Звездана нуклеосинтеза

С Википедије, слободне енциклопедије

Пресек суперџина који показује нуклеосинтезу и формиране елементе.

Звездана нуклеосинтеза је стварање (нуклеосинтеза) хемијских елемената путем реакција нуклеарне фузије унутар звезда. Звездана нуклеосинтеза се одвија од почетног стварања водоника, хелијума и литијума током Великог праска. Као предиктивна теорија она даје прецизне процене опажених заступљености елемената. Она објашњава зашто се уочена обилност елемената током времена мења и зашто су неки елементи и њихови изотопи много обилнији од других. Ову теорију је у почетку предложио Фред Хојл 1946. године[1], и касније ју је развио 1954. године.[2] Даљи напреци су постигнути, посебно у нуклеосинтези путем хватања неутрона елеменатима тежим од гвожђа, заслугом Маргарет Бербиџ, Џефрија Бербиџ, Вилијама Фаулера и Хојла у њиховом чувеном раду из 1957. године B2FH,[3] који је постао један од најчитанијих радова у историји астрофизике.

Звезде еволуирају због промена у њиховом саставу (заступљености саставних елемената) током њиховог животног века, прво сагоревањем водоника (главна секвенца звезда), затим хелијума (црвена џиновска звезда) и прогресивно сагоревањем виших елемената. Међутим, то само по себи значајно не мења заступљеност елемената у свемиру, јер се елементи налазе у звезди. Касније током свог живота, звезда ниске масе ће полако одбацивати своју атмосферу звезданим ветром, формирајући планетарну маглину, док ће звезда виће масе избацити масу путем изненадног катастрофалног догађаја званог супернова. Израз нуклеосинтеза супернове користи се за описивање стварања елемената током експлозије масивне звезде или белог патуљка.

Напредна секвенца сагоревања горива покреће се гравитационим колапсом и асоцираним загревањем, што резултира у накнадном сагоревању угљеника, кисеоника и силицијума. Међутим, највећи део нуклеосинтезе у распону маса А = 28–56 (од силицијума до никла) заправо је узрокован падом горњих слојева звезде у језгро, стварајући компресиони ударни талас који се одбија назад. Фронт шока накратко подиже температуру за отприлике 50%, узрокујући интензивно сагоревање у трајању од око једне секунде. Ово коначно сагоревање у масивним звездама, које се назива експлозивна нуклеосинтеза или нуклеосинтеза супернове, завршна је епоха звездане нуклеосинтезе.

Подстицај развоју теорије нуклеосинтезе било је откриће варијација у обиљу елемената који се налазе у универзуму. Потреба за физичким описом била је већ инспирисана релативним обиљем изотопа хемијских елемената у Сунчевом систему. Те заступљености приказане на графу као функција атомског броја елемента, имају назубљени тестерасти облик који варира са факторима од десетина милиона (погледајте историју нуклеосинтезне теорије).[4] Ово сугерише природни процес који није случајан. Други подстицај за разумевање процеса звездане нуклеосинтезе догодио се током 20. века, када је схваћено да енергија ослобођена реакцијама нуклеарне фузије омогућава дуговечност Сунца као извора топлоте и светлости.[5]

Историја[уреди | уреди извор]

Године 1920, Артур Едингтон је предложио да звезде добијају своју енергију од нуклеарне фузије водоника чиме се формира хелијум, и исто тако је претпоставио да и тежи елементи настају у звездама.

Године 1920, Артур Едингтон је на бази прецизних мерења атомске масе која је извршио ФВ Астон и прелиминарног предлога Жана Перена, предложио да звезде добију своју енергију од нуклеарне фузије водоника при чему се формира хелијум, претпоставио је да и тежи елементи настају у звездама.[6][7][8] Ово је био прелиминарни корак ка идеји звездане нуклеосинтезе. Георгиј Гамов је 1928. године извео оно што се данас назива Гамов фактор, квантно-механичку формулу која је давала вероватноћу да се два језгра доведу довољно близу да јака нуклеарна сила превазиђе Кулонову баријеру. Гамов фактор су користили током следеће деценије Аткинсон и Хоутерманс, а касније и сам Гамов и Едвард Телер да добију брзину којом ће се нуклеарне реакције одвијати на високим температурама за које се верује да постоје у унутрашњости звезда.

