Звездный нуклеосинтез

График логарифмического масштаба относительного выхода энергии ( ε ) следующих термоядерных процессов при разных температурах ( T ):

  Протон-протонная цепь (ПП)

  цикл CNO

  Тройной α-процесс

  Совместное производство энергии PP и CNO в звезде

  Температура ядра Солнца, при которой ПП более эффективен

В астрофизике звезд звездный нуклеосинтез – это создание химических элементов в результате реакций ядерного внутри синтеза . Звездный нуклеосинтез произошел с момента создания водорода Большого , гелия и лития во время взрыва . Как предсказательная теория , 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 году. который позже усовершенствовал его в 1954 году. Дальнейшие успехи были достигнуты, особенно в области нуклеосинтеза путем захвата нейтронами элементов тяжелее железа , Маргарет и Джеффри Бербидж , Уильямом Альфредом Фаулером и Фредом Хойлом в их знаменитой книге «Б 1957 года». ² бумага ФХ , которая стала одной из наиболее цитируемых статей в истории астрофизики.

Звезды развиваются из-за изменений в их составе (обилии составляющих их элементов) в течение их жизни, сначала путем сжигания водорода ( звезда главной последовательности ), затем гелия ( звезда горизонтальной ветви ) и постепенного сжигания более высоких элементов . Однако само по себе это существенно не меняет содержание элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. На более позднем этапе своей жизни звезда с малой массой будет медленно выбрасывать свою атмосферу посредством звездного ветра , образуя планетарную туманность , в то время как звезда с большей массой будет выбрасывать массу в результате внезапного катастрофического события, называемого сверхновой . Термин «нуклеосинтез сверхновой» используется для описания создания элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика .

Усовершенствованная последовательность сжигания топлива обусловлена ​​гравитационным коллапсом и связанным с ним нагревом, 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. Ударный фронт ненадолго повышает температуру примерно на 50%, вызывая тем самым яростное горение примерно на секунду. Это последнее горение массивных звезд, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновой , является последней эпохой звездного нуклеосинтеза.

Стимулом к ​​развитию теории нуклеосинтеза послужило открытие вариаций содержания элементов во Вселенной . Необходимость физического описания уже была вызвана относительным содержанием химических элементов в Солнечной системе. Эти содержания, отображенные на графике в зависимости от атомного номера элемента, имеют зубчатую пилообразную форму, которая варьируется в десятки миллионов раз (см. Историю теории нуклеосинтеза ). Это предполагало естественный процесс, который не является случайным. Второй стимул к пониманию процессов звездного нуклеосинтеза произошел в 20 веке, когда стало понятно, что энергия, выделяемая в результате реакций ядерного синтеза, объясняет долговечность Солнца как источника тепла и света.

История

В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что звезды получают свою энергию в результате ядерного синтеза водорода , с образованием гелия а также предположил, что в звездах образуются более тяжелые элементы.

В 1920 году Артур Эддингтон на основе точных измерений атомных масс Ф. У. Астона и предварительного предположения Жана Перрена предположил, что звезды получают свою энергию в результате ядерного синтеза водорода гелия с образованием , и предположил, что более тяжелые элементы производится в звездах. Это был предварительный шаг к идее звездного нуклеосинтеза. В 1928 году Георгий Гамов вывел то, что сейчас называется фактором Гамова , квантово-механическую формулу, определяющую вероятность того, что два смежных ядра преодолеют электростатический кулоновский барьер между ними и сблизятся друг с другом достаточно близко, чтобы вступить в ядерную реакцию из-за сильного ядерного взаимодействия , которое эффективен только на очень коротких дистанциях. В следующем десятилетии фактор Гамова использовался Аткинсоном и Хоутермансом , а затем Эдвардом Теллером и самим Гамовым для определения скорости, с которой будут происходить ядерные реакции при высоких температурах, которые, как полагают, 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. Он определил два процесса, которые, по его мнению, являются источниками энергии в звездах. Первый из них, протон-протонная цепная реакция , является доминирующим источником энергии в звездах с массой примерно до массы Солнца. Второй процесс, цикл углерод-азот-кислород , который также рассматривался Карлом Фридрихом фон Вайцзеккером в 1938 году, более важен для более массивных звезд главной последовательности. Эти работы касались получения энергии, способной поддерживать температуру звезд. Четкое физическое описание протон-протонной цепи и цикла CNO содержится в учебнике 1968 года. Однако две статьи Бете не касались создания более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргументом о том, что совокупность очень горячих ядер термодинамически собирается в железо . Вслед за этим в 1954 году Хойл опубликовал статью, описывающую, как на продвинутых стадиях термоядерного синтеза внутри массивных звезд синтезируются элементы от углерода до железа.

