Astronomiya

Alfa Prosesi bizmut istehsal edirmi?

Alfa Prosesi bizmut istehsal edirmi?

"Üfüqlər: kainatı araşdırmaq-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. Bu reaksiyalardan bəziləri, heç bir yükə malik olmayan, tədricən daha da ağır nüvələr qurmaq üçün nüvələr tərəfindən daha asan mənimsənilən neytronları sərbəst buraxır. Bu reaksiyalar enerji istehsalçıları olaraq vacib deyil, ancaq atom ağırlığı 209 olan vismuta qədər dəmirdən təxminən dörd qat daha ağır elementlərin kiçik izlərini əmələ gətirən yavaş bişirmə prosesləridir. Bədəninizdəki bir çox atom bu şəkildə meydana gəldi.

Əvvəllər verdiyim suala əsasən, burada alfa prosesindən bəhs etdiyimizi düşünürəm. Və Alfa Prosesi Vikipediyasını yoxladığım zaman alfa prosesinin bitdiyini söyləyir $ ^ {56} _ {28} mathrm {Ni} $ fotodinteqrasiya səbəbiylə, lakin təklif olunduğu kimi, proses meydana gəlməlidir $ ^ {209} _ {83} mathrm {Bi} $. Sual budur ki, niyə atom nömrəsi olan bir atom olan Bismut? $83$ burada istehsal olunur? Bəyənməməlisiniz $ ^ {} _ {82} mathrm {Pb} $ burada hətta atom nömrəsi istehsal olunur?


Bizmut s prosesi vasitəsilə istehsal olunur.

Dəmirdə bir nuklon əyri başına bağlanma enerjisinin zirvəsindən kənarda daha ağır elementlər yarada bilən neytronların yavaş-yavaş udulmasıdır. Alfa prosesi nikel xaricində çox şey istehsal etməyə qadir deyil.


@ ProfRob-un cavabına əlavə etməyə çalışacağam:

Alfa prosesi nikel xaricində çox şey istehsal etməyə qadir deyil.

Alfa hissəcikləri (helium nüvələri) və hədəf nüvələr həm müsbət yüklüdür, həm də elektrostatik (Coulomb) itələmə səbəbi ilə böyük bir maneə ilə qarşılaşırlar.

Bununla uğurla tunel qururlar Kulon baryeri zaman-zaman yalnız olduğu üçün enerjili cəhətdən əlverişlidir. Buna ümumiyyətlə nüvə birləşməsi deyilir.

Bir dəfə əldə et yuxarıda dəmir1 artıq enerji üstünlüyü yoxdur. Nüvələr bir-birindən ayrı, daha aşağı enerji vəziyyətindədir. Onların yapışması üçün sistemə enerji əlavə etməlisiniz. Beləliklə, yüksək enerjili helyum nüvələriniz olmadığı təqdirdə kulon baryer tuneli müvəffəq olmayacaqdır. Bunu hissəcik sürətləndiriciləri ilə, ümumiyyətlə, baş verməsi üçün onlarla MeV enerji ilə edirik.

Buna görə daha ağır nüvələr üçün alfa çürüməsi baş verir. Onların çoxu kortəbii olaraq alfa hissəciklərini “tüpürəcək”; onlardan qurtulmaq. Qapını döyən bəzi aşağı enerjili alfa hissəciklərini qəbul etmək üçün əhvalları yoxdur. Biz enerjili alfa hissəciklərindən tüpürməyi Mars rovers Curiosity və Perseverance kimi kosmik gəmilərdəki qızdırıcılar və Voyagers kimi dərin kosmik zondlar və hətta Ayda istifadə edirik.

Bunlara radioizotop termoelektrik generatorları deyilir və daha çox alfa hissəciklərini qəbul etməkdə heç bir marağı olmayan dəmirdən daha ağır olan nüvələrin yaxşı bir konkret nümunəsidir.


1Faydalı şərhləri üçün @ProfRob və @PM 2Ring-ə təşəkkürlər. Helyumdan daha böyük bir şeyə "metal" deyən insanlar üçün qəfil detallara diqqət yetirəndə təəccübləndim ;-)


Nükleosentez haqqında sual

Son vaxtlar elementlərin mənşəyi və ulduzlarda əmələ gəlməsi haqqında oxuyuram və bir neçə sualım var. Sadə şeylərdən başlayaq və səhv etsəm məni düzəldin.

Ulduzlar əmələ gəldikdə və əsas sıraya qoşulduqda, hidrogen yandıraraq helium əldə edirlər.
Nüvədəki hidrogenin tükəndiyi, kütləsindən asılı olduğu müəyyən bir mərhələdə qırmızı nəhənglərə çevrilir və helium yanmağa başlayırlar və daha ağır elementləri karbon yandırmaq, neon yandırmaq, silikon yandırmaq halına gətirirlər. Dəmirə qədər elementlər belə istehsal edilə bilər.
Ulduz kifayət qədər böyükdürsə, ömrünü bir supernovada bitirəcək və r-prosesində daha ağır (aktinidlər və s.) Elementlər meydana gətirəcəkdir.
İndiyə qədər yaxşı? Ümid edirəm ki.

Bəzi ulduzların s prosesi ilə Bi-yə qədər elementlər düzəldə biləcəyini də oxudum. Bu bir supernovada baş verir? Əks təqdirdə, niyə Fe-nin ulduzlarda əmələ gələn ən ağır element olduğu, əslində daha ağır-tp-Bi elementlərinin meydana gələ biləcəyi çox göstərilmişdir?

Qarışıqlığımı təmizlədiyiniz üçün təşəkkür edirəm.


Giriş

1835-ci ildə Fransız filosof Auguste Comte, ulduzlar haqqında çox şey öyrənə bilsək də, onların tərkibi bizim üçün əbədi bilinməyəcəyini söylədi. Əlbətdə ki, Comte yalnız ənənəvi laborator analizlərin kimyəvi tərkibini aşkar edə biləcəyi fərziyyəsi ilə düşünürdü. Qəribədir ki, Comte bunu yazdığı dövrdə, spektroskopiyada yeni kəşflər kosmosun geniş məsafələrində kimyəvi analizin mümkün olduğunu göstərməyə başladı. On doqquzuncu əsrin sonlarında astronomlar ulduzlarda mövcud olan elementləri müəyyənləşdirə bildilər. Yirminci əsrin əvvəllərində astrofizikanın inkişafı bir çox ulduzun ətraflı kimyəvi analizinə səbəb oldu. Bu gün minlərlə ulduzun kimyəvi tərkibini bilirik. Spektroskopiya həm də planetlərin səthlərinin, onların peyklərinin və asteroidlərinin tərkibini, həm də kosmosda nazik şəkildə paylanmış maddənin (ulduzlararası mühit və qalaktikalararası mühit) tərkibini təyin etməyə imkan verir. Bu qalaktikaların içərisində olan ulduzların orta tərkibini əks etdirən ümumi qalaktikaların tərkibini də bilirik. Bu tədqiqatlar eyni zamanda qalaktikalar daxilində kompozisiya gradiyentləri verir.