Године 1939, у раду под називом „Производња енергије у звездама”, Ханс Бете је анализирао различите могућности реакција помоћу којих се водоник претвара у хелијум.[9] Он је дефинисао два процеса за која је сматрао да су извор енергије у звездама. Први, ланчана реакција протон-протон, је доминантан извор енергије у звездама са масама до око масе Сунца. Други процес, циклус угљеник-азот-кисеоник, који је тако]е разматрао Карл Вајцзекер 1938. године, важнији је у масивнијим звездама главне секвенце.[10] Ови радови односили су се на генерисање довољне енергије да се одржава топлота звезда. Јасан физички опис протон-протон ланца и ЦНО циклуса појављује се у уџбенику из 1968.[5] Међутим, Бетеова два рада нису се бавила стварањем тежих језгара. Ту теорију је покренуо Фред Хојл 1946. године својим аргументом да ће се колекција веома врућих језгара термодинамички саставити у гвожђе.[1] Хојл је то пропратио 1954. године, публикацијом са описом напредних ступњева фузије унутар масивних звезда при чему долази до синтезе елемената од угљеника до гвожђа.[2][11]

Хојлова теорија проширена је и на друге процесе, почевши са објављивања прегледа Бербиџ, Бербиџ, Фаулера и Хојла 1957. године (који се обично назива B2FH публикацијом).[3] Овај преглед је прикупио и рафинирао ранија истраживања екстензивно цитиране слике за коју се сматрало да може да објасни постојеће релативно обиље елемената; међутим она сама није увећала Хојлову слику из 1954. године о пореклу примарних језгара у мери у којој се претпостављало, осим у погледу разумевања нуклеосинтезе елемената тежих од гвожђа помоћу заробљавања неутрона. Значајна побољшања су постигли Алистер Камерон и Доналд Клејтон. Камерон је представио свој независни приступ[12] (углавном следећи Хојлов приступ) нуклеосинтезе. Он је увео употребу рачунаре у временски зависне прорачуне еволуције нуклеарних система. Клејтон је израчунао прве временски зависне моделе С-процеса[13] и Р-процеса,[14] као и сагоревања силицијума у изобилним језграма алфа-честица и елемената групе гвожђа,[15][16] и открио је радиогене хронологије[17] за утврђивање старости елемената. Читаво поље истраживања брзо се проширило током 1970-их.

