Жұлдыздар ішінде химиялық элементтердің пайда болуы

Кіріспе

Жұлдыздарда химиялық элементтердің пайда болуы

Астрофизикада жұлдыздық нуклеосинтез – жұлдыздардағы ядролық синтез реакциялары арқылы химиялық элементтердің қалыптасуы. Жұлдыздық нуклеосинтез Үлкен Жарылыс кезінде сутек, гелий және литийдің пайда болуынан бері жүріп келеді. Бұл теория болжамдық сипатта және элементтердің байқалатын мөлшерінің нақты есептемелерін береді. Ол элементтердің байқалатын мөлшерінің уақыт өте келе өзгеруін және кейбір элементтер мен олардың изотоптарының басқаларына қарағанда әлдеқайда көп болуын түсіндіреді. Теорияны алғаш рет 1946 жылы Фред Хойл ұсынды. Маргарет және Джеффри Бербидж, Уильям Альфред Фаулер және Фред Хойлдің 1957 жылғы B2FH мақаласында, әсіресе темірден ауыр элементтерді нейтронмен қосып синтездеуге қатысты маңызды жетістіктерге қол жеткізілді. Бұл мақала астрофизика тарихында ең көп сілтеме жасалған еңбектердің біріне айналды. Жұлдыздар өмірлік циклы барысында құрамының (құрауындағы элементтердің мөлшерінің) өзгеруіне байланысты эволюциялайды, бірінші кезекте сутекті (негізгі тізбек жұлдызы), содан кейін гелийді (көлденең тармақ жұлдызы) жағып, одан әрі ауыр элементтерді синтездейді. Дегенмен, бұл ғаламдағы элементтердің мөлшерін өзіндігінен айтарлықтай өзгертпейді, себебі элементтер жұлдыздың ішінде қалып қояды. Өмірінің соңында, төмен массалы жұлдыз атмосферасын жұлдыз желдері арқылы баяу шығарып, планеталық тұмандық құрайды, ал жоғары массалы жұлдыз кенеттен болатын катастрофалық оқиға – жарылыс арқылы массаны шығарады. Үлкен жұлдыздың немесе ақ жұлдыздың жарылысы кезінде элементтердің қалыптасуын сипаттау үшін «суперновалық нуклеосинтез» термині қолданылады. Отынды жағудың озық кезеңі гравитациялық құлдырау және онымен байланысты қызу арқылы жүзеге асырылады, нәтижесінде көміртек, оттегі және кремний жағылады. Алайда, массалық диапазондағы 1='[[массалық саннан (кремнийден никельге дейін) нуклеосинтездің көп бөлігі жұлдыздың жоғарғы қабаттарының ядроға құлауынан және сыртқа қарай кері соққы толқынын тудыруынан болады. Соққы фронты температураны қысқа мерзімге шамамен 50%-ға көтереді, бұл шамамен бір секундқа қарқынды жағуға әкеледі. Бұл массивті жұлдыздардағы соңғы жану, «жарылыстық нуклеосинтез» немесе «суперновалық нуклеосинтез» деп аталады, жұлдыздық нуклеосинтездің соңғы кезеңі болып табылады. Нуклеосинтез теориясын дамытуға ынталандырған фактор ғаламдағы элементтердің мөлшерінің өзгеруін анықтау болды. Физикалық сипаттаманың қажеттілігі Күн жүйесіндегі химиялық элементтердің салыстырмалы мөлшерінен туындады. Бұл мөлшерлер элементтің атомдық нөміріне тәуелділік ретінде графикке түсірілгенде, ондаған миллион есеге өзгеретін тісті пішінге ие болады (нуклеосинтез теориясының тарихын қараңыз). Бұл кездейсоқ емес, табиғи процеске нұсқады. Жұлдыздық нуклеосинтез процестерін түсінуге екінші түрткі 20 ғасырда болды, ол кезде ядролық синтез реакцияларынан босатылған энергияның Күннің жылу мен жарық көзі ретінде ұзақ өмір сүруіне себеп болатыны анықталды.