Vurğulamalıyam ki, ulduz kompozisiyası ilə əlaqədar olaraq, demək olar ki, bütün işığın töküldüyü bir ulduzun ən xarici təbəqəsi olan ulduz fotosferasının tərkibini bilirik. Astronomlar ümumiyyətlə bir ulduzun hərtərəfli qarışıq vəziyyətdə başlayacağını, beləliklə fotosferin ulduzun orijinal tərkibini təmsil etdiyini düşünürlər. Astronomlar, normal olaraq bir ulduzun nüvəsindən fotosferasına qədər maddənin daşınmasının az olduğuna inanırlar. Ulduzlar enerjisinin çox hissəsini özəklərindəki nüvə reaksiyalarından əldə edirlər ki, bu da çox vaxt ərzində nüvələrin tərkibini dəyişdirəcəkdir. Ancaq ulduzlar ümumiyyətlə materialları öz nüvələrindən fotosferlərinə daşımadığından, nüvə tərkibindəki bu dəyişiklik ümumiyyətlə fotosfer tərkibində əks olunmayacaqdır.

Spektroskop bir teleskop tərəfindən toplanan işığı alır və bu işığı dar bir yarıqdan keçir. Yarığın arxasında bir dağılma elementi var. Spektroskoplar əvvəlcə bunun üçün prizmalardan istifadə edirdilər, lakin bugün demək olar ki, bütün spektroskoplar difraksion barmaqlıqlardan istifadə edirlər. Difraksiya ızgaralarının prizmalara nisbətən bir neçə üstünlüyü var. Əsas üstünlük ondan ibarətdir ki, difraksiya ızgaraları xüsusilə yüksək qətnamə üçün, yəni dalğa uzunluğunda daha çox dağılma ilə optimallaşdırıla bilər. Dağıtıcı element işığı yarığın çox dalğa uzunluğunda bir görüntüsünə yayır. Bir qaynaq tək bir dalğa uzunluğunda işıq çıxarırsa, spektri yarığın tək bir dalğa boyu şəkli kimi görünəcəkdir. Normalda üfüqi ox boyunca çəkilmiş dalğa boyu ilə bir spektr göstərilir, buna görə də bu şəkil şaquli bir xətt olardı, buna görə yarığın görüntüsünə spektral bir xətt deyirik. Aşağı təzyiqdə isti qaz, qaz atomlarındakı elektronlar yuxarıdan aşağı orbitlərə düşdükcə ayrı dalğa uzunluğunda bir sıra tullantılar əmələ gətirir. Beləliklə, isti, aşağı təzyiqli qazın spektri bir sıra emissiya xəttinə malikdir. Buna emissiya spektri deyirik. Emissiya spektrləri günəş fotosferasının üstündə yerləşən nazik təbəqə olan günəş xromosferi kimi kosmosdakı isti qazlarda görülür. Digər bir nümunə HII bölgələri ola bilər, əsasən isti, parlaq ulduzları əhatə edən hidrogendən ibarət olan qaz buludları.

Yüksək təzyiqdə isti qaz davamlı bir spektr meydana gətirir (isti bərk və mayelər kimi). Davamlı bir spektrdə emissiya xətləri yoxdur, çünki işıq bəzi dalğa uzunluğunda geniş bir zirvəyə sahib olan dalğa uzunluğunun bir funksiyası kimi yayılır. Davamlı spektrlər ideal qara cisimlərə yaxşı yaxınlaşmadır və Stefan-Boltzmann qanununa və Wein qanununa əməl edirlər. Bu sonrakı əlaqə, fasiləsiz bir spektr yayan bir cismin istiliyini ölçməyə imkan verir, çünki emissiyanın pik dalğa uzunluğu temperaturla tərs mütənasibdir. Bir ulduzun daxili hissəsinin böyük hissəsi yüksək təzyiqdə isti qazdır və buna görə də bir ulduzun daxili hissəsi fasiləsiz bir spektr yaradır. Beləliklə, yaxşı bir təxmini bir ulduz ideal bir qara cisimdir və Wein qanunu ilə onun temperaturunu təyin edə bilərik.2 Ancaq bir ulduz içindəki temperatur və təzyiq artan radiusda azalır, buna görə bir ulduzun içərisindən çıxan radiasiyaya baxırıq. fotosferin daha soyuq, aşağı təzyiqli xarici təbəqələrindən. Fotosfer atmosferdəki elektronlar radiasiyanı udaraq daha yüksək orbitlərə sıçrayarkən fotosfer atmosferi aşağıdan gələn fasiləsiz spektrdən uzaqlaşdırır. Bu, bir emissiya spektrinin meydana gəlməsinin tərs prosesi və buna görə də davamlı spektrin üstünə qoyulmuş qaranlıq udma xətləri var. Buna udma spektri deyirik və bu, demək olar ki, bütün ulduzların istehsal etdiyi spektr növüdür (emissiya xəttləri olan bir neçə nadir Wolf-Rayet ulduzu var). Bu spektral xətlər ulduz spektrlərinin ideal bir qara cisim spektrindən bir qədər uzaqlaşmasının əsas səbəbidir. Absorbsiya xəttlərinin dalğa boyları emissiyada yaranan xətlərin dalğa boyları ilə eynidir və hər bir element özünəməxsus spektral xətlər toplusu yaradır, bu səbəbdən ulduzlardakı elementlərin müəyyənləşdirilməsi əksər hallarda müəyyən olur. Sərin ulduzlar bir çox udma xəttinə sahibdirlər, buna görə də xətlərin sıxlığı sərin ulduzlarda elementin müəyyənləşdirilməsini çətinləşdirə bilər.

Laboratoriyada üç növ spektri, davamlı, emissiya və udma istehsal edə bilərik və buna görə də müxtəlif spektral xətlərin istehsal olunduğu şərtləri birbaşa yoxlaya bilərik. Məsələn, spektral xətlər Doppler Effektinə tabedir, beləliklə astronomik mənbələrin fırlanma hərəkətinin yanında bizdən nə qədər yaxınlaşdığını və ya geri çəkildiyini də ölçə bilərik. Doppler hərəkəti, qaranlıq xətlər meydana gətirmək üçün enerjini mənimsədikləri üçün ulduz fotosferlərində hərəkət edən qaz hissəciklərinin hərəkətindən də meydana gəlir və bu spektral genişlənməyə səbəb olur. Spektral xətlərin əmələ gəlməsində güclü maqnit sahələri müəyyən spektral xətlərin parçalanmasına səbəb olacaqdır (Zeeman Effect). Zeeman təsiri, spektral xətlərin əmələ gəldiyi yerdə mövcud olan maqnit sahələrinin və polaritələrin gücünü təyin etməyə imkan verir. Astronomlar bundan günəşin maqnit sahəsini xəritələşdirmək və sahənin günəş ləkəsi dövründə necə dəyişdiyini müşahidə etmək üçün istifadə edirlər. Bəzi ulduzlarda mövcud olan güclü maqnit sahələrinə dair dəlillərimiz var.

