Astronomiya

Oksigen yanma prosesi Neon istehsal edirmi?

Oksigen yanma prosesi Neon istehsal edirmi?

"Ufuklar_ kainatı araşdıran-Cengage öyrənməsi (2018)" kitabında, s200:

Helium füzyonu karbon istehsal edir və karbon nüvələrinin bir hissəsi helyum nüvələrini udaraq oksigen əmələ gətirir. Oksigen nüvələrindən bir neçəsi helium nüvələrini uddu və neon, daha sonra maqnezium əmələ gətirə bilər.

Ancaq Vikipediyanı oksigen yandırma prosesi üçün yoxladığımda, Neon istehsal edəcək heç bir addım olmadığı görünür, amma Karbon yanma müddətini yoxladığımda, iki karbon-12 nüvəsi bir neon və helyum nüvəsinə birləşə bilər, buna görə kitabda bir səhv var? Yoxsa oksigen yanmasının neon istehsal edəcək başqa addımları var?


Baxdığınız səhifələrdə iki oxşar nüvənin bir-biri ilə birləşməsi (məs. Oksigenlə oksigen) təsvir olunur. Füzyonun eyni nüvələri əhatə etməsi lazım deyil və daha çox nüvəni əhatə edən reaksiyalar ümumiyyətlə daha yüksək bir sürətlə baş verəcəkdir (baxmayaraq ki, bu digər amillərə görə də dəyişə bilər).

Oksigen-oksigen və ya neon-neon reaksiyalarının vacib olmasından çox əvvəl, helium nüvələrini əhatə edən reaksiyalar (“alfa hissəcikləri” də deyilir) baş verir. Kitabınızdakı mətndən bəhs edilən budur: C + O verir, O + isə Ne verir. Alfa prosesi ilə əlaqədar bu Wikipedia məqaləsindəki siyahıya baxın.


Kaliforniya Universiteti, San Diego Astrofizika Mərkəzi & amp; Kosmik Elmlər

Nüvə enerjisi iki növ reaksiya nəticəsində yarana bilər: bölünmə, kütləvi bir atom nüvəsinin ayrılması və ya daha yüngül nüvələrin daha ağır bir nüvəyə birləşməsi.

Atom hissəcikləri
Hissəcik Simvol Ödəniş Kütləvi
(g)
Kütləvi
(amu)
Ailə
proton p + +1 1.673 x 10 -24 1.00727 baryon
neytron n 0 0 1.675 x 10 -24 1.00866 baryon
elektron /
pozitron
e - /e + -1/+1 9.109 x 10 -28 5.485 x 10-4 lepton
neytrino 0 & lt 10 -32 & lt 5 x 10 -9 lepton
foton 0 0 0 foton

  • Nüvə parçalanma reaktoru necə işləyir.
  • Virtual Nüvə Turisti, Çernobıl, Üç mil adası və ətraf mühitə təsirlər bölmələri də daxil olmaqla bir çox nüvə (bölünmə) məlumatına malikdir.
  • Nüvə reaktoruna nəzarət etmək üçün əlinizi sınayın.
  • Yüksək Enerji Silahları Arxivi və Üçlük Sahəsi nüvə silahları haqqında tarixi və aktual məlumatlara sahib saytlardır.
  • Princeton Plazma Fizikası Laboratoriyasından və Çağdaş Fizika Təhsili Layihəsindən Fusion Power-də iki sahə
  • Çox tövsiyə olunan istinad: Atom bombasının hazırlanması " Richard Rhodes tərəfindən - Manhattan Layihəsinin Pulitzer mükafatı qazanan hesabı. Həm də, "Qaranlıq günəş" - eyni müəllif tərəfindən Füzyon Silahlarının inkişafı barədə oxunan bir məlumat deyil.

Proton-Proton Zənciri günəş tipli ulduzların hidrogeni helyuma çevirməsi üçün əsas reaksiya dəstidir:

    1 H + 1 H -> 2 H + e + + neytrino İki proton (p + ) formaya reaksiya Deyteriyum (2 H = 1p + & amp 1 n) üstəgəl bir pozitron (e + ) və neytrino. Yüksək dərəcədə ionlaşmış ulduz interyerində pozitron bir elektronla sürətlə "məhv olacaq" (e + + e - -> 2 qamma şüası) qamma şüaları ulduz içindəki sıx maddə tərəfindən udulur və yenidən yayılır, tədricən xaricə yayılır və daha az enerjili fotonlara "parçalanır". Qamma-şüa enerjisi fotosferə çatdıqda hər bir qamma şüası təxminən 200.000 görünən fotona çevriləcəkdir. Yalnız Zəif qüvvə ilə qarşılıqlı əlaqədə olan neytrin, günəşdən düz axır.

Fərdi nüvə reaksiyalar olduqca yavaş gedir və günəşin nüvəsindəki elektrik itələyinin öhdəsindən gəlmək üçün kifayət qədər enerjiyə sahib nüvələrin çox kiçik bir hissəsidir. Buna baxmayaraq, hər saniyə günəş 600 milyon ton hidrojeni 596 milyon ton helyuma çevirir (4 milyon ton işıq saçan enerjiyə çevrilir E = mc 2 ).