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ а б Хоyле, Ф. (1946). „Тхе сyнтхесис оф тхе елементс фром хyдроген”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 106 (5): 343—383. Бибцоде:1946МНРАС.106..343Х. дои:10.1093/мнрас/106.5.343. 
  2. ^ а б Хоyле, Ф. (1954). „Он Нуцлеар Реацтионс Оццурринг ин Верy Хот СТАРС. I. Тхе Сyнтхесис оф Елементс фром Царбон то Ницкел”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес. 1: 121. Бибцоде:1954АпЈС....1..121Х. дои:10.1086/190005. 
  3. ^ а б Бурбидге, Е. M.; Бурбидге, Г. Р.; Фоwлер, W.А.; Хоyле, Ф. (1957). „Сyнтхесис оф тхе Елементс ин Старс” (ПДФ). Ревиеwс оф Модерн Пхyсицс. 29 (4): 547—650. Бибцоде:1957РвМП...29..547Б. дои:10.1103/РевМодПхyс.29.547. Архивирано из оригинала (ПДФ) 24. 06. 2016. г. Приступљено 29. 08. 2019. 
  4. ^ Суесс, Х. Е.; Уреy, Х. C. (1956). „Абунданцес оф тхе Елементс”. Ревиеwс оф Модерн Пхyсицс. 28 (1): 53—74. Бибцоде:1956РвМП...28...53С. дои:10.1103/РевМодПхyс.28.53. 
  5. ^ а б Цлаyтон, D. D. (1968). Принциплес оф Стеллар Еволутион анд Нуцлеосyнтхесис. Университy оф Цхицаго Пресс. 
  6. ^ Еддингтон, А. С. (1920). „Тхе интернал цонститутион оф тхе старс”. Тхе Обсерваторy. 43: 341—358. Бибцоде:1920Обс....43..341Е. 
  7. ^ Еддингтон, А. С (1920). „Тхе Интернал Цонститутион оф тхе Старс”. Натуре. 106 (2653): 14. Бибцоде:1920Натур.106...14Е. дои:10.1038/106014а0. 
  8. ^ Селле, D. (октобар 2012). „Wхy тхе Старс Схине” (ПДФ). Гуидестар. Хоустон Астрономицал Социетy. стр. 6—8. Архивирано (ПДФ) из оригинала 3. 12. 2013. г. 
  9. ^ Бетхе, Х. А. (1939). „Енергy Продуцтион ин Старс”. Пхyсицал Ревиеw. 55 (5): 434—456. Бибцоде:1939ПхРв...55..434Б. дои:10.1103/ПхyсРев.55.434. 
  10. ^ Ланг, К. Р. (2013). Тхе Лифе анд Деатх оф Старс. Цамбридге Университy Пресс. стр. 167. ИСБН 978-1-107-01638-5. 
  11. ^ Цлаyтон, D. D. (2007). „ХИСТОРY ОФ СЦИЕНЦЕ: Хоyле'с Еqуатион”. Сциенце. 318 (5858): 1876—1877. ПМИД 18096793. дои:10.1126/сциенце.1151167. 
  12. ^ Цамерон, А. Г. W. (1957). Стеллар Еволутион, Нуцлеар Астропхyсицс, анд Нуцлеогенесис (ПДФ) (Извештај). Атомиц Енергy оф Цанада. Репорт ЦРЛ-41. 
  13. ^ Цлаyтон, D. D.; Фоwлер, W. А.; Хулл, Т. Е.; Зиммерман, Б. А. (1961). „Неутрон цаптуре цхаинс ин хеавy елемент сyнтхесис”. Анналс оф Пхyсицс. 12 (3): 331—408. Бибцоде:1961АнПхy..12..331Ц. дои:10.1016/0003-4916(61)90067-7. 
  14. ^ Сеегер, П. А.; Фоwлер, W. А.; Цлаyтон, D. D. (1965). „Нуцлеосyнтхесис оф Хеавy Елементс бy Неутрон Цаптуре”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес. 11: 121—126. Бибцоде:1965АпЈС...11..121С. дои:10.1086/190111. 
  15. ^ Боданскy, D.; Цлаyтон, D. D.; Фоwлер, W. А. (1968). „Нуцлеосyнтхесис Дуринг Силицон Бурнинг”. Пхyсицал Ревиеw Леттерс. 20 (4): 161—164. Бибцоде:1968ПхРвЛ..20..161Б. дои:10.1103/ПхyсРевЛетт.20.161. 
  16. ^ Боданскy, D.; Цлаyтон, D. D.; Фоwлер, W. А. (1968). „Нуцлеар Qуаси-Еqуилибриум дуринг Силицон Бурнинг”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес. 16: 299. Бибцоде:1968АпЈС...16..299Б. дои:10.1086/190176. 
  17. ^ Цлаyтон, D. D. (1964). „Цосморадиогениц Цхронологиес оф Нуцлеосyнтхесис”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 139: 637. Бибцоде:1964АпЈ...139..637Ц. дои:10.1086/147791. 

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Звездана нуклеосинтеза на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvezdana_nukleosinteza&oldid=27675820”