Məhz hansı spektral cizgilərin meydana gəldiyi və bu cizgilərin nə qədər güclü olduğu bir elementin nə qədər olmasına, ən əsası da ulduzun istiliyinə bağlıdır. Bu amillər yayan bir bölgədəki temperaturu və tərkibini dəqiq ölçməyimizə imkan verir. Bu səbəbdən, ulduz fotosferlərinin ölçülmüş bolluğuna çox güvənirik. Ulduzlararası və qalaktikalararası medianın tərkibini və şərtlərini araşdırmaq üçün bu prinsiplərdən də istifadə edə bilərik. Burada (ümumiyyətlə daha sərin) qaz buludlarına ulduzlar, qalaktikalar və kvazarlar kimi daha uzaq mənbələrin qarşısında baxılır. Günəş sistemi obyektlərini əks etdirdikləri günəş işığı ilə görürük, buna görə günəş sistemi obyektlərinin spektrləri günəş spektrləridir. Bununla birlikdə, bunların üzərinə əks olunduqları səthlərdən spektral xüsusiyyətlərdir, buna görə bu məlumatları bu cisimlərin tərkibi barədə bir şey çıxarmaq üçün istifadə edə bilərik. Məsələn, asteroidlərin və Plutonun spektrləri səthlərinin tərkibi ilə bağlı bir şey ortaya qoyur.

Moleküllər eyni zamanda emissiya və udma spektrləri də istehsal edirlər. Bununla birlikdə, molekulyar spektrlər atom spektrlərinə nisbətən daha mürəkkəbdir, çünki molekulların içərisində fırlanma və titrəmə rejimlərinə görə bir-birinə çox yaxın məsafəli xətlər üstünlük təşkil edir. Bu sıx məsafəli xətlər tez-tez geniş spektral xüsusiyyətlərə qarışır. Əksər ulduzların fotosferik temperaturları molekulların mövcud olması üçün çox isti olduğundan molekulyar udma xətləri yalnız ən sərin ulduzlarda mövcuddur. Ulduzlararası mühitdə normalda göründüyündən daha uzun dalğa uzunluğundakı yayılma xətlərindən yüzdən çox molekul müəyyən edilmişdir. Məkanda olan molekulların qismən siyahısı üçün baxın Mathis (2000, s. 534).

İyirminci əsrin ikinci yarısında astronomlar Günəş sisteminin və kainatın tərkibini elementlərin bolluğu və bəzən hətta müvafiq elementlərin müxtəlif izotopları daxilində tərtib etməyə başladılar. Günəş sistemi bolluğu, günəşin tərkibinin və astronomların ən ibtidai meteorit olduğunu düşündükləri karbonlu xondrit meteoritlərinin tərkibidir. Bu ibtidai meteoritlərin yer üzünə düşdüyü və bu səbəbdən laboratoriyada araşdırıla bilən asteroidlərin hissələridir. Karbonlu xondritlərin ən az işlənmiş günəş sistemi cisimləri arasında olduğu və buna görə günəşin və günəş sisteminin qalan hissəsinin meydana gəldiyi ehtimal olunan qaz buludunun orijinal tərkibinin hipotetik cəhətdən yaxşı sondalarıdır. Əlbəttə ki, bu təkamül fərziyyəsidir. Günəş sistemi cisimləri arasında müxtəlif mexanizmlər ilə fərqlənmə ilə izah olunan müxtəliflik var. Məsələn, yer və ay kompozisiyalarının bəzi oxşar cəhətləri olsa da, fərqləri var. Ay yer üzünə nisbətən uçucu və siderofil (dəmirsevər) elementlərdə tükənir, lakin odadavamlı elementlərlə artır (Corliss 1985, s. 116–117). Və yer və ay Günəş sistemindəki digər planetlərdən və peyklərdən fərqlidir. Təxmin edilən kosmik bolluq, ulduz kompozisiyasının və bəzi ulduzlararası kompozisiyanın birləşməsidir. Kosmik və günəş sistemi bolluğu bir-birinə bənzəyir, lakin günəş sistemi içərisində olduğu kimi, normal olaraq günəş sisteminin meydana gəldiyi ilkin buludun unikal xüsusiyyətlərinə aid bəzi incə fərqlər var.


& # 8216 CNO dövrü & nbsp; Karbon-Azot-Oksigen dövrüdür, ana ardıcıllıqdakı ulduzların altı mərhələli reaksiyalar ardıcıllığı ilə hidrojeni birləşdirən bir ulduz nukleosentezi prosesi. Bu ardıcıllıq aşağıdakı kimi davam edir:

  • Bir karbon-12 nüvəsi bir protonu tutur və azot-13 istehsal edən bir qamma şüası yayır.
  • Azot-13 qeyri-sabitdir və beta hissəcik yayır, karbon-13-ə çürüyür.
  • Karbon-13 bir protonu tutur və qamma şüasının yayılması ilə azot-14 olur.
  • Azot-14 başqa bir protonu tutur və qamma şüası yayaraq oksigen-15 olur.
  • Oksigen-15, beta çürüməsi ilə azot-15 olur.
  • Azot-15 bir protonu tutur və dövrünün başladığı helium nüvəsini (alfa hissəciyi) və karbon-12 istehsal edir.

Beləliklə, ilkin reaksiya zamanı istifadə olunan karbon-12 nüvəsi sonuncusunda yenilənir və bu səbəbdən bütün dövr üçün katalizator rolunu oynayır. Ulduz nüvə temperaturu 14 & # 215 10 6 K-yə çatdıqdan sonra dövr başlayır və kütləsi M & gt 1.5 M⊙ olan ulduzlarda əsas enerji mənbəyidir. Aşağı kütlədəki ulduzlar & # 8216proton-proton zənciri kimi tanınan alternativ bir proses sayəsində hidrogeni helyuma çevirir.

Swinburne Universitetində Astronomiya Onlayn öyrən
Bütün materiallar göstərildiyi yerlər xaricində © Swinburne Texnologiya Universitetidir.


Alfa Prosesi bizmut istehsal edirmi? - Astronomiya

İndiyə qədər nüvə reaksiyalarını əsasən ulduz enerjisi istehsalındakı roluna görə araşdırdıq. İndi onları bir daha nəzərdən keçirək, amma bu dəfə yaşadığımız dünyanın çox hissəsini yaratmağın məsuliyyət daşıdığı proseslər olaraq. Nüvə fizikasını astronomiya ilə birləşdirən elementlərin təkamülü, müasir astronomiyada çox mürəkkəb bir mövzu və çox vacib bir problemdir.

MƏSƏLƏ NÖVLƏRİ

Hal-hazırda, ən sadə & # 151hidrogendən tutmuş, 1 proton və # 151-i ən kompleksinə qədər olan, 1996-cı ildə kəşf edilmiş, nüvəsində 112 proton olan 112 fərqli elementi bilirik. (Əlavə Cədvəl 2-yə baxın.) Bütün elementlər müxtəlifdir izotopik hər izotop eyni sayda protona, lakin fərqli sayda neytrona sahibdir. Biz tez-tez ən ümumi və ya stabil izotopu bir elementin & quot; normal & quot forması kimi düşünürük. Bəzi elementlər və bir çox izotop radioaktiv olaraq qeyri-sabitdir, yəni nəticədə digər, daha sabit, daha çox nüvəyə parçalanırlar.

CƏDVƏL 21.1 Elementlərin Kosmik Bərəkətləri
Parçacıqların elementar qrupu SAYI İLƏ FAZLI BAKIŞ *
Hidrogen (1 nüvə hissəciyi) 90
Helium (4 nüvə hissəciyi) 9
Lityum qrupu (7 & # 15111 nüvə hissəcikləri) 0.000001
Karbon qrupu (12 & # 15120 nüvə hissəcikləri) 0.2
Silikon qrupu (23 & # 15148 nüvə hissəcikləri) 0.01
Dəmir qrupu (50 & # 15162 nüvə hissəcikləri) 0.01
Orta çəki qrupu (63 & # 151100 nüvə hissəcikləri) 0.00000001
Ən ağır qrup (100-dən çox nüvə hissəciyi) 0.000000001

Yer üzündə olan 81 sabit element, kainatdakı maddənin böyük hissəsini təşkil edir. Ayrıca, radon və uran və # 151 daxil olmaqla 10 radioaktiv element və planetimizdə təbii olaraq meydana gəlir. Bu elementlərin yarı ömürləri (nüvələrin yarısının başqa bir şeyə çürüməsi üçün lazım olan vaxt) çox uzun olmasına baxmayaraq (adətən milyonlarla, hətta milyardlarla il), davamlı çürüməsi, yer üzündə, meteoritlərdə az olduqları mənasını verir. və Ay nümunələrində. (Daha dəqiq 7-2) Ulduzlarda müşahidə edilmir & # 151təyinedilən spektral xətlər istehsal etmək üçün onlardan çox azdır.

Təbii olaraq meydana gələn bu 10 radioaktiv elementin yanında, yer üzündə nüvə laboratoriyalarında xüsusi şərtlər altında daha 19 radioaktiv element süni şəkildə istehsal edilmişdir. Nüvə silahı sınaqlarından sonra toplanan dağıntılarda bu elementlərdən bəzilərinin izləri də var. Təbii olaraq meydana gələn radioaktiv elementlərdən fərqli olaraq, bu süni elementlər digər elementlərə sürətlə çürüyür (bir milyon ildən az müddətdə). Nəticə olaraq, onlar da təbiətdə son dərəcə nadirdir. Digər iki element siyahımızı tamamlayır. Promethium planetimizdə yalnız nüvə laboratoriyası təcrübələrinin yan məhsulu olaraq tapılan sabit bir elementdir. Technetium, ulduzlarda tapılan, lakin yer üzündə təbii olaraq meydana gəlməyən qeyri-sabit bir elementdir.

MADDƏNİN BƏLLİYİ

Bütün bu elementlər necə və harada meydana gəldi? Həmişə kainatda idilər, yoxsa kainat meydana gəldikdən sonra yaradıldı? 1950-ci illərdən bəri astronomlar kainatdakı hidrogen və heliumun böyük bir hissəsinin olduğunu başa düşdülər ilkin& # 151 yəni bu elementlər ən erkən dövrlərdən başlayır. Kainatımızdakı bütün digər elementlər ulduz nükleosentezi& # 151yəni, ulduzların qəlbində nüvə birləşməsi ilə meydana gəldi.

Bu fikri sınamaq üçün yalnız fərqli siyahıları nəzərdən keçirməliyik növlər elementlərin və izotopların, həm də onların müşahidə olunduğu bolluq, Şəkil 21.12-də göstərilmişdir. Bu əyri əsasən Günəş daxil olmaqla ulduzların spektroskopik tədqiqatlarından əldə edilmişdir. Rəqəmin mahiyyəti cədvəl 21.1-də ümumiləşdirilmişdir ki, bu da bütün bilinən elementləri tərkibindəki nüvə hissəciklərinin (proton və neytronların) sayına görə səkkiz fərqli qrupa birləşdirir. (Bütün elementlərin bütün izotopları həm Cədvəl 21.1, həm də Şəkil 21.12-də daxil edilmişdir, baxmayaraq ki, yalnız bir neçə element nöqtələrlə işarələnir və şəkildə işarələnir.) Elementlərin yaradılması üçün təklif olunan hər hansı bir nəzəriyyə bu müşahidə olunan bolluqları çoxaltmalıdır. Ən açıq xüsusiyyət ağır elementlərin əksər yüngül elementlərə nisbətən daha az olmasıdır. Bununla birlikdə, şəkil 21.12-də görünən bir çox zirvə və çökəklik də vacib məhdudiyyətləri təmsil edir.

Şəkil 21.12 Hidrogen bolluğuna nisbətən ifadə edilən elementlərin və onların izotoplarının kosmik bolluğunun xülasəsi. Yatay ox atom nömrəsini və nüvədəki proton sayını göstərir. Dağılımın & quotpeaks & quot-də, onlarla və ya yüzlərlə dəfə az olan elementlərlə əhatə olunmuş nə qədər ümumi quru elementinə rast gəlinir. Xüsusilə dəmir elementinin ətrafındakı böyük zirvəyə diqqət yetirin.

HİDROGEN VƏ HELYUM YANIR

Ulduz təkamülünün müxtəlif mərhələlərində ağır element istehsalına aparan reaksiyaların nəzərdən keçirilməsinə başlayaq. Ulduz nükleosentezi Fəsil 16-da öyrənilən proton & # 151proton zənciri ilə başlayır. (Sec. 16.5) İstilik kifayət qədər yüksək və ən azı 10 7 K & # 151a nüvə reaksiyalarının meydana gəlməsi şərti ilə adi helyumun nüvəsini əmələ gətirir (4 He ) dörd protondan (1 H):

Xatırladaq ki, pozitronlar dərhal yaxınlıqdakı sərbəst elektronlarla qarşılıqlı əlaqə quraraq maddə vasitəsilə yüksək enerjili qamma şüaları yaradır və # 151antimadənin məhvinə səbəb olur. Neytrinolar sürətlə xaric olur, özləri ilə enerji daşıyırlar, ancaq nükleosentezdə birbaşa rol oynamırlar. Bu reaksiyaların etibarlılığı son onilliklər ərzində dünyanın müxtəlif yerlərində laboratoriyalarda aparılan nüvə təcrübələrində birbaşa təsdiqlənmişdir. Kütləvi ulduzlarda CNO dövrü (Müdaxilə 20-1) hidrogen yanma prosesini xeyli sürətləndirə bilər, lakin Şəkil 21.13-də göstərilən əsas 4-protondan 1-helium-nüvə reaksiyası dəyişməzdir.

Şəkil 21.13 Əsas proton və # 151proton hidrogen yanma reaksiyasının diaqramı. Dörd proton birləşərək helium-4 nüvəsini meydana gətirir və bu müddətdə enerjini sərbəst buraxır.

Helium bir ulduzun özəyində əmələ gəldikdə yanma dayanır və nüvə yığılır və qızır. Temperatur təxminən 10 8 K-ni aşdıqda, helyum qarşılıqlı elektrik itələyiciliyinin öhdəsindən gələ bilər üçqat alfa reaksiya, Fəsil 20-də müzakirə etdiyimiz: (Sec. 20.2)

Bu reaksiyanın xalis nəticəsidir ki, üç helium-4 nüvəsi bir karbon-12 nüvəsinə birləşdirilərək (Şəkil 21.14), prosesdə enerji sərbəst buraxılır.

