Процесс сжигания кремния
В астрофизике . горение кремния – это очень кратковременное явление [1] последовательность реакций ядерного синтеза , которые происходят в массивных звездах с массой минимум около 8–11 солнечных. Горение кремния — это заключительная стадия термоядерного синтеза массивных звезд, у которых закончилось топливо, питающее их на протяжении всей их долгой жизни в главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Он следует за предыдущими стадиями процессов горения водорода , гелия , углерода , неона и кислорода .
Горение кремния начинается, когда гравитационное сжатие повышает температуру ядра звезды до 2,7–3,5 миллиардов кельвинов ( ГК ). Точная температура зависит от массы. Когда звезда завершила фазу горения кремния, дальнейший синтез невозможен. Звезда катастрофически коллапсирует и может взорваться, образовав так называемую сверхновую типа II .
Последовательность ядерного синтеза и фотораспад кремния
[ редактировать ]После того, как звезда завершает процесс горения кислорода , ее ядро состоит в основном из кремния и серы. [2] [3] Если он имеет достаточно большую массу, он продолжает сжиматься, пока его ядро не достигнет температуры в диапазоне 2,7–3,5 ГК (230–300 кэВ ). При таких температурах кремний и другие элементы могут фотораспасться , испуская протон или альфа-частицу. [2] Горение кремния происходит путем фотодезинтеграционной перегруппировки, [4] который создает новые элементы посредством альфа-процесса , добавляя одну из этих освобожденных альфа-частиц. [2] (эквивалент ядра гелия) на шаг захвата в следующей последовательности (фотовыброс альф не показан):
28
14 Си
+ 4
2 Он
→ 32
16 С32
16 С
+ 4
2 Он
→ 36
18 Ар36
18 Ар
+ 4
2 Он
→ 40
20 Калифорния40
20 Калифорния
+ 4
2 Он
→ 44
22 Ти44
22 Ти
+ 4
2 Он
→ 48
24 Кр48
24 Кр
+ 4
2 Он
→ 52
26 февраля52
26 февраля
+ 4
2 Он
→ 56
28 Ни
Теоретически эта цепочка может продолжаться, поскольку добавление новых альф продолжает оставаться экзотермическим вплоть до олова-100 . [5] Однако ступени после никеля-56 гораздо менее экзотермичны, а температура настолько высока, что фотораспад препятствует дальнейшему прогрессу. [2]
Последовательность горения кремния длится около одного дня, прежде чем на нее ударит ударная волна, вызванная коллапсом ядра. Тогда горение становится гораздо более быстрым при повышенной температуре и прекращается только тогда, когда цепочка перегруппировок преобразуется в никель-56 или останавливается выбросом сверхновой и охлаждением. Никель -56 распадается сначала на кобальт-56 , а затем на железо-56 с периодом полураспада 6 и 77 дней соответственно, но это происходит позже, поскольку в ядре массивной звезды доступны лишь минуты. У звезды закончилось ядерное топливо, и через несколько минут ее ядро начинает сжиматься. [ нужна ссылка ]
Во время этой фазы сжатия потенциальная энергия гравитационного сжатия нагревает внутреннюю часть до 5 ГК (430 кэВ), что препятствует сокращению и задерживает его. [6] Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть выработана посредством новых реакций синтеза, окончательное беспрепятственное сжатие быстро перерастает в коллапс, продолжающийся всего несколько секунд. [7] Центральная часть звезды теперь превратилась в нейтронное ядро, температура которого взлетела до 100 ГК (8,6 МэВ). [8] который быстро остывает [9] в нейтронную звезду , если масса звезды меньше 20 M ☉ . [7] Между 20 M ☉ и 40–50 M ☉ возврат материала приведет к дальнейшему коллапсу нейтронного ядра в черную дыру . [10] Внешние слои звезды сдуваются в результате взрыва, известного как типа II, сверхновая который длится от нескольких дней до месяцев. Взрыв сверхновой высвобождает большой всплеск нейтронов, которые могут примерно за одну секунду синтезировать примерно половину запасов элементов во Вселенной, которые тяжелее железа, посредством быстрой последовательности захвата нейтронов, известной как r - процесс (где " r» означает «быстрый» захват нейтронов).
