Альфа-процесс

Альфа -процесс , также известный как альфа-захват или альфа-лестница , является одним из двух классов реакций ядерного синтеза , с помощью которых звезды превращают гелий в более тяжелые элементы . Другой класс — это цикл реакций, называемый процессом тройного альфа , который потребляет только гелий и производит углерод . ^[1] Альфа-процесс чаще всего происходит в массивных звездах и во время сверхновых .

Обоим процессам предшествует синтез водорода , в результате которого образуется гелий , который питает как процесс тройного альфа, так и процессы альфа-лестницы. После того, как в процессе тройного альфа образуется достаточно углерода, начинается альфа-лестница и происходят реакции синтеза все более тяжелых элементов в порядке, указанном ниже. На каждом этапе потребляется только продукт предыдущей реакции и гелий. Реакции более поздних стадий, которые могут начаться в любой конкретной звезде, происходят в то время, когда реакции предшествующих стадий все еще идут во внешних слоях звезды.

{\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}

Энергия, производимая каждой реакцией, $E$ , в основном представлена в виде гамма-лучей ( $γ$ ), с небольшим количеством побочного элемента в виде добавленного импульса .

Распространенным заблуждением является то, что приведенная выше последовательность заканчивается на $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ (или $\,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,$ , который является продуктом распада $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ ^[2]), потому что это наиболее прочно связанный нуклид – т.е. нуклид с самой высокой энергией связи ядра на нуклон – и производство более тяжелых ядер будет потреблять энергию (будет эндотермическим ), а не выделять ее ( экзотермическое ). $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,$ ( Никель-62 ) на самом деле является наиболее прочно связанным нуклидом с точки зрения энергии связи. ^[3] (хотя ${}^{56}{\textrm {Fe}}$ имеет меньшую энергию или массу на нуклон). Реакция ${}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}$ на самом деле является экзотермическим, и действительно, добавление альфы продолжает оставаться экзотермическим вплоть до $\ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \$ , ^[4] но, тем не менее, последовательность фактически заканчивается на железе. Последовательность останавливается перед образованием элементов тяжелее никеля, потому что условия в недрах звезд вызывают конкуренцию между фотораспадом и альфа-процессом, благоприятствующую фотораспаду вокруг железа . ^[2]^[5] Это приводит к более $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ производится, чем $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.$

Все эти реакции имеют очень низкую скорость при температурах и плотностях звезд и поэтому не вносят значительного вклада в общий выход звезды. Еще труднее они возникают с элементами тяжелее неона ( $Z$ > 10 ) из-за увеличения кулоновского барьера .

Элементы альфа-процесса

Альфа-элементы (или альфа-элементы ) названы так потому, что их наиболее распространенные изотопы представляют собой целые числа, кратные четырем – массе ядра гелия ( альфа-частицы ). Эти изотопы называются альфа-нуклидами .

Стабильные альфа-элементы C , O , Ne , Mg , Si и S. :
Элементы Ar и Ca стабильны « наблюдательно » . Они синтезируются путем альфа-захвата до стадии синтеза кремния , что приводит к образованию сверхновых типа II .
Si и Ca являются чисто альфа-элементами.
Mg может потребляться отдельно в реакциях захвата протона .

Статус кислорода ( O ) оспаривается – некоторые авторы ^[6] считают его альфа-элементом, а другие нет. O , несомненно, является альфа-элементом в с низкой металличностью звездах населения II : он вырабатывается в сверхновых типа II , и его усиление хорошо коррелирует с усилением других элементов альфа-процесса.

Иногда C и N считаются элементами альфа-процесса, поскольку, как и O , они синтезируются в реакциях ядерного альфа-захвата, но их статус неоднозначен: каждый из трех элементов производится (и потребляется) в рамках цикла CNO , который может протекать при температуры намного ниже, чем те, при которых процессы альфа-лестницы начинают производить значительные количества альфа-элементов (включая C , N и O ). Таким образом, само по себе присутствие C , N или O в звезде не указывает однозначно на то, что альфа-процесс действительно идет – отсюда и нежелание некоторых астрономов (безоговорочно) называть эти три «альфа-элементами».

Производство в звездах

Альфа-процесс обычно происходит в больших количествах только в том случае, если звезда достаточно массивна — более массивна, чем примерно 10 солнечных масс . ^[7] Эти звезды сжимаются по мере старения, увеличивая температуру и плотность ядра до достаточно высокого уровня, чтобы обеспечить альфа-процесс. Требования возрастают с увеличением атомной массы, особенно на более поздних стадиях – иногда называемых горением кремния – и поэтому чаще всего происходят в сверхновых . ^[8] Сверхновые типа II в основном синтезируют кислород и альфа-элементы ( Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca и Ti ), тогда как сверхновые типа Ia в основном производят элементы железного пика ( Ti , V , Cr , Mn , Fe , Co). и Ни ). ^[7] Достаточно массивные звезды могут синтезировать элементы вплоть до пика железа исключительно из водорода и гелия, которые изначально входят в состав звезды. ^[6]

Обычно первая стадия альфа-процесса (или альфа-захвата) следует за стадией горения гелия в звезде, когда гелий истощается; на данный момент бесплатно ${}_{6}^{12}{\textrm {C}}$ захватывать гелий для производства ${}_{8}^{16}{\textrm {O}}$ . ^[9] Этот процесс продолжается после того, как ядро завершает фазу горения гелия, поскольку оболочка вокруг ядра будет продолжать сжигать гелий и конвектировать в ядро. ^[7] Вторая стадия ( горение неона ) начинается с высвобождения гелия в результате фотораспада одного ${}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}$ атом, позволяя другому продолжить движение вверх по альфа-лестнице. Горение кремния затем инициируется фотораспадом ${}_{14}^{28}{\textrm {Si}}$ аналогичным образом; после этого момента, $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ пик, обсуждавшийся ранее, достигнут. вызванная Ударная волна сверхновой, коллапсом звезды, обеспечивает идеальные условия для кратковременного возникновения этих процессов.