Şəkil 21.14 Post & # 151 əsas ardıcıllıq ulduzlarında meydana gələn əsas üçlü alfa helyum yanma reaksiyasının diaqramı. Üç helium-4 nüvəsi birləşərək karbon-12 əmələ gətirir.

KARBON YANMA VƏ HELYUM CAPTURE

Daha yüksək və daha yüksək temperaturlarda, ağır və ağır nüvələr aralarındakı elektrik itələyinin öhdəsindən gəlmək üçün kifayət qədər enerji qazana bilər. Təxminən 6 10 8 K-də (yalnız Günəşdən daha çox kütləvi ulduzların nüvələrində çatırdı) karbon nüvələri, Şəkil 21.15 (a) 'da göstərildiyi kimi birləşərək maqnezium meydana gətirir:

Bununla birlikdə, sürətlə artan nüvə ittihamları və bu səbəbdən, karbondan daha böyük hər hansı bir nüvə arasındakı nüvələrdə artan proton sayı & # 151füzyon reaksiyaları, o qədər yüksək temperatur tələb edir ki, əslində ulduzlarda olduqca nadirdir. Ən ağır elementlərin əmələ gəlməsi daha asan yol yolu ilə baş verir. Məsələn, iki karbon nüvəsi arasındakı itələyici qüvvə, karbon nüvəsi ilə heliumdan biri arasındakı qüvvədən üç dəfə çoxdur. Beləliklə, karbon & # 151helium füzyonu, karbon & # 151 karbon birləşməsinin meydana gəldiyindən daha aşağı bir temperaturda baş verir. Bölmə 20.3-də gördüyümüz kimi, 2 10 8 K-dan yuxarı temperaturlarda, helyum-4 nüvəsi ilə toqquşan bir karbon-12 nüvəsi oksigen-16 istehsal edə bilər:

Hər hansı bir helium-4 varsa, Şəkil 21.15 (b) -də göstərilən bu reaksiya, karbon & # 151 karbon reaksiyasına nisbətən daha çox meydana gəlir.

Şəkil 21.15 Karbon daha ağır elementləri (a) digər karbon nüvələri ilə birləşdirməklə və ya daha çox (he) bir helyum nüvəsi ilə birləşdirməklə yarada bilər.

Eynilə, bu şəkildə istehsal olunan oksigen-16, digər oksigen-16 nüvələri ilə təxminən 10 9 K temperaturda birləşərək kükürd-32 əmələ gətirə bilər,

lakin bir oksigen-16 nüvəsinin bir helium-4 nüvəsini (varsa) neon-20 əmələ gətirməsi üçün tutması çox daha mümkündür:

İkinci reaksiya daha çox ehtimal olunur, çünki oksigen və # 151 oksigen birləşməsi üçün lazım olduğundan daha aşağı bir temperatur tələb edir.

Beləliklə, ulduz inkişaf etdikcə daha ağır elementlər oxşar nüvələrin birləşməsi ilə deyil, helyum tutma yolu ilə əmələ gəlir. Çünki bunlar helium tutma reaksiyalar daha çox yaygındır, nüvə kütlələri 4 vahid olan elementlər (yəni helyumun özü), 12 vahid (karbon), 16 vahid (oksigen), 20 vahid (neon), 24 vahid (maqnezium) və 28 vahid ( silikon), kosmik bolluq cədvəlimiz olan Şəkil 21.12-də görkəmli zirvələr kimi fərqlənir. Hər bir element əvvəlki elementi və ulduz inkişaf etdikcə bir helium-4 nüvəsini birləşdirərək qurulur.

Dəmir forması

Helium tutulması heç bir şəkildə inkişaf etmiş ulduzlarda meydana gələn tək nüvə reaksiya növü deyil. Çox müxtəlif növ nüvələr toplandıqca, çox müxtəlif reaksiyalar mümkündür. Bəzilərində protonlar və neytronlar ana nüvələrindən azad edilir və başqaları tərəfindən əmilir və nəticədə helium tutma nəticəsində əmələ gələnlər arasında kütlələri orta olan yeni nüvələr yaranır. Laboratoriya tədqiqatları flor-19, natrium-23, fosfor-31 və bir çox digərləri kimi ümumi nüvələrin bu şəkildə yaradıldığını təsdiqləyir. Ancaq bolluqları, helium tutma reaksiyalarının ulduzlarda daha çox rast gəlindiyi üçün birbaşa helium tutma ilə istehsal olunan qədər böyük deyil. Bu səbəbdən bu elementlərin bir çoxu (kütlələri 4-ə bölünməyənlər, helium nüvəsinin kütləsi) Şəkil 21.12-in novlərində tapılmışdır.

Silikon-28 bir ulduzun nüvəsində göründüyü zaman, daha ağır nüvələr istehsal etmək üçün helyumun davamlı tutulması ilə daha mürəkkəb nüvələrin daha sadə nüvələrə ayrılma meyli arasında rəqabətli bir mübarizə başlayır. Bu qəzanın səbəbi istidir. İndiyə qədər ulduzun əsas temperaturu təsəvvür olunmayan dərəcədə 3 milyard K dəyərinə çatdı və bu temperaturla əlaqəli qamma şüaları, Şəkil 21.16 (a) da göstərildiyi kimi bir nüvəni parçalamaq üçün kifayət qədər enerjiyə sahibdir. Bu, nəticədə ulduzun dəmir nüvəsini Tip II supernovaya doğru son çöküşündə sürətləndirəcək eyni fotodinteqrasiya prosesi.

Şəkil 21.16 (a) Yüksək temperaturda ağır nüvələr (məsələn, burada göstərilən silikon) yüksək enerjili fotonlarla helyum nüvələrinə parçalana bilər. (b) Digər nüvələr, helyum nüvələrini & # 151 ya da alfa hissəciklərini & # 151 ala bilər, sözdə alfa prosesi ilə daha ağır elementlər meydana gətirir. Bu proses dəmir meydana gəlməsinə qədər davam edir.

Güclü istilik altında bəzi silikon-28 nüvələri yeddi helium-4 nüvəsinə ayrılır. Hələ fotodinteqrasiya olunmamış digər yaxınlıqdakı nüvələr bu helium-4 nüvələrinin bir hissəsini və ya hamısını tuta bilər və bu da daha ağır elementlərin meydana gəlməsinə səbəb olur (şəkil 21.1b). Fotodisinteqrasiya prosesi, helium tutma prosesinin daha çox kütləyə keçməsinə imkan verən xammal təmin edir. Proses davam edir, bəzi ağır nüvələr məhv edilir, digərləri kütləvi şəkildə artır. Ulduz ardıcıl olaraq kükürd-32, argon-36, kalsium-40, titan-44, xrom-48, dəmir-52 və nikel-56 əmələ gətirir. Silikon-28-dən nikel-56-a qədər qurulan reaksiyalar zənciri

Bu iki mərhələli proses & # 151fotodinteqrasiya və nəticədə ortaya çıxan helyum-4 nüvələrinin (ya da alfa hissəciklərinin) bir hissəsinin və ya hamısının birbaşa tutulması və # 151 tez-tez alfa prosesi.

