Альфа-процесс

Реакция ядерного синтеза

Создание элементов за пределами углерода посредством альфа-процесса

Альфа -процесс , также известный как альфа-захват или альфа-лестница , является одним из двух классов реакций ядерного синтеза , посредством которых звезды преобразуют гелий в более тяжелые элементы . Другой класс представляет собой цикл реакций, называемый тройным альфа-процессом , который потребляет только гелий и производит углерод . ^[1] Альфа-процесс чаще всего происходит в массивных звездах и во время сверхновых .

Оба процесса предваряются водородным синтезом , который производит гелий , который питает как процесс тройной альфа, так и процессы альфа-лестницы. После того, как процесс тройной альфа 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 поздней стадии, которые могут начаться в любой конкретной звезде, делают это, пока реакции предыдущей стадии 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, вырабатываемая каждой реакцией, E , в основном находится в форме гамма-лучей ( γ ), а небольшое количество энергии поглощается побочным продуктом в качестве добавленного импульса .

Энергия связи на нуклон для ряда нуклидов. В список не включен ⁶² Ni, с самой высокой энергией связи 8,7945 МэВ.

Распространено заблуждение, что указанная выше последовательность заканчивается на (или , что является продуктом распада ^[2] ), поскольку это наиболее прочно связанный нуклид – т. е. нуклид с самой высокой ядерной энергией связи на нуклон – и производство более тяжелых ядер будет потреблять энергию (будет эндотермическим ), а не выделять ее ( экзотермическим ). ( 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 экзотермическая, и действительно добавление альфа-частиц продолжает быть экзотермическим вплоть до , ^[4] но тем не менее последовательность фактически заканчивается на железе. Последовательность останавливается перед образованием элементов тяжелее никеля, поскольку условия внутри звезд вызывают конкуренцию между фотораспадом и альфа-процессом в пользу фотораспада вокруг железа . ^{[2] [5]} Это приводит к тому, что производится больше, чем ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ ${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Все эти реакции имеют очень низкую скорость при температурах и плотностях звезд и поэтому не вносят существенного вклада в общий выход звезды. Они происходят еще менее легко с элементами тяжелее неона ( Z > 10 ) из-за увеличивающегося кулоновского барьера .

Элементы альфа-процесса

Альфа-элементы (или альфа-элементы ) так называются, поскольку их наиболее распространенные изотопы являются целыми числами, кратными четырем – массе ядра гелия ( альфа-частицы ). Эти изотопы называются альфа-нуклидами .

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

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

Статус кислорода ( O ) оспаривается — некоторые авторы ^[6] считают его альфа-элементом, в то время как 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 ядерных реакциях альфа-захвата, но их статус неоднозначен: каждый из трех элементов производится (и потребляется) циклом CNO , который может протекать при температурах, намного более низких, чем те, при которых процессы альфа-лестницы начинают производить значительные количества альфа-элементов (включая C , N и O ). Таким образом, простое присутствие C , N или O в звезде не является явным указанием на то, что альфа-процесс на самом деле идет – отсюда и нежелание некоторых астрономов (безоговорочно) называть эти три элемента «альфа-элементами».

Производство в звездах

Альфа-процесс обычно происходит в больших количествах, только если звезда достаточно массивна — более массивна, чем около 10 солнечных масс . ^[7] Эти звезды сжимаются по мере старения, увеличивая температуру ядра и плотность до достаточно высоких уровней, чтобы сделать возможным альфа-процесс. Требования увеличиваются с атомной массой, особенно на более поздних стадиях — иногда называемых выгоранием кремния — и, таким образом, чаще всего происходят в сверхновых . ^[8] Сверхновые типа II в основном синтезируют кислород и альфа-элементы ( Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca и Ti ), в то время как сверхновые типа Ia в основном производят элементы железного пика ( Ti , V , Cr , Mn , Fe , Co и Ni ). ^[7] Достаточно массивные звезды могут синтезировать элементы вплоть до железного пика исключительно из водорода и гелия, которые изначально составляют звезду. ^[6]

