Nucleosinteza supernova - Supernova nucleosynthesis

Supernova nucleosinteză este nucleosinteză de elemente chimice în supernova explozii.

În stelele suficient de masive, nucleosinteza prin fuziune a elementelor mai ușoare în cele mai grele are loc în timpul proceselor secvențiale de ardere hidrostatică numite ardere de heliu , ardere de carbon , oxigen și ardere de siliciu , în care produsele secundare ale unui combustibil nuclear devin, după încălzirea prin comprimare, combustibil pentru etapa de ardere ulterioară. În acest context, cuvântul „ardere” se referă la fuziunea nucleară și nu la o reacție chimică.

În timpul arderii hidrostatice, acești combustibili sintetizează în mod covârșitor produsele cu nucleu alfa ( A = 2 Z ). O arsură rapidă explozivă finală este cauzată de creșterea bruscă a temperaturii datorată trecerii undei de șoc în mișcare radială care a fost lansată de prăbușirea gravitațională a miezului. WD Arnett și colegii săi de la Universitatea Rice au demonstrat că arderea șocului final ar sintetiza izotopii non-alfa-nucleu mai eficient decât ar fi putut face arderea hidrostatică, sugerând că nucleosinteza așteptată a undelor de șoc este o componentă esențială a nucleosintezei supernova. Împreună, nucleosinteza undelor de șoc și procesele de ardere hidrostatică creează majoritatea izotopilor elementelor carbon ( Z = 6 ), oxigen ( Z = 8 ) și elemente cu Z = 10 până la 28 (de la neon la nichel ). Ca rezultat al ejecția nou sintetizat izotopi ai elementelor chimice prin explozii de supernove, abundances lor a crescut constant în interiorul gazului interstelar. Această creștere a devenit evidentă pentru astronomi din abundența inițială a stelelor nou-născute, depășind cele din stelele născute mai devreme.

Elementele mai grele decât nichelul sunt relativ rare datorită declinului cu greutatea atomică a energiilor lor de legare nucleară pe nucleon, dar și ele sunt create parțial în cadrul supernovelor. Din punct de vedere istoric cel mai mare interes a fost sinteza lor prin capturarea rapidă a neutronilor în timpul r -proces , reflectând convingerea comuna ca nuclee de supernove sunt de natură să asigure condițiile necesare. Vedeți însă r-proces de mai jos pentru o alternativă recent descoperită. R -proces Izotopii sunt de aproximativ 100.000 de ori mai puțin abundente decât elementele chimice primare condensate în cochilii supernovelor de mai sus. In plus, alte procese nucleosinteza în supernove sunt considerate a fi de asemenea responsabil pentru unele nucleosinteză altor elemente grele, notabil, protonului procesul de captare cunoscut sub numele de rp -proces , capturarea lentă a neutronilor ( e -proces ) în cochiliile de ardere heliu și în cojile de ardere de carbon de stele masive și un fotodezintegrare proces cunoscut sub numele de y -proces (gamma-proces). Acesta din urmă sintetizează cei mai ușori, cei mai săraci neutroni, izotopi ai elementelor mai grele decât fierul din izotopii mai grei preexistenți.

Istorie

În 1946, Fred Hoyle a propus ca elementele mai grele decât hidrogenul și heliul să fie produse prin nucleosinteză în nucleele stelelor masive. S-a crezut anterior că elementele pe care le vedem în universul modern au fost produse în mare măsură în timpul formării sale. În acest moment, natura supernovelor era neclară și Hoyle a sugerat că aceste elemente grele erau distribuite în spațiu prin instabilitate de rotație. În 1954, teoria nucleosintezei elementelor grele din stelele masive a fost rafinată și combinată cu o mai bună înțelegere a supernovelor pentru a calcula abundența elementelor de la carbon la nichel. Elementele cheie ale teoriei au inclus:

  • predicția stării excitate în nucleul de 12 C care permite procesului tripla-alfa să ardă rezonant la carbon și oxigen;
  • continuările termonucleare de ardere a carbonului sintetizând Ne, Mg și Na; și
  • siliciu, aluminiu și sulf sintetizând arderea oxigenului.