Nikel-56 qeyri-sabitdir. Əvvəlcə kobalt-56, daha sonra sabit dəmir-56 nüvəsinə sürətlə çürüyür. Hər hansı bir qeyri-sabit nüvə sabitliyə çatana qədər çürüməyə davam edəcək və dəmir-56 bütün nüvələrin ən sabitidir. Beləliklə, alfa prosesi qaçılmaz olaraq ulduz nüvəsində dəmir yığılmasına gətirib çıxarır.

Dəmirin 26 protonu və 30 neytronu, digər nüvələrdəki hissəciklərdən daha güclü şəkildə bir-birinə bağlayır. Dəmirin ən böyük şeyə sahib olduğu deyilir nüvə bağlama enerjisi hər hansı bir elementin. Daha çox və ya daha az proton və ya neytrona sahib olan hər hansı bir nüvənin daha az nüvə bağlanma enerjisi var və dəmir-56 nüvəsi qədər sabit deyil. Dəmirin bu inkişaf etmiş stabilliyi dəmir qrupundakı bəzi ağır nüvələrin bir çox yüngül nüvələrə nisbətən daha çox olmasını izah edir (bax Cədvəl 21.1 və Şəkil 21.12) & # 151nükleerlər ulduzlar inkişaf etdikcə dəmirin yaxınlığında & ampuuml & ampuumln & quot;

Dəmirdən kənarda elementlər hazırlamaq

Alfa prosesi dəmirdə dayanarsa, mis, sink və qızıl kimi daha ağır elementlər necə meydana gəldi? Onları meydana gətirmək üçün helyum tutulmasından başqa bir nüvə prosesi iştirak etmiş olmalıdır. Bu digər müddətdir neytron tutma& # 151 neytronların udulması ilə daha ağır nüvələrin əmələ gəlməsi.

Yüksək dərəcədə inkişaf etmiş ulduzların içərisindəki dərinliklərdə neytron tutulmasının baş verməsi üçün şərait yetişmişdir. Neytronlar bir çox nüvə reaksiyasının & quot-məhsulları & quot; şəklində istehsal olunur, buna görə dəmir və digər nüvələrlə qarşılıqlı əlaqədə olanların bir çoxu var. Neytronların yükü yoxdur, bu səbəbdən müsbət yüklənmiş nüvələrlə birləşmək üçün itələyici bir maneə yoxdur. Getdikcə daha çox neytron dəmir nüvəyə qoşulduqca kütlə böyüməyə davam edir.

Nüvəyə neytron əlavə etmək & # 151iron, məsələn & # 151 elementi dəyişdirmir. Daha doğrusu, daha kütləvi bir izotop istehsal olunur. Nəhayət, nüvəyə o qədər neytron əlavə olunur ki, o, qeyri-sabit olur və sonra başqa bir elementin sabit bir nüvəsini yaratmaq üçün radioaktiv şəkildə çürüyür. Bundan sonra neytron tutma prosesi davam edir. Məsələn, dəmir-56 nüvəsi nisbətən sabit bir izotop meydana gətirmək üçün tək bir neytron (n) tuta bilər, dəmir-57:

Bu reaksiya başqa bir neytron tutma ilə davam edə bilər:

nisbətən sabit bir başqa izotop olan dəmir-58 istehsal edir. Dəmir-58 daha da ağır bir dəmir izotopu istehsal etmək üçün başqa bir neytron tuta bilər:

Dəmir-59 laboratoriya təcrübələrindən radioaktiv olaraq qeyri-sabit olduğu bilinir. Təxminən bir ayda sabit olan kobalt-59-a çürüyür. Bundan sonra neytron tutma prosesi yenidən başlayır: kobalt-59 qeyri-sabit kobalt-60 əmələ gətirmək üçün bir neytron tutur və nəticədə nikel-60-a çürüyür və s.

Bir ardıcıl bir neytronun bir nüvə tərəfindən tutulması ümumiyyətlə təxminən bir il çəkir, buna görə də qeyri-sabit nüvələrin növbəti neytronun gəlməsindən əvvəl çürüməyə çox vaxtı olur. Tədqiqatçılar ümumiyyətlə bu & quotslow & quot neytron tutma mexanizmini s prosesi adlandırırlar. Ciblərimizdəki sikkələrdəki mis və gümüşün, maşın akkumulyatorlarımızdakı qurğuşunun, barmaqlarımızdakı üzüklərdəki qızılın (və sirkonyumun) mənşəyidir.

Ən ağır elementlərin hazırlanması

S-prosesi bilinən ən ağır radioaktiv olmayan nüvə olan bizmut-209-a qədər sabit nüvələrin sintezini izah edir, lakin torium-232, uran-238 və ya plutonyum-242 kimi ən ağır nüvələri hesaba gətirə bilməz. Yavaş neytron tutmaqla bizmut-209-dan daha ağır elementlər yaratmaq cəhdləri uğursuz olur, çünki yeni nüvələr meydana gəldikləri qədər vismuta geri dönürlər. Ən ağır nüvələri istehsal edən başqa bir nüvə mexanizmi olmalıdır. Bu prosesə r-prosesi (harada r yuxarıda təsvir etdiyimiz & quotslow & quot s prosesindən fərqli olaraq & quotrapid, & quot mənasını verir). R prosesi çox sürətlə işləyir, sözün əsl mənasında böyük bir ulduzun ölümünə işarə edən supernova partlaması zamanı meydana gəlir.

Supernova partlayışının ilk 15 dəqiqəsində partlayışın şiddətindən ağır nüvələr parçalanarkən sərbəst neytronların sayı kəskin şəkildə artır. Sabit nüvələr tükənəndə dayanan s-prosesdən fərqli olaraq, supernova zamanı neytron tutma dərəcəsi o qədər böyükdür ki, qeyri-sabit nüvələr belə çürüməyə vaxt tapmadan çox neytron tuta bilər. Neytronları yüngül və orta çəkili nüvələrə sıxışdıran r prosesi, bilinən ən ağır elementlərin yaranmasından məsuldur. Ağır elementlərin ən ağırı əslində doğulur sonra ana ulduzları öldü. Ancaq bu ağır nüvələri sintez etmək üçün vaxt çox qısa olduğu üçün heç vaxt çox olmur. Dəmirdən daha ağır elementlər (Cədvəl 21.1-ə baxın) hidrogen və helyumdan milyard qat azdır.

Ulduz nükleosentezi üçün müşahidəli dəlil

The modern picture of element formation involves many different types of nuclear reactions occurring at many different stages of stellar evolution, from main-sequence stars all the way to supernovae. Light elements—from hydrogen to iron—are built first by fusion, then by alpha capture, with proton and neutron capture filling in the gaps. Elements beyond iron form by neutron capture and radioactive decay. We are reassured of the basic soundness of our theories by three convincing pieces of evidence.

First, the rate at which various nuclei are captured and the rate at which they decay are known from laboratory experiments. When these rates are incorporated into detailed computer models of the nuclear processes occurring in stars and supernovae, the resulting elemental abundances agree extremely well, point by point, with the observational data presented in Figure 21.12 and Table 21.1. The match is remarkably good for elements up through iron and is still fairly close for heavier nuclei. Although the reasoning is indirect, the agreement between theory and observation is so striking that most astronomers regard it as very strong evidence in support of the entire theory of stellar evolution and nucleosynthesis.

