Звездный нуклеосинтез

Логарифм относительного выхода энергии (ε) протон-протонного (PP), CNO и тройного α процессов синтеза при различных температурах (T). Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс полипропилена более эффективен.

Звездная нуклеосинтез является создание (нуклеосинтеза) из химических элементов с помощью ядерного синтеза реакций внутри звезд. Звездная нуклеосинтез произошло после первоначального создания из водорода , гелия и лития во время Большого взрыва . В качестве теории прогнозов она дает точные оценки наблюдаемого содержания элементов. Это объясняет, почему наблюдаемое содержание элементов меняется со временем и почему одних элементов и их изотопов гораздо больше, чем других. Теория была первоначально предложена Фредом Хойлом в 1946 г. ^[1]который позже усовершенствовал его в 1954 году. ^[2] Дальнейшие успехи были сделаны Маргарет и Джеффри Бербидж , Уильямом Альфредом Фаулером и Хойлом в их знаменитой статье 1957 года B ² FH , особенно в области нуклеосинтеза нейтронным захватом элементов тяжелее железа , ^{[3 ],} которая стала одной из самых цитируемых статей в истории астрофизики.

Звезды эволюционируют из-за изменений в их составе (изобилии составляющих их элементов) на протяжении их жизни, сначала за счет сжигания водорода ( звезда главной последовательности ), затем гелия ( звезда красного гиганта ) и постепенного сжигания высших элементов. Однако это само по себе существенно не изменяет содержание элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. Позже в своей жизни звезда с малой массой будет медленно выбрасывать свою атмосферу с помощью звездного ветра , образуя планетарную туманность , в то время как звезда с большей массой выбрасывает массу в результате внезапного катастрофического события, называемого сверхновой . Термин нуклеосинтез сверхновойиспользуется для описания создания элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика.

Продвинутая последовательность сжигания топлива осуществляется за счет гравитационного коллапса и связанного с ним нагрева, что приводит к последующему сжиганию углерода , кислорода и кремния . Однако большая часть нуклеосинтеза в диапазоне масс A = 28–56 (от кремния до никеля) на самом деле вызвана коллапсом верхних слоев звезды на ядро , создавая ударную волну сжатия, отскакивающую наружу. Фронт удара кратковременно поднимает температуру примерно на 50%, вызывая яростное горение примерно на секунду. Это окончательное горение массивных звезд, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновой., - заключительная эпоха звездного нуклеосинтеза.

Стимулом к ​​развитию теории нуклеосинтеза послужило открытие вариаций содержания элементов во Вселенной . Необходимость физического описания уже была вызвана относительным содержанием изотопов химических элементов в Солнечной системе. Эти содержания, когда они нанесены на график как функция атомного номера элемента, имеют зубчатую зубчатую форму, которая изменяется в десятки миллионов раз (см. Историю теории нуклеосинтеза ). ^[4] Это предполагает естественный процесс, который не является случайным. Второй стимул к пониманию процессов звездного нуклеосинтеза появился в ХХ веке, когда стало ясно, что энергиявысвобожденные в результате ядерных реакций синтеза объясняют долголетие Солнца как источника тепла и света. ^[5]

История [ править ]

В 1920 году Артур Эддингтон , на основе точных измерений атомных масс с помощью FW Aston и предварительного предложением Жан Перрен , предложил , что звезды получают энергию от ядерного синтеза из водорода в виде гелия и поднял возможность того, что тяжелые элементы являются производится в звездах. ^{[6] [7] [8]} Это был предварительный шаг к идее звездного нуклеосинтеза. В 1928 году Георгий Гамов получил то, что сейчас называется фактором Гамова , квантово-механическийформула, дающая вероятность того, что два смежных ядра преодолеют электростатический кулоновский барьер между ними и приблизятся друг к другу достаточно близко, чтобы подвергнуться ядерной реакции из-за сильного ядерного взаимодействия, которое эффективно только на очень коротких расстояниях. ^{[9] : 410} В следующем десятилетии фактор Гамова был использован Аткинсоном и Хоутермансом, а затем Эдвардом Теллером и самим Гамовым, чтобы получить скорость, с которой будут происходить ядерные реакции при высоких температурах, которые, как считается, существуют в недрах звезд.

