Nukleosyntese

Kilder til de kjemiske elementene i solsystemet vårt
( lenke for nøyaktige prosentandeler ved å sveipe over musen )

Den Nukleosynthese (fra latin kjernen , kjernefysisk ' kjernen 'og gamle greske syntese ', Bunting' Structure - også som Nukleogenese eller element dannelse i det etterfølgende) er dannelsen av kjerner og således de kjemiske elementer . Det skilles mellom

• primordial nucleosynthesis kort tid etter big bang
• og stjernenukleosyntese , som hovedsakelig er basert på kjernefusjon , men også på r , s og p prosesser .

Urnukleosyntese begynte da temperaturen i universet hadde falt så langt at deuterium ikke lenger ble ødelagt av høynergifotoner . Det endte omtrent tre minutter etter Big Bang.

Stjerners nukleosyntese foregår inne i alle stjerner . I løpet av utviklingen av en stjerne er det karakteristiske kjernefusjoner; opprinnelig dannes helium , senere tyngre grunnstoffer opp til jern , hvorved energi frigjøres som stjernen avgir som stråling (som "gjør den til en stjerne").

I motsetning til det kreves energi for at kjernefusjon skal danne grunnstoffer med høyere atomnummer enn jern. De oppstår ikke under stjernens nukleosyntese, men på slutten av stjernens liv når den eksploderer i en supernova ; men dette skjer bare med stjerner som er store nok til det. De tunge elementene genereres av proton- og nøytronfangningsreaksjoner i p-, r- og s-prosesser.

Elementer på jorden ned til jern (se PSE ) kan ha oppstått i løpet av livet til vår solforgenger; alle elementene på jorden med høyere atomnummer enn jern kommer fra supernovaeksplosjonen. Enda tyngre, alltid radioaktive elementer skapes kunstig i atomreaktorer og i målrettede eksperimenter.

Opprinnelsessteder for kjemiske elementer: Big Bang og stjerner

Gjennomsnittlig bindingsenergi per nukleon som en funksjon av antall nukleoner i atomkjernen

Kjernene til kjemiske elementer som er tyngre enn hydrogen, blir kontinuerlig skapt av kjernefysiske reaksjoner i stjerner. Allerede før de første stjernene kunne dannes, ble deuterium , helium-3 , helium-4 og spor av litium -7 allerede dannet i løpet av den primære nukleosyntese . Denne nukleosyntese er gjenstand for forskning innen kjernefysisk astrofysikk og spiller en viktig rolle innen kosmokjemi .

I stjernenukleosyntese skilles det mellom to undergrupper av kjemiske elementer med hensyn til opprinnelsen:

• Den første gruppen består av nuklider , som er bygd opp fra de lette startmaterialene av for det meste eksoterme fusjonsreaksjoner mellom ladede partikler i stjerner. Stjernene får sin energi fra disse reaksjonene, siden bindingsenergien til en atomkjerne per nukleon når sitt absolutte maksimum i jern og nikkel (se figur). Det proton-proton-reaksjon og Bethe-Weizsäcker syklus skape helium-4 kjerner i stjernene. Den tre-alfa prosessen skaper karbon- 12 kjerner i mer massive stjerner .

Den eksoterme fusjonsprosessen ender med elementene nikkel og jern. Isotopen nikkel-62 oppnår den høyeste bindingsenergien . Noen endotermiske prosesser finner også sted inne i stjerner og kan skape enda tyngre kjerner. Det produseres langt mer jern-56 enn nikkel-62, og den virkelige årsaken til dette og slutten av fusjonskjeden ligger i detaljene i fusjonsprosessen og den sterke innflytelsen av foto-oppløsning i dette området.

• Den andre gruppen inkluderer elementene tyngre enn jern. Deres dannelse ( syntese ) ved kjernefusjon krever energiforsyning. Den nødvendige energien kommer fra stjerneeksplosjoner ( novaer , supernovaer osv.), Sammenslåing av nøytronstjerner og radioaktive prosesser i AGB-stjerner .