Second, the presence of one particular nucleus—technetium-99—provides direct evidence that heavy-element formation really does occur in the cores of stars. Laboratory measurements show that the technetium nucleus has a radioactive half-life of about 200,000 years. This is a very short time astronomically speaking. No one has ever found even traces of naturally occurring technetium on Earth because it all decayed long ago. The observed presence of technetium in the spectra of many red-giant stars implies that it must have been synthesized through neutron capture—the only known way that technetium can form—within the past few hundred thousand years. Otherwise, we would not observe it. Many astronomers consider the spectroscopic evidence for technetium as proof that the s-process really does operate in evolved stars.

Third, the study of typical light curves from Type I supernovae indicates that radioactive nuclei form as a result of the explosion. Figure 21.17(a) (see also Figure 21.7) displays the dramatic rise in luminosity at the moment of explosion and the characteristic slower decrease in brightness. Depending on the initial mass of the exploded star, the luminosity takes from several months to many years to decrease to its original value, but the shape of the decay curve is nearly the same for all exploded stars. These curves have two distinct features. After the initial peak, the luminosity first declines rapidly, then decreases at a slower rate. This change in the luminosity decay invariably occurs about 2 months after the explosion, regardless of the intensity of the outburst.

Figure 21.17 (a) The light curve of a Type I supernova, showing not only the dramatic increase and slow decrease in luminosity but also the characteristic change in the rate of decay about 2 months after the explosion (after the time indicated by the arrow). This particular supernova occurred in the faraway galaxy IC4182 in 1938. The crosses are the actual observations of the supernova's light. (b) Theoretical calculations of the light emitted by the radioactive decay of nickel-56 and cobalt-56 produce a light curve very similar to those actually observed in real supernova explosions, lending strong support to the theory of stellar nucleosynthesis.

We can explain the two-stage decline of the luminosity curve in Figure 21.17(a) in terms of the radioactive decay of unstable nuclei, notably nickel-56 and cobalt-56, produced in abundance during the early moments of the supernova explosion. From theoretical models of the explosion we can calculate the amounts of these elements expected to form, and we know their half-lives from laboratory experiments. Because each radioactive decay produces a known amount of visible light, we can then determine how the light emitted by these unstable elements should vary in time. The result is in very good agreement with the observed light curve in Figure 21.17(b)—the luminosity of a Type I supernova is entirely consistent with the decay of about 0.6 solar masses of nickel-56. More direct evidence for the presence of these unstable nuclei was first obtained in the 1970s, when a gamma-ray spectral feature of decaying cobalt-56 was identified in a supernova observed in a distant galaxy.


In alpha decay, an energetic helium ion (alpha particle) is ejected, leaving a daughter nucleus of atomic number two less than the parent and of atomic mass number four less than the parent. An example is the decay (symbolized by an arrow) of the abundant isotope of uranium, 238 U, to a thorium daughter plus an alpha particle:

Given for this and subsequent reactions are the energy released (Q) in millions of electron volts (MeV) and the half-life (t1⁄2). It should be noted that in alpha decays the charges, or number of protons, shown in subscript are in balance on both sides of the arrow, as are the atomic masses, shown in superscript.


About AOP

As a leading publisher of Christian homeschool curriculum, AOP has something to offer every homeschooling family. A mainstay in the world of homeschooling, AOP has offered award-winning educational curriculum since 1977.

Over the years, AOP has expanded from its original LIFEPAC print curriculum to include the popular Horizons line. In addition, AOP has played a key role in developing computer-based curriculum for homeschoolers, including Switched-On Schoolhouse and the groundbreaking Monarch online curriculum with learning options across grade levels.

No matter what type of homeschool curriculum you're looking for though, AOP knows what others say is even more important than what they say about themselves. So take a closer look and see what makes homeschooling with AOP so special!

"I have been homeschooling for seven years and have used curriculum from AOP every year. I started with it when my two older children were in preschool and kindergarten. I am now homeschooling four children. It is so nice to know that AOP is there with so many great products to make my life easier as a homeschooler! Thanks AOP!" &mdash Angela O.

"We are so happy we decided to homeschool our children. We feel they are receiving the best education possible with the AOP curriculum." &mdash Yvonne S.

"This is our first year homeschooling, and I have parents coming out of the woodwork asking me how to get started. I always point them to your website and curriculum first. The Godly thread throughout your programs has truly made a difference in my son and the rest of our family." &mdash Lisa S.

"We are finishing our first year of homeschooling, and I couldn't be happier as to how the year turned out. I thank God and AOP for helping guide us through an incredible learning journey. If I could grade AOP like I do math worksheets, I'd give you an A+." &mdash Julia S.

"When asked if would use AOP curriculum again, I always say, &lsquoYou better believe it!&rsquo It has THE highest academic standards in the country, and it teaches children to learn." &mdash Lisa B.


13 Stellar Explosions

To convert a WD into a Nova, WD has to be in a binary and binary separation has to be small. Then .

  • WD's gravity pulls matter (H & He) from the giant.
  • System becomes a mass-transferring binary
  • Matter builds up on WD's surface
  • WD becomes hotter & denser
    • T exceeds 10 7 K
    • H ignited ➤ He
    • Because stars rotate both around themselves (axial) and around each other (orbital):
      • matter doesn't fall directly onto WD
        • instead it misses the companion and
        • loops around behind it
        • Its temperature increase
        • Inner part of the becomes hot: in Visible, UV, X-ray

        (a) The ejection of material from a star’s surface can clearly be seen in this image of Nova Persei, taken some 50 years after it suddenly brightened by a factor of 40,000 in 1901.

        (b) Nova Cygni erupted in 1992 (10 000 ly away).

        • At left, more than a year after the blast, a rapidly billowing bubble is seen.
        • At right, 7 months after that, the shell continued to expand and distort.
        • A low-mass star (< 8 M ) fuses only H and He and ends up as C-O White Dwarf.
        • A high-mass star can continue to fuse elements in its core right up to iron
        • After iron the fusion reaction is energetically unfavored.
        • As heavier elements are fused, the reactions go faster and the stage is over more quickly.
        • A 20 M star will burn carbon for about 10,000 years.
        • But its iron core lasts less than a day

        The figure shows the relative stability of nuclei.

        • On the left, nuclei gain energy through fusion.
          • the mass per particle decreases and energy is released.
          • the total mass again decreases and energy is again released

          Iron is the crossing point:

          • when the core has fused to iron, no more fusion can take place.
          • because it can be neither fused nor split to release energy.
          • The inward pressure is enormous, due to the high mass of the star.
          • There is nothing stopping the star from collapsing further
            • GRAVITY > PRESSURE
            • The neutrinos escape
            • The neutrons are compressed together until the whole star has the density of an atomic nucleus, about 10 15 kg/m 3 .
            • The collapse is still going on
              • it compresses the neutrons further until they recoil in an enormous explosion as a supernova.

              Supernova 1987A

              (Left) Before the event. (Right) After supernova explosion.

              • A supernova is a one-time event.
                • Once it happens, there is little or nothing left of the progenitor star.
                • Type I, which is a carbon-detonation supernova.
                • Type II, which is the death of a high-mass star
                • WD that has accumulated too much mass from binary companion.
                • If the white dwarf’s mass exceeds 1.4 M, electron degeneracy can no longer keep the core from collapsing.
                • Carbon fusion begins throughout the star almost simultaneously, resulting in a carbon explosion.