Teoria a prezis că arderea siliciului va avea loc ca etapa finală a fuziunii nucleului în stele masive, deși știința nucleară nu ar putea calcula exact cum. Hoyle a mai prezis că prăbușirea nucleelor ​​evoluate ale stelelor masive a fost „inevitabilă” datorită ratei lor crescânde de pierdere a energiei de către neutrini și că exploziile rezultate vor produce nucleosinteza ulterioară a elementelor grele și le vor scoate în spațiu.

În 1957, o lucrare a autorilor EM Burbidge , GR Burbidge , WA Fowler și Hoyle a extins și rafinat teoria și a obținut aprecieri pe scară largă. A devenit cunoscut ca B²FH hârtie sau BBFH, după inițialele autorilor săi. Ziarele anterioare au căzut în obscuritate timp de decenii după ce cea mai faimoasă lucrare B²FH nu a atribuit descrierea originală a lui Hoyle a nucleosintezei în stele masive. Donald D. Clayton a atribuit obscuritatea și lucrării lui Hoyle din 1954, care descrie ecuația sa cheie numai în cuvinte și lipsa unei revizuiri atente de către Hoyle a proiectului B²FH de către coautori care nu au studiat în mod adecvat lucrarea lui Hoyle. În timpul discuțiilor sale din 1955 cu Cambridge, împreună cu coautorii săi, în pregătirea primului proiect B²FH în 1956, în Pasadena, modestia lui Hoyle îl împiedicase să le sublinieze marile realizări ale teoriei sale din 1954.

La treisprezece ani după lucrarea B²FH, WD Arnett și colegii săi au demonstrat că arderea finală a undei de șoc trecătoare lansată prin prăbușirea miezului ar putea sintetiza izotopii non-alfa-particule mai eficient decât arderea hidrostatică ar putea, sugerând că nucleosinteza explozivă este o componentă esențială a nucleosintezei supernova. O undă de șoc a revenit din cauza prăbușirii materiei asupra miezului dens, dacă ar fi suficient de puternică pentru a duce la ejecția în masă a mantei supernovei, ar fi neapărat suficient de puternică pentru a asigura încălzirea bruscă a cojilor stelelor masive necesare pentru arderea termonucleară explozivă din manta. . Înțelegerea modului în care acea undă de șoc poate ajunge la manta în fața căderii continue asupra șocului a devenit dificultatea teoretică. Observațiile supernova au asigurat că trebuie să aibă loc.

Piticii albi au fost propuși ca posibili progenitori ai anumitor superne la sfârșitul anilor 1960, deși o bună înțelegere a mecanismului și nucleosintezei implicate nu s-a dezvoltat decât în ​​anii 1980. Acest lucru a arătat că supernovele de tip Ia au evacuat cantități foarte mari de nichel radioactiv și cantități mai mici de alte elemente de vârf de fier, nichelul decăzând rapid în cobalt și apoi în fier.

Era modelelor de computer

Lucrările lui Hoyle (1946) și Hoyle (1954) și ale lui B²FH (1957) au fost scrise de acei oameni de știință înainte de apariția erei computerelor. Ei s-au bazat pe calculele mâinilor, gândirea profundă, intuiția fizică și familiarizarea cu detaliile fizicii nucleare. Oricât de strălucitoare erau aceste lucrări fondatoare, în curând a apărut o deconectare culturală cu o generație mai tânără de oameni de știință care au început să construiască programe de calculator care să dea în cele din urmă răspunsuri numerice pentru evoluția avansată a stelelor și nucleosinteza din ele.

Cauză

Articol principal: Supernova

O supernova este o explozie violentă a unei stele care are loc în două scenarii principale. Primul este că o stea pitică albă , care este rămășița unei stele cu masă scăzută care și-a epuizat combustibilul nuclear, suferă o explozie termonucleară după ce masa sa este mărită dincolo de limita sa Chandrasekhar prin adunarea masei de combustibil nuclear de la un partener mai difuz. stea (de obicei un gigant roșu ) cu care se află pe orbită binară. Nucleosinteza fugară rezultată distruge complet steaua și scoate masa în spațiu. Al doilea scenariu, și de trei ori mai frecvent, apare atunci când o stea masivă (de 12-35 de ori mai masivă decât soarele), de obicei o supergigantă în momentul critic, ajunge la nichel-56 în procesele sale de fuziune nucleară (sau de ardere). Fără energie exotermă din fuziune, nucleul stelei masive pre-supernovă pierde căldura necesară pentru susținerea presiunii și se prăbușește datorită atracției gravitaționale puternice. Transferul de energie din prăbușirea nucleului determină afișarea supernova.