Big Bang, stjernedannelse og evolusjon

Utvidelse av universet etter Big Bang og opprinnelig nukleosyntese

I løpet av de første tre minuttene etter Big Bang ble hydrogen ( kjerner ) og helium (kjerner) dannet ved høye temperaturer og tettheter (se primær nukleosyntese ). De første stjernene dannet fra hydrogen- og heliumgassskyene gjennom tiltrekningskreftene. I disse stjernene ble tyngre elementer opprettet gjennom fusjonsprosesser.

Syntese av lette nuklider i unge stjerner

Orion-tåken: Det er her unge, varme stjerner dukker opp fra skyer av hydrogengass. Fusjonen av hydrogen til helium begynner.

Hydrogenforsyningen til solen og den til andre stjerner er oppbrukt over tid. Når en stjerne har "brent" det meste av tilgjengelig hydrogen i helium i sin sentrale region, slutter denne første brenningsfasen. Stjernen kan da ikke lenger opprettholde sitt indre trykk og kollapser under påvirkning av sin egen tyngdekraft . Over en viss minimumsmasse skaper kompresjon og samtidig oppvarming forhold der ytterligere fusjonsprosesser starter, først og fremst den såkalte heliumforbrenningen . Avhengig av den innledende massen, innføres ytterligere fusjonsprosesser, se stjerne (siste brennende faser) .

Termonukleære fusjonsreaksjoner er veldig avhengige av temperaturen inne i stjernen. Derfor bestemmer stjernens masse i hvilken grad de tyngre elementene kan brennes i løpet av stjernens liv. Lysere stjerner kommer ofte ikke utover forbrenningen av helium på grunn av det lavere trykket inne, stjerner som solen vår produserer hovedsakelig de lettere elementene opp til karbon, mens stjerner som er betydelig tyngre enn solen kan produsere alle elementene opp til jern . Det er her den positive energibalansen til fusjonsreaksjonene slutter. Den indre kjernen til slike gigantiske stjerner består da av jern, etterfulgt av de andre elementene i lag utover, en hydrogen-heliumblanding danner det ytterste laget.

På 1940-tallet anerkjente Fred Hoyle at stjerner sist hadde et løkskinnemønster i strukturen . Beregningene hans viste at stjerner blir stadig mer inkonsekvente i sin struktur når deres kjernefysiske drivstoff tømmes, og at dette igjen fører til høyere temperaturer og tettheter i deres indre. Modellen stemmer overraskende godt overens med de målte elementoverflodene i universet . Hvor ofte syklusen av sammentrekning, oppvarming og antenning av nytt, tyngre drivstoff blir gjentatt, avhenger bare av stjernens masse. Stjernevolusjon driver nukleosyntese, og samtidig driver nukleosyntese stjernevolusjon igjen.

Syntese av tunge nuklider

Hvite dverger

For eksempel, med elementet jern, går fusjonen i stå. En sammensmelting av jern i enda tyngre elementer kan ikke lenger frigjøre energi og er derfor ikke mulig som en termonuklear prosess. Stjernen går ut og trekker seg sammen under egen tyngdekraft. Den videre skjebnen avhenger av dens opprinnelige masse. Med en masse i størrelsesorden vår sol eller under, vil stjernen avvise en del av det ytre skallet. Det ender opp som en svakt glødende hvit dverg , som det kan ta milliarder år å kjøle seg ned.

Syntese av tunge nuklider i supernovaer

Den Homunculus Tåken ble dannet 100 til 150 år siden fra utbrudd av den ekstremt massiv stjerne Eta Carinae . Mot slutten av sin lysfase produserer tunge stjerner tyngre atomkjerner og skyver dem ut i form av skyer.

