Jedrsko izgorevanje silicija

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Notranja struktura masivne zvezde ob koncu svojega življenja.
Jedrski procesi
Radioaktivni razpad
Nukleosinteza

Izgorevanje silicija je zaporedje termonuklearnih reakcij, ki se odvijajo v črevesju masivnih zvezd (vsaj 8-11 sončnih mas ), med katerimi se silicijeva jedra spremenijo v jedra težjih elementov. Za ta proces je potrebna visoka temperatura (2,7-3,5⋅10 9 K , kar ustreza kinetični energiji 230-300 keV) in gostota (10 5 - 10 6 g / cm³). Stopnja zgorevanja silicija sledi stopnjam zgorevanja vodika, helija, ogljika, neona in kisika; je zadnja stopnja v evoluciji zvezde zaradi termonuklearnih procesov. Po njegovem zaključku v jedru zvezde ni več razpoložljivih termonuklearnih virov energije, saj zaradi izgorevanja silicija nastanejo jedra železove skupine, ki imajo največjo energijo vezave na nukleon in niso več sposobna. termonuklearnih eksotermnih reakcij. Prenehanje sproščanja energije vodi do izgube sposobnosti zvezdnega jedra, da se upre pritisku zunanjih plasti, do katastrofalnega kolapsa zvezde in eksplozije supernove tipa II .

Jedrske reakcije

Zaradi visoke temperature pride do delne fotorazgradnje silicijevih jeder v reakcijah ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) . Nastali alfa delci, protoni in nevtroni začnejo reagirati s preostalimi silicijevimi jedri. Kot rezultat številnih reakcij nastanejo težji elementi, vključno z elementi v bližini železa. Ena od teh reakcij je na primer:

28 Si + 4 He32 S + γ .
32 S + 4 He36 Ar + γ .

Neposredna reakcija tipa "silicij + silicij".

28 Si + 28 Si → 56 Ni + γ ( Q ≈ 10,9 MeV)

malo verjetno zaradi velike Coulombove pregrade.

Goreči silicij v zvezdah

Zgorevanje silicija je zadnja faza termonuklearne fuzije v zvezdnih jedrih, najhitrejša faza evolucije zvezd. Za masivne zvezde (več kot 25 sončnih mas) je trajanje gorenja silicija ocenjeno na le 1 dan. Do izgorevanja težjih elementov ne pride, saj se pri takih reakcijah energija ne sprošča več, temveč absorbira.

Tako kratkotrajnost jedrskih reakcij s težkimi elementi ni razložena le z zmanjšanjem energetskega donosa na nukleon. Nanj vpliva splošna visoka svetilnost masivnih zvezd, zaradi česar je oddana energija na enoto mase za rede velikosti višja od energije pritlikavk, kot je Sonce. Vendar pa je glavni dejavnik pri skrajšanju časa jedrskih reakcij s sodelovanjem težkih elementov tako imenovano nevtrinsko hlajenje : pri temperaturah nad milijardo kelvinov lahko trki gama kvantov z jedri ustvarijo pare nevtrino-antinevtrino. Z nadaljnjim dvigom temperatur delež energije, ki jo odnašajo nevtrinski hlapi, vedno bolj raste, pri nevtrinih pa je jedro zvezde prozorno (svobodno odnašajo energijo), jedro se vedno bolj krči in zadnje jedrsko jedro reakcije, ki se pojavijo, se lahko pojavijo v obliki eksplozije [1] .

Opombe (uredi)

  1. Kippenhan, R. 100 milijard sonc: rojstvo, življenje in smrt zvezd. - Moskva: Mir, 1988.

Povezave

  • Zvezdna nukleosinteza - vir izvora kemičnih elementov - Znanstvena mreža
  • Zgorevanje silicija - B.C. Ishkhanov, I. M. Kapitonov, I. A. Tutyn
  • Arnett, WD, Napredna evolucija masivnih zvezd. VII - Žganje silicija / Astrophysical Journal Supplement Series, letn. 35, okt. 1977, str. 145-159 (angleščina)
  • Zvezdna evolucija principov in nukleosinteza , 1968 - Slika 7.7, stran 533 (angl.)
  • Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1. april 1996). "Sežiganje silicija. I. Nevtronizacija in fizika kvazi ravnovesja” . The Astrophysical Journal . 460 : 869. arXiv : astro-ph / 9511088v1 . Bibcode : 1996ApJ ... 460..869H . DOI : 10.1086 / 177016 . Pridobljeno 29. julija 2015 .