Обычно первая стадия альфа-процесса (или альфа-захвата) следует за стадией горения гелия в звезде, как только гелий истощается; в этот момент свободный захват гелия для производства . ^[9] Этот процесс продолжается после того, как ядро ​​заканчивает фазу горения гелия, поскольку оболочка вокруг ядра будет продолжать сжигать гелий и конвектировать в ядро. ^[7] Вторая стадия ( горение неона ) начинается, когда гелий освобождается в результате фотораспада одного атома, позволяя другому продолжить движение по альфа-лестнице. Затем горение кремния позже инициируется посредством фотораспада аналогичным образом; после этого момента достигается пик, обсуждавшийся ранее. Ударная волна сверхновой, созданная 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 конечного нагрева, включающего фотораспад и перестройку, ядерные частицы преобразуются в свои наиболее стабильные формы во время сверхновой и последующего выброса через, частично, альфа-процессы. Начиная с и выше, все элементы-продукты радиоактивны и, следовательно, распадаются на более стабильный изотоп; например, образуется и распадается на . ^[9] ${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$ ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$

Специальное обозначение относительной распространенности

Общее содержание альфа-элементов в звездах обычно выражается в виде логарифмов , при этом астрономы обычно используют запись 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 — число альфа-элементов в единице объема, а — число ядер железа в единице объема. Именно для расчета числа становится спорным, какие элементы следует считать «альфа-элементами». Теоретические модели эволюции галактик предсказывают, что на ранних этапах развития Вселенной было больше альфа-элементов по сравнению с железом. ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ ${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$ ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$

Ссылки

1. Нарликар, Джайант В. (1995). От черных облаков к черным дырам. World Scientific . стр. 94. ISBN 978-9810220334.
2. Fewell, MP (1995-07-01). "Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи". American Journal of Physics . 63 (7): 653–658. Bibcode : 1995AmJPh..63..653F. doi : 10.1119/1.17828. ISSN  0002-9505.
3. Nave, Carl R. (c. 2017) [c. 2001]. "Самые прочно связанные ядра". Физика и астрономия. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu . Страницы HyperPhysics. Georgia State University . Получено 21.02.2019 .
4. Ван, Мэн; Хуан, ВДж; Кондев, ФГ; Ауди, Г.; Наими, С. (2021). «Оценка атомной массы AME 2020 (II). Таблицы, графики и ссылки». Chinese Physics C. 45 ( 3): 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
5. Бербидж, Э. Маргарет ; Бербидж, ГР ; Фаулер, Уильям А.; Хойл , Ф. (1957-10-01). «Синтез элементов в звездах». Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
6. Mo, Houjun (2010). Формирование и эволюция галактики. Frank Van den Bosch, S. White. Cambridge: Cambridge University Press. стр. 460. ISBN 978-0-521-85793-2. OCLC  460059772.
7. Truran, JW; Heger, A. (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 2023-02-17
8. Truran, JW; Cowan, JJ; Cameron, AGW (1978-06-01). "Гелий-управляемый r-процесс в сверхновых". The Astrophysical Journal . 222 : L63–L67. Bibcode : 1978ApJ...222L..63T. doi : 10.1086/182693 . ISSN  0004-637X.
9. Clayton, Donald D. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза: с новым предисловием. Чикаго: Издательство Чикагского университета. С. 430–435. ISBN 0-226-10953-4. OCLC  9646641.

Дальнейшее чтение

• Мендель, Дж. Тревор; Проктор, Роберт Н.; Форбс, Дункан А. (21 августа 2007 г.) [31 мая 2007 г.]. «Возраст, металличность и обилие α-элементов в шаровых скоплениях галактик на основе моделей одиночных звездных популяций». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 379 (4) (опубликовано 26 июля 2007 г.): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .