21.3: Kjernefysiske Transmutasjoner

Syntese Av Elementene i Stjerner

Elementer syntetiseres i diskrete stadier i løpet av en stjernes levetid, og noen trinn forekommer bare i de mest massive stjernene som er kjent(Figur \(\PageIndex{2}\)). I utgangspunktet dannes alle stjerner ved aggregering av interstellært «støv», som hovedsakelig er hydrogen. Når støvskyen sakte trekker seg sammen på grunn av gravitasjonsattraksjon, når dens tetthet til slutt ca 100 g / cm3, og temperaturen øker til ca 1.5 × 107 K, som danner et tett plasma av ioniserte hydrogenkjerner. På dette tidspunktet begynner selvbærende atomreaksjoner, og stjernen «antenner», og skaper en gul stjerne som vår sol.

70dbcc9186297dddae58f3c12eb6ffc6.jpg
Figur \(\PageIndex{2}\): Kjernereaksjoner under Livssyklusen til En Massiv Stjerne. På hvert trinn i en stjernes levetid brukes et annet drivstoff til atomfusjon, noe som resulterer i dannelsen av forskjellige elementer. Fusjon av hydrogen for å gi helium er den primære fusjonsreaksjonen i unge stjerner. Etter hvert som stjernen eldes, samler helium seg og begynner å «brenne», under fusjon for å danne tyngre elementer som karbon og oksygen. Etter hvert som ungdomsstjernen modnes, dannes betydelige mengder jern og nikkel ved fusjon av de tyngre elementene som tidligere ble dannet. De tyngste elementene dannes bare under stjernens endelige dødskramper-dannelsen av en nova eller supernova.

i den første fasen av sitt liv drives stjernen av en rekke kjernefysiske fusjonsreaksjoner som konverterer hydrogen til helium:

\

den samlede reaksjonen er omdannelsen av fire hydrogenkjerner til en helium-4-kjerne, som ledsages av frigjøring av to positroner, to \(\gamma\) stråler og mye energi:

\

disse reaksjonene er ansvarlige for det meste av den enorme mengden energi som frigjøres som sollys og solvarme. Det tar flere milliarder år, avhengig av størrelsen på stjernen, å konvertere ca 10% av hydrogenet til helium.

når store mengder helium-4 er dannet, blir de konsentrert i kjernen av stjernen, som sakte blir tettere og varmere. Ved en temperatur på ca.2 × 108 K begynner helium-4-kjernene å smelte sammen og produserer beryllium-8:

\

Selv om beryllium-8 har både et jevnt massenummer og et jevnt atomnummer, har det også et lavt nøytron-til-proton-forhold (og andre faktorer utenfor omfanget av denne teksten) som gjør det ustabilt; det dekomponerer i bare ca. 10-16 s. Likevel er dette lenge nok til at den reagerer med en tredje helium-4-kjerne for å danne karbon-12, som er veldig stabil. Sekvensielle reaksjoner av karbon-12 med helium-4 produserer elementene med jevnt antall protoner og nøytroner opp til magnesium-24:

\

så mye energi frigjøres av disse reaksjonene at det får den omkringliggende massen av hydrogen til å ekspandere, og produserer en rød kjempe som er omtrent 100 ganger større enn den opprinnelige gule stjernen.

når stjernen ekspanderer, akkumuleres tyngre kjerner i kjernen, som trekker seg videre til en tetthet på ca. 50 000 g / cm3, slik at kjernen blir enda varmere. Ved en temperatur på ca 7 × 108 K gjennomgår karbon-og oksygenkjerner kjernefysiske fusjonsreaksjoner for å produsere natrium-og silisiumkjerner:

\

\

\

ved disse temperaturene reagerer karbon-12 med helium-4 for å starte en serie reaksjoner som produserer mer oksygen-16, neon-20, magnesium-24 og silisium-28, samt tyngre nuklider som svovel-32, argon-36 og kalsium-40:energien som frigjøres av disse reaksjonene forårsaker en ytterligere utvidelse av stjernen for å danne en rød supergiant, og kjernetemperaturen øker jevnt. Ved en temperatur på ca 3 × 109 K utveksler kjernene som er dannet protoner og nøytroner fritt. Denne likevektsprosessen danner tyngre elementer opp til jern-56 og nikkel-58, som har de mest stabile kjernene som er kjent.

Legg igjen en kommentar

Din e-postadresse vil ikke bli publisert. Obligatoriske felt er merket med *