Daha kütləvi ulduzlar CNO CYCLE adlı katalitik reaksiya ilə hidrogen yandırırlar. Çünki CNO dövründəki ilk addım bir Karbon nüvəsi tələb edir (6 p + ) bir protonla reaksiya vermək üçün daha yüksək temperatur tələb edir və P-P Zəncirindən daha çox temperatura həssasdır (İstehsal olunan enerji orantılıdır T 20 CNO dövrü üçün vs T 4 P-P Zənciri üçün). Əsas temperaturla təxminən 1,2 M-dən çox kütlə ulduzları, Təsas > 17 milyon K, enerjinin böyük hissəsini CNO dövrü ilə istehsal edir.

Bu reaksiya üçün həm çox yüksək temperatur (T> 100 milyon K), həm də yalnız ulduz hidrogen ehtiyatını tükəndikdən və demək olar ki, saf helium nüvəsinə sahib olduqdan sonra meydana gələn çox yüksək sıxlıq tələb olunur. Yalnız kütlələri 0,4M-dən çox olan ulduzlar Üçlü-alfa prosesini alovlandıracaq qədər yüksək temperatur əldə edəcəklər.

  1. Daha yüksək yükə sahib daha kütləvi nüvələri əhatə edən ardıcıl nüvə yanma mərhələləri, artan elektrik itələməsini aradan qaldırmaq üçün getdikcə yüksək temperatur tələb edəcəkdir.
  2. Ardıcıl reaksiya mərhələlərinin hər birinin buraxdığı enerji miqdarı azalır ki, sonrakı nüvə yanma mərhələləri qısalır və qısalır.
  3. Füzyon reaksiyalarında bir dəmir nüvəsi meydana gəldikdə, daha çox birləşmə reaksiyaları artıq enerji istehsal etmir, əksinə ulduz nüvəsindən enerjini alır. Gördüyümüz kimi, ömrünün sonuna yaxınlaşanda ulduz üzərində fəlakətli bir təsir göstərə bilər.

Neutrinoslar ilk dəfə W. Pauli tərəfindən "icad edilmişdir" İstisna etmə prinsipi şöhrət) müəyyən nüvə parçalanmalarında enerjinin, impulsun və leptonların qorunmasında aşkar uğursuzluqları izah etmək üçün. Pauli, bu hissəciklərin şarjsız olmalı, kütləsi elektronun kütləsindən qat-qat aşağı olmalı və başqa maddə ilə çox zəif qarşılıqlı təsir bağışlamalı olduğunu düşünürdü. Onları "neytronlar" adlandırdı, lakin indi neytron dediyimiz kütləvi barion aşkar edildikdə, bunun Paulinin hissəciyi ola bilməyəcəyi və fərziyyə hissəciyinin adı "neytrino" olaraq dəyişdirildiyi anlaşıldı. Neytrinonun varlığı 1956-cı ildə Reines və Cowan tərəfindən təsdiqlənmişdir.

Astrofiziklər günəş kimi ulduzların quruluşu və təkamülü hesablamalarına böyük inam bəsləsələr də, təcrübə təsdiqinin əvəzi yoxdur. Neytrinolar onu günəş nüvəsindən çıxaran tək nüvə reaksiya məhsulu olduğu üçün nəzəriyyələrin ən birbaşa təsdiqi günəşin P-P zəncirindən çıxan neytrinonun ölçülməsi olacaqdır. 1970-ci ildə başlayan ilk təcrübədə perkloretilen - C adlı 100.000 galon təmizləyici maye istifadə edilmişdir2Cl4 Proton-Proton Zəncirinin bir köməkçi qolundan zəif qarşılıqlı təsir yolu ilə neytrinləri aşkar etmək:

Təcrübə, digər hissəcik qarşılıqlı təsirlərindən çirklənməməsi üçün SD, Leaddəki Homestake qızıl mədənində bir mil yeraltı yerə yerləşdirildi. Təcrübənin hər gün radioaktivliyi ilə hesablana bilən 3 Argon atomu meydana gətirəcəyi proqnozlaşdırıldı, ancaq bu rəqəmin yalnız 1/3 hissəsi aşkar edildi. Təcrübə 20 ildən çoxdur davam edir və bu yaxınlarda Yaponiyada (Kamiokande), Rusiyada (SAGE = Sovet (sic) -Amerikan Gallium Experiment) və İtaliyada (GALLEX) digər günəş neytrino təcrübələri də qatıldı və hamısı eyni nəticəni bildirdi.

