Альфа-процесс

Реакция ядерного синтеза

Создание элементов помимо углерода посредством альфа-процесса

Альфа -процесс , также известный как альфа-захват или альфа-лестница , является одним из двух классов реакций ядерного синтеза , с помощью которых звезды превращают гелий в более тяжелые элементы . Другой класс — это цикл реакций, называемый процессом тройного альфа , который потребляет только гелий и производит углерод . ^[1] Альфа-процесс чаще всего происходит у массивных звезд и во время сверхновых .

Обоим процессам предшествует синтез водорода , в результате которого образуется гелий , который питает как процесс тройного альфа, так и процессы альфа-лестницы. После того, как тройной альфа-процесс произвел достаточно углерода, начинается альфа-лестница, и происходят реакции синтеза все более тяжелых элементов в порядке, указанном ниже. На каждом этапе потребляется только продукт предыдущей реакции и гелий. Реакции более поздних стадий, которые могут начаться в любой конкретной звезде, происходят в то время, когда реакции предшествующих стадий все еще идут во внешних слоях звезды.

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}}$

Энергия, производимая каждой реакцией, E , в основном представлена ​​в виде гамма-лучей ( γ ), с небольшим количеством побочного элемента в виде добавленного импульса .

Энергия связи на нуклон для некоторых нуклидов. В списке не указан ⁶² Ni с самой высокой энергией связи 8,7945 МэВ.

Это распространенное заблуждение, что приведенная выше последовательность заканчивается на (или , что является продуктом распада ^[2] ), потому что это наиболее прочно связанный нуклид – т.е. нуклид с самой высокой энергией связи ядра на нуклон – и производство более тяжелых ядра будут потреблять энергию (будут эндотермическими ), а не выделять ее ( экзотермические ). ( Никель-62 ) на самом деле является наиболее прочно связанным нуклидом с точки зрения энергии связи ^[3] (хотя имеет более низкую энергию или массу на нуклон). Реакция на самом деле является экзотермической, но, тем не менее, последовательность фактически заканчивается на железе. Последовательность останавливается перед образованием, потому что условия в недрах звезд вызывают конкуренцию между фотораспадом и альфа-процессом, благоприятствующую фотораспаду вокруг железа . ^{[2] [4]} Это приводит к тому, что производится больше, чем ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ ${\displaystyle \ {}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \ }$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Все эти реакции имеют очень низкую скорость при температурах и плотностях звезд и поэтому не вносят значительного вклада в общий выход звезды. Они возникают еще труднее с элементами тяжелее неона ( атомный номер Z > 10) из-за увеличения кулоновского барьера .

Элементы альфа-процесса

Альфа-элементы (или альфа-элементы ) названы так потому, что их наиболее распространенные изотопы представляют собой целые числа, кратные четырем – массе ядра гелия (альфа- частицы ). Эти изотопы называются альфа-нуклидами .

Логарифм относительного выхода энергии ( ε ) протон-протонных ( pp ), CNO и процессов тройного α- синтеза при различных температурах ( T ). Пунктирная линия показывает совместное генерирование энергии процессов pp и CNO внутри звезды.

• Стабильные альфа-элементы : C , O , Ne , Mg , Si и S.
• Элементы Ar и Ca « наблюдательно стабильны » . Они синтезируются путем альфа-захвата до стадии плавления кремния , что приводит к образованию сверхновых типа II .
• Si и Ca являются чисто альфа-элементами.
• Mg может потребляться отдельно в реакциях захвата протона .

Статус кислорода ( О ) оспаривается — одни авторы ^[5] считают его альфа-элементом, а другие — нет. O , несомненно, является альфа-элементом в звездах населения II с низкой металличностью : он производится в сверхновых типа II , и его усиление хорошо коррелирует с усилением других элементов альфа-процесса.

Иногда C и N считаются элементами альфа-процесса, поскольку, как и O , они синтезируются в реакциях ядерного альфа-захвата, но их статус неоднозначен: каждый из трех элементов производится (и потребляется) в рамках цикла CNO , который может протекать при температуры намного ниже, чем те, при которых процессы альфа-лестницы начинают производить значительные количества альфа-элементов (включая C , N и O ). Таким образом, само по себе присутствие C , N или O в звезде не указывает однозначно на то, что альфа-процесс действительно идет – отсюда и нежелание некоторых астрономов (безоговорочно) называть эти три «альфа-элементами».