Во время этого терминального нагрева, включающего фотораспад и перегруппировку, ядерные частицы преобразуются в свои наиболее стабильные формы во время вспышки сверхновой и последующего выброса, частично посредством альфа-процессов. Начиная с ${}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}$ и выше, все элементы продукта радиоактивны и поэтому распадаются на более стабильный изотоп; например, $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ образуется и распадается на ${}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}$ . ^[9]

Специальное обозначение относительной численности

Обилие общих альфа-элементов в звездах обычно выражается в виде логарифмов , причем астрономы обычно используют обозначения в квадратных скобках:

\left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,

где $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ - количество альфа-элементов на единицу объема, а $\,N_{{\ce {Fe}}}\,$ — число ядер железа в единице объема. Это для расчета количества $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ вопрос о том, какие элементы следует считать «альфа-элементами», становится спорным. Теоретические модели галактической эволюции предсказывают, что на ранних этапах Вселенной было больше альфа-элементов по сравнению с железом.

Ссылки

^ Нарликар, Джаянт В. (1995). От черных облаков к черным дырам . Всемирная научная . п. 94. ИСБН 978-9810220334 .
^ Jump up to: ^а ^б Фьюэлл, член парламента (1 июля 1995 г.). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». Американский журнал физики . 63 (7): 653–658. Бибкод : 1995AmJPh..63..653F . дои : 10.1119/1.17828 . ISSN 0002-9505 .
^ Нейв, Карл Р. (ок. 2017 г.) [ок. 2001]. «Наиболее прочно связанные ядра» . Физика и астрономия. гиперфизика.phy-astr.gsu.edu . Страницы гиперфизики. Государственный университет Джорджии . Проверено 21 февраля 2019 г.
^ 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 .
^ Бербидж, Э. Маргарет ; Бербидж, Греция ; Фаулер, Уильям А .; Хойл, Ф. (1 октября 1957 г.). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
^ Jump up to: ^а ^б Мо, Ходжун (2010). Образование и эволюция галактик . Франк Ван ден Бош, С. Уайт. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 460. ИСБН 978-0-521-85793-2 . OCLC 460059772 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Труран, JW; Хегер, А. (2003), «Происхождение элементов» , Трактат по геохимии , Elsevier, стр. 1–15, doi : 10.1016/b0-08-043751-6/01059-8 , ISBN 978-0-08-043751-4 , получено 17 февраля 2023 г.
^ Труран, JW; Коуэн, Джей-Джей; Кэмерон, AGW (1 июня 1978 г.). «Гелиевый r-процесс в сверхновых» . Астрофизический журнал . 222 : L63–L67. Бибкод : 1978ApJ...222L..63T . дои : 10.1086/182693 . ISSN 0004-637X .
^ Jump up to: ^а ^б Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза: с новым предисловием . Чикаго: Издательство Чикагского университета. стр. 430–435. ISBN 0-226-10953-4 . OCLC 9646641 .

Дальнейшее чтение

Мендель, Дж. Тревор; Проктор, Роберт Н.; Форбс, Дункан А. (21 августа 2007 г.) [31 мая 2007 г.]. «Возраст, металличность и $содержание α$ -элементов в галактических шаровых скоплениях по моделям одиночного звездного населения» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 379 (4) (опубликовано 26 июля 2007 г.): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .

[narlikar-1] Нарликар, Джаянт В. (1995). От черных облаков к черным дырам . Всемирная научная . п. 94. ИСБН 978-9810220334 .

[:0-2] Jump up to: ^а ^б Фьюэлл, член парламента (1 июля 1995 г.). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». Американский журнал физики . 63 (7): 653–658. Бибкод : 1995AmJPh..63..653F . дои : 10.1119/1.17828 . ISSN 0002-9505 .

[3] Нейв, Карл Р. (ок. 2017 г.) [ок. 2001]. «Наиболее прочно связанные ядра» . Физика и астрономия. гиперфизика.phy-astr.gsu.edu . Страницы гиперфизики. Государственный университет Джорджии . Проверено 21 февраля 2019 г.

[AME2020_II-4] 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 .

[5] Бербидж, Э. Маргарет ; Бербидж, Греция ; Фаулер, Уильям А .; Хойл, Ф. (1 октября 1957 г.). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .

[:1-6] Jump up to: ^а ^б Мо, Ходжун (2010). Образование и эволюция галактик . Франк Ван ден Бош, С. Уайт. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 460. ИСБН 978-0-521-85793-2 . OCLC 460059772 .

[:2-7] Jump up to: ^а ^б ^с Труран, JW; Хегер, А. (2003), «Происхождение элементов» , Трактат по геохимии , Elsevier, стр. 1–15, doi : 10.1016/b0-08-043751-6/01059-8 , ISBN 978-0-08-043751-4 , получено 17 февраля 2023 г.

[8] Труран, JW; Коуэн, Джей-Джей; Кэмерон, AGW (1 июня 1978 г.). «Гелиевый r-процесс в сверхновых» . Астрофизический журнал . 222 : L63–L67. Бибкод : 1978ApJ...222L..63T . дои : 10.1086/182693 . ISSN 0004-637X .

[:3-9] Jump up to: ^а ^б Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза: с новым предисловием . Чикаго: Издательство Чикагского университета. стр. 430–435. ISBN 0-226-10953-4 . OCLC 9646641 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]