Bu problemin ən perspektivli həlli neytrino özünün fizikasındadır. Leptonların üç tadı var - hər biri əlaqəli bir nötrino ləzzəti olan elektronlar (əlaqəli anti-hissəcik pozitronla), muonlar və tau leptonları, və. Elektrik zəif vahid güc nəzəriyyəsinin bir uzantısında, bu üç tatlar arasında neytrinonun "salınması" mümkün olduğu irəli sürülmüşdür. Bu nəzəriyyə doğrudursa, günəş nüvə sintezi reaksiyalarının yaratdığı elektron neytrinolar yer üzünə doğru irəlilədikləri zaman açıq ətiri meydana gətirərək tatlar arasında salınır. Bu fikrin bir mənası neytrinonun kiçik, lakin sıfır olmayan bir kütləyə sahib olmasıdır. Cari hədlər elektron neytrinonun kütləsini elektronun kütləsinin 1/100000 misindən azına yerləşdirir. Son təcrübə nəticələri bu nəzəriyyəni təsdiqləyir.

  • Adlı kitabda Telefon dirəkləri və digər şeirlərJohn Updike, neytrinolar haqqında bir şeir nəşr etdi Kosmik öd
  • Hərtərəfli Neutrino Tarixi
  • UC Irvine fizikləri, Kamiokande-dən neytrin salınımlarının və amp kütləsinin aşkarlandığını bildirdi.
  • Budur əvvəldən bəri iştirak edən John Bahcall və Ray Davis tərəfindən ötürülən Günəş Neutrino Probleminin hesabı.
  • Burada demək olar ki, bilmək istədiyinizdən daha çox şey var.

Prof. H. E. (Gen) Smith
CASS 0424 UCSD
9500 Gilman Drive
La Jolla, CA 92093-0424


Son yenilənmə: 16 Aprel 1999


Crab Dumanlığı

    Ən yaxşı öyrənilmiş supernova qalıqlarından biri də Crab Bulutsusudur

Aydan təxminən beşdə birinin açısal diametri olan Yerdən təxminən 1800 pc (və ya təxminən 5900 işıq ili)

Partlama 1054-cü ildə göydə meydana çıxdı

Belə ki, parlaq qədim Çin və Orta Şərq astronomları parlaqlığının Veneranın göstəricilərini keçdiyini bildirdi

    M & lt3M SUN olarsa, degenerasiya-neytron təzyiqi ulduzun ağırlığını saxlayacaqdır.

1-ci pulsar 1968-ci ildə Jocelyn Bell, Cambridge U. (İngiltərə) aspirantı tərəfindən kəşf edilmişdir.


Müəllif & # 8217s Mesajı

Bütün kartlarımız indi masanın üstündədir. Prinsipcə, Astrofizikanın əsas konsepsiyalarını təqdim etmək vəzifəm bitdi. Buradan ulduzların həyatını başa düşmək üçün bu anlayışlarla oynayacağıq. Əsas sualdan başladıq: Astrofizika nədir? EM spektri, Stefan qanunu, böyüklük anlayışı, ulduzların təsnifatı, Saha tənliyi, Günəşin quruluşu və ən əsası Hertzsprung Russell şemasını əhatə etdik. Bu anlayışlarla bir-birimizə toxunaraq, növbəti məqalələrdə ulduz təkamülünü öyrənməyə hazırıq. Bizi izləyin!

& Ulduzlarda nükleer reaksiyalar & rdquo haqqında 16 düşüncə

Waoh, bu məqalə CƏMİZDİR !!
Nüvə fizikası, kimya və astrofizika ❤️ məni çox xoşbəxt edir


Alimlər ilk dəfə üzvi bir mühitdə neon tuturlar

Yeni bir işdə, Cambridge Crystallographic Data Center (CCDC) və ABŞ Energetika Nazirliyinin (DOE) Argonne Milli Laboratoriyasının tədqiqatçıları neonları gözenekli bir kristallik çərçivəsində çəkmək üçün birləşdilər. Neon ən reaksiya verməyən element olduğu ilə yaxşı bilinir və yarımkeçirici istehsalın əsas hissəsidir, lakin neon bu günə qədər heç vaxt üzvi və ya metal-üzvi bir çərçivədə araşdırılmamışdır. Argonne-dəki DOE Office of Science istifadə təsisi olan Advanced Photon Source (APS) -də aparılan kritik tədqiqatları əhatə edən nəticələr, neon istehsalı üçün daha qənaətli və daha yaşıl bir sənaye prosesinə gedən yolu da göstərir. Neon, xüsusən 1920-1960-cı illər arasında ABŞ-ın şəhər mərkəzlərində neon işarələrində ikonik istifadəsi səbəbindən geniş ictimaiyyət tərəfindən yaxşı bilinən bir elementdir. Son illərdə neonun sənaye istifadəsi, yarımkeçiricilər istehsal etmək üçün eksimer lazerlərdə istifadə edilməkdədir. Atmosferdə ən çox yayılmış beşinci element olmasına baxmayaraq, təmiz neon qazının dəyəri bu illərdə xeyli artdı və qazı ayırmaq və təcrid etmək üçün daha yaxşı yollara olan tələbi artırdı.