В 1939 году в нобелевской лекции под названием «Производство энергии в звездах» Ганс Бете проанализировал различные возможности реакций, посредством которых водород превращается в гелий. ^[10] Он определил два процесса, которые, по его мнению, являются источниками энергии в звездах. Первая, протон-протонная цепная реакция , является основным источником энергии в звездах с массой примерно до массы Солнца. Второй процесс, углеродно-азотно-кислородный цикл , который также рассматривал Карл Фридрих фон Вайцзеккер в 1938 году, более важен для более массивных звезд главной последовательности. ^{[11] : 167}Эти работы касались выработки энергии, способной сохранять звезды горячими. Четкое физическое описание протон-протонной цепи и цикла CNO можно найти в учебнике 1968 года. ^[5] Однако две статьи Бете не касались создания более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргументации о том, что набор очень горячих ядер может термодинамически собираться в железо . ^[1] Хойл последовал за этим в 1954 году с работой, описывающей, как на высоких стадиях синтеза в массивных звездах синтезируются элементы от углерода до железа по массе. ^{[2] [12]}

Теория Хойла была распространена на другие процессы, начиная с публикации обзорной статьи Бербиджа , Бербиджа , Фаулера и Хойла 1957 года «Синтез элементов в звездах» , более известной как статья B 2 FH . ^{[3] В} этой обзорной статье собраны и уточнены более ранние исследования широко цитируемой картины, которая обещает объяснить наблюдаемое относительное содержание элементов; но это само по себе не расширило картину происхождения первичных ядер Хойла 1954 года в той степени, как многие предполагали, за исключением понимания нуклеосинтеза тех элементов, которые тяжелее железа, путем захвата нейтронов. Значительные улучшения были внесеныАластер Г. В. Кэмерон и Дональд Д. Клейтон . В 1957 году Кэмерон представил свой собственный независимый подход к нуклеосинтезу ^[13], основанный на примере Хойла, и ввел компьютеры в зависимые от времени вычисления эволюции ядерных систем. Клейтон рассчитал первые зависящие от времени модели s- процесса в 1961 г. ^[14] и r -процесса в 1965 г. ^[15], а также выгорания кремния в многочисленные ядра альфа-частиц и элементы группы железа. в 1968 г. ^{[16] [17]} и открыл радиогенные хронологии ^[18] для определения возраста элементов.

Ключевые реакции [ править ]

Наиболее важные реакции в звездном нуклеосинтезе:

• Водородный синтез:
  • Синтез дейтерия
  • Протон-протонная цепь
  • Круговорот углерода, азота и кислорода
• Синтез гелия :
  • Тройной альфа - процесс
  • Альфа - процесс
• Сплав более тяжелых элементов:
  • Горение лития : процесс, который чаще всего встречается у коричневых карликов
  • Процесс сжигания углерода
  • Процесс горения неона
  • Процесс сжигания кислорода
  • Процесс горения кремния
• Производство элементов тяжелее железа :
  • Захват нейтронов :
    • Г-процесс
    • S-процесс
  • Захват протонов:
    • RP-процесс
    • Р-процесс
  • Фотодезинтеграция

Водородный синтез [ править ]

Водород синтез (ядерный синтез четырех протонов с образованием гелия-4 ядра ^[19] ) является доминирующим процессом , который генерирует энергию в ядрах главной последовательности звезд. Его также называют «сжиганием водорода», что не следует путать с химическим сжиганием водорода в окислительной атмосфере. Есть два преобладающих процесса, с помощью которых происходит синтез звездного водорода: протон-протонная цепь и цикл углерод-азот-кислород (CNO). Девяносто процентов всех звезд, за исключением белых карликов , синтезируют водород в результате этих двух процессов.

В ядрах звезд с меньшей массой главной последовательности, таких как Солнце , преобладающим процессом производства энергии является протон-протонная цепная реакция . Это создает ядро ​​гелия-4 посредством последовательности реакций, которые начинаются со слияния двух протонов с образованием ядра дейтерия (один протон плюс один нейтрон) вместе с выброшенными позитроном и нейтрино. ^[20] В каждом полном цикле слияния протон-протонная цепная реакция высвобождает около 26,2 МэВ. ^[20]Цикл протон-протонной цепной реакции относительно нечувствителен к температуре; повышение температуры на 10% увеличит производство энергии этим методом на 46%, следовательно, этот процесс синтеза водорода может происходить на площади до трети радиуса звезды и занимать половину массы звезды. Для звезд выше 35% от массы Солнца, ^[21] поток энергии к поверхности достаточно мала и перенос энергии из области сердцевины остатков с помощью радиационного теплообмена , а не путем конвективного теплообмена . ^[22] В результате свежий водород не попадает в ядро, а продукты плавления выходят наружу.