Nichel-56 izotop are una dintre cele mai mari energii de legătură per nucleon tuturor izotopilor si de aceea este ultimul izotop a cărui sinteză în timpul miez de siliciu ardere a energiei comunicatelor de fuziune nucleară , exoterm . Energia de legare pe nucleon scade pentru greutăți atomice mai grele decât A = 56, punând capăt istoriei fuziunii de furnizare a energiei termice stelei. Energia termică eliberată atunci când manta supernova care se prăbușește lovește miezul semi-solid este foarte mare, aproximativ 10 53 ergs, de aproximativ o sută de ori energia eliberată de supernovă ca energia cinetică a masei sale expulzate. Zeci de lucrări de cercetare au fost publicate în încercarea de a descrie hidrodinamica modului în care acel mic procent din energia care cade este transmis către mantaua deasupra în fața unei căderi continue pe miez. Această incertitudine rămâne în descrierea completă a supernovelor care se prăbușesc.

Reacțiile de fuziune nucleară care produc elemente mai grele decât fierul absorb energia nucleară și se spune că sunt reacții endoterme . Când astfel de reacții domină, temperatura internă care susține straturile exterioare ale stelei scade. Deoarece învelișul exterior nu mai este susținut suficient de presiunea radiației, gravitația stelei își trage mantaua rapid spre interior. Pe măsură ce steaua se prăbușește, această manta se ciocnește violent cu miezul stelar incompresibil în creștere, care are o densitate aproape la fel de mare ca un nucleu atomic, producând o undă de șoc care răsare în exterior prin materialul nefolosit al învelișului exterior. Creșterea temperaturii prin trecerea acelei unde de șoc este suficientă pentru a induce fuziunea în acel material, adesea numită nucleosinteză explozivă . Energia depusă de undele de șoc duce cumva la explozia stelei, dispersând materia care fuzionează în mantaua de deasupra miezului în spațiul interstelar .

Arderea siliciului

După ce o stea finalizează procesul de ardere a oxigenului , miezul său este compus în principal din siliciu și sulf. Dacă are o masă suficient de mare, se contractă în continuare până când miezul său atinge temperaturi cuprinse între 2,7 și 3,5 miliarde K (230–300  keV ). La aceste temperaturi, siliciul și alți izotopi suferă o fotoexecție a nucleonilor prin fotonii termici energetici ( γ ) care evacuează în special particulele alfa ( 4 He). Procesul nuclear de ardere a siliciului diferă de etapele de fuziune anterioare ale nucleosintezei prin faptul că implică un echilibru între capturile de particule alfa și ejecția inversă a acestora, care stabilește abundența tuturor elementelor de particule alfa în următoarea secvență în care este prezentată fiecare captură de particule alfa. opus de reacția sa inversă, și anume, ejectarea foto a unei particule alfa de fotonii termici abundenți:

28 Si + 4 El ⇌ 32 S + γ
32 S + 4 El ⇌ 36 Ar + γ
36 Ar + 4 El ⇌ 40 Ca + γ
40 Ca + 4 El ⇌ 44 Ti + γ
44 Ti + 4 El ⇌ 48 Cr + γ
48 Cr + 4 El ⇌ 52 Fe + γ
52 Fe + 4 El ⇌ 56 Ni + γ
56 Ni + 4 El ⇌ 60 Zn + γ

Nucleii de particule alfa 44 Ti și cei mai masivi din ultimele cinci reacții enumerate sunt toți radioactivi, dar se descompun după ejectarea lor în explozii de supernova în izotopi abundenți de Ca, Ti, Cr, Fe și Ni. Această radioactivitate post-supernovă a devenit de o mare importanță pentru apariția astronomiei cu raze gamma.