2015-ci il ərzində CCDC alimləri illik Amerika Kristalloqrafiya Assosiasiyasının (ACA) iclasında üzvi və ya metal-üzvi bir mühitdə tədqiq edilmiş elementlər seriyasına dair bir məruzə təqdim etdilər və kristalloqrafik topluluğa növbəti və ehtimal ki, son elementi tapmağa çağırdılar. Cambridge Struktur Veritabanına (CSD) əlavə edildi. Advanced Photon Source-un şüa xətti üzrə mütəxəssisi Andrey Yakovenko ilə görüşdə bir şans qarşılaşması, CSD-də müşahidə olunan 95-ci element olan neonu tutmaq üçün ortaq bir layihə ilə nəticələndi.

Neonun aşağı reaktivliyi və nisbətən az sayda elektron olması səbəbiylə rentgen şüalarının zəif səpələnməsi ilə birlikdə kristal bir çərçivədə çəkilən neonun qəti bir təcrübə müşahidəsi çox çətin olduğu anlamına gəlir. Aşağı temperaturda rentgen toz difraksiyası texnikasından istifadə edərək APS-də X-Ray Science Division beamline 17-BM-də yerinə yetirilmiş yüksək təzyiqli qaz axını təcrübələri, iki fərqli metal-üzvi çərçivənin quruluşunu, içərisində tutulan neon qazı ilə aydınlaşdırmağı bacardı. materiallar.

"Bu, CSD-yə əlavə ediləcək ən son yeni elementi və ehtimal ki, hələ öyrənilməmiş digər elementlərlə əlaqəli eksperimental və təhlükəsizlik problemlərini nəzərə alaraq sonuncunu təmsil edən həqiqətən həyəcan verici bir andır" dedi Peter Wood, CCDC-nin baş elmi işçisi və rəhbər Chemical Communications-də nəşr olunan kağız üzərində müəllif. "Daha da əhəmiyyətlisi, burada bildirilən strukturlar, seçməli neon çəkmə çərçivələrinin gələcək dizaynı üçün potensial təklif edən, neon və keçid metalları arasındakı həqiqi qarşılıqlı əlaqənin ilk müşahidəsini göstərir."

Nikel metal mərkəzlərindən və üzvi bağlayıcılardan inşa edilmiş məsaməli bir çərçivə olan NiMOF-74 olaraq bilinən bir çərçivədə çəkilən neonun quruluşu, aşağı temperaturda tipik zəif bir təmasdan gözləniləndən xeyli qısalan, nikeldən neon qarşılıqlı təsirlərini göstərir.

Andrey Yakovenko, "Bu cazibədar nəticələr, 17-BM-dəki elmi proqramın və Qabaqcıl Foton Kaynağının böyük imkanlarını göstərir. Əvvəllər şüa xəttimizdə daha ağır və buna görə asanlıqla aşkar edilə bilən nəcib qazlar, xenon və Bununla birlikdə, ACA iclasında həmmüəlliflər Pete, Colin, Amy və Suzanna ilə görüşdükdən sonra bu çox daha mürəkkəb təcrübələri çox yüngül və təsirsiz qaz - neondan istifadə etmək qərarına gəldik, əslində yalnız yerində rentgen pudrası difraksiyası ölçmələri, aşağı temperatur və yüksək təzyiq neon atom mövqelərini ağlabatan şübhə olmadan qəti şəkildə müəyyənləşdirə bildik. "

ACA-nın keçmiş prezidenti və Kimya professoru Chris Cahill, tapıntıları ümumiləşdirərək, "Bu, yerində kristalloqrafiya tədqiqatlarının həqiqətən zərif bir hissəsidir və iş birliyinin illik ACA-da müzakirələr yolu ilə baş tutmasını görmək xüsusilə xoşdur" dedi. iclas. "


Partlayıcı oksigen yanması [redaktə]

Oksigen yanma prosesi hidrostatik və partlayıcı şəraitdə baş verə bilər. Partlayıcı oksigen yanma məhsulları hidrostatik oksigen yanma məhsullarına bənzəyir. Bununla birlikdə, sabit oksigen yanması çox sayda elektron tutması ilə müşayiət olunur, partlayıcı oksigen yanması isə fotodisinteqrasiya reaksiyalarının əhəmiyyətli dərəcədə daha çox olması ilə müşayiət olunur. (3-4) × 10 9 K temperatur aralığında fotodisinteqrasiya və oksigen birləşməsi müqayisə olunan reaksiya dərəcələri ilə baş verir. & # 913 & # 93


Yalançı Yalançı, Şalvar Ateşi: & # 8220Atmaq Yanan & Kütləvi Ulduzlarda # 8221

Ulduzlar mahiyyətcə element fabrikləridir: bildiyimiz elementlərin əksəriyyəti (və həyat üçün çox sevirik), ulduz təkamülünün bəzi cəhətləri ilə, ya da əsas ardıcıllıqla uzun, qeyri-adi icarə müddətində, daha qısa və daha sürətli müddətdə meydana gəldi. qırmızı nəhəng bir budaq ulduzu və ya fövqəladə fövqəladə ölüm (bir az vaxtında verilən astro-xəbərlərdə, son zamanlarda ən yaxın fövqəladə supernovalardan biri, son bir neçə gündə M51 qalaktikasında tapıldı).

