21.3: Jaderné Transmutace

Syntéza Prvků ve Hvězdách

Prvky jsou syntetizovány v jednotlivých fázích v průběhu života hvězdy, a některé kroky, které se vyskytují pouze v nejhmotnější známé hvězdy (viz Obrázek \(\PageIndex{2}\)). Zpočátku jsou všechny hvězdy tvořeny agregací mezihvězdného „prachu“, což je většinou vodík. Jak se oblak prachu pomalu Stahuje kvůli gravitační přitažlivosti, jeho hustota nakonec dosahuje asi 100 g / cm3 a teplota se zvyšuje na přibližně 1.5 × 107 K, tvořící hustou plazmu ionizovaných vodíkových jader. V tomto okamžiku začínají soběstačné jaderné reakce a hvězda se „vznítí“ a vytváří žlutou hvězdu jako naše Slunce.

70dbcc9186297dddae58f3c12eb6ffc6.jpg
obrázek \(\PageIndex{2}\): jaderné reakce během životního cyklu Masivní hvězdy. V každé fázi života hvězdy se pro jadernou fúzi používá jiné palivo, což vede k tvorbě různých prvků. Fúze vodíku za vzniku helia je primární fúzní reakcí u mladých hvězd. Jak hvězda stárne, hélium se hromadí a začíná „hořet“, “ prochází fúzí za vzniku těžších prvků, jako je uhlík a kyslík. Jak dospívající hvězda zraje, značné množství železa a niklu se tvoří fúzí dříve vytvořených těžších prvků. Nejtěžší prvky se tvoří pouze během závěrečných smrtelných záchvatů hvězdy-formování Novy nebo supernovy.

V první fázi jeho života, hvězda je poháněn série termonukleární reakce, které přeměňují vodík na helium:

\

celková reakce je přeměna čtyř vodíkových jader na helium-4 jádra, což je doprovázeno uvolněním dva pozitrony, dva \(\gamma\) záření, a velké množství energie:

\

Tyto reakce jsou zodpovědné za většinu obrovské množství energie, které je vydáno jako sluneční světlo a sluneční teplo. Trvá několik miliard let, v závislosti na velikosti hvězdy, převést asi 10% vodíku na helium.

jakmile se vytvoří velké množství helia-4, koncentrují se v jádru hvězdy, která se pomalu stává hustší a teplejší. Při teplotě asi 2 × 108 K, helium-4 jádra se začnou pojistka, výrobu berylia-8:

\

i když berylia-8, má i i hmotnostní číslo a sudé atomové číslo, jeho také má nízkou neutron-protonové poměr (a jiné faktory mimo rozsah tohoto textu), že je nestabilní; se rozkládá v jen asi 10-16 s. Nicméně je to dostatečně dlouhé na to, aby reagovalo s třetím jádrem helia-4 za vzniku uhlíku-12, který je velmi stabilní. Sekvenční reakce uhlíku-12 s helium-4 vyrábět prvky s i počet protonů a neutronů až do hořčík-24:

\

Takže, kolik energie se uvolní tím, že tyto reakce, které způsobuje, že okolní hmotnost vodíku rozšířit, výrobu červeného obra, který je asi 100 krát větší než původní žlutou hvězdu.

Jak se hvězda rozpíná, v jejím jádru se hromadí těžší jádra, která se dále stahují na hustotu asi 50 000 g / cm3, takže jádro je ještě teplejší. Při teplotě asi 7 × 108 K, uhlíku a kyslíku jádra procházejí jaderné fúzní reakce k výrobě sodíku a křemíku jader:

\

\

Při těchto teplotách, uhlík-12 reaguje s helium-4 zahájit řadu reakcí, které produkují více kyslíku-16, neon-20, hořčík-24, a křemík-28, stejně jako těžší nuklidy jako je síra-32, argon-36, a vápník-40:

\

energie uvolněná tyto reakce způsobí další rozšíření hvězda podobě červeného veleobra, a teplota jádra se zvyšuje neustále. Při teplotě asi 3 × 109 K si jádra, která byla vytvořena, volně vyměňují protony a neutrony. Tento rovnovážný proces tvoří těžší prvky až do železa-56 a niklu-58, které mají nejstabilnější známá jádra.

Napsat komentář

Vaše e-mailová adresa nebude zveřejněna. Vyžadované informace jsou označeny *