În aceste circumstanțe fizice ale reacțiilor rapide opuse, și anume captarea de particule alfa și ejecția foto a particulelor alfa, abundențele nu sunt determinate de secțiuni transversale de captare a particulelor alfa; mai degrabă sunt determinate de valorile pe care abundențele trebuie să le asume pentru a echilibra viteza curenților de reacție rapidă opusă. Fiecare abundență capătă o valoare staționară care atinge acel echilibru. Această imagine se numește quasiequilibrium nuclear . Multe calcule computerizate, de exemplu, folosind ratele numerice ale fiecărei reacții și ale reacțiilor lor inverse au demonstrat că echilibrul cvasiechilibru nu este exact, dar caracterizează bine abundențele calculate. Astfel, imaginea cu echilibru prezintă o imagine inteligibilă a ceea ce se întâmplă de fapt. De asemenea, completează o incertitudine în teoria lui Hoyle din 1954. Acumularea de echilibru se oprește după 56 Ni, deoarece capturile de particule alfa devin mai lente, în timp ce ejectările foto din nucleele mai grele devin mai rapide. Nucleii care nu sunt particule alfa participă, de asemenea, folosind o serie de reacții similare

36 Ar + neutron ⇌ 37 Ar + foton

și inversul său care setează abundențele staționare ale izotopilor non-alfa-particule, unde densitățile libere de protoni și neutroni sunt, de asemenea, stabilite de cvasiechilibru. Cu toate acestea, abundența de neutroni liberi este, de asemenea, proporțională cu excesul de neutroni peste protoni din compoziția stelei masive; prin urmare, abundența de 37 Ar, folosindu-l ca exemplu, este mai mare în ejectarea de la stelele masive recente decât a fost de la cele din stelele timpurii numai ale lui H și He; prin urmare 37 Cl, la care 37 Ar se descompune după nucleosinteză, se numește „izotop secundar”.

Din motive de scurtă durată, etapa următoare, o complicată rearanjare a foto-dezintegrării și echilibrul nuclear pe care îl realizează, sunt denumite arderea siliciului . Arderea siliciului în stea progresează printr-o secvență temporală a unor astfel de echilibre nucleare în care abundența de 28 Si scade încet și cea a 56 Ni crește încet. Aceasta înseamnă o modificare a abundenței nucleare 2  28 Si ≫ 56 Ni, care poate fi considerată a fi siliciul arzând în nichel („arzând” în sens nuclear). Întreaga secvență de ardere a siliciului durează aproximativ o zi în miezul unei stele masive contractante și se oprește după ce 56 Ni a devenit abundența dominantă. Arderea explozivă finală cauzată de trecerea șocului supernovei prin învelișul de ardere cu siliciu durează doar câteva secunde, dar creșterea cu aproximativ 50% a temperaturii provoacă arderea nucleară furioasă, care devine principalul contribuitor la nucleosinteză în intervalul de masă 28-60  AMU .

După etapa finală de 56 Ni, steaua nu mai poate elibera energie prin fuziune nucleară, deoarece un nucleu cu 56 de nucleoni are cea mai mică masă pe nucleon dintre toate elementele din secvență. Următorul pas în lanțul de particule alfa ar fi 60 Zn. Cu toate acestea, 60 Zn are o masă puțin mai mare pe nucleon decât 56 Ni și, prin urmare, ar necesita o pierdere de energie termodinamică mai degrabă decât un câștig, așa cum sa întâmplat în toate etapele anterioare ale arderii nucleare.

56 Ni (care are 28 de protoni) are un timp de înjumătățire de 6,02 zile și se descompune prin  decadere β + la 56 Co (27 de protoni), care la rândul său are un timp de înjumătățire de 77,3 zile, deoarece se descompune la 56 Fe (26 de protoni) ). Cu toate acestea, sunt disponibile doar câteva minute pentru ca 56 Ni să se descompună în miezul unei stele masive.

Aceasta stabilește 56 Ni ca fiind cel mai abundent dintre nucleii radioactivi creați în acest fel. Radioactivitatea sa energizează ultima curbă de lumină a supernovelor și creează oportunitatea de deschidere a drumului pentru astronomie cu raze gamma. Vedeți SN 1987A curbă de lumină pentru consecințele acelei oportunități.