Bu astrobitdə əvvəlcə ulduz təkamülü haqqında danışacağıq və sonra ikinci rəqəmdən sonra kağızı təqdim edəcəyik.

Hertzsprung-Russell (HR) diaqramının (Şəkil 1) əsas ardıcıllığına (proton-proton zənciri və ya CNO dövrü zamanı hidrogen yanmasının baş verdiyi) sərf etdikdən sonra ulduzlar əsas hissədən sonra əsas ardıcıllıqla hərəkət edəcəklər. ulduzun özəyində hidrogen tükənmişdir. Nükleosintez (və onu müşayiət edən istilik yaranması) dayanır və ulduzun büzülməsinə səbəb olur. Ulduz daraldıqca isinir (Virus teoremi və hidrostatik tarazlıq səbəbindən). Daha yüksək temperaturda hidrogen yanması daha sonra helyum nüvəsinin xaricindəki bir qabıqda davam edir və ulduz sürətlə HR diaqramının qırmızı nəhəng şöbəsinin bazasına doğru irəliləyir. Ulduzun başlanğıc kütləsindən asılı olaraq, artıq müxtəlif proseslər baş verə bilər (bax Şəkil 2). Ulduzun başlanğıc kütləsi 2.25 günəş kütləsindən çoxdursa, ulduzun içi üçqat alfa prosesi ilə helium yanmasına hamar bir keçid üçün kifayət qədər isti olacaq. Bu proses və sonrakı alfa hissəciklərinin tutulması ulduzun özəyinə karbon və oksigen yığacaq. Ulduz 8 günəş kütləsindən azdırsa, bu nüvə soyuyacaq, büzüləcək, qızacaq və getdikcə elektron dejenerasyonuna çevriləcəkdir. Bu intervaldakı daha kütləvi ulduzlar üçün (6 ilə 8 günəş kütləsi) karbon yanması maqnezium (Mg), natrium (Na) və neon (Ne) istehsal etmək üçün qurula bilər və nəticədə oksigen-neon-maqnezium (ONeMg) ağ cırtdan. Temperaturdan asılı olaraq bu nüvə degenerasiya ola bilər.

Şəkil 1: 2 günəş kütləsi ulduzunun təkamül yolunu göstərən Hertzsprung-Russell Diaqramı. (Herwig 2005-dən şəkil)

Bu proto-ağ cırtdan ulduzun mərkəzində helium və hidrogen qabıqları soğan qabıqlı bir quruluşda üstündə yanarkən yerləşir. Termal qeyri-sabitliklər də meydana gəlir və degenerasiya edilmiş nüvələrin səthində qaçaq nükleosentezin meydana gəldiyi & # 8220termal nəbzlər & # 8221 ilə nəticələnir. Bu yanma proseslərinin külləri (CNO tarazlıq nisbətlərində He, C, N, O) geridə qalır. İlkin ulduz kütləsi 2.25 günəş kütləsindən azdırsa, helium nüvəsi üçqat alfa yanmağa başlamazdan əvvəl degenerasiya olacaqdır. Bu degenerasiya olunmuş nüvə 10 ^ 8 K-yə çatdıqda, üçqat alfa prosesi qaçaq reaksiya ilə birdən başlayacaq, çünki degenerasiya olunan maddə normal bir hidrogen qatı kimi qızdırıldıqda genişlənmir. Buna, qısa müddətdə çox miqdarda enerji yığıldığı & # 8220helium flash, & # 8221 deyilir. Yeri gəlmişkən, eyni qaçaq termonükleer yanma, ancaq ağ bir cırtdanın səthində degenerasiya edilmiş bir hidrogen təbəqəsində yeni gücləri yaratdığına inanılır. Lakin bu astrobitdə 6 ilə 8 günəş kütləsi arasındakı ulduz kütlələri bizi narahat edir. Ulduz təkamül fizikası ilə əlaqəli əla material üçün bu yazının altındakı istinadlara baxın.

Şəkil 2: Bir ulduzun son vəziyyətinin inital kütləsinə əsaslandığını göstərən təkamül cədvəli. (Şəkil Herwig, 2005).

& # 8220Dearge & # 8221, yanma mərhələləri arasında keçid zamanı, hidrojen (hidrogenin tükənməsindən və ya daha sonra helyumdan istilik dəstəyinin azalması səbəbindən) və qalan materialın xarici zərfindən (hidrogen və daha sonra, helium) genişlənir (təməlindəki daha isti temperatur səbəbindən). Bu keçid zamanı konvektiv xarici zərf konveksiya zonasını daha da dərinləşdirir və daxili nüvədən & # 8220 materialı azaldır. Bu zənginləşmə ulduzun səth təbəqələrinin spektroskopiyası ilə müşahidə edilə bilər.