Hvis stjernen i utgangspunktet hadde en masse på mer enn 8 solmasser, utvikler sammentrekningen seg spesielt raskt og stjernen kollapser. Med denne raske kompresjonen frigjøres gravitasjonsenergien veldig raskt, øker temperaturen kraftig og forårsaker dermed en eksplosiv utvidelse av mulige kjernefysiske reaksjoner i hele stjernevolumet. I løpet av en dag eller to øker den tidligere iøynefallende stjernen i lysstyrke så mye at den, som beskrevet av Tycho Brahe i 1572 (se SN 1572 ), ser lysere ut enn alle planeter og til og med kan observeres med det blotte øye om dagen: en supernova . Denne lysstyrken varer noen dager. Den ytre delen av stjernemateriale, noen ganger mer enn halvparten av den totale massen, blir kastet ut i det interstellare rommet.

Den andre gruppen, elementene tyngre enn jern, er skapt i denne eksplosive skyen av materie. Disse reaksjonene er hovedsakelig forårsaket av nøytroner , som frigjøres under de forhold som hersker inne i stjernen, og som uladede partikler kan utløse en rekke kjernefysiske reaksjoner. Atomkjerner fanger opp et antall nøytroner i rask rekkefølge ( r-prosess ). I påfølgende beta-forfall , dannes stabile nuklider med et økt antall protoner, de tunge elementene utenfor jern, fra de nøytronrike kjernene .

De turbulente prosessene i en supernova sørger ikke bare for at stjernene frigjør elementene som dannes i dem i rommet, de skaper også en helt ny gruppe tunge kjemiske elementer. Supernovaer er altså motorene i en pågående transmutasjonsprosess ; deres spredningsmateriale danner utgangsmaterialet for neste generasjon stjerner og planeter . Derfor øker mengden tunge elementer når universet eldes. Supernova SN 2006gy i galaksen NGC 1260 hadde 150 solmasser, og da den eksploderte frigjorde den anslagsvis 20 solmasser i universet bare i nikkel .

I supernovaer dannes også lyselementene litium , beryllium og bor , som ble "ignorert" i fusjonsreaksjonene i den unge stjernen, gjennom spallasjon (knusing av atomkjerner) .

Dannelse av de enkelte kjemiske elementgruppene

Astro- og kosmokjemi tegner følgende bilde av den eksakte opprinnelsen og fordelingen av de enkelte kjemiske elementene i universet. For rundt 13,8 milliarder år siden begynte universet å utvide seg fra et enkelt punkt (Big Bang), selv om det i utgangspunktet hadde ufattelige mengder og tetthet av energi (temperatur rundt 10 ³² Kelvin ). Allerede før det var til og med et eneste atom av noe element, bare 10 ⁻³² sekunder etter Big Bang, ble universet avkjølt til ca 10 ²⁸ Kelvin. Under disse forholdene kunne de første elementære partiklene oppstå i den varme "energimassen" i det unge universet: kvarker , gluoner og leptoner .

Universet fortsatte å avkjøles - til det punktet at kvarkene tidligere var tilstede som plasma kondensert til protoner og nøytroner, nukleonene . Dette skjedde omtrent 10 ⁻⁷ sekunder etter Big Bang på 10 ¹⁴ Kelvin. Men antineutron (n *) og antiproton (p ^- ) oppsto også . Siden da har partikler av materie og antimateriale partikler ødelagt hverandre gjensidig og omdannet dem til energi . Eksempel:

p ⁺ + p ^- → fotoner   (= energi)

Denne prosessen kan også kjøre i motsatt retning ( parformasjon ), men i det ekspanderende universet falt temperaturen slik at prosessen ikke lenger foregår termisk. Imidlertid, når universet hadde nådd en temperatur på mindre enn 10 ¹⁴ Kelvin og alle antimateriepartikler hadde utslettet seg med materiepartikler, var det bare en "liten" rest, et "lite overskudd" av materie som var igjen (antagelig ved en mekanisme som ligner CP-bruddet ) . De mest stabile og vanligste representantene for denne normale saken er protoner, nøytroner og elektroner.

Første fusjonsprosesser etter Big Bang

Den primordial nucleosynthesis er den første handlingen etter Big Bang. Cirka 10 ⁻² sekunder etter Big Bang ble kjerner av tungt hydrogen ( deuterium , D) og heliumisotoper (He) opprettet fra de frittflygende nukleonene .