В звездах с большей массой доминирующим процессом производства энергии является цикл CNO , который представляет собой каталитический цикл , в котором в качестве посредников используются ядра углерода, азота и кислорода, и в конечном итоге образуется ядро ​​гелия, как и в случае протон-протонной цепи. ^[20] Во время полного цикла CNO выделяется 25,0 МэВ энергии. Разница в выработке энергии в этом цикле по сравнению с протон-протонной цепной реакцией объясняется потерями энергии при испускании нейтрино . ^[20]Цикл CNO очень чувствителен к температуре, повышение температуры на 10% приведет к увеличению производства энергии на 350%. Около 90% генерации энергии цикла CNO происходит внутри 15% массы звезды, следовательно, она сильно сконцентрирована в ядре. ^[23] Это приводит к такому интенсивному внешнему потоку энергии, что конвективный перенос энергии становится более важным, чем перенос излучения . В результате центральная область становится конвекционной зоной , которая перемешивает область синтеза водорода и поддерживает ее хорошее перемешивание с окружающей областью, богатой протонами. ^[24]Эта конвекция ядра происходит в звездах, где на цикл CNO приходится более 20% общей энергии. По мере того как звезда стареет и температура ядра увеличивается, область, занятая конвекционной зоной, медленно сжимается с 20% массы до внутренних 8% массы. ^[23] Наше Солнце производит порядка 1% своей энергии из цикла CNO. ^{[25] : 357 [26] [27]}

Тип процесса синтеза водорода, который доминирует в звезде, определяется различиями в температурной зависимости между двумя реакциями. Протон-протонная цепная реакция начинается при температурах около4 × 10 ⁶  К , ^[28] , что делает его доминирующим механизмом слияния в небольших звезд. Самоподдерживающаяся цепь CNO требует более высокой температуры примерно16 × 10 ⁶  К , но после этого его эффективность с повышением температуры увеличивается быстрее, чем при протон-протонной реакции. ^[29] Выше примерно17 × 10 ⁶  K цикл CNO становится доминирующим источником энергии. Эта температура достигается в ядрах звезд главной последовательности, которые по крайней мере в 1,3 раза больше массы Солнца . ^[30] Само Солнце имеет внутреннюю температуру около15,7 × 10 ⁶  К . По мере старения звезды главной последовательности температура ядра будет расти, что приводит к неуклонно возрастающему вкладу ее цикла CNO. ^[23]

Синтез гелия [ править ]

Звезды главной последовательности накапливают гелий в своих ядрах в результате синтеза водорода, но ядро ​​не становится достаточно горячим, чтобы начать синтез гелия. Синтез гелия сначала начинается, когда звезда покидает ветвь красных гигантов, накопив в ядре достаточно гелия, чтобы зажечь ее. В звездах с массой Солнца это начинается на вершине ветви красных гигантов со вспышкой гелия от вырожденного гелиевого ядра, а звезда движется к горизонтальной ветви, где сжигает гелий в своем ядре. Более массивные звезды зажигают гелий в своем ядре без вспышки и выполняют синюю петлю, прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов.. Такая звезда сначала уходит от AGB в сторону более голубых цветов, а затем снова возвращается к тому, что называется следом Хаяши . Важным следствием синих петель является то, что они дают начало классическим переменным цефеид , которые имеют центральное значение для определения расстояний в Млечном Пути и до ближайших галактик. ^{[31] : 250} Несмотря на название, звезды на синей петле от ветви красных гигантов обычно не синего цвета, а скорее желтые гиганты, возможно, переменные цефеиды. Они плавят гелий до тех пор, пока ядро ​​не состоит в основном из углерода и кислорода . Самые массивные звезды становятся сверхгигантами, когда они покидают главную последовательность, и быстро начинают синтез гелия по мере их превращения.красные сверхгиганты . После того, как гелий истощится в ядре звезды, он продолжит свое существование в оболочке вокруг углеродно-кислородного ядра. ^{[19] [22]}

Во всех случаях гелий соединяется с углеродом посредством тройного альфа-процесса, то есть три ядра гелия превращаются в углерод через 8 Be . ^{[32] : 30} Затем через альфа-процесс он может образовывать кислород, неон и более тяжелые элементы. Таким образом, альфа-процесс предпочтительно производит элементы с четным числом протонов путем захвата ядер гелия. Элементы с нечетным числом протонов образуются другими путями синтеза.