Beləliklə, bugünkü & # 8217s kağızının diqqət mərkəzinə çatırıq, yalnız böyük (6-8 günəş kütləsi) asimptotik nəhəng budaq ulduzlarında meydana gələn isti alt yanma. Kütləvi bir ulduzun xarici təbəqəsindəki konveksiya zonası çox dərin uzandıqda, yanan zonadan daha çox material götürəcəkdir. Beləliklə, konvektiv zonanın aşağı hissəsi əslində nüvə yanmasından keçir. Yanma zonası daha sonra konveksiya ilə idxal edildiyi üçün yanacağa daha yaxşı giriş imkanı əldə edir. Daha böyük bir nüvə kütləsi, isti alt yanmanın daha təsirli olacağı deməkdir.

Ulduz təkamülünün bu nisbətən qısa təsvirini oxuduqdan sonra kimsə təəccüblənə bilər: “Bunu haradan bilirik? & # 8221 Cavab spektroskopiya, astroseismologiya, günəş alovları, rentgen və radio müşahidələri də daxil olmaqla onilliklər ərzində apardığı müşahidələr və nəzəri inkişaf yolu ilə baş verir. və günəş neytronlarının aşkarlanması. Arxivdə yayımlanan məqalələrində Ventura et al. AGB-də maqnezium, alüminium və silikon ilə daha böyük Super AGB (SAGB) ulduzlarının bolluğunu və əlaqələrini araşdırın. Bu elementar bolluqlar ulduzun görünən səthinin spektroskopik müşahidələri ilə müəyyən edilir.

Oksigen (O) və sodyum (Na) ilə maqnezium (Mg) və alüminium (Al) arasında köklü bir anti-korrelyasiya mövcuddur, yəni oksigen hesabına daha çox sodyum görülür. Mg-Al nukleosentezi, üçqat alfa prosesi ilə yanan helyum qabığında baş verir. Alın SAGB ulduzlarında sintezi konvektiv zonanın ən dərin bölgələrində Mg-24-ün proton tutması ilə əlaqələndirilir. Bu proses temperaturdan çox asılıdır və dar bir temperatur aralığında dominant prosesdən məhdudlaşdırıcı reaksiyaya keçə bilər. SAGB ulduzları konvektiv zonalarının bazasında lazım olan bu yüksək temperatura nail ola bilər və beləliklə Mg-nin çox hissəsini Al-a çevirir, Mg tükəndikdə və Al zənginləşdikcə anti-korrelyasiyanı idarə edir.

Müəlliflər ən həddindən artıq kimyəvi kompozisiyaların AGB / SAGB sərhədində (təxminən 6 günəş kütləsi) sərhəddə olan AGB ulduzlarından qaynaqlandığını təxmin etdikləri üçün yalnız bu ulduzları məqalələrində yalnız modelləşdirməyi seçdilər. Müəlliflər dörd fərqli modeli fərqli elementar kompozisiyalarla müqayisə edir və zamanla təkamüllərini izləyirlər. Maqnezium-alüminium antikorrelyasiyasını çoxaltmaqla yanaşı, müəlliflər müsbət alüminium-silikon korrelyasiyasının olduğunu göstərirlər. Alüminium və silikonun müsbət əlaqəli olduğuna inanılır, çünki istehsal olunan alüminiumun kiçik bir hissəsi silikona çevrilir (ehtimal ki, silikonun başlanğıc tərkibi kifayət qədər kiçikdir, silikon istehsalında əhəmiyyətli bir artım müqabilində alüminiumun tükənməsi əhəmiyyətli deyil ).


Elektron yeyən neon ulduzun çökməsinə səbəb olur

Şəkil 1: Bir sənətkarın təəssüratı, xəyali bir neon futbol balığının bir ulduz nüvəsindəki elektronları necə yeydiyini göstərir. Kredit: Kavli IPMU

Beynəlxalq bir tədqiqatçı qrupu, müəyyən bir kütləvi ulduzun içindəki neonun nüvədəki elektronları istehlak edə biləcəyini, bu da ulduzun bir neytron ulduzuna çökməsinə və bir supernova istehsalına səbəb olan elektron tutma adlanan bir müddətdir.

Tədqiqatçılar, səkkiz-10 günəş kütləsi və ya günəş kütləsindən səkkiz-10 dəfə çox olan bir ulduz aralığında ulduzların son taleyini öyrənməklə maraqlanırdılar. Bu kütlə aralığı vacibdir, çünki bir ulduzun neytron ulduzu meydana gətirmək üçün bir supernova partlaması üçün kifayət qədər böyük bir kütləyə sahib olması və ya bir supernovaya çevrilmədən ağ cırtdan bir ulduz meydana gətirmək üçün daha kiçik bir kütləyə sahib olması.