«Синтез элементов в звездах» Теория Хойла была распространена на другие процессы, начиная с публикации в 1957 году обзорной статьи Бербиджа , Бербиджа , Фаулера и Хойла , более известной как B. ² Бумага ФХ . В этом обзорном документе собраны и уточнены более ранние исследования в широко цитируемую картину, которая обещает объяснить наблюдаемое относительное содержание элементов; но само по себе оно не расширило картину происхождения первичных ядер, предложенную Хойлом в 1954 году, в такой степени, как многие предполагали, за исключением понимания нуклеосинтеза тех элементов, которые тяжелее железа, путем захвата нейтронов. Значительные улучшения были сделаны Аластером Г.В. Кэмероном и Дональдом Д. Клейтоном . В 1957 году Кэмерон представил свой собственный независимый подход к нуклеосинтезу. информированный примером Хойла, и ввел компьютеры в зависящие от времени расчеты эволюции ядерных систем. Клейтон рассчитал первые нестационарные модели s -процесса в 1961 году. и r -процесса в 1965 г. а также о сжигании кремния с образованием многочисленных ядер альфа-частиц и элементов группы железа в 1968 году, и открыл радиогенные хронологии для определения возраста элементов.

Поперечное сечение сверхгиганта, показывающее нуклеосинтез и образовавшиеся элементы.

Ключевые реакции

Версия таблицы Менделеева, указывающая происхождение элементов, включая звездный нуклеосинтез.

Важнейшие реакции звездного нуклеосинтеза:

• Водородный синтез:
  • Дейтериевый синтез
  • Протон -протонная цепочка
  • Цикл углерода -азота-кислорода
• Гелиевый синтез:
  • Процесс тройного альфа
  • процесс Альфа-
• Слияние более тяжелых элементов:
  • Горение лития : процесс, чаще всего встречающийся у коричневых карликов
  • Процесс сжигания углерода
  • Процесс горения неона
  • Процесс сжигания кислорода
  • Процесс сжигания кремния
• Производство элементов тяжелее железа :
  • Захват нейтронов :
    • R -процесс
    • S -процесс
  • протона Захват :
    • rp -процесс
    • p -процесс
  • Фотораспад

Водородный синтез

Основные статьи: Протон-протонная цепная реакция , цикл CNO и синтез дейтерия.

Протон-протонная цепная реакция

CNO-I цикл
Ядро гелия высвобождается на верхней левой ступени.

Водородный синтез (ядерный синтез четырех протонов с образованием гелия-4). ядра ) — доминирующий процесс, генерирующий энергию в ядрах звезд главной последовательности . Его еще называют «горением водорода», что не следует путать с химическим горением водорода в окислительной атмосфере. Существует два преобладающих процесса, посредством которых происходит синтез звездного водорода: протон-протонная цепь и цикл углерод-азот-кислород (CNO). Девяносто процентов всех звезд, за исключением белых карликов , синтезируют водород посредством этих двух процессов.

В ядрах звезд главной последовательности с меньшей массой, таких как Солнце , доминирующим процессом производства энергии является протон-протонная цепная реакция . Это создает ядро ​​гелия-4 в результате последовательности реакций, которые начинаются со слияния двух протонов с образованием ядра дейтерия (один протон плюс один нейтрон) вместе с выброшенными позитроном и нейтрино. В каждом полном цикле синтеза в результате протон-протонной цепной реакции выделяется около 26,2 МэВ. 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 трети радиуса звезды и занимать половину массы звезды. Для звезд массой более 35% массы Солнца: поток энергии к поверхности достаточно мал, и передача энергии из области ядра происходит за счет радиационного переноса тепла , а не за счет конвективного переноса тепла . В результате происходит незначительное примешивание свежего водорода в ядро ​​или продуктов термоядерного синтеза наружу.

