет космических лучей (в основном протонов высоких энергий), опосредованных распадом более тяжелых элементов в межзвездном газе и пыли. Фрагменты столкновений космических лучей включают гелий-3 и стабильные изотопы легких элементов лития, бериллия и бора. Углерод не образовался во время Большого взрыва, но позже был произведен в более крупных звездах с помощью процесса тройной альфа .
Последующий нуклеосинтез более тяжелых элементов ( Z ≥ 6, углерода и более тяжелых элементов) требует экстремальных температур и давлений, присущих звездам и сверхновым . Эти процессы начались, когда водород и гелий из Большого взрыва коллапсировали в первые звезды примерно через 500 миллионов лет. С того времени в галактиках непрерывно происходит звездообразование. Первичные нуклиды были созданы нуклеосинтезом Большого взрыва , звездным нуклеосинтезом , нуклеосинтезом сверхновых и нуклеосинтезом в экзотических событиях, таких как столкновения нейтронных звезд. Другие нуклиды, такие как 40 Ar, образовались позже в результате радиоактивного распада. На Земле смешение и испарение изменили изначальный состав на то, что называется естественным земным составом. Более тяжелые элементы, образовавшиеся после Большого взрыва, имеют атомные номера от Z = 6 ( углерод ) до Z = 94 ( плутоний ). Синтез этих элементов происходил посредством ядерных реакций, включающих сильные и слабые взаимодействия между ядрами, и называется ядерным синтезом (включая как быстрый, так и медленный захват множества нейтронов), а также включает ядерное деление и радиоактивные распады, такие как бета-распад . Стабильность ядер атомов разного размера и состава (т.е. числа нейтронов и протонов) играет важную роль в возможных реакциях между ядрами. Поэтому космический нуклеосинтез изучается среди исследователей астрофизики и ядерной физики (« ядерная астрофизика »).
История теории нуклеосинтеза
Первые идеи о нуклеосинтезе заключались просто в том, что химические элементы были созданы в начале Вселенной, но не мог быть идентифицирован какой-либо рациональный физический сценарий для этого. Постепенно стало ясно, что водорода и гелия гораздо больше, чем каких-либо других элементов. Все остальные составляют менее 2% массы Солнечной системы, а также других звездных систем. В то же время было ясно, что кислород и углерод являются следующими двумя наиболее распространенными элементами, а также что существует общая тенденция к высокому содержанию легких элементов, особенно тех, изотопы которых состоят из целого числа ядер гелия-4 ( альфа нуклиды ).
Артур Стэнли Эддингтон впервые предположил в 1920 году, что звезды получают свою энергию путем плавления водорода в гелий, и поднял вероятность того, что более тяжелые элементы также могут образовываться в звездах. Эта идея не была общепринятой, так как не был понят ядерный механизм. Незадолго до Второй мировой войны Ганс Бете впервые выяснил те ядерные механизмы, с помощью которых водород превращается в гелий.
Оригинальная работа Фреда Хойла по нуклеосинтезу более тяжелых элементов в звездах появилась сразу после Второй мировой войны. Его работа объясняла производство всех более тяжелых элементов, начиная с водорода. Хойл предположил, что водород непрерывно создается во Вселенной из вакуума и энергии без необходимости в универсальном начале.
Работа Хойла объяснила, как содержание элементов увеличивается со временем по мере старения галактики. Впоследствии картина Хойла была расширена в течение 1960-х годов благодаря вкладам Уильяма А. Фаулера, Аластера Г. В. Камерона и Дональда Д. Клейтона, а также многих других. Семенных 1957 обзорной статьи по ЕСТ Бербидж, GR Бербидж, Фаулер и Хойл является хорошо известным резюме состояния поля в 1957 г. В этом документе определена новые процессы для преобразования одного тяжелого ядра в другие пределах звезд, процессы, которые могли бы быть задокументированными астрономами.
Сам Большой взрыв был предложен в 1931 году, задолго до этого периода, Жоржем Лемэтром, бельгийским физиком, который предположил, что очевидное расширение Вселенной во времени требует, чтобы Вселенная, если ее сжать назад во времени, продолжала бы это делать. до тех пор, пока он не перестанет сжиматься. Это привело бы всю массу Вселенной к одной точке, «первобытному атому», к состоянию, до которого не существовало времени и пространства. Считается, что Хойл ввел термин «Большой взрыв» во время радиопередачи BBC в 1949 году, заявив, что теория Лемэтра «основана на гипотезе о том, что вся материя во Вселенной была создана в результате одного большого взрыва в определенное время в далеком прошлом. » Широко сообщается, что Хойл имел в виду, что это уничижительно, но Хойл прямо отрицал это и сказал, что это просто поразительное изображение, призванное подчеркнуть разницу между двумя моделями. Модель Лемэтра была необходима для объяснения существования дейтерия и нуклидов между гелием и углеродом, а также принципиально большого количества гелия, присутствующего не только в звездах, но и в межзвездном пространстве. Так случилось, что для объяснения распространенности элементов во Вселенной потребовались модели нуклеосинтеза Лемэтра и Хойла.