In astrophysics, stellar nucleosynthesis is the creation of chemical elements by nuclear fusion reactions within stars. Stellar nucleosynthesis has occurred since the original creation of hydrogen, helium and lithium during the Big Bang. As a predictive theory, it yields accurate estimates of the observed abundances of the elements. It explains why the observed abundances of elements change over time and why some elements and their isotopes are much more abundant than others. The theory was initially proposed by Fred Hoyle in 1946, Further advances were made, especially to nucleosynthesis by neutron capture of the elements heavier than iron, by Margaret and Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler and Fred Hoyle in their famous 1957 B2FH paper, which became one of the most heavily cited papers in astrophysics history. Stars evolve because of changes in their composition (the abundance of their constituent elements) over their lifespans, first by burning hydrogen (main sequence star), then helium (horizontal branch star), and progressively burning higher elements. However, this does not by itself significantly alter the abundances of elements in the universe as the elements are contained within the star. Later in its life, a low mass star will slowly eject its atmosphere via stellar wind, forming a planetary nebula, while a higher–mass star will eject mass via a sudden catastrophic event called a supernova. The term supernova nucleosynthesis is used to describe the creation of elements during the explosion of a massive star or white dwarf. The advanced sequence of burning fuels is driven by gravitational collapse and its associated heating, resulting in the subsequent burning of carbon, oxygen and silicon. However, most of the nucleosynthesis in the mass range 1=''[[mass number (from silicon to nickel) is actually caused by the upper layers of the star collapsing onto the core, creating a compressional shock wave rebounding outward. The shock front briefly raises temperatures by roughly 50%, thereby causing furious burning for about a second. This final burning in massive stars, called explosive nucleosynthesis or supernova nucleosynthesis, is the final epoch of stellar nucleosynthesis. A stimulus to the development of the theory of nucleosynthesis was the discovery of variations in the abundances of elements found in the universe. The need for a physical description was already inspired by the relative abundances of the chemical elements in the solar system. Those abundances, when plotted on a graph as a function of the atomic number of the element, have a jagged sawtooth shape that varies by factors of tens of millions (see history of nucleosynthesis theory). This suggested a natural process that is not random. A second stimulus to understanding the processes of stellar nucleosynthesis occurred during the 20th century, when it was realized that the energy released from nuclear fusion reactions accounted for the longevity of the Sun as a source of heat and light.