Clayton și Meyer au generalizat recent acest proces și mai mult prin ceea ce au numit mașina supernova secundară , atribuind radioactivitatea crescândă care energizează afișajele supernova târzii stocării energiei Coulomb în creștere în nucleii de cvasiechilibru numiți mai sus ca cvasiechilibru trecând de la 28 Si în principal 56 Ni. Afișajele vizibile sunt alimentate de decăderea excesului de energie Coulomb.

În această fază a contracției miezului, energia potențială a compresiei gravitaționale încălzește interiorul la aproximativ trei miliarde de kelvini, ceea ce menține pe scurt sprijinul presiunii și se opune contracției rapide a miezului. Cu toate acestea, din moment ce nu se poate genera energie termică suplimentară prin noi reacții de fuziune, contracția finală neopozată accelerează rapid într-un colaps care durează doar câteva secunde. În acel moment, porțiunea centrală a stelei este zdrobită fie într-o stea cu neutroni, fie, dacă steaua este suficient de masivă, într-o gaură neagră .

Straturile exterioare ale stelei sunt suflate într-o explozie declanșată de șocul supernova în mișcare spre exterior, cunoscut sub numele de supernova de tip II, ale cărui afișaje durează de la câteva zile până la luni. Porțiunea care scapă din nucleul supernova poate conține inițial o densitate mare de neutroni liberi, care poate sintetiza, în aproximativ o secundă în timp ce se află în interiorul stelei, aproximativ jumătate din elementele din univers care sunt mai grele decât fierul printr-un mecanism rapid de captare a neutronilor. cunoscut sub numele de r -proces . Vezi mai jos.

Nuclizi sintetizați

Imagine compusă din supernova lui Kepler din imagini ale Telescopului Spațial Spitzer , Telescopul Spațial Hubble și Observatorul de raze X Chandra .

Stelele cu mase inițiale mai mici de aproximativ opt ori mai mari decât soarele nu dezvoltă niciodată un miez suficient de mare pentru a se prăbuși și în cele din urmă își pierd atmosfera pentru a deveni pitici albi, sfere stabile de răcire a carbonului susținute de presiunea electronilor degenerați . Prin urmare, nucleosinteza în acele stele mai ușoare este limitată la nuclizi care au fost topiți în materialul situat deasupra piticii albe finale. Acest lucru limitează randamentele modeste a revenit la gaz interstelar la carbon-13 și azot 14 , și izotopi mai grei decât fierul prin captarea lenta a neutronilor ( s -proces ).

O minoritate semnificativă de pitici albi va exploda, totuși, fie pentru că se află pe o orbită binară cu o stea însoțitoare care pierde masă în câmpul gravitațional mai puternic al piticului alb, fie din cauza unei fuziuni cu un alt pitic alb. Rezultatul este o pitică albă care își depășește limita Chandrasekhar și explodează ca o supernovă de tip Ia , sintetizând aproximativ o masă solară de izotopi radioactivi 56 Ni, împreună cu cantități mai mici de alte elemente de vârf de fier . Decăderea radioactivă ulterioară a nichelului în fier menține tipul Ia optic foarte luminos timp de săptămâni și creează mai mult de jumătate din tot fierul din univers.

Practic, toată restul nucleosintezei stelare apare, totuși, în stelele care sunt suficient de masive pentru a se termina în timp ce nucleele se prăbușesc supernove . În steaua masivă pre-supernovă, aceasta include arderea heliului, arderea carbonului, arderea oxigenului și arderea siliciului. O mare parte din acest randament poate să nu părăsească steaua, ci dispare în nucleul său prăbușit. Randamentul care este ejectat este substanțial fuzionat în arderea explozivă din ultima secundă cauzată de unda de șoc lansată de colapsul miezului . Înainte de prăbușirea miezului, fuziunea elementelor dintre siliciu și fier are loc numai în cea mai mare dintre stele, apoi în cantități limitate. Astfel, nucleosinteza abundentelor elemente primare definite ca acelea care ar putea fi sintetizate în stele cu inițial numai hidrogen și heliu (lăsate de Big Bang), este substanțial limitată la nucleosinteza supernovelor cu colaps de miez.