Цель теории нуклеосинтеза — объяснить сильно различающиеся содержания химических элементов и их нескольких изотопов с точки зрения естественных процессов. Основным стимулом к развитию этой теории была форма графика зависимости содержания элементов от атомного номера. При нанесении на график как функции атомного номера эти содержания имеют зубчатую зубчатую структуру, которая может меняться до десяти миллионов раз. Очень влиятельным стимулом для исследований нуклеосинтеза была таблица содержания, созданная Хансом Зюссом и Гарольдом Юри, которая была основана на нефракционированных содержаниях нелетучих элементов, обнаруженных в неэволюционировавших метеоритах. Такой график численности отображается в логарифмической шкале ниже, где резко зазубренная структура визуально подавляется множеством степеней десяти в вертикальной шкале этого графика.
Космическое расщепление ядра луча[]
Космическое расщепление ядра луча производит часть самого легкого подарка(настоящего) элементов во вселенной (хотя не существенный дейтерий). Наиболее особенно расщепление ядра, как полагают, является ответственным за поколение всех или почти весь из 3He и литий элементов, бериллий и бор. Этот процесс следует из воздействия космических лучей против межзвездной среды, фрагментируя углерод, азот и подарок(настоящее) ядер кислорода в космических лучах. Отметьте, что, Быть и B значительно не произведены в звездных процессах сплава, потому что неустойчивость любого 8Be сформированный от два 4He ядра предотвращает простое строительство реакции с 2 частицами этих элементов.
Теории nucleosynthesis проверены, вычисляя изобилие изотопа и сравниваясь с наблюдаемыми(соблюденными) результатами. Изобилие изотопа типично вычисляется, вычисляя нормы(разряды) перехода между изотопами в сети. Часто эти вычисления могут быть упрощены, поскольку несколько ключевых реакций управляют нормой(разрядом) других реакций.
Большой взрыв nucleosynthesis[]
Большой взрыв nucleosynthesis произошел(встречался) в течение первых трех минут после вселенной и ответственен за большую часть отношений изобилия 1H (protium), 2H (дейтерий), гелий 3 (3He), и гелий 4 (4He), во вселенной . Хотя 4He продолжает быть произведенным другими механизмами (, типа звездного сплава и альфа-распада), и количества следа 1H продолжают быть произведенными расщеплением ядра и определенными типами радиоактивного распада (протонная эмиссия и нейтронная эмиссия), большинство массы этих изотопов во вселенной, и все кроме незначащих следов 3He и дейтерия во вселенной, произведенной редкими процессами, типа распада группы, как думают, были произведены в Большом взрыве. Ядра этих элементов, наряду с некоторыми 7Li, как полагают, были сформированы, когда вселенная была между 100 и 300 старыми секундами, после того, как исконная плазма глюона кварка выжила, чтобы сформировать протоны и нейтроны. Из-за очень короткого периода, в который Большой взрыв nucleosynthesis произошел(встречался) прежде, чем быть остановленным расширением и охлаждением, не могли быть сформированы никакие элементы, более тяжелые чем литий. (Элементы, сформированные в это время были в плазменном государстве(состоянии), и не охлаждались к государству(состоянию) нейтральных атомов до намного позже).
11.3.1 Ограничения на число сортов нейтрино из первичного нуклеосинтеза
На радиационно-доминированной стадии связь температуры первичного вещества с
временем от начала расширения следует из формулы для зависимости плотности
всей материи от времени:
| (11.20) |
Согласно современной теории элементарных частиц, нейтрино могут иметь массу
покоя. Новейшие данные (1998) с нейтринного детектора Суперкамиоканде
(Япония) свидетельствуют об атмосферных осцилляциях различных сортов
нейтрино, что может быть только при ненулевой массе покоя. Измеренное
значение квадрата разницы масс
эВ. Любопытно, что уже при массе покоя
эВ вклад
нейтрино в полную плотность во Вселенной оказывается сопоставим с вкладом
барионов светящегося вещества в звездах!
11.2 Горячая Вселенная
| Оглавление |
11.4 Реликтовое излучение >>
|
Публикации с ключевыми словами: звезды — Межзвездная среда — Космология — теоретическая астрофизика — астрофизика Публикации со словами: звезды — Межзвездная среда — Космология — теоретическая астрофизика — астрофизика |
|
|
Все публикации на ту же тему >> |
Мнения читателей
Астрометрия
—
Астрономические инструменты
—
Астрономическое образование
—
Астрофизика
—
История астрономии
—
Космонавтика, исследование космоса
—
Любительская астрономия
—
Планеты и Солнечная система
—
Солнце
Процессы[]
Есть множество астрофизических процессов, которые, как полагают, являются ответственными за nucleosynthesis во вселенной. Большинство их происходит(встречается) в пределах горячего вопроса в звездах. Последовательные ядерные процессы сплава, которые происходят(встречаются) в звездах, известны как горение(сжигание) водорода (через протонную-протонную цепь или цикл начальника морских операций), горение(сжигание) гелия, горение(сжигание) углерода, неоновое горение(сжигание), горение(сжигание) кислорода и кремниевое горение(сжигание). Эти процессы в состоянии создать элементы до железа и никеля, область(регион) изотопов, имеющих самую высокую энергию связи в нуклеон. Более тяжелые элементы могут быть собраны в пределах звезд нейтронным процессом захвата, известным как процесс s или во взрывчатых окружающих средах, типа сверхновых звезд, множеством процессов. Некоторые из более важных из них включают процесс r, который вовлекает быстрые нейтронные захваты, процесс армированного пластика, который вовлекает быстрые протонные захваты и процесс p (иногда известный как гамма процесс), который вовлекает фотораспад существующих ядер.