Bare atomkjernene av hydrogen ( ¹ H og ² D) og helium ( ³ He og ⁴ He) samt spor av litium ( ⁷ Li) ble dannet i løpet av denne primære nukleosyntese - i et forhold på 25 prosent helium-4 og 75 prosent hydrogen. De tyngre elementene som kan observeres i dag kommer fra fusjonsreaksjoner i stjerner og dermed fra langt senere tider. Den første fusjonen av hydrogen til helium skjedde altså lenge før de første faste stjernene kunne dannes fra hydrogengassen: Urnukleosyntesen varte bare i omtrent tre minutter og fant sted samtidig overalt i hele universet. På dette tidspunktet var temperaturen fortsatt 10 ¹⁰ Kelvin. Etter det falt temperaturen og tettheten i universet under verdiene som kreves for kjernefusjon .

Fem minutter etter Big Bang falt partikkeltettheten i universet så lavt at urets nukleosyntese endte. De resterende gratis nøytronene forfalt de neste minuttene.

Når temperaturen falt under den korresponderende bindingsenergien (E> k _B T) til skallelektronene, kombinert atomkjernene med elektroner for å danne de første atomer ${\ displaystyle T}$

p ⁺ + e ^- → H-atom (hydrogen).

Alderen til atommateriale begynte med det kjemiske elementet hydrogen. Det faktum at overfloden av litium i atmosfærene til tidlige stjerner er to til tre ganger mindre enn dagens modeller av kosmologisk nukleosyntese forutsier (som har vist seg å være pålitelige i overflodforholdet mellom hydrogen og helium) er kjent som det primære litiumproblemet .

Første kjernefysiske fusjon: hydrogen smelter for å danne helium

Universet har utvidet seg og avkjølt siden Big Bang. Det tok 10 ¹³ sekunder (300 000 år) til gassblandingen av hydrogen (H) og noen få prosent helium (He) var i stand til å trekke seg sammen i tette skyer på grunn av tyngdekraften . Dette ble ledsaget av en så sterk temperaturøkning at den nødvendige aktiveringsenergien for ytterligere fusjonsprosesser endelig var tilgjengelig i deres sentre. Stjerner lyste opp, som i Orion-tåken , og i den såkalte stjernen hydrogenforbrenningen smeltet atomkjernene av hydrogen til helium - temperaturen som kreves for dette er rundt 10 millioner Kelvin.

Hvis Deuterium D er involvert, kalles den tilsvarende prosessen også " Deuterium burning ".

Reaksjoner (valg)

D + D	→	T	+ s	+ 04,03 MeV
D + T	→	4 Han	+ n	+ 17,588 MeV	(største tverrsnitt)
D + D	→	3 Han	+ n	+ 03,268 MeV
D + 3 Han	→	4 Han	+ s	+ 18,34 MeV

Også i solen, fusjonsreaksjoner med produktet ⁴ Han finner sted med frigjøring av energi , i form av proton-protonreaksjonen . I tillegg finner en karbonkatalysert fusjonssyklus sted i solen, CNO eller Bethe-Weizsäcker-syklusen , som utgjør rundt 1,6 prosent av energien i solens husholdning. Stjerner med mindre enn 0,08 solmasser når aldri hydrogenfusjonsstadiet - de kalles brune dverger .

Asken til begge former for hydrogenforbrenning er Helium ⁴ He. Når solens hydrogenforsyning er utbrent på rundt 5 milliarder år, vil kjernen bare bestå av helium. Den vil blåse opp seg selv så mye at den svelger de indre planetene Merkur og Venus at disken på den jordiske himmelen vil være over 100 ganger større enn i dag.

