Räjähtävä nukleosynteesi

Räjähtävä nukleosynteesi  - nukleosynteesi , joka tapahtuu tähdissä , jotka ovat menettäneet hydrostaattisen tasapainon : esimerkiksi supernovaräjähdyksen aikana . Uskotaan, että räjähdysmäisen nukleosynteesin prosesseissa muodostuu ainakin osittain kaikkia kemiallisia alkuaineita hiilestä rautaan sekä joitain rautaa raskaampia alkuaineita [ 1] .

Massiiviset tähdet, niin kauan kuin ne ovat hydrostaattisessa tasapainossa, voivat syntetisoida hiiltä ja raskaampia alkuaineita ytimeensä massaltaan jopa rautaa. Kuitenkin suurimmalla osalla syntetisoiduista ytimistä on parillinen varausluku ja massaluku , joka on 4:n kerrannainen, koska ne kaikki syntetisoidaan ytimien ( alfahiukkasten ) osallistuessa [2] .

Ennen räjähdysmäisen nukleosynteesin teorian kehittämistä paljon 56 Fe:tä raskaampien ytimien alkuperää pidettiin epäselvänä, koska tavallisten ydinreaktioiden aikana niillä on aikaa hajota energian vapautuessa. Todellisuudessa on kuitenkin energeettisesti epäsuotuisia ytimiä aina transuraaniytimiin asti. Vain tähtien evoluutiotutkimus antoi selityksen tälle: tähtien romahtamisen aikana , kun valtava määrä neutroneja sinkoutuu ulos , tapahtuu niiden useita vangitsevia suhteellisen kevyitä ytimiä tähden laajenevassa kuoressa. Siten ytimiä muodostuu ylimäärällä neutroneja, jotka sitten läpikäyvät beetahajoamisen ytimen järjestysluvun kasvaessa . Supernovan romahtamisprosessin lisäksi uskotaan, että räjähdysmäistä nukleosynteesiä voi tapahtua myös neutronitähtien sulautumisen aikana [3] .

Koska supernovaräjähdyksen aikana tähtienväliseen väliaineeseen sinkoutuu huomattava määrä ainetta , nuoret tähdet muodostuvat jo raskaita alkuaineita rikkaasta aineesta, ja niitä on yleensä heillä itsellään enemmän [4] .

Löytöhistoria

Aluksi uskottiin, että raskaita alkuaineita muodostui pääasiassa maailmankaikkeuden syntypaikalla, mutta vuonna 1946 Fred Hoyle esitti hypoteesin, että heliumia raskaampia alkuaineita syntetisoituu massiivisten tähtien ytimissä [5] . Tuolloin supernoveista tiedettiin kuitenkin vähän, ja Hoyle oletti, että ainetta sinkoutui tähtienväliseen väliaineeseen tähtien liian nopean pyörimisen vuoksi. Vuonna 1954 Hoyle paransi teoriaansa, ja se antoi mahdollisuuden selittää, mistä aine hiilestä nikkeliin tuli havaittuina määrinä. Hoyle kuvasi reaktioita yksityiskohtaisemmin ja ennusti myös, että massiivisten tähtien ytimien painovoiman romahtamisen aikana siellä syntetisoituu raskaampia alkuaineita, jotka sitten sinkoutuvat avaruuteen [6] .

Vuonna 1957 Marguerite Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler ja Fred Hoyle kehittivät tätä teoriaa edelleen ja saivat melko tarkan selityksen universumin eri kemiallisten alkuaineiden lukumäärästä. Heidän artikkelistaan ​​tuli paljon siteerausta, ja se tunnetaan englanninkielisessä kirjallisuudessa nimellä "artikkeli B 2 FH" kirjoittajien sukunimien ensimmäisten kirjainten jälkeen [7] [8] .

Vuonna 1970 William Arnett ja kollegat osoittivat, että ytimen romahduksen seurauksena sen lämpötila nousee jyrkästi, siihen syntyy shokkiaalto ja sellaisissa olosuhteissa ytimet, joilla on muu massa- ja varausluku, syntetisoituvat paljon tehokkaammin [9 ] [10] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Räjähtävä nukleosynteesi . Haettu 13. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. heinäkuuta 2020.
  2. ↑ Heliumin palaminen. Punaiset jättiläiset. .
  3. ↑ Raskaat alkuaineet saapuivat aurinkokuntaan neutronitähdistä, jotka sulautuivat 80 miljoonaa vuotta ennen muodostumistaan ​​• Science News . "Elementit" . Haettu 24. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2020.
  4. ↑ Thielemann, Fr.-K.; Nomoto, K.; Hashimoto, M.-A. Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1996. - Voi. 460 . - s. 408 . - doi : 10.1086/176980 . - .
  5. ↑ Hoyle, F. The Synthesis of the Elements from Hydrogen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1946. - Voi. 106 , nro. 5 . - s. 343-383 . - doi : 10.1093/mnras/106.5.343 . - .
  6. ↑ Hoyle, F. Erittäin kuumissa tähdissä tapahtuvista ydinreaktioista. I. Elementtien synteesi hiilestä nikkeliin  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1954. - Voi. 1 . - s. 121 . - doi : 10.1086/190005 . - .
  7. ↑ B2FH-paperi : Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957). Tähtien elementtien synteesi. Modernin fysiikan arvostelut. 29(4): 547-650. Bibcode: 1957RvMP…29..547B. doi: 10.1103/RevModPhys.29.547
  8. ↑ Burbidge, E.M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars  // Reviews of Modern Physics  : Journal  . - 1957. - Voi. 29 , ei. 4 . - s. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - .
  9. ↑ Woosley, SE; Arnett, W.D.; Clayton, DD Hapen ja piin räjähdysmäinen palaminen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1973. - Voi. 26 . - s. 231-312 . - doi : 10.1086/190282 . - .
  10. ↑ Arnett, W.D.; Clayton, D.D. Explosive Nucleosynthesis in Stars   // Nature . - 1970. - Voi. 227 , nro. 5260 . - s. 780-784 . - doi : 10.1038/227780a0 . - . — PMID 16058157 .

Linkit