Скорость реакции [ править ]

Плотность скорости реакции между частицами A и B , имеющими числовые плотности n _{A , B} , определяется как:

${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$

где k - константа скорости каждой элементарной бинарной реакции, составляющей процесс ядерного синтеза :

${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$

здесь σ ( v ) - сечение при относительной скорости v , а усреднение проводится по всем скоростям.

Полуклассически поперечное сечение пропорционально , где - длина волны де Бройля . Таким образом, полуклассически поперечное сечение пропорционально .${\displaystyle \pi \,\lambda ^{2}}$${\displaystyle \lambda =h/p}$${\displaystyle {\frac {m}{E}}}$

Однако, поскольку реакция включает квантовое туннелирование , при низких энергиях наблюдается экспоненциальное затухание, которое зависит от фактора Гамова E _G , что дает уравнение Аррениуса :

${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}}$

где S ( E ) зависит от деталей ядерного взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженную на поперечное сечение.

Затем интегрируют по всем энергиям, чтобы получить полную скорость реакции, используя распределение Максвелла – Больцмана и соотношение:

${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}\,n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}{\frac {2}{{\sqrt {\pi }}(kT)^{3/2}}}E^{1/2}e^{-E/kT}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{R}}}}dE}$

где - приведенная масса .${\displaystyle m_{R}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

Поскольку это интегрирование имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях формы и при низких энергиях от фактора Гамова, интеграл почти исчезал везде, кроме пика, называемого пиком Гамова , ^{[33] : 185} при E ₀ , где:${\displaystyle \sim e^{-{\frac {E}{kT}}}}$

${\displaystyle {\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0}$

Таким образом:

${\displaystyle E_{0}=\left({\sqrt {E_{G}}}\,kT/2\right)^{2/3}}$

Тогда показатель степени может быть аппроксимирован около E ₀ как:

${\displaystyle e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{G}}{E}}}}\approx e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\cdot \exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{4E_{0}kT/3}}\right)}$

Скорость реакции приблизительно равна: ^[34]

${\displaystyle {\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{R}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}}$

Значения S ( E ₀ ) , как правило , 10 ^-3 -10 ³ к * б , но затухают огромным фактором , когда с участием беты - распада , в связи с соотношением между промежуточным связанным состоянием (например , дипротоном ) полураспадом и тому период полураспада бета-распада, как в протон-протонной цепной реакции . Обратите внимание, что типичные температуры ядра звезд главной последовательности дают kT порядка кэВ.

Таким образом, лимитирующая реакция в цикле CNO - захват протона14 7N, имеет S ( E ₀ ) ~ S (0) = 3,5 кэВ · b, в то время как предельная реакция в протон-протонной цепной реакции , создание дейтерия из двух протонов, имеет гораздо меньшее значение S ( E ₀ ) ~ S (0 ) = 4 * 10 ⁻²² кэВ б. ^{[35] [36]} Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова, и из-за относительного содержания элементов в типичных звездах, две скорости реакции равны при значении температуры, которое находится в пределах диапазона температур ядра основной -последовательность звезд.

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (1): 541–7. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..103B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.103 . PMID  17835673 .
• Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..434B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 . PMID  17835673 .
• Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах: синтез элементов от углерода до никеля». Приложение к астрофизическому журналу . 1 : 121–146. Bibcode : 1954ApJS .... 1..121H . DOI : 10.1086 / 190005 .
• Клейтон, Дональд Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Нью-Йорк: Макгроу-Хилл .
• Рэй, А. (2004). «Звезды как термоядерные реакторы: их топливо и прах». arXiv : astro-ph / 0405568 .
• Г. Валлерстайн ; И. Ибен младший ; П. Паркер; AM Boesgaard ; GM Hale; AE шампанское; и другие. (1997). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Bibcode : 1997RvMP ... 69..995W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Архивировано из оригинального (PDF) 26 марта 2009 года . Проверено 4 августа 2006 .
• Woosley, SE ; А. Хегер; Т.А. Уивер (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд» . Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP ... 74.1015W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 . S2CID  55932331 .
• Клейтон, Дональд Д. (2003). Справочник изотопов в космосе . Кембридж: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-82381-4.

Внешние ссылки [ править ]

• Как солнце светит , Джон Н. Бахколл (сайт Нобелевской премии, по состоянию на 6 января 2020 г.)
• Нуклеосинтез в НАСА «S Cosmicopia