Звёздный нуклеосинтез: рождение химических элементов

Введение

Создание химических элементов внутри звезд

В астрофизике звездный нуклеосинтез — это процесс образования химических элементов в результате ядерных реакций синтеза внутри звезд. Звездный нуклеосинтез происходил с момента образования водорода, гелия и лития во время Большого взрыва. Как предсказательная теория, она позволяет получать точные оценки наблюдаемой распространенности элементов. Она объясняет, почему наблюдаемая распространенность элементов изменяется со временем и почему некоторые элементы и их изотопы встречаются гораздо чаще, чем другие. Теория была впервые предложена Фредом Хойлом в 1946 году. Дальнейшие успехи были достигнуты, особенно в области нуклеосинтеза путем захвата нейтронов элементами тяжелее железа, Маргарет и Джеффри Бербидж, Уильямом Альфредом Фаулером и Фредом Хойлом в их знаменитой статье B2FH 1957 года, которая стала одной из наиболее цитируемых работ в истории астрофизики. Звезды эволюционируют из-за изменений в их составе (распространенности составляющих их элементов) на протяжении их жизни, сначала за счет сжигания водорода (звезда главной последовательности), затем гелия (звезда горизонтальной ветви) и последовательного сжигания более тяжелых элементов. Однако это само по себе не оказывает существенного влияния на распространенность элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. Позже в своей жизни звезда с малой массой медленно выбрасывает свою атмосферу посредством звездного ветра, формируя планетарную туманность, в то время как звезда с большей массой выбрасывает вещество в результате внезапного катастрофического события, называемого сверхновой. Термин «нуклеосинтез сверхновой» используется для описания образования элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика. Последовательность сжигания топлива продвигается за счет гравитационного коллапса и связанного с ним нагрева, что приводит к последующему сжиганию углерода, кислорода и кремния. Однако большая часть нуклеосинтеза в диапазоне масс 1 = [[число масс (от кремния до никеля) на самом деле вызвана коллапсом внешних слоев звезды на ядро, создающим компрессионную ударную волну, отражающуюся наружу. Ударный фронт на короткое время повышает температуру примерно на 50%, вызывая тем самым интенсивное сжигание в течение около секунды. Это окончательное сжигание в массивных звездах, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновой, является заключительной эпохой звездного нуклеосинтеза. Стимулом к развитию теории нуклеосинтеза стало открытие различий в распространенности элементов, обнаруженных во Вселенной. Необходимость физического описания была уже вдохновлена относительной распространенностью химических элементов в Солнечной системе. Эти распространенности, представленные на графике в зависимости от атомного номера элемента, имеют зубчатую пилообразную форму, изменяющуюся в десятки миллионов раз (см. историю теории нуклеосинтеза). Это указывает на естественный, а не случайный процесс. Вторым стимулом к пониманию процессов звездного нуклеосинтеза стало открытие в 20-м веке того, что энергия, выделяемая в результате ядерных реакций синтеза, объясняет долговечность Солнца как источника тепла и света.

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.

История

В 1920 году Артур Эддингтон, основываясь на точных измерениях атомных масс Ф. В. Астоном и предварительном предложении Жана Перрена, предположил, что звезды получают энергию от ядерного синтеза водорода в гелий и высказал предположение о том, что более тяжелые элементы образуются в звездах. Это был предварительный шаг к идее звездного нуклеосинтеза. В 1928 году Джордж Гамов вывел то, что теперь называется фактором Гамова – квантово-механическую формулу, определяющую вероятность преодоления двумя соседними ядрами электростатического кулоновского барьера и сближения на достаточное расстояние для протекания ядерной реакции, обусловленной сильным ядерным взаимодействием, эффективным только на очень малых расстояниях. В последующее десятилетие фактор Гамова был использован Аткинсоном и Хотермансом, а затем Эдвардом Теллером и самим Гамоу для расчета скорости ядерных реакций при высоких температурах, предположительно существующих в недрах звезд. В 1939 году в Нобелевской лекции под названием «Производство энергии в звездах» Ганс Бете проанализировал различные возможности реакций, в ходе которых водород превращается в гелий. Он выделил два процесса, которые, по его мнению, являются источниками энергии в звездах. Первый из них – протон-протонный цикл, является доминирующим источником энергии в звездах с массой до примерно массы Солнца. Второй процесс – углеродно-азотно-кислородный цикл, который также рассматривался Карлом Фридрихом фон Вайцзекером в 1938 году, играет более важную роль в более массивных звездах главной последовательности. Эти работы были посвящены генерации энергии, необходимой для поддержания звезд в горячем состоянии. Четкое физическое описание протон-протонного цикла и CNO-цикла появилось в учебнике 1968 года. Однако в двух статьях Бете не рассматривалось образование более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргумента о том, что совокупность очень горячих ядер будет термодинамически собираться в железо. Хойл продолжил эти исследования в 1954 году, опубликовав статью, в которой описывается, как на поздних стадиях синтеза в массивных звездах происходит образование элементов от углерода до железа. Теория Хойла была расширена на другие процессы, начиная с публикации в 1957 году обзорной статьи «Синтез элементов в звездах» Бурбидж, Бурбидж, Фаулера и Хойла, более известной как статья B2FH, в которой, вдохновленный примером Хойла, был применен компьютерный расчет эволюции ядерных систем. Клейтон рассчитал первые модели процесса s, зависящие от времени, в 1961 году, и процесса r в 1965 году, а также процесс горения кремния с образованием обильных альфа-частичных ядер и элементов железной группы в 1968 году, и открыл радиогенные хронологии для определения возраста элементов.

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.