Wikipedija

Zvjezdana nukleosinteza

(Preusmjereno sa stranice Zvezdana nukleosinteza)

Zvezdana nukleosinteza je stvaranje (nukleosinteza) hemijskih elemenata putem reakcija nuklearne fuzije unutar zvezda. Zvezdana nukleosinteza se odvija od početnog stvaranja vodonika, helijuma i litijuma tokom Velikog praska. Kao prediktivna teorija ona daje precizne procene opaženih zastupljenosti elemenata. Ona objašnjava zašto se uočena obilnost elemenata tokom vremena menja i zašto su neki elementi i njihovi izotopi mnogo obilniji od drugih. Ovu teoriju je u početku predložio Fred Hojl 1946. godine[1], i kasnije ju je razvio 1954. godine.[2] Dalji napreci su postignuti, posebno u nukleosintezi putem hvatanja neutrona elemenatima težim od gvožđa, zaslugom Margaret Berbidž, Džefrija Berbidž, Vilijama Faulera i Hojla u njihovom čuvenom radu iz 1957. godine B2FH,[3] koji je postao jedan od najčitanijih radova u istoriji astrofizike.

Presek superdžina koji pokazuje nukleosintezu i formirane elemente.

Zvezde evoluiraju zbog promena u njihovom sastavu (zastupljenosti sastavnih elemenata) tokom njihovog životnog veka, prvo sagorevanjem vodonika (glavna sekvenca zvezda), zatim helijuma (crvena džinovska zvezda) i progresivno sagorevanjem viših elemenata. Međutim, to samo po sebi značajno ne menja zastupljenost elemenata u svemiru, jer se elementi nalaze u zvezdi. Kasnije tokom svog života, zvezda niske mase će polako odbacivati svoju atmosferu zvezdanim vetrom, formirajući planetarnu maglinu, dok će zvezda viće mase izbaciti masu putem iznenadnog katastrofalnog događaja zvanog supernova. Izraz nukleosinteza supernove koristi se za opisivanje stvaranja elemenata tokom eksplozije masivne zvezde ili belog patuljka.

Napredna sekvenca sagorevanja goriva pokreće se gravitacionim kolapsom i asociranim zagrevanjem, što rezultira u naknadnom sagorevanju ugljenika, kiseonika i silicijuma. Međutim, najveći deo nukleosinteze u rasponu masa A = 28–56 (od silicijuma do nikla) zapravo je uzrokovan padom gornjih slojeva zvezde u jezgro, stvarajući kompresioni udarni talas koji se odbija nazad. Front šoka nakratko podiže temperaturu za otprilike 50%, uzrokujući intenzivno sagorevanje u trajanju od oko jedne sekunde. Ovo konačno sagorevanje u masivnim zvezdama, koje se naziva eksplozivna nukleosinteza ili nukleosinteza supernove, završna je epoha zvezdane nukleosinteze.

Podsticaj razvoju teorije nukleosinteze bilo je otkriće varijacija u obilju elemenata koji se nalaze u univerzumu. Potreba za fizičkim opisom bila je već inspirisana relativnim obiljem izotopa hemijskih elemenata u Sunčevom sistemu. Te zastupljenosti prikazane na grafu kao funkcija atomskog broja elementa, imaju nazubljeni testerasti oblik koji varira sa faktorima od desetina miliona (pogledajte istoriju nukleosintezne teorije).[4] Ovo sugeriše prirodni proces koji nije slučajan. Drugi podsticaj za razumevanje procesa zvezdane nukleosinteze dogodio se tokom 20. veka, kada je shvaćeno da energija oslobođena reakcijama nuklearne fuzije omogućava dugovečnost Sunca kao izvora toplote i svetlosti.[5]

Istorija

uredi
 
Godine 1920, Artur Edington je predložio da zvezde dobijaju svoju energiju od nuklearne fuzije vodonika čime se formira helijum, i isto tako je pretpostavio da i teži elementi nastaju u zvezdama.

Godine 1920, Artur Edington je na bazi preciznih merenja atomske mase koja je izvršio FV Aston i preliminarnog predloga Žana Perena, predložio da zvezde dobiju svoju energiju od nuklearne fuzije vodonika pri čemu se formira helijum, pretpostavio je da i teži elementi nastaju u zvezdama.[6][7][8] Ovo je bio preliminarni korak ka ideji zvezdane nukleosinteze. Georgij Gamov je 1928. godine izveo ono što se danas naziva Gamov faktor, kvantno-mehaničku formulu koja je davala verovatnoću da se dva jezgra dovedu dovoljno blizu da jaka nuklearna sila prevaziđe Kulonovu barijeru. Gamov faktor su koristili tokom sledeće decenije Atkinson i Houtermans, a kasnije i sam Gamov i Edvard Teler da dobiju brzinu kojom će se nuklearne reakcije odvijati na visokim temperaturama za koje se veruje da postoje u unutrašnjosti zvezda.