R -proces

Articol principal: proces r
O versiune a tabelului periodic care indică originea principală a elementelor găsite pe Pământ. Toate elementele trecute de plutoniu (elementul 94) sunt create de om.

În timpul nucleosintezei supernovelor, procesul r creează izotopi grei foarte bogați în neutroni, care se descompun după eveniment la primul izotop stabil , creând astfel izotopii stabili bogați în neutroni ai tuturor elementelor grele. Acest proces de captare a neutronilor are loc cu densitate mare de neutroni cu condiții de temperatură ridicată.

În procesul r , orice nucleu greu este bombardat cu un flux mare de neutroni pentru a forma nuclee bogate în neutroni foarte instabili , care suferă foarte repede o descompunere beta pentru a forma nuclee mai stabile cu număr atomic mai mare și aceeași masă atomică . Densitatea neutronilor este extrem de mare, aproximativ 10 22-24 neutroni pe centimetru cub.

Primul calcul al unui proces r în evoluție , care arată evoluția rezultatelor calculate în timp, a sugerat, de asemenea, că abundențele procesului r sunt o suprapunere a fluențelor neutronice diferite . Fluența mică produce primul vârf al abundenței procesului r în apropierea greutății atomice A = 130, dar fără actinide , în timp ce fluența mare produce actinidele uraniu și toriu, dar nu mai conține vârful abundenței A = 130 . Aceste procese au loc într-o fracțiune de secundă până la câteva secunde, în funcție de detalii. Sute de lucrări ulterioare publicate au folosit această abordare dependentă de timp. Singura supernovă modernă din apropiere, 1987A , nu a dezvăluit îmbogățirea procesului r . Gândirea modernă este că randamentul procesului r poate fi ejectat de la unele supernove, dar înghițit în altele ca parte a stelei neutronice reziduale sau a găurii negre.

Date astronomice cu totul noi despre procesul r au fost descoperite în 2017, când observatoarele cu unde gravitaționale LIGO și Fecioară au descoperit o fuziune a două stele de neutroni care anterior orbitaseră una pe alta. Acest lucru se poate întâmpla atunci când ambele stele masive pe orbită una cu cealaltă devin supernove cu colaps de miez, lăsând resturi de stele de neutroni. Toată lumea a putut „auzi” reluarea frecvenței orbitale în creștere pe măsură ce orbita a devenit mai mică și mai rapidă datorită pierderii de energie de către undele gravitaționale.

Localizarea pe cer a sursei acelor unde gravitaționale radiate de prăbușirea orbitală și fuziunea celor două stele de neutroni, creând o gaură neagră, dar cu o masă semnificativă separată de materie extrem de neutronizată, a permis mai multor echipe să descopere și să studieze restul omolog optic al fuziunii, găsind dovezi spectroscopice ale materialului procesului r aruncat de stelele de neutroni care fuzionează.

Cea mai mare parte a acestui material pare să fie formată din două tipuri: mase albastre fierbinți de materii de proces r extrem de radioactive ale nucleelor ​​grele cu o masă mai mică ( A <140 ) și mase roșii mai reci cu nuclee de proces r cu număr mai mare de masă ( A > 140 ) bogat în lantanide (cum ar fi uraniu, toriu, californiu etc.). Când sunt eliberați de presiunea internă imensă a stelei de neutroni, aceste ejectate neutralizate se extind și radiază lumina optică detectată timp de aproximativ o săptămână. O astfel de durată de luminozitate nu ar fi posibilă fără încălzirea prin dezintegrare radioactivă internă, care este asigurată de nucleele procesului r în apropierea punctelor lor de așteptare. Două regiuni de masă distincte ( A <140 și A > 140 ) pentru randamentele procesului r au fost cunoscute încă de la prima calcule dependente ale procesului r . Datorită acestor caracteristici spectroscopice, s-a argumentat că nucleosinteza procesului r în Calea Lactee ar fi putut fi în primul rând ejectată din fuziunile neutron-stele, mai degrabă decât din supernove.

Vezi si

Referințe

Alte lecturi

linkuri externe