Stellare Nukleosynthese - Stellar nucleosynthesis

Logarithmus der relativen Energieabgabe (ε) von Proton-Proton- (PP), CNO- und Triple-α- Fusionsprozessen bei verschiedenen Temperaturen (T). Die gestrichelte Linie zeigt die kombinierte Energieerzeugung der PP- und CNO-Prozesse innerhalb eines Sterns. Bei der Kerntemperatur der Sonne ist der PP-Prozess effizienter.

Stellare Nukleosynthese ist die Erzeugung (Nukleosynthese) von chemischen Elementen durch Kernfusionsreaktionen innerhalb von Sternen. Die stellare Nukleosynthese findet seit der ursprünglichen Entstehung von Wasserstoff , Helium und Lithium während des Urknalls statt . Als Vorhersagetheorie liefert sie genaue Schätzungen der beobachteten Häufigkeiten der Elemente. Es erklärt, warum sich die beobachteten Häufigkeiten von Elementen im Laufe der Zeit ändern und warum einige Elemente und ihre Isotope viel häufiger vorkommen als andere. Die Theorie wurde ursprünglich 1946 von Fred Hoyle vorgeschlagen , der sie später 1954 verfeinerte. Weitere Fortschritte, insbesondere die Nukleosynthese durch Neutroneneinfang der Elemente, die schwerer als Eisen sind, wurden von Margaret und Geoffrey Burbidge , William Alfred Fowler und Hoyle in ihren berühmten 1957 B 2 FH-Papier , das zu einem der am häufigsten zitierten Papiere in der Geschichte der Astrophysik wurde.

Sterne entwickeln sich aufgrund von Veränderungen in ihrer Zusammensetzung (der Häufigkeit ihrer Bestandteile) im Laufe ihrer Lebensdauer, indem sie zuerst Wasserstoff ( Hauptreihenstern ), dann Helium ( Horizontalzweigstern ) und zunehmend höhere Elemente verbrennen. Dies ändert jedoch an sich nicht die Häufigkeit der Elemente im Universum, da die Elemente im Stern enthalten sind. Später in seinem Leben wird ein Stern mit geringer Masse seine Atmosphäre langsam über den Sternwind ausstoßen und einen planetarischen Nebel bilden , während ein Stern mit höherer Masse durch ein plötzliches katastrophales Ereignis, das Supernova genannt wird, Masse ausstößt . Der Begriff Supernova-Nukleosynthese wird verwendet, um die Entstehung von Elementen während der Explosion eines massereichen Sterns oder Weißen Zwergs zu beschreiben.

Die fortgeschrittene Abfolge der Verbrennung von Brennstoffen wird durch den Gravitationskollaps und die damit verbundene Erwärmung angetrieben , was zur anschließenden Verbrennung von Kohlenstoff , Sauerstoff und Silizium führt . Allerdings sind die meisten der nucleosynthesis im Massenbereich A = 28-56 ist (von Silizium zu Nickel) tatsächlich verursacht durch die oberen Schichten des Sterns auf den Kern kollabiert , eine Kompressions- Schaffung Stoßwelle nach außen zurückprallt. Die Schockfront hebt die Temperaturen kurzzeitig um etwa 50 % an und verursacht so für etwa eine Sekunde ein wütendes Brennen. Dieses letzte Brennen in massereichen Sternen, das als explosive Nukleosynthese oder Supernova-Nukleosynthese bezeichnet wird , ist die letzte Epoche der stellaren Nukleosynthese.

Ein Anstoß zur Entwicklung der Nukleosynthesetheorie war die Entdeckung von Variationen in der Häufigkeit der im Universum vorkommenden Elemente . Die Notwendigkeit einer physikalischen Beschreibung wurde bereits durch die relativen Häufigkeiten der chemischen Elemente im Sonnensystem angeregt. Diese Häufigkeiten haben, wenn sie in einem Diagramm als Funktion der Ordnungszahl des Elements aufgetragen werden, eine gezackte Sägezahnform, die um Faktoren von mehreren zehn Millionen variiert (siehe Geschichte der Nukleosynthesetheorie ). Dies deutete auf einen natürlichen Prozess hin, der nicht zufällig ist. Ein zweiter Anreiz zum Verständnis der Prozesse der stellaren Nukleosynthese erfolgte im 20. Jahrhundert, als erkannt wurde, dass die Energie, die bei Kernfusionsreaktionen freigesetzt wird, für die Langlebigkeit der Sonne als Wärme- und Lichtquelle verantwortlich ist.

Geschichte

Im Jahr 1920 schlug Arthur Eddington vor, dass Sterne ihre Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium gewinnen, und stellte auch die Möglichkeit vor, dass die schwereren Elemente in Sternen produziert werden.

1920 schlug Arthur Eddington auf der Grundlage der präzisen Messungen der Atommassen von FW Aston und eines vorläufigen Vorschlags von Jean Perrin vor, dass Sterne ihre Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium gewinnen und stellte die Möglichkeit, dass die schwereren Elemente in Sternen produziert. Dies war ein erster Schritt zur Idee der stellaren Nukleosynthese. 1928 leitete George Gamow den sogenannten Gamow-Faktor ab , eine quantenmechanische Formel, die die Wahrscheinlichkeit für zwei benachbarte Kerne angibt, die elektrostatische Coulomb-Barriere zwischen ihnen zu überwinden und sich aufgrund der starken Kernkraft, die ist nur auf sehr kurze Distanzen wirksam. Im folgenden Jahrzehnt wurde der Gamow-Faktor von Atkinson und Houtermans und später von Edward Teller und Gamow selbst verwendet, um die Geschwindigkeit abzuleiten, mit der Kernreaktionen bei den im Inneren von Sternen vermuteten hohen Temperaturen stattfinden würden.

1939 analysierte Hans Bethe in einem Nobelvortrag mit dem Titel "Energieproduktion in Sternen" die verschiedenen Reaktionsmöglichkeiten, bei denen Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Er definierte zwei Prozesse, von denen er glaubte, dass sie die Energiequellen in Sternen sind. Die erste, die Proton-Proton-Kettenreaktion , ist die dominierende Energiequelle in Sternen mit Massen bis etwa zur Sonnenmasse. Der zweite Prozess, der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus , den auch Carl Friedrich von Weizsäcker 1938 betrachtete, ist bei massereicheren Hauptreihensternen wichtiger. Diese Arbeiten betrafen die Energieerzeugung, die Sterne heiß halten kann. Eine klare physikalische Beschreibung der Proton-Proton-Kette und des CNO-Zyklus findet sich in einem Lehrbuch von 1968. Bethes zwei Arbeiten befassten sich jedoch nicht mit der Bildung schwererer Kerne. Diese Theorie wurde 1946 von Fred Hoyle mit seinem Argument begründet, dass sich eine Ansammlung sehr heißer Kerne thermodynamisch zu Eisen zusammensetzen würde . Hoyle folgte dem 1954 mit einem Papier, in dem beschrieben wurde, wie fortgeschrittene Fusionsstadien in massereichen Sternen die Elemente von Kohlenstoff zu Eisen in Masse synthetisieren würden.

Hoyles Theorie wurde auf andere Prozesse ausgedehnt, beginnend mit der Veröffentlichung des Übersichtsartikels "Synthesis of the Elements in Stars" von 1957 von Burbidge , Burbidge , Fowler und Hoyle , der besser als B 2 FH-Artikel bezeichnet wird . Dieser Übersichtsartikel sammelte und verfeinerte frühere Forschungen zu einem vielzitierten Bild, das versprach, die beobachteten relativen Häufigkeiten der Elemente zu erklären; aber es hat Hoyles Bild von 1954 für den Ursprung der Primärkerne nicht so stark erweitert, wie viele angenommen haben, außer im Verständnis der Nukleosynthese jener Elemente, die schwerer als Eisen durch Neutroneneinfang sind. Signifikante Verbesserungen wurden von Alastair GW Cameron und von Donald D. Clayton vorgenommen . 1957 präsentierte Cameron seinen eigenen unabhängigen Ansatz zur Nukleosynthese, der von Hoyles Beispiel inspiriert war, und führte Computer in zeitabhängige Berechnungen der Evolution nuklearer Systeme ein. Clayton berechnete die ersten zeitabhängigen Modelle des s- Prozesses 1961 und des r- Prozesses 1965 sowie des Einbrennens von Silizium in die reichlich vorhandenen Alpha-Teilchen-Kerne und Eisengruppen-Elemente 1968 und entdeckte radiogene Chronologien zur Bestimmung des Alters der Elemente.

Querschnitt eines Überriesen, der die Nukleosynthese und die gebildeten Elemente zeigt.

Schlüsselreaktionen

Eine Version des Periodensystems, die die Ursprünge – einschließlich der stellaren Nukleosynthese – der Elemente anzeigt. Elemente über 94 sind künstlich und nicht enthalten.

Die wichtigsten Reaktionen in der stellaren Nukleosynthese:

Wasserstofffusion

Proton-Proton-Kettenreaktion
CNO-I-Zyklus
Der Heliumkern wird im oberen linken Schritt freigesetzt.

Wasserstofffusion (Kernfusion von vier Protonen zu einem Helium-4- Kern) ist der dominierende Prozess, der Energie in den Kernen von Hauptreihensternen erzeugt . Es wird auch "Wasserstoffverbrennung" genannt, was nicht mit der chemischen Verbrennung von Wasserstoff in einer oxidierenden Atmosphäre verwechselt werden sollte . Es gibt zwei vorherrschende Prozesse, durch die eine stellare Wasserstofffusion stattfindet: die Proton-Proton-Kette und der Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff (CNO)-Zyklus. Neunzig Prozent aller Sterne, mit Ausnahme der Weißen Zwerge , verschmelzen Wasserstoff durch diese beiden Prozesse.

In den Kernen masseärmerer Hauptreihensterne wie der Sonne ist der vorherrschende Energieerzeugungsprozess die Proton-Proton-Kettenreaktion . Dies erzeugt einen Helium-4-Kern durch eine Folge von Reaktionen, die mit der Verschmelzung von zwei Protonen beginnen, um einen Deuteriumkern (ein Proton plus ein Neutron) zusammen mit einem ausgestoßenen Positron und Neutrino zu bilden. In jedem vollständigen Fusionszyklus setzt die Proton-Proton-Kettenreaktion etwa 26,2 MeV frei. Der Proton-Proton-Kettenreaktionszyklus ist relativ temperaturunempfindlich; ein Temperaturanstieg von 10 % würde die Energieproduktion durch diese Methode um 46 % erhöhen, daher kann dieser Wasserstofffusionsprozess in bis zu einem Drittel des Sternradius stattfinden und die Hälfte der Masse des Sterns einnehmen. Bei Sternen über 35% der Sonnenmasse ist der Energiefluss zur Oberfläche ausreichend gering und die Energieübertragung aus der Kernregion erfolgt durch Strahlungswärmeübertragung und nicht durch konvektive Wärmeübertragung . Als Ergebnis gibt es wenig frisches Wasserstoff in den Kern oder Fusionsprodukte nach außen einmischen.

In massereicheren Sternen ist der vorherrschende Energieerzeugungsprozess der CNO-Zyklus , ein katalytischer Zyklus , der Kerne aus Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Vermittler nutzt und am Ende wie bei der Proton-Proton-Kette einen Heliumkern produziert. Während eines vollständigen CNO-Zyklus werden 25,0 MeV Energie freigesetzt. Der Unterschied in der Energieproduktion dieses Zyklus im Vergleich zur Proton-Proton-Kettenreaktion wird durch den Energieverlust durch Neutrino- Emission erklärt. Der CNO-Zyklus ist sehr temperaturempfindlich, ein Temperaturanstieg von 10 % würde einen Anstieg der Energieproduktion um 350 % bewirken. Ungefähr 90% der Energieerzeugung des CNO-Zyklus findet innerhalb der inneren 15% der Masse des Sterns statt, daher ist sie stark im Kern konzentriert. Dies führt zu einem so intensiven Energiefluss nach außen, dass der konvektive Energietransfer wichtiger wird als der Strahlungstransfer . Als Ergebnis wird die Kernregion zu einer Konvektionszone , die die Wasserstofffusionsregion aufrührt und sie gut mit der umgebenden protonenreichen Region vermischt hält. Diese Kernkonvektion tritt in Sternen auf, bei denen der CNO-Zyklus mehr als 20% der Gesamtenergie beisteuert. Wenn der Stern altert und die Kerntemperatur steigt, schrumpft die von der Konvektionszone eingenommene Region langsam von 20% der Masse auf die inneren 8% der Masse. Unsere Sonne produziert etwa 1% ihrer Energie aus dem CNO-Zyklus.

Die Art des Wasserstofffusionsprozesses, der in einem Stern vorherrscht, wird durch die Temperaturabhängigkeitsunterschiede zwischen den beiden Reaktionen bestimmt. Die Proton-Proton-Kettenreaktion beginnt bei Temperaturen um4 × 10 6  K , was ihn zum dominierenden Fusionsmechanismus in kleineren Sternen macht. Eine selbsterhaltende CNO-Kette erfordert eine höhere Temperatur von ca16 × 10 6  K , aber danach steigt der Wirkungsgrad mit steigender Temperatur schneller als die Proton-Proton-Reaktion. Oben ungefähr17 × 10 6  K wird der CNO-Zyklus zur dominierenden Energiequelle. Diese Temperatur wird mit mindestens dem 1,3 - fachen der Masse der in den Kernen der Hauptreihen Sterne erzielt Sun . Die Sonne selbst hat eine Kerntemperatur von etwa15,7 × 10 6  K . Wenn ein Hauptreihenstern altert, wird die Kerntemperatur ansteigen, was zu einem stetig steigenden Beitrag seines CNO-Zyklus führt.

Helium-Fusion

Hauptreihensterne sammeln als Ergebnis der Wasserstofffusion Helium in ihren Kernen an, aber der Kern wird nicht heiß genug, um die Heliumfusion einzuleiten. Die Heliumfusion beginnt zuerst, wenn ein Stern den Zweig des Roten Riesen verlässt, nachdem er genügend Helium in seinem Kern angesammelt hat, um ihn zu entzünden. Bei Sternen um die Masse der Sonne beginnt dies an der Spitze des Roten Riesenzweigs mit einem Heliumblitz aus einem entarteten Heliumkern, und der Stern wandert zum horizontalen Zweig, wo er in seinem Kern Helium verbrennt. Massivere Sterne zünden ohne Blitz in ihrem Kern Helium und führen eine blaue Schleife aus, bevor sie den asymptotischen Riesenast erreichen . Ein solcher Stern bewegt sich zunächst weg von der AGB hin zu blaueren Farben und schleift dann wieder zurück zum sogenannten Hayashi-Track . Eine wichtige Folge von blauen Schleifen ist, dass sie klassische Cepheiden-Variablen erzeugen , die für die Bestimmung von Entfernungen in der Milchstraße und zu nahen Galaxien von zentraler Bedeutung sind . Trotz des Namens sind Sterne auf einer blauen Schleife aus dem Zweig des Roten Riesen normalerweise nicht blau, sondern eher gelbe Riesen, möglicherweise Cepheiden-Variablen. Sie schmelzen Helium, bis der Kern größtenteils aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht . Die massereichsten Sterne werden zu Überriesen, wenn sie die Hauptreihe verlassen und schnell mit der Heliumfusion beginnen, wenn sie zu roten Überriesen werden . Nachdem das Helium im Kern eines Sterns aufgebraucht ist, wird es sich in einer Hülle um den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern fortsetzen.

In allen Fällen wird Helium über den Triple-Alpha-Prozess mit Kohlenstoff verschmolzen, dh drei Heliumkerne werden über 8 Be in Kohlenstoff umgewandelt . Dieser kann dann über den Alpha-Prozess Sauerstoff, Neon und schwerere Elemente bilden. Auf diese Weise erzeugt der Alpha-Prozess bevorzugt Elemente mit geraden Protonenzahlen durch Einfangen von Heliumkernen. Elemente mit ungerader Protonenzahl werden durch andere Fusionswege gebildet.

Reaktionsrate

Die Reaktionsgeschwindigkeitsdichte zwischen den Spezies A und B mit den Zahlendichten n A , B ist gegeben durch:

wobei k die Reaktionsgeschwindigkeitskonstante jeder einzelnen elementaren binären Reaktion ist, die den Kernfusionsprozess ausmacht:

hier ist σ( v ) der Querschnitt bei relativer Geschwindigkeit v , und es wird über alle Geschwindigkeiten gemittelt.

Semiklassisch ist der Querschnitt proportional zu , wobei die de Broglie-Wellenlänge ist . Somit ist der Querschnitt halbklassisch proportional zu .

Da die Reaktion jedoch Quantentunneln beinhaltet , gibt es bei niedrigen Energien eine exponentielle Dämpfung, die vom Gamow-Faktor E G abhängt , was eine Arrhenius-Gleichung ergibt :

wobei S ( E ) von den Details der Kernwechselwirkung abhängt und die Dimension einer für einen Wirkungsquerschnitt multiplizierten Energie hat.

Dann integriert man über alle Energien, um die Gesamtreaktionsgeschwindigkeit zu erhalten, unter Verwendung der Maxwell-Boltzmann-Verteilung und der Beziehung:

wo ist die reduzierte masse .

Da diese Integration bei hohen Energien der Form und bei niedrigen Energien vom Gamow-Faktor eine exponentielle Dämpfung hat , verschwand das Integral fast überall außer um den Peak, genannt Gamow-Peak , bei E 0 , wo:

Daher:

Der Exponent kann dann um E 0 angenähert werden als:

Und die Reaktionsgeschwindigkeit wird angenähert als:

Die Werte von S ( E 0 ) betragen typischerweise 10 −3 – 10 3 keV · b , werden jedoch bei einem Betazerfall aufgrund der Beziehung zwischen der Halbwertszeit des gebundenen Zwischenzustands (z. B. Diproton ) und der Beta-Zerfall Halbwertszeit, wie bei der Proton-Proton-Kettenreaktion . Beachten Sie, dass typische Kerntemperaturen in Hauptreihensterne geben kT in der Größenordnung von keV.

Somit ist die limitierende Reaktion im CNO-Zyklus , Protoneneinfang durch14
7
n
, hat S ( E 0 ) ~ S (0) = 3.5  keV·b, während die Grenzreaktion in der Proton-Proton-Kettenreaktion , die Bildung von Deuterium aus zwei Protonen, ein viel niedrigeres S ( E 0 ) ~ S ( 0) = 4×10 –22  keV·b. Da die erstere Reaktion übrigens einen viel höheren Gamow-Faktor hat und aufgrund der relativen Häufigkeit von Elementen in typischen Sternen sind die beiden Reaktionsgeschwindigkeiten bei einem Temperaturwert gleich, der innerhalb der Kerntemperaturbereiche von Hauptreihensternen liegt.

Verweise

Anmerkungen

Zitate

Weiterlesen

Externe Links