Энергия связи
[ редактировать ]
На этом графике показана энергия связи на нуклон различных нуклидов. Энергия связи — это разница между энергией свободных протонов и нейтронов и энергией нуклида. Если продукт или продукты реакции имеют более высокую энергию связи на нуклон, чем реагент или реагенты, то реакция является экзотермической (выделяется энергия) и может протекать вперед, хотя это справедливо только для реакций, которые не меняют число протонов или нейтроны (нет слабых силовых реакций). Как можно видеть, легкие нуклиды, такие как дейтерий или гелий, выделяют большое количество энергии (значительное увеличение энергии связи) при объединении с образованием более тяжелых элементов — процессе синтеза. И наоборот, тяжелые элементы, такие как уран, выделяют энергию при расщеплении на более легкие элементы — в процессе ядерного деления . В звездах быстрый нуклеосинтез протекает путем присоединения ядер гелия (альфа-частиц) к более тяжелым ядрам. Как уже говорилось выше, этот процесс заканчивается около атомной массы 56. [11] Распад никеля-56 объясняет большое количество железа-56, обнаруженное в металлических метеоритах и ядрах скалистых планет.
См. также
[ редактировать ]- Альфа-нуклид
- Альфа-процесс
- Звездная эволюция
- Нуклеосинтез сверхновой
- Захват нейтронов:
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Вусли, С.; Янка, Т. (2006). «Физика коллапса ядра сверхновой». Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Бибкод : 2005NatPh...1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . дои : 10.1038/nphys172 . S2CID 118974639 .
- ^ Jump up to: а б с д Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . стр. 519–524 . ISBN 9780226109534 .
- ^ Вусли С.Э., Арнетт В.Д., Клейтон Д.Д., «Гидростатический кислород, горящий в звездах II. Кислород горит при сбалансированной мощности», Astrophys. Дж. 175, 731 (1972)
- ^ Дональд Д. Клейтон, Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза , Глава 7 (University of Chicago Press, 1983)
- ^ Ван, Мэн; Хуанг, WJ; Кондев, ФГ; Ауди, Г.; Наими, С. (2021). «Оценка атомной массы AME 2020 (II). Таблицы, графики и ссылки». Китайская физика C . 45 (3): 030003. doi : 10.1088/1674-1137/abddaf .
- ^ Янка, Х.-Т.; Марек, А.; Мартинес-Пинедо, Г.; Мюллер, Б. (4 декабря 2006 г.). «Теория сверхновых с коллапсом ядра». arXiv : astro-ph/0612072v1 .
- ^ Jump up to: а б Фрайер, CL; Новое, KCB (24 января 2006 г.). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса» . Институт гравитационной физики Макса Планка . Архивировано из оригинала 13 декабря 2006 г. Проверено 14 декабря 2006 г.
- ^ Манн, Альфред К. (1997). Тень звезды: нейтринная история сверхновой 1987А . Нью-Йорк: WH Freeman. п. 122. ИСБН 978-0-7167-3097-2 . Архивировано из оригинала 5 мая 2008 г. Проверено 19 ноября 2007 г.
- ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B .
- ^ Фрайер, Крис Л. (2003). «Образование черной дыры в результате коллапса звезды» . Классическая и квантовая гравитация . 20 (10): С73–С80. Бибкод : 2003CQGra..20S..73F . дои : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID 122297043 . Архивировано из оригинала 31 октября 2020 г. Проверено 29 ноября 2019 г.
- ^ «Массовое число, количество протонов, название изотопа, масса [МэВ/с^2], энергия связи [МэВ] и энергия связи на ядро [МэВ] для разных атомных ядер» . Июль 2005. Архивировано из оригинала 9 марта 2006 года . Проверено 7 января 2007 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Звездная эволюция: жизнь и смерть наших светящихся соседей, Артур Холланд и Марк Уильямс из Мичиганского университета.
- Эволюция и смерть звезд, Ян Шорт
- Происхождение тяжелых элементов , Университет Тафтса.
- Глава 21: Звездные взрывы , Г. Германн
- Арнетт, В.Д., Расширенная эволюция массивных звезд. VII - Горение кремния / Серия дополнений к астрофизическому журналу, том. 35 октября 1977 г., с. 145–159.
- Хикс, В. Рафаэль; Тилеманн, Фридрих-Карл (1 апреля 1996 г.). «Горение кремния. I. Нейтронизация и физика квазиравновесия» . Астрофизический журнал . 460 : 869. arXiv : astro-ph/9511088v1 . Бибкод : 1996ApJ...460..869H . дои : 10.1086/177016 . S2CID 119422051 . Проверено 29 июля 2015 г.