Heliumforbrenning

Betelgeuse og Rigel i vinterkonstellasjonen Orion

Betelgeuse : rødlig, øverst til venstre
Rigel : nederst til høyre (foto)

Betelgeuse α: øverst til venstre ⇧
Rigel β: nederst til høyre (stjernekart)

Et eksempel er Betelgeuse i Orion, en oppblåst kjempestjerne (spektralklasse M2, 700 til 1000 ganger soldiameteren), den består nesten utelukkende av helium og har knapt noen hydrogenreserver. På slutten av en stjernes levetid, når hydrogenet er brukt opp, blåser en stjerne opp og en ny kjernefysisk reaksjon begynner i det nå enda mer komprimerte sentrum: forbrenning av helium. Ytterligere energi kommer nå fra fusjonen av helium til karbon og oksygen (gjennom tre-alfa-prosessen ). Første generasjons stjerner inneholdt opprinnelig bare lettere elementer - isotoper av karbon, oksygen og tyngre grunnstoffer ble bare funnet i stjerner fra senere generasjoner. Fusjonen av helium til "metaller" som karbon, oksygen og - senere - også til silisium gir mindre energi enn hydrogenforbrenning. Det krever høyere trykk og temperaturer enn hydrogenfusjon.

I astronomi , i motsetning til i kjemi, kalles ethvert kjemisk element med et atomnummer høyere enn helium "metall", og metallisitet indikerer hvor høyt innholdet i en stjerne er i grunnstoffer som er tyngre enn helium. Bare hydrogen og helium er - sammen med noen spor av litium - de eneste elementene som er tilstede i universet etter Big Bang. Alle andre elementer kommer fra tidligere stjerner der de ble generert av kjernefusjon , eller fra supernovaeksplosjoner . Metallisiteten til gjenstander i rommet kan derfor også forstås som en indikator på dens stjerneaktivitet.

Opprinnelsen til "metallene"

Tyngre stjerner kan bygge opp et høyere gravitasjonstrykk , som muliggjør sammensmelting av tyngre elementer opp til et massetall på 60. I sentrum av stjerner fra 0,4 solmasser er atomreaksjonen fra helium til karbon i utgangspunktet mulig etter hydrogenforbrenningen. Fra 0,7 solmasser blir karbonfusjon, hvor to karbonatomer smelter sammen for å danne neon, helium eller natrium og protoner, samt magnesium og protoner eller nøytroner. Etter hydrogen og helium er grunnstoffene karbon, neon, natrium og magnesium de neste vanligste grunnleggende stoffene i universet, etterfulgt av grunnstoffene oksygen, silisium, fosfor og svovel.

Oksygen produseres også i løpet av brenning av helium. Fra rundt 1,4 milliarder Kelvin smelter to oksygenatomkjerner hver sammen (frigjør helium, hydrogen, protoner og nøytroner) for å danne silisium-28, fosfor-31 eller de to svovelisotoper svovel-31 og -32, muligens også til klor og Argon.

Betelgeuse , den røde skulderstjernen i konstellasjonen Orion, er sannsynligvis like mye en stjerne som Antares , den dyprøde skinnende hovedstjernen i Skorpionen. Begge tilhører den røde kjempekategorien , har konsumert nesten alt hydrogen og begynt å brenne helium. En slik stjerne er sotete: karbon dannes i den, og sot frigjøres også fra den av stjernevinden.

Stjerner med mer enn 10 solmasser når sentrale temperaturer der det er mulig å danne grunnstoffer til jern , og jo raskere jo mer massiv var de da de ble dannet. En stjerne med 20 solmasser kaster til slutt flere solmasser av materie ut i rommet når den eksploderer som en supernova . Fra utklippene av en slik supernovaeksplosjon, må solen vår en gang ha dannet seg som en tredje eller fjerde generasjons stjerne - kosmokjemi prøver å rekonstruere dannelsen av solsystemet på grunnlag av isotopens frekvensfordeling fra den supernovaeksplosjonen. Ved temperaturer på over 4 milliarder Kelvin ble det produsert elementer som er enda tyngre enn jern her , med tunge atomkjerner som smelter sammen for å danne uranatomer, for eksempel når de absorberer energi fra eksplosjonen : I hver atombombeeksplosjon og i hvert atomkraftverk kan vi bare trekke ut energiene fra drivstoffelementene som eksplosjonen av supernovaer ble brent inn i de supertunge atomkjernene - den termonukleære primærbrannen som vårt solsystem kom fra.