В звездах с большей массой доминирующим процессом производства энергии является цикл CNO , который представляет собой каталитический цикл , который использует ядра углерода, азота и кислорода в качестве посредников и в конечном итоге производит ядро ​​гелия, как и в случае с протон-протонной цепочкой. За полный цикл CNO выделяется энергия 25,0 МэВ. Разница в энергопроизводстве этого цикла по сравнению с протон-протонной цепной реакцией объясняется потерями энергии при испускании нейтрино . 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 внутренних 15% массы звезды, следовательно, она сильно сконцентрирована в ядре. Это приводит к такому интенсивному потоку энергии наружу, что конвективная передача энергии становится более важной, чем радиационная . В результате область ядра становится зоной конвекции , которая перемешивает область синтеза водорода и поддерживает ее хорошее смешивание с окружающей областью, богатой протонами. Эта конвекция ядра происходит в звездах, где цикл CNO составляет более 20% общей энергии. По мере старения звезды и повышения температуры ядра область, занимаемая зоной конвекции, медленно сокращается с 20% массы до внутренних 8% массы. Солнце производит порядка 1% своей энергии в цикле CNO.

Тип процесса синтеза водорода, который преобладает в звезде, определяется разницей температурных зависимостей между двумя реакциями. Цепная протон-протонная реакция начинается при температурах около 4 × 10 ⁶  К , что делает его доминирующим механизмом синтеза в меньших звездах. Самоподдерживающаяся цепь CNO требует более высокой температуры примерно 1,6 × 10 ⁷ K , но после этого ее эффективность увеличивается быстрее с повышением температуры, чем протон-протонная реакция. Выше примерно 1,7 × 10 ⁷ K , цикл CNO становится доминирующим источником энергии. Такая температура достигается в ядрах звезд главной последовательности, масса которых как минимум в 1,3 раза превышает массу Солнца . Само Солнце имеет температуру ядра около 1,57 × 10 ⁷ К. ​ По мере старения звезды главной последовательности температура ядра будет повышаться, что приведет к неуклонному увеличению вклада ее CNO-цикла.

Гелиевый синтез

Основные статьи: Тройной альфа-процесс и Альфа-процесс

Звезды главной последовательности накапливают гелий в своих ядрах в результате синтеза водорода, но ядро ​​не становится достаточно горячим, чтобы начать синтез гелия. Синтез гелия начинается, когда звезда покидает ветвь красных гигантов после того, как накопила в своем ядре достаточно гелия, чтобы воспламенить ее. У звезд с массой Солнца это начинается на кончике ветви красных гигантов с гелиевой вспышки из вырожденного гелиевого ядра, а звезда переходит в горизонтальную ветвь , где она сжигает гелий в своем ядре. Более массивные звезды воспламеняют гелий в своем ядре без вспышки и выполняют синюю петлю, прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов . Такая звезда сначала движется от AGB к более синим цветам, а затем снова возвращается к так называемому треку Хаяши . Важным следствием синих петель является то, что они порождают классические переменные цефеид , имеющие центральное значение для определения расстояний в Млечном Пути и до близлежащих галактик. Несмотря на название, звезды на синей петле ветви красных гигантов обычно не голубого цвета, а скорее являются желтыми гигантами, возможно, переменными цефеид. Они плавят гелий до тех пор, пока ядро ​​не будет состоять в основном из углерода и кислорода . Самые массивные звезды становятся сверхгигантами, когда покидают главную последовательность и быстро начинают синтез гелия, становясь красными сверхгигантами . После того как гелий исчерпается в ядре звезды, синтез гелия продолжится в оболочке вокруг углеродно-кислородного ядра.