Səkkiz ilə 10 günəş kütləsindəki bir ulduz ümumiyyətlə oksigen, maqnezium və neondan ibarət bir nüvəni əmələ gətirir (şəkil 1). Nüvə degenerasiya olunmuş elektronlarla zəngindir, yəni nüvəni cazibə qüvvəsinə qarşı qorumaq üçün kifayət qədər yüksək enerjiyə sahib olan sıx bir məkanda elektron bolluğu var. Nüvənin sıxlığı kifayət qədər yüksək olduqda, elektronlar magnezium və daha sonra nüvənin içərisində olan neon tərəfindən istehlak olunur. Keçmiş tədqiqatlar, magnezium və neonun nüvənin kütləsi Chandrasekharın məhdud kütləsinə yaxınlaşdıqdan sonra elektronları yeməyə başlaya biləcəyini təsdiqlədi, bu proses elektron tutulması adlanan bir prosesdir, lakin elektron tutulmasının neytron ulduz meydana gəlməsinə səbəb ola biləcəyi barədə mübahisələr var. Çox institusional bir tədqiqatçı qrupu, 8.4 günəş kütləsindəki bir ulduzun təkamülünü araşdırdı və cavab tapmaq üçün bunun üzərində kompüter simulyasiyaları işləddi.

Şəkil 2: (a) Ulduz nüvədə oksigen, neon və maqnezium var. Nüvə sıxlığı kifayət qədər yüksək olduqda, (b) maqnezium və neon elektron yeməyə və çökməyə səbəb olur. (c) Sonra oksigen yanması alovlanır və nüvənin daha da dağılmasına kömək etmək üçün daha çox elektron yeyən dəmir qrupu nüvələri və sərbəst protonlar əmələ gəlir. (d) Nəhayət, çökən nüvə mərkəzdə bir neytron ulduzu olur və xarici təbəqə partlayaraq bir supernova meydana gətirir. Kredit: Zha et al

Suzuki tərəfindən sıxlığa və istilikdən asılı elektron tutma sürətləri üçün yeni güncəllənmiş məlumatlardan istifadə edərək, ulduzun öz çəkisinə qarşı degenerasiya edilmiş elektronların təzyiqi ilə dəstəklənən ulduzun nüvəsinin təkamülünü simulyasiya etdilər. Maqnezium və əsasən neon elektronları yeyərkən elektronların sayı azaldı və nüvə sürətlə azaldı (şəkil 2).

Elektron tutma da istilik yaydı. Nüvənin mərkəzi sıxlığı 10 10 g / sm 3-ü keçdikdə, nüvədəki oksigen, nüvənin mərkəzi bölgəsindəki materialları yandırmağa, dəmir və nikel kimi dəmir qrup nüvələrə çevirməyə başladı. İstilik o qədər isti oldu ki, protonlar sərbəst qaldı və qaçdı. Sonra elektronları sərbəst protonlar və dəmir qrupu nüvələri ilə tutmaq daha asan oldu və sıxlıq o qədər yüksək idi ki, nüvə termonükleer partlayış etmədən çökdü.

Yeni elektron tutma dərəcələri ilə oksigen yanmasının mərkəzdən biraz kənarda olduğu təsbit edildi. Buna baxmayaraq, çökmə bir neytron ulduzu meydana gətirdi və bir elektron tutma supernovasının meydana gələ biləcəyini göstərən bir supernova partlamasına səbəb oldu.

Şəkil 3: 1054-cü ildə supernovanın qalığı olan Crab Bulutsusu (Çin, Yaponiya və Ərəbdəki qədim astronomlar tərəfindən müşahidə edilən SN 1054). Nomoto et al. (1982) SN 1054'ün, başlanğıc kütləsi günəşin doqquz qatına bərabər olan bir ulduzun supernovasının elektron çəkilməsindən qaynaqlana biləcəyini irəli sürdü. Kredit: NASA, ESA, J. DePasquale (STScI) və R. Hurt (Caltech / IPAC)

Səkkiz-10 günəş kütləsi olan müəyyən bir kütlə ulduz aralığı, ulduz külək kütləsi itkisinə görə zərf itkisi ilə oksigen-maqnezium-neondan ibarət olan ağ cırtdanlar meydana gətirəcəkdir. Digər tərəfdən külək kütləsi itkisi azdırsa, ulduz simulyasiyalarında tapıldığı kimi elektron tutma supernovasına məruz qalır.

Ekip, elektron tutma supernovasının Nomoto və digərlərinin təklif etdiyi kimi, Crab Bulutsusu meydana gətirən 1054-cü ildə qeydə alınan supernovanın xüsusiyyətlərini izah edə biləcəyini təklif edir. 1982-ci ildə (şəkil 3).

Bu nəticələr nəşr olundu Astrofizika jurnalı 15 Noyabr 2019 tarixində.


    Elektron degenerasiyası çöküşü dayandırmayacaq (Chandrasekhar həddi)

Qravitasiya sıxılma hər yanma mərhələsindən sonra nüvəni qızdırır

Bu nöqtədə ulduzun müxtəlif temperaturlarda yanan müxtəlif elementlərin qabıqları olan dəmir bir nüvəsi var

    Yüngül nüvələr (hidrogen, helium, karbon, oksigen və s.) Birləşə və enerjini sərbəst buraxa bilər.

Ağır nüvələr (uran, plutonyum və s.) Bölünə bilər (parçalanır) və enerjini sərbəst buraxa bilər.

Bu səbəbdən ağır bir ulduzda nəhayət bir DEMİR CORE qururuq və nüvənin enerji istehsalı dayanır.