Karbonforbrenningen

Den brenning av karbon er en kjernefusjonsreaksjon som følge av forbrenning av helium, gjennom hvilken energi og tyngre elementer er generert i massive stjerner med en første masse på minst 4 solmasser gjennom fusjonen av karbon . Det skjer etter at sammenslåingen av lettere elementer har stoppet opp. Det krever høye temperaturer på over 6 * 10 ~ ⁸  Kelvin og tettheter på over 2 * 10 ~ ⁸  kg / m³. Ved karbonforbrenning omdannes to karbonkjerner ¹² C til andre kjerner i en serie reaksjoner - slik dannes elementene ²⁴ Mg (også isotopen ²³ Mg), ²³ Na , ²⁰ Ne og ¹⁶ O

Karbonforbrenningen starter ikke før heliumforbrenningen har stanset. Under forbrenningen av helium konverterer de nå røde, oppblåste gigantiske stjernene raskere og raskere helium (He) til karbon og oksygen til det ikke lenger er nok helium til å opprettholde fusjonen: kollaps begynner. Den inaktive kjernen, som hovedsakelig består av karbon og oksygen, kollapser på grunn av tyngdekraften , noe som fører til en økning i temperatur og tetthet til antennelsestemperaturen for karbonforbrenningen er nådd. Strålingstrykket som deretter genereres, stabiliserer kjernen, og den videre sammentrekningen stoppes midlertidig. På grunn av økningen i temperaturen inne i stjernen, kan heliumforbrenning starte igjen i et skall rundt kjerneområdet, nå kjent som skallforbrenning .

Brennende neon

Under karbonforbrenning berikes kjerneområdet med reaksjonsproduktene oksygen, magnesium og neon (Ne), til karbonet etter noen tusen år er brukt opp og kjernen avkjøles og trekker seg sammen igjen. Denne sammentrekningen får temperaturen til å stige til neonet kan begynne å brenne. Skallforbrenningen av karbon setter seg deretter inn rundt kjernen til stjernen, lenger utenfor stjernen, helium og hydrogen.

Stjerner med masser mellom 4 og 8 solmasser blir nå ustabile og frastøter sine ytre skjell via en sterk stjernevind , og skaper en planetarisk tåke . Det som gjenstår er kjernen til stjernen som en hvit dverg , bestående av oksygen, neon og magnesium. Stjerner med masser større enn 8 solmasser fortsetter å brenne neon og til slutt smelter alle de lettere elementene ned til jern. De enkelte skuddfasene smelter sammen stadig raskere.

Oksygenforbrenning

Den oksygen-brenn påvirker stjerne med en initiell masse med minst åtte solmasser . Det setter inn etter at de lettere elementene har blitt transformert gjennom andre fusjonsprosesser. Forutsetningen for oksygenforbrenning er høye temperaturer på minst 1,5 · 10 ⁹  Kelvin og høye tettheter på minst 10 ¹⁰  kg / m ³ .

Ved oksygenforbrenning smelter to oksygenkjerner ¹⁶ O for å danne forskjellige nye kjerner, inkludert svovel (S), fosfor (P), silisium (Si) og magnesium (Mg). I tillegg frigjøres gammakvanta , nøytroner n, protoner eller hydrogenkjerner ¹ H (proton) og alfapartikler ( heliumkjerner ) ⁴ He.

Under den forrige neonglødningen dannet en inaktiv kjerne av oksygen og magnesium i det sentrale området av stjernen. I mangel av ytterligere drivstoff stopper neonforbrenningen. Den strålingstrykk ikke lenger er tilstrekkelig til å motvirke tyngdekraften av sin egen masse, og kjernen er ytterligere komprimert. Dette forårsaker en fornyet økning i temperatur og tetthet til antennelsestemperaturen for oksygenforbrenningen er nådd og stjernen stabiliserer seg igjen. Rundt kjernen starter den såkalte skallforbrenningen igjen med neonforbrenning ; på utsiden følger skjell med karbon-, helium- og hydrogenfusjonsprosesser.