Godine 1939, u radu pod nazivom „Proizvodnja energije u zvezdama”, Hans Bete je analizirao različite mogućnosti reakcija pomoću kojih se vodonik pretvara u helijum.[9] On je definisao dva procesa za koja je smatrao da su izvor energije u zvezdama. Prvi, lančana reakcija proton-proton, je dominantan izvor energije u zvezdama sa masama do oko mase Sunca. Drugi proces, ciklus ugljenik-azot-kiseonik, koji je tako]e razmatrao Karl Vajczeker 1938. godine, važniji je u masivnijim zvezdama glavne sekvence.[10] Ovi radovi odnosili su se na generisanje dovoljne energije da se održava toplota zvezda. Jasan fizički opis proton-proton lanca i CNO ciklusa pojavljuje se u udžbeniku iz 1968.[5] Međutim, Beteova dva rada nisu se bavila stvaranjem težih jezgara. Tu teoriju je pokrenuo Fred Hojl 1946. godine svojim argumentom da će se kolekcija veoma vrućih jezgara termodinamički sastaviti u gvožđe.[1] Hojl je to propratio 1954. godine, publikacijom sa opisom naprednih stupnjeva fuzije unutar masivnih zvezda pri čemu dolazi do sinteze elemenata od ugljenika do gvožđa.[2][11]

Hojlova teorija proširena je i na druge procese, počevši sa objavljivanja pregleda Berbidž, Berbidž, Faulera i Hojla 1957. godine (koji se obično naziva B2FH publikacijom).[3] Ovaj pregled je prikupio i rafinirao ranija istraživanja ekstenzivno citirane slike za koju se smatralo da može da objasni postojeće relativno obilje elemenata; međutim ona sama nije uvećala Hojlovu sliku iz 1954. godine o poreklu primarnih jezgara u meri u kojoj se pretpostavljalo, osim u pogledu razumevanja nukleosinteze elemenata težih od gvožđa pomoću zarobljavanja neutrona. Značajna poboljšanja su postigli Alister Kameron i Donald Klejton. Kameron je predstavio svoj nezavisni pristup[12] (uglavnom sledeći Hojlov pristup) nukleosinteze. On je uveo upotrebu računare u vremenski zavisne proračune evolucije nuklearnih sistema. Klejton je izračunao prve vremenski zavisne modele S-procesa[13] i R-procesa,[14] kao i sagorevanja silicijuma u izobilnim jezgrama alfa-čestica i elemenata grupe gvožđa,[15][16] i otkrio je radiogene hronologije[17] za utvrđivanje starosti elemenata. Čitavo polje istraživanja brzo se proširilo tokom 1970-ih.

Reference

uredi
  1. ↑ 1,0 1,1 Hoyle, F. (1946). „The synthesis of the elements from hydrogen”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106 (5): 343–383. Bibcode 1946MNRAS.106..343H. DOI:10.1093/mnras/106.5.343. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Hoyle, F. (1954). „On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel”. The Astrophysical Journal Supplement Series 1: 121. Bibcode 1954ApJS....1..121H. DOI:10.1086/190005. 
  3. ↑ 3,0 3,1 Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). „Synthesis of the Elements in Stars”. Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. Bibcode 1957RvMP...29..547B. DOI:10.1103/RevModPhys.29.547. Arhivirano iz originala na datum 2016-06-24. Pristupljeno 2020-09-04. 
  4. ↑ Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). „Abundances of the Elements”. Reviews of Modern Physics 28 (1): 53–74. Bibcode 1956RvMP...28...53S. DOI:10.1103/RevModPhys.28.53. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Clayton, D. D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. 
  6. ↑ Eddington, A. S. (1920). „The internal constitution of the stars”. The Observatory 43: 341–358. Bibcode 1920Obs....43..341E. 
  7. ↑ Eddington, A. S (1920). „The Internal Constitution of the Stars”. Nature 106 (2653): 14. Bibcode 1920Natur.106...14E. DOI:10.1038/106014a0. 
  8. ↑ Selle, D. (oktobar 2012). „Why the Stars Shine”. Guidestar. Houston Astronomical Society. str. 6–8. Arhivirano iz originala na datum 3. 12. 2013. 
  9. ↑ Bethe, H. A. (1939). „Energy Production in Stars”. Physical Review 55 (5): 434–456. Bibcode 1939PhRv...55..434B. DOI:10.1103/PhysRev.55.434. 
  10. ↑ Lang, K. R. (2013). The Life and Death of Stars. Cambridge University Press. str. 167. ISBN 978-1-107-01638-5. 
  11. ↑ Clayton, D. D. (2007). „HISTORY OF SCIENCE: Hoyle's Equation”. Science 318 (5858): 1876–1877. DOI:10.1126/science.1151167. PMID 18096793. 
  12. ↑ Cameron, A. G. W. (1957). Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics, and Nucleogenesis (PDF) (Report). Atomic Energy of Canada. Report CRL-41.
  13. ↑ Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). „Neutron capture chains in heavy element synthesis”. Annals of Physics 12 (3): 331–408. Bibcode 1961AnPhy..12..331C. DOI:10.1016/0003-4916(61)90067-7. 
  14. ↑ Seeger, P. A.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1965). „Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture”. The Astrophysical Journal Supplement Series 11: 121–126. Bibcode 1965ApJS...11..121S. DOI:10.1086/190111. 
  15. ↑ Bodansky, D.; Clayton, D. D.; Fowler, W. A. (1968). „Nucleosynthesis During Silicon Burning”. Physical Review Letters 20 (4): 161–164. Bibcode 1968PhRvL..20..161B. DOI:10.1103/PhysRevLett.20.161. 
  16. ↑ Bodansky, D.; Clayton, D. D.; Fowler, W. A. (1968). „Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning”. The Astrophysical Journal Supplement Series 16: 299. Bibcode 1968ApJS...16..299B. DOI:10.1086/190176. 
  17. ↑ Clayton, D. D. (1964). „Cosmoradiogenic Chronologies of Nucleosynthesis”. The Astrophysical Journal 139: 637. Bibcode 1964ApJ...139..637C. DOI:10.1086/147791. 

Literatura

uredi

Spoljašnje veze

uredi
Izvor: https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvjezdana_nukleosinteza&oldid=41813325