Тарих

1920 жылы Артур Эддингтон Ф. В. Астонның атомдық массаларды дәл өлшеуіне және Жан Перриннің алдын ала ұсынысына сүйене отырып, жұлдыздар энергиясын сутегінің ядролық синтезінен гелийді қалыптастыру арқылы алатынын ұсынды, сондай-ақ жұлдыздарда ауыр элементтердің пайда болу мүмкіндігін көтерді. Бұл жұлдыздық ядролық синтез идеясына жасалған алғашқы қадам болды. 1928 жылы Джордж Гамов қазіргі Гамов факторы деп аталатын кванттық механикалық формуланы туынды етті, ол екі жанасқан ядроның арасындағы электростатикалық Кулон кедергісін жеңіп, бір-біріне жеткілікті жақын келу ықтималдығын анықтайды, бұл күшті ядролық күштің әсерінен ядролық реакцияға түсуіне мүмкіндік береді. Бұл күш тек өте қысқа қашықтықта ғана тиімді. Келесі онжылдықта Гамов факторын Аткинсон мен Хотерманс, содан кейін Эдвард Теллер және Гамовтың өзі жұлдыздың ішкі қабаттарында бар деп есептелетін жоғары температурада ядролық реакциялардың жылдамдығын есептеу үшін қолданды. 1939 жылы «Жұлдыздардағы энергия өндірісі» атты Нобель лекциясында Ханс Бете сутегінің гелийге айналуының мүмкін болатын әртүрлі реакцияларын талдады. Ол жұлдыздардағы энергияның көзі деп санайтын екі процесті анықтады. Біріншісі – протон-протон тізбекті реакциясы – Күннің массасына дейінгі массасы бар жұлдыздардағы энергияның басты көзі болып табылады. Екінші процесс – 1938 жылы Карл Фридрих фон Вайцзекер де қарастырған көміртек-азот-оттегі циклы – негізгі тізбектегі, көбірек массасы бар жұлдыздарда маңыздырақ. Бұл жұмыстар жұлдыздарды ыстық күйде ұстауға қабілетті энергияның өндірілуіне қатысты. Протон-протон тізбегі мен CNO циклының толық физикалық сипаттамасы 1968 жылғы оқулықта келтірілген. Алайда, Бетенің еңбектері ауыр ядролардың қалай пайда болатыны туралы мәселені қарастырмады. Бұл теорияны Фред Хойл 1946 жылы өте ыстық ядролардың жиынтығы термодинамикалық тұрғыдан темірге айналатыны туралы аргумент келтіру арқылы бастады. 1954 жылы Хойл осыған байланысты, массивті жұлдыздардың ішіндегі жоғары синтез кезеңдері арқылы көміртек пен темірге дейінгі элементтердің қалай синтезделетінін сипаттады. Хойлдің теориясы 1957 жылы Бербидж, Бербидж, Фаулер және Хойлдың «Жұлдыздардағы элементтердің синтезі» атты мақаласы жарияланғаннан бастап басқа процестерге де таратылды. Ол Хойлдің тәжірибесіне сүйене отырып, ядролық жүйелердің эволюциясын есептеу үшін компьютерлерді қолданды. Клейтон 1961 жылы s-процесінің, 1965 жылы r-процесінің, сондай-ақ 1968 жылы кремнийдің көптеген альфа бөлшектерінің ядроларына және темір тобы элементтеріне айналуының уақытқа тәуелді модельдерін есептеп шығарды, сонымен қатар элементтердің жасын анықтау үшін радиогендік хронологияны ашты.

In 1920, Arthur Eddington, on the basis of the precise measurements of atomic masses by F. W. Aston and a preliminary suggestion by Jean Perrin, proposed that stars obtained their energy from nuclear fusion of hydrogen to form helium and raised the possibility that the heavier elements are produced in stars. This was a preliminary step toward the idea of stellar nucleosynthesis. In 1928 George Gamow derived what is now called the Gamow factor, a quantum mechanical formula yielding the probability for two contiguous nuclei to overcome the electrostatic Coulomb barrier between them and approach each other closely enough to undergo nuclear reaction due to the strong nuclear force which is effective only at very short distances. In the following decade the Gamow factor was used by Atkinson and Houtermans and later by Edward Teller and Gamow himself to derive the rate at which nuclear reactions would occur at the high temperatures believed to exist in stellar interiors. In 1939, in a Nobel lecture entitled "Energy Production in Stars", Hans Bethe analyzed the different possibilities for reactions by which hydrogen is fused into helium. He defined two processes that he believed to be the sources of energy in stars. The first one, the proton–proton chain reaction, is the dominant energy source in stars with masses up to about the mass of the Sun. The second process, the carbon–nitrogen–oxygen cycle, which was also considered by Carl Friedrich von Weizsäcker in 1938, is more important in more massive main sequence stars. These works concerned the energy generation capable of keeping stars hot. A clear physical description of the proton–proton chain and of the CNO cycle appears in a 1968 textbook. Bethe's two papers did not address the creation of heavier nuclei, however. That theory was begun by Fred Hoyle in 1946 with his argument that a collection of very hot nuclei would assemble thermodynamically into iron. Hoyle followed that in 1954 with a paper describing how advanced fusion stages within massive stars would synthesize the elements from carbon to iron in mass. Hoyle's theory was extended to other processes, beginning with the publication of the 1957 review paper "Synthesis of the Elements in Stars" by Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle, more commonly referred to as the B2FH paper. informed by Hoyle's example, and introduced computers into time dependent calculations of evolution of nuclear systems. Clayton calculated the first time dependent models of the s process in 1961 and of the r process in 1965, as well as of the burning of silicon into the abundant alpha particle nuclei and iron group elements in 1968, and discovered radiogenic chronologies for determining the age of the elements.