Oksygenforbrenningen varer bare noen få år. I løpet av denne tiden blir kjernen beriket med silisium til oksygenet forbrukes. Kjernen avkjøles deretter igjen og komprimeres av tyngdekraften til siste brennetrinn starter, silisiumforbrenningen.

Silisium avfyring

Den silisiumforbrenning krever stjerne sentrum, meget høye temperaturer på minst 2,7 x 10 ⁹   Kelvin og en ekstremt høy tetthet på minst 3 x 10 ¹⁰  kg / m ³ . På grunn av sin store Coulomb-frastøting kan ikke to ²⁸ Si-kjerner reagere direkte med hverandre, i stedet ødelegges kjernene som genereres under oksygenforbrenning ved fotooppløsning av fotoner. Fragmentene akkumulerer alfapartikler, protoner eller nøytroner i en serie trinn. Som et resultat nås jernisotopen ⁵⁶ Fe til slutt .

Silisiumforbrenningen følger oksygenforbrenningen, som ender når oksygenet løper ut i det sentrale området av stjernen. Som på slutten av de forrige avfyringsfasene, blir den nå silisiumrike kjernen ytterligere komprimert av tyngdekraften på grunn av mangel på strålingstrykk . Dette øker temperaturen og tettheten til kravene for silisiumfyring er nådd. Stjernen når dermed en hydrostatisk likevekt mellom tyngdekraften og strålingstrykket for siste gang. Mens silisiumet brenner i kjernen, fortsetter oksygen-, neon-, karbon-, helium- og hydrogenforbrenningen i skjell rundt kjernen.

Silisiumbrenn representerer slutten av termonukleære brennende prosesser utgjør tilførselen av brensel inne forbrukes i silisium brenner avhengig av massen av den stjerne i noen få timer til noen få dager, og det gravitasjonskollaps følger den mest kraftige eksplosjonen kjent i universet. A supernova av Type II.

Rester av supernovaer

NGC 1952SST

Supernova 1987A

Dannelse av de tyngste elementene i supernovaer

På den annen side kan ikke elementer med et massetall større enn 60 ikke lenger opprettes av stjerneskyteprosesser. Fusjonen av de tilsvarende kjernene forbruker energi ( endoterm ) i stedet for å frigjøre den. Siden det finnes grunnstoffer med høyere massetall, må det være ytterligere muligheter for nukleosyntese. Etter at stjernen har helt utbrent, slukker den nå for godt. Det stabiliserende strålingstrykket faller bort og kjernen kollapser. Den trekker seg sammen under handling av egen tyngdekraft.

• Ved en masse i størrelsesorden vår sol eller mindre, vil stjernen avvise en del av det ytre skallet. Det ender opp som en svakt glødende hvit dverg som det tar milliarder år å kjøle seg ned.
• Med en masse på 8 solmasser eller mer, fortsetter sammentrekningen veldig raskt og stjernen imploderer. Under denne kompresjonen frigjøres en stor mengde gravitasjonsenergi, noe som forårsaker en betydelig temperaturøkning og dermed en eksplosjonslignende utvidelse av mulige kjernefysiske reaksjoner i hele stjernevolumet. I løpet av en dag eller to øker den tidligere iøynefallende stjernen i lysstyrke så enormt at den, som beskrevet av Tycho Brahe i 1572, ser lysere ut enn alle planeter og til og med kan observeres med det blotte øye i løpet av dagen. Denne store lysstyrken varer bare noen få dager. En supernova har oppstått der den ytre delen av stjernemateriale, noen ganger mer enn halvparten av den totale massen, kastes ut i det interstellare rommet.