Во всех случаях гелий сплавляется с углеродом посредством тройного альфа-процесса, т. е. три ядра гелия превращаются в углерод посредством ⁸ Быть . Затем в результате альфа-процесса могут образовываться кислород, неон и более тяжелые элементы. Таким образом, альфа-процесс преимущественно производит элементы с четным числом протонов за счет захвата ядер гелия. Элементы с нечетным числом протонов образуются другими путями синтеза.

Скорость реакции

Плотность скорости реакции между видами A и B , имеющими плотности числа n _{A , B} , определяется выражением: $$r=n_{A}\,n_{B}\,k$$где k - константа скорости реакции каждой отдельной элементарной бинарной реакции, составляющей процесс ядерного синтеза : $$k=\langle \sigma (v)\,v\rangle$$здесь σ ( v ) — сечение при относительной скорости v , а усреднение проводится по всем скоростям.

В полуклассическом варианте сечение пропорционально $\pi \,\lambda ^{2}$, где $\lambda =h/p$ – длина волны де Бройля . Таким образом, полуклассически сечение пропорционально ${\textstyle {\frac {m}{E}}}$.

Однако, поскольку реакция включает в себя квантовое туннелирование , при низких энергиях происходит экспоненциальное затухание, которое зависит от фактора Гамова EG _{уравнение} , что дает Аррениуса : $$\sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}$$где S ( E ) зависит от деталей ядерного взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженной на сечение.

Затем интегрируют по всем энергиям, чтобы получить общую скорость реакции, используя распределение Максвелла – Больцмана и соотношение: $${\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}2{\sqrt {\frac {E}{\pi (kT)^{3}}}}e^{-{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{\text{R}}}}}dE$$где $m_{\text{R}}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}$ это приведенная масса .

Поскольку это интегрирование имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях вида $\sim e^{-{\frac {E}{kT}}}$ а при низких энергиях от фактора Гамова интеграл почти исчезал везде, кроме области пика, называемого пиком Гамова , при Е ₀ , где: $${\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0$$

Таким образом: $$E_{0}=\left({\frac {1}{2}}kT{\sqrt {E_{\text{G}}}}\right)^{\frac {2}{3}}$$

Затем показатель степени можно аппроксимировать вокруг E ₀ следующим образом: $$e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}\approx e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT}}\right)$$

А скорость реакции приблизительно равна: $${\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{\text{R}}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}$$

Значения S ( E ₀ ) обычно составляют 10. ⁻³ – 10 ³ кэВ · b , но затухают огромным фактором при бета-распаде из-за связи между периодом промежуточного связанного состояния (например, дипротона ) полураспада и периодом 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 протона ¹⁴
₇ Н
, имеет S ( E0 _— ) ~ S (0) = 3,5   кэВ·б, тогда как предельная реакция в протон-протонной цепной реакции рождение дейтерия из двух протонов — имеет значительно меньшую S ( E0 ₎ ~ S ( 0) = 4×10 ⁻²²  кэВ·б. Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова и из-за относительного содержания элементов в типичных звездах, скорости обеих реакций равны при значении температуры, которое находится в пределах температур ядра звезд главной последовательности.

Дальнейшее чтение

• Бете, ХА (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (1): 541–547. Бибкод : 1939PhRv...55..103B . дои : 10.1103/PhysRev.55.103 . ПМИД   17835673 .
• Бете, ХА (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Бибкод : 1939PhRv...55..434B . дои : 10.1103/PhysRev.55.434 . ПМИД   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. Бибкод : 1954ApJS....1..121H . дои : 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 пепел». arXiv : astro-ph/0405568 .
• Г. Валлерстайн ; И. Ибен-младший ; П. Паркер; А. М. Боесгаард ; ГМ Хейл; АЕ Шампанское; и др. (1997). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Бибкод : 1997РвМП...69..995Вт . дои : 10.1103/RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Архивировано из оригинала (PDF) 26 марта 2009 г. Проверено 4 августа 2006 г.
• Вусли, SE ; А. Хегер; Т. А. Уивер (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W . дои : 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 .
• Илиадис, Кристиан (2007). Ядерная физика звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. дои : 10.1002/9783527618750 . ISBN  978-3-527-40602-9 .

Внешние ссылки

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