                It occurs when the core of a high-mass star collapses and then rebounds in a catastrophic explosion.

                Supernova Light Curves

                • In both cases, the maximum luminosity can sometimes reach that of a billion suns.
                • But there are characteristic differences in the falloff of the luminosity after the initial peak.
                  • Type I light curves somewhat resemble those of novae but the total release of energy is much larger.
                  • Type II curves have a characteristic plateau during the declining phase.

                  Supernovae leave remnants

                  Crab Supernova Remnant

                  • This remnant of an ancient Type II supernova.
                  • It has an angular diameter about 1/5 of the full Moon.
                  • Because its debris is scattered over a region of “only” 2 pc, the Crab is considered to be a young supernova remnant.
                  • In A.D. 1054, Chinese astronomers observed this supernova explosion.

                  Vela Supernova Remnant

                  • It spreads across 6° of the sky.
                  • The inset shows more clearly some of the details of the nebula’s extensive filament structure.

                  SN1987A Supernova Remnant

                  Through the years the remnant revealed itself. Now an expanding ring illuminated by the internal matter can easily be seen in both visible and X-ray wavelength bands.

                  • 115 elements in total
                  • There are 81 stable
                  • 10 radioactive (natural) elements - having long decays
                  • 19 radioactive (artificial) - having quick decays

                  Formed during normal stellar fusion: three helium nuclei fuse to form carbon.

                  This process requires 10 8 K and it is names as triple-alpha process.

                  Carbon can then fuse, either with itself or with alpha particles, to form more nuclei:

                  (a) This process requires 6 x 10 8 K and it is uncommon.

                  (b) This process requires 2 x 10 8 K and it is favorable.

                  Alpha Process

                  (a) At high temperatures, heavy nuclei (such as silicon, shown here) can be broken apart into helium nuclei by high-energy photons.

                  (b) Other nuclei can capture the helium nuclei (or alpha particles) thus produced, forming heavier elements by the so-called alpha process.

                  This process continues all the way to the formation of nickel-56 (in the iron group). Nickel-56 is unstable and therefore decays into cobalt-56 which decays into iron-56 which is the final element in this process

                  Lakin, within the cores of the most massive stars, neutron capture can create heavier elements, all the way up to bismuth-209.

                  The heaviest elements are made during the first few seconds of a supernova explosion.


                  Astatine Basic Facts

                  Atomic Number: 85

                  Discovery: D.R. Corson, K.R. MacKenzie, E. Segre 1940 (United States). Dmitri Mendeleev's 1869 periodic table left a space below iodine, predicting the presence of astatine. Over the years, many researchers attempted to find natural astatine, but their claims were largely falsified. However, in 1936, Romanian physicist Horia Hulubei and French physicist Yvette Cauchois claimed to discover the element. Eventually, their samples were found to have contain astatine, but (partly because Hulubei had issued a false claim for element 87 discovery) their work was downplayed and they never received official credit for the discovery.

                  Word Origin: Greek astatos, unstable. The name refers to the element's radioactive decay. Like other halogen names, astatine's name reflects a property of the element, with the characteristic "-ine" ending.

                  Isotopes: Astatine-210 is the longest-lived isotope, with a half-life of 8.3 hours. Twenty isotopes are known.

                  Properties: Astatine has a melting point of 302°C, an estimated boiling point of 337°C, with probable valences of 1, 3, 5, or 7. Astatine possesses characteristics common to other halogens. It behaves most similarly to iodine, except that At exhibits more metallic properties. The interhalogen molecules AtI, AtBr, and AtCl are known, although it has not been determined whether or not astatine forms diatomic At2. HAt and CH3At have been detected. Astatine probably is capable of accumulating in the human thyroid gland.

                  Sources: Astatine was first synthesized by Corson, MacKenzie, and Segre at the University of California in 1940 by bombarding bismuth with alpha particles. Astatine may be produced by bombarding bismuth with energetic alpha particles to produce At-209, At-210, and At-211. These isotopes can be distilled from the target upon heating it in air. Small quantities of At-215, At-218, and At-219 occur naturally with uranium and thorium isotopes. Trace amounts of At-217 exist in equilibrium with U-233 and Np-239, resulting from the interaction between thorium and uranium with neutrons. The total amount of astatine present in the Earth's crust is less than 1 ounce.

                  Uses: Similar to iodine, astatine may be used as a radioisotope in nuclear medicine, mainly for cancer treatment. The most useful isotope maybe astatine-211. Although its half-life is only 7.2 hours, it may be used for targeted alpha particle therapy. Astatine-210 is more stable, but it decays into deadly polonium-210. In animals, astatine is known to concentrate (like iodine) in the thyroid gland. Additionally, the element becomes concentrated in the lungs, spleen, and liver. The element's use is controversial, as it has been shown to cause breast tissue changes in rodents. While researchers may safely handle trace quantities of astatine in well-ventilated fume hoods, working with the element is extremely dangerous.


                  Nucleosynthesis

                  Helium and the heavier elements are synthesized in stars this idea was first developed in 1956/57 by Fowler, Hoyle, and the Burbidges. Nucleosynthesis has occurred continuously in the Galaxy for many thousands of millions of years as a by-product of stellar evolution. While a star remains on the main sequence, hydrogen in its central core will be converted to helium by the proton-proton chain reaction or the carbon cycle the core temperature is then about 10 7 K.

                  When the central hydrogen supplies are exhausted, the star will begin to evolve off the main sequence. Its core, now composed of helium, will contract until a temperature of 10 8 K is reached carbon-12 can then be formed by the triple alpha process, i.e. by helium burning. In stars more than twice the Sun's mass a sequence of reactions, involving further nuclear fusion, produces oxygen, neon, and magnesium in the forms 16 O, 20 Ne, 24 Mg, and then, at temperatures increasing up to about 3.5 × 10 9 K, 28 Si to 56 Fe. Even higher temperatures will trigger reactions by which almost all elements up to a mass number (A) of 56 can be synthesized. The iron-peak elements, i.e. 56 Fe, 56 Ni, 56 Co, etc., represent the end of the nucleosynthesis sequence by nuclear fusion: further fusion would require rather than liberate energy because nuclei with this mass number have the maximum binding energy per nucleon.

                  The formation of nuclei with A ≥ 56 requires nuclear reactions involving neutron capture: neutrons can be captured at comparatively low energies because of their lack of charge. If there is a supply of free neutrons in a star, produced as by-products of nuclear-fusion reactions, the s-process can slowly synthesize nuclei up to 209 Bi. An intense source of neutrons allows the r-process to generate nuclei up to 254 Cf, or higher, in a very short period. Such intense neutron fluxes arise in supernovae.

                  The synthesized elements are precipitated into the interstellar medium by various mass-loss processes these include stellar winds from giant stars, planetary nebulae, and nova explosions for elements up to silicon, and supernovae for the iron-peak elements and heavier nuclei.


                  Videoya baxın: Ermənilərin tarixi-mədəni irsimizi özününküləşdirmək cəhdi - Baku TV (Sentyabr 2021).