Den andre gruppen av elementer, som er tyngre enn jern, er nå dannet i denne eksplosive materieskyen. Snarere er de dannet av nøytroner ( s og r-prosesser ) og protonakkumulering ( p-prosess ). Nøytronene , som frigjøres inne i den sprengende stjernen under de ekstreme forhold som hersker der, er primært involvert i disse reaksjonene, og som uladede partikler kan de utløse en rekke kjernefysiske reaksjoner. Hvis atomkjerner kommer inn i en slik nøytronstrøm, fanger de opp et antall nøytroner i rask rekkefølge , i likhet med en reaktor . I påfølgende beta-forfall utvikler stabile isotoper med et økt antall protoner fra de nøytronrike kjernene , de siste, tunge elementene utover jern.

De turbulente forholdene i supernovaenes materieskyer sørger ikke bare for at stjernene frigjør elementene som er dannet i dem i universets enorme størrelse, men de skaper også en helt ny gruppe tunge kjemiske elementer. Supernovaer på slutten av stjernens nukleosyntese er således motorene til en skapelsesprosess som vil vare i en fjern fremtid; deres spredningsmateriale danner utgangsmaterialet for neste generasjon galakser, stjerner og planeter.

litteratur

• Margaret Burbidge , Geoffrey Ronald Burbidge , William Alfred Fowler , Fred Hoyle : Synthesis of the Elements in Stars . I: Anmeldelser av moderne fysikk . teip 29 , nei. 4 , 1957, s. 547-650 , doi : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .  Verket er også kjent som B²FH .
• Claus E. Rolfs , William S. Rodney: Gryter i kosmos: Nuclear Astrophysics (Theoretical Astrophysics Series) . Univ. av Chicago Pr., Chicago 1988, ISBN 0-226-72456-5 .
• Heinz Oberhummer : Cores and Stars: Introduction to Nuclear Astrophysics . Barth, Leipzig / Berlin / Heidelberg 1993, ISBN 3-335-00319-5 .
• Vanessa Hill : Fra litium til uran - elementære sporstoffer fra den tidlige kjemiske evolusjonen. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2005, ISBN 0-521-85199-8 .
• Andrew McWilliam, Michael Rauch: Opprinnelse og evolusjon av elementene. Cambridge Univ. Pr., Cambridge 2004, ISBN 0-521-75578-6 .
• Bernard EJ Pagel: Nukleosyntese og kjemisk utvikling av galakser. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-55958-8 .

Individuelle bevis

1. ↑ MP Fewell: Atomnuklidet med den høyeste gjennomsnittlige bindingsenergien . I: American Journal of Physics . teip 63 , nr. 7 , 1995, s. 653-658 , doi : 10.1119 / 1.17828 . 
2. ↑ E. Pian, P. D'AVANZO, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato: Spektroskopiske identifikasjon av r-prosess nucleosynthesis i en dobbel nøytron-stjerne fusjon . I: Natur . teip 551 , nr. 7678 , november 2017, ISSN  0028-0836 , s. 67–70 , doi : 10.1038 / nature24298 ( nature.com [åpnet 21. november 2019]). 
3. ↑ Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani: Identifikasjon av strontium ved sammenslåing av to nøytronstjerner . I: Natur . teip 574 , nr. 7779 , oktober 2019, ISSN  0028-0836 , s. 497-500 , doi : 10.1038 / s41586-019-1676-3 ( nature.com [åpnet 21. november 2019]). 
4. ↑ Maria Lugaro, Falk Herwig, John C. Lattanzio, Roberto Gallino, Oscar Straniero: s - Process Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: A Test for Stellar Evolution . I: The Astrophysical Journal . teip 586 , nr. 2. april 2003, ISSN  0004-637X , s. 1305-1319 , doi : 10.1086 / 367887 ( iop.org [åpnet 21. november 2019]). 
5. ↑ Bodansky, David og Clayton, Donald D. og Fowler, William A:. Nucleosynthesis Under Silicon Burning . I: Physycal Review Letters . teip 20 , nei. 4 , 1968, s. 161-164 , doi : 10.1103 / PhysRevLett.20.161 (engelsk). 
6. ↑ Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy . 5. utgave. Springer, Berlin / Heidelberg / New York 2007, ISBN 978-3-540-34143-7 , 10.3 Stellar Energy Sources, s. 237 (engelsk, finsk: Tähtitieteen perusteet . Helsinki 2003.).