Şiddətli partlayış zamanı nəhəng genişlənən şok dalğası daha ağır nüvələrə birləşməyə səbəb olur.

    supernova enerji emissiyası
      I tip supernovanın işıq əyrisi, nikel-56 və kobalt-56-nın radioaktiv çürüməsinin yaydığı işığın nəzəri hesablamalarına uyğun gəlir
      Hər il bir çox supernova tapılır
        Son Supernovalar
        İki növ supernova var
          İşıq əyrisi iki fərqli növü ortaya qoyur
          • I tip - ikili sistem
            • karbon-detonasiya supernovası
            • əsas çökmə supernova
              Nəhəng bir ulduzun nüvəsi çökdükcə
                tamamilə sadə elementar hissəciklərdən ibarət olacaqdır
          • elektronlar, protonlar, neytronlar və fotonlar
          • nüvədəki nüvələrin quruluşu məhv edilmişdir
            • Böyük Magellan Buludunda (Magellan Buludlarının şəklinə baxın)
              Yerdən 160.000 işıq ili
              Teleskopun icadından bəri ilk çılpaq gözlə görünən Supernova

            Partlayan ulduz Sanduleak -69 o 202 idi
            Sanduleak -69 o 202 20 M idiGÜNƏŞ
            10 7 il ərzində əsas ardıcıllıq ulduzu

              10 46 vat (LGÜNƏŞ = 4 x 10 26 watt)
              Bu, kainatın bir anda müşahidə edə biləcəyimiz hissəsindəki bütün qalaktikalardakı bütün ulduzların parlaqlığını aşıb
              Sonra - 1987 - supernovanın görünməsindən 20 saat əvvəl, neytrinonun nəbzi yer üzündən keçdi: 500.000.000.000.000 = 5 x 10 14 hər kvadrat metrdən.

              Yoldaş Qırmızı Nəhəng fazada böyüdükdə Ağ Cırtdanın kütləsi artar və 1,4 M Günəşdən çox ola bilər.

            • I tip - ikili sistem
              • karbon-detonasiya supernovası
              • Ağ cırtdan, yoldaşdan material yığmağından böyüyür və nəticədə Chandrasekhar kütlə həddini aşır
              • əsas çökmə supernova
              • Kütləvi ulduz dəmir nüvəsi ilə bitən yanacaq tədarükünü sərf edir və çökərək partlayır
                Supernova partlaması zamanı ulduzun çox hissəsi (və ya çoxu) geridə kiçik bir hissə qoyularaq kosmosa atılır.
                  (məsələn, Crab Nebula - M1
                  Crub Nebula və Hubble Space Teleskopu tərəfindən çəkilən pulsar)
                  (Məsələn: 25 M SUN -> 24 M SUN atıldı)
                  - yoxsa hamısı atıla bilər

                  M & lt3M SUN olarsa, degenerasiya-neytron təzyiqi ulduzun ağırlığını saxlayacaqdır.

                  Sürətlə fırlanan N-ulduz tərəfindən istehsal olunan pulsasiyaedici bir radio mənbəyi.

                1968-ci ildə Camce U. (İngiltərə) aspirantı olan Jocelyn Bell tərəfindən aşkarlanan 1-ci pulsar.


                Digər işıq rəngləri necə istehsal olunur

                Bir çox fərqli rəng işarələrini görürsünüz, buna görə bunun necə işlədiyini merak edə bilərsiniz. Narıncı-qırmızı rəngli neondan başqa, başqa rəngli rənglər istehsal etməyin iki yolu var. Bir üsul da rəng çıxarmaq üçün başqa bir qaz və ya qaz qarışığından istifadə etməkdir. Daha əvvəl də qeyd edildiyi kimi, hər nəcib qaz xarakterik bir işıq rəngi buraxır. Məsələn, helium çəhrayı, kripton yaşıl, argon isə mavi rəngdə parlayır. Qazlar qarışdırılırsa, ara rənglər istehsal edilə bilər.

                Rəng istehsalının başqa bir yolu, şüşəyə enerji verildikdə müəyyən bir rəng parlayacaq bir fosfor və ya başqa bir kimyəvi maddə ilə örtməkdir. Mövcud örtüklər səbəbi ilə əksər müasir işıqlar artıq neon istifadə etmir, lakin civə / argon boşalmasına və fosfor örtüyünə güvənən floresan lampalardır. Bir rəngdə parlayan aydın bir işıq görürsənsə, nəcib bir qaz işığıdır.

                İşığın rəngini dəyişdirməyin başqa bir yolu, işıqlandırma cihazlarında istifadə edilməməsinə baxmayaraq, işığa verilən enerjiyə nəzarət etməkdir. Bir işığda hər element üçün bir rəng görsən də, əslində həyəcanlı elektronlar üçün elementin yarada biləcəyi bir işıq spektrinə uyğun müxtəlif enerji səviyyələri mövcuddur.


                Videoya baxın: Koronavirusun Delta ştammının əlamətləri hansılardır? - Baku TV (Sentyabr 2021).