Силициумско согорување
Силициумско согорување — многу кратка[1] низа на реакции на јадрено соединување која се одвива во масивни ѕвезди со барем 8–11 Сончеви маси (M☉). Согорувањето на силициум е последната фаза од соединувањето кај масивните ѕвезди кои ги потрошиле другите горива во своите долги животи на главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Претходни фази се водородното, хелиумското, јаглеродното, неонското и кислородното согорување.
Согорувањето на силициумот почнува кога гравитациското собирање ја подига масата на ѕвезденотј јадро на 2,7–3,5 милијарди келвини (GK). Точната температура зависи од масата. Кога ѕвездата ќе ја заврши фазата на силициумско согорување, таа повеќе не може да соединува ниеден елемент. Доживува катастрофален колапс и може да експлодира како супернова од типот II.
Низа на соединување и силициумски фотораспад
уредиОткако ѕвездата ќе го заврши кислородното согорување, нејзиното јадро се состои главно од силициум и сулфур.[2][3] Ако има доволно голема маса, таа понатаму се собира сè додека јадрото не достигне температура од 2,7 до 3,5 GK (230–300 keV). На овие температури силициумот и другите елементи можат да се фотораспаднат, оддавајќи протон или алфа-честичка.[2] Силициумското согорување следи по фотораспадна прераспределба,[4] која создава нови елементи по пат на алфа-процесот, додавајќи една од овие ослободени алфа-честички[2] (еквивалент на хелиумско јадро) по зафатен чекор во следнава низа (фотоифрлањето на алфа-честичките не е прикажано):
28
14Si
+ 4
2He
→ 32
16S
32
16S
+ 4
2He
→ 36
18Ar
36
18Ar
+ 4
2He
→ 40
20Ca
40
20Ca
+ 4
2He
→ 44
22Ti
44
22Ti
+ 4
2He
→ 48
24Cr
48
24Cr
+ 4
2He
→ 52
26Fe
52
26Fe
+ 4
2He
→ 56
28Ni
Ланецот во теорија може да продолжи, бидејќи додавањето на уште алфа-честички продолжува да биде егзотермно сè до калај-100.[5] Меѓутоа, чекорите по никел-56 се многу помалку егзотермни, и температурата е толку висока што фотојадрената реакција спречува понатамошен напредок.[2]
Низата на силициумско согорување трае околу еден ден пред да биде погодена од ударен бран предизвикан од колапсот на јадрото. Тогша согорувањето станува многу побрзо на зголемената температура и запира само кога ланецот на прераспределба ќе се претвори во никел-56 или ќе биде запрено од исфрлање од супернова и ладење. Изотопот Никел-56 се распаѓа прво на кобалт-56, а потоа на железо-56, со полураспад од 6 односно 77 денови; но ова се случува подоцна бидејќи во јадрото на масивна ѕвезда нештата траат само неколку минути. Ѕвездата повеќе нема јадрено гориво и за неколку минути јадрото почнува да се собира.
Во оваа фаза на собирање, потенцијалната енергија на гравитациско собирање ја загрева внатрешноста до 5 GK (430 keV) и ова му се спротивставува на собирањето и го одложува .[6] Меѓутоа, бидејќи повеќе не може да се создаде топлинска енергија преку нови соединувачки реакции, конечното собирање набргу се забрзува во колапс што трае само неколку секунди.[7] Средишниот протон на ѕвездата сега е се смачкува во неутронско јадро, при што температурата се искачува до 100 GK (8,6 MeV).[8] Телото набргу се лади[9] и станува неутронска ѕвезда ако масата ѝ е помала од 20 M☉.[7] Помеѓу 20 и 40–50 M☉ намалувањето на материјалот го тера неутронското јадро да колабира уште повеќе, станувајќи црна дупка.[10] Надворешните слоеви на ѕвездата избувнуваат во експлозија наречена супернова од типот II која трае од денови до месеци. Оваа експлозија ослободува голем изблик од неутрони, кои може за околу една секунда да ги синтетизираат половината елементи потешки од железо по пат на низа на брз неутрински зафат наречена r-процес („r“ означува брз неутрински зафат, од анг. raipd).
Енергија на сврзување
уреди
Овој дијаграм ја прикажува енергијата на сврзување (врзивна енергија) на разни нуклиди по нуклеон. Енергијата на врзување е разликата помеѓу енергијата на слободни протони и неутрони и енергијата на нуклидот. Ако производот или производите од реакцијат имаат поголема врзивна енергија по нуклеон отколку реагенсот или реагенсите, тогаш реакцијата е егзотермна (ослободува енергија) и може да настапи, иако ова важи само за реакции кои не го менуваат бројот на протони или неутрони (нема реакции со слаба сила). Како што може да се види, лесните нуклиди како деутериумот или хелиумот ослободуваат големи количества енергија (големо пораст на врзивната енергија) кога ќе се здружат за да обликуваат потешки елементи — процесот на јадрено соединување. Обратно на ова, тешките елементи како ураниумот ослободуваат енергијакога ќе се разделат на полесни елементи — процесот на јадрено цепење. Кај ѕвездите, брзата нуклеосинтеза се одвива со додавање на хелиумски јадра (алфа-честички) во потешки јадра. Според гореспоменатото, овој процес завршува околу атомска маса 56.[11] Распадот на никел-56 е причината за големото количество на железо-56 што се забележува кај металичните метеорити и јадрата на карпестите планети.
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ Woosley, S.; Janka, T. (2006). „The physics of core collapse supernovae“. Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. doi:10.1038/nphys172. S2CID 118974639.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. стр. 519–524. ISBN 9780226109534.
- ↑ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Hydrostatic oxygen burning in stars II. oxygen burning at balanced power", Astrophys. J. 175, 731 (1972)
- ↑ Donald D. Clayton, Principles of stellar evolution and nucleosynthesis, Chapter 7 (University of Chicago Press 1983)
- ↑ Wang, Meng; Huang, W.J.; Kondev, F.G.; Audi, G.; Naimi, S. (2021). „The AME 2020 atomic mass evaluation (II). Tables, graphs and references“. Chinese Physics C. 45 (3): 030003. doi:10.1088/1674-1137/abddaf.
- ↑ Janka, H.-Th.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Müller, B. (4 декември 2006). „Theory of core-collapse supernovae“. arXiv:astro-ph/0612072v1.
- ↑ 7,0 7,1 Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 јануари 2006). „Gravitational Waves from Gravitational Collapse“. Max Planck Institute for Gravitational Physics. Архивирано од изворникот на 13 декември 2006. Посетено на 14 декември 2006.
- ↑ Mann, Alfred K. (1997). Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. New York: W. H. Freeman. стр. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2. Архивирано од изворникот на 5 мај 2008. Посетено на 19 ноември 2007.
- ↑ Bombaci, I. (1996). „The Maximum Mass of a Neutron Star“. Astronomy and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
- ↑ Fryer, Chris L. (2003). „Black Hole Formation from Stellar Collapse“. Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID 122297043. Архивирано од изворникот 31 октомври 2020. Посетено на 29 ноември 2019.
- ↑ „Mass number, number of protons, name of isotope, mass [MeV/c^2], binding energy [MeV] and binding energy per nucleus [MeV] for different atomic nuclei“. јули 2005. Архивирано од изворникот на 9 март 2006. Посетено на 7 јануари 2007.
Надворешни врски
уреди- Силициумско согорување — Б. C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутињ (руски)