Производство в звездах

Альфа-процесс обычно происходит в больших количествах только в том случае, если звезда достаточно массивна ( масса Солнца); ^[6] эти звезды сжимаются по мере старения, увеличивая температуру и плотность ядра до достаточно высокого уровня, чтобы активировать альфа-процесс. Потребности увеличиваются с увеличением атомной массы, особенно на более поздних стадиях – иногда называемых горением кремния – и поэтому чаще всего происходят в сверхновых . ^[7] Сверхновые типа II в основном синтезируют кислород и альфа-элементы ( Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca и Ti ), тогда как сверхновые типа Ia в основном производят элементы железного пика ( Ti , V , Cr , Mn , Fe , Co и Ni ). ^[6] Достаточно массивные звезды могут синтезировать элементы вплоть до пика железа исключительно из водорода и гелия, которые изначально входят в состав звезды. ^[5] ${\displaystyle \gtrsim 10M_{\odot }}$ ${\displaystyle M_{\odot }}$

Обычно первая стадия альфа-процесса (или альфа-захвата) следует за стадией горения гелия в звезде, когда гелий истощается; на этом этапе происходит свободный захват гелия для производства . ^[8] Этот процесс продолжается после того, как ядро ​​завершает фазу горения гелия, поскольку оболочка вокруг ядра продолжает сжигать гелий и конвектировать в ядро. ^[6] Вторая стадия ( горение неона ) начинается, когда гелий высвобождается в результате фотораспада одного атома, позволяя другому продолжить движение вверх по альфа-лестнице. Затем аналогичным образом инициируется горение кремния в результате фотораспада; после этого момента достигается пик, обсуждавшийся ранее. Ударная волна сверхновой , вызванная коллапсом звезды, обеспечивает идеальные условия для кратковременного возникновения этих процессов. ${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$ ${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$ ${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$ ${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$

Во время этого терминального нагрева, включающего фотораспад и перегруппировку, ядерные частицы преобразуются в свои наиболее стабильные формы во время вспышки сверхновой и последующего выброса, частично посредством альфа-процессов. Начиная с и выше, все образующиеся элементы радиоактивны и поэтому распадаются на более стабильный изотоп – например, образуется и распадается на . ^[8] ${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$

Специальное обозначение относительной численности

Обилие общих альфа-элементов в звездах обычно выражается в виде логарифмов , причем астрономы обычно используют обозначения в квадратных скобках:

${\displaystyle \left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,}$

где – количество альфа-элементов в единице объема, – количество ядер железа в единице объема. Именно с целью расчета количества становится спорным вопрос о том, какие элементы следует считать «альфа-элементами». Теоретические модели галактической эволюции предсказывают, что на ранних этапах Вселенной было больше альфа-элементов по сравнению с железом. ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ ${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$ ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$

Рекомендации

1. Нарликар, Джаянт В. (1995). От черных облаков к черным дырам. Всемирная научная . п. 94. ИСБН 978-9810220334.
2. Фьюэлл, член парламента (1 июля 1995 г.). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». Американский журнал физики . 63 (7): 653–658. Бибкод : 1995AmJPh..63..653F. дои : 10.1119/1.17828. ISSN  0002-9505.
3. Нейв, Карл Р. (ок. 2017 г.) [ок. 2001]. «Наиболее прочно связанные ядра». Физика и астрономия. гиперфизика.phy-astr.gsu.edu . Страницы гиперфизики. Государственный университет Джорджии . Проверено 21 февраля 2019 г.
4. Бербидж, Э. Маргарет ; Бербидж, Греция ; Фаулер, Уильям А .; Хойл, Ф. (1 октября 1957 г.). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б. дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
5. Мо, Ходжун (2010). Формирование и эволюция галактик. Франк Ван ден Бош, С. Уайт. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 460. ИСБН 978-0-521-85793-2. ОСЛК  460059772.
6. Труран, JW; Хегер, А. (2003), «Происхождение элементов», Трактат по геохимии , Elsevier, стр. 1–15, doi : 10.1016/b0-08-043751-6/01059-8, ISBN 978-0-08-043751-4, получено 17 февраля 2023 г.
7. Труран, JW; Коуэн, Джей-Джей; Кэмерон, AGW (1 июня 1978 г.). «Управляемый гелием r-процесс в сверхновых». Астрофизический журнал . 222 : L63–L67. Бибкод : 1978ApJ...222L..63T. дои : 10.1086/182693 . ISSN  0004-637X.
8. Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза: с новым предисловием. Чикаго: Издательство Чикагского университета. стр. 430–435. ISBN 0-226-10953-4. ОСЛК  9646641.

дальнейшее чтение

• Мендель, Дж. Тревор; Проктор, Роберт Н.; Форбс, Дункан А. (21 августа 2007 г.) [31 мая 2007 г.]. «Возраст, металличность и содержание α-элементов в галактических шаровых скоплениях по моделям одиночного звездного населения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества (опубликованы 26 июля 2007 г.). 379 (4): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .