Demir ve tüm ağır elementlerin ürettiklerinden daha fazla enerji tükettiklerini ve sonunda bir süpernovaya yol açan şeyin bu olduğunu anlıyorum. Ayrıca o süpernova sırasında daha ağır elementlerin çoğunun üretildiğini de anlıyorum. Ancak merak ettiğim şey, yıldız süpernovaya gitmeden önce demirden herhangi biri diğer elementlerle kaynaşmış mı? Evet, net bir enerji kaybı olurdu, ancak yıldızda sadece az miktarda demir varsa, muhtemelen bunu halledebilir.
Yanıtlar:
Evet, ama yavaş. (Ben uzman değilim, bu yüzden önemli bir şeyi kaçırırsam düzeltmekten çekinmeyin), ancak yıldız daha sonraki aşamalara girdikten sonra, helyum aşamasını geçtikten sonra demire kadar, füzyon çoğunlukla bir helyumu daha ağır bir hale getirerek gerçekleşir Her atom numarasını 2 arttırır. Tek yöntem bu değildir ancak en yaygın olanıdır.
Demir ayrıca bir yıldız içinde bu şekilde nikele karışabilir ve küçük miktarlarda yapar, ancak çoğunlukla demirin ötesinde ve kesinlikle nikelin ötesinde, S-Process ile daha ağır elementler oluşur . (yavaş nötron yakalama sürecinin kısaltması). Bu, serbest bir nötron atom çekirdeğine bağlandığında ve zamanla, nötronların eklenmesi, bir elektronun atıldığı ve bir protonun kaldığı beta atomunun bozulmasına yol açabilir - atom numarasına eklenir.
ancak yıldızda çok az miktarda demir varsa, muhtemelen bunu halledebilir.
Bu kuşkusuz doğrudur. Süper nova'ya giden yıldızlar inanılmaz derecede büyük ve demir hemen tam olarak çekirdeğe batmıyor. Biraz zaman alır. Bir yıldızın kablooie'ye (süpernova) gitmesi için, hem yakındaki füzyondan artık genişlemediği yeterince yeterli saflığa sahip bir demir çekirdeğe hem de etrafındaki yıldızı neredeyse anında etkileyecek şekilde hızlı çökmeye uğraması için yeterli büyüklükte olması gerekir. Kesin süreç konusunda net değilim, ama biraz demirden daha fazlasını gerektiriyor. Bir layman'ın tahminine göre, Jüpiter büyüklüğünde bir demir topu gerektirebilir. Belki de bundan biraz daha fazla.
Bir süpernovadaki "demir çekirdek" aslında silikon çekirdek alfa parçacıkları (helyum çekirdeği) ile kaynaşmaya başladığında başlayan nükleer istatistiksel dengenin son ürünüdür. Ekzotermik reaksiyonlar, Nikel-62'ye kadar (aslında nükleon başına en yüksek bağlanma enerjisine sahip çekirdek) mümkündür. Aslında, birbirini takip eden hızlı alfa yakalamaları, aynı sayıda proton ve nötron içeren çekirdekler üretir, ancak aynı zamanda fotodisintegrasyon ve radyoaktif bozunma ile rekabet eden süreçleri diğer yönde çalışır. Sürecin çoğunlukla Nikel-56'da durduğu düşünülmektedir, çünkü daha ağır çekirdekler ile daha kararlıdır , daha sonra birkaçKobalt-56 ile Demir-56'ya bozunur. Bununla birlikte, bir süpernova'nın patlamadan hemen önce çekirdeği, biraz demir-tepe izotoplarının bir karışımını içerecektir.
Önce tüm bu gerçekleşmeden olan demir ve nikel nükleer reaksiyonlar geçmesi mümkün olmadığını serbest nötronların uygun bir kaynak yoktur. Evrenimizde demirin ötesindeki elementler ağırlıklı olarak r-işleminde veya s-işleminde nötron yakalama ile yaratılır .
R-işleminin bir çekirdek çöküşü süpernova (veya bir tip Ia süpernova) başlatıldıktan sonra gerçekleştiği düşünülmektedir . Nötron akısı, çökmekte olan çekirdekteki yoğun, dejenere elektron gazı ile protonların nötronizasyonu ile oluşturulur.
Bununla birlikte, s-işlemi, patlamadan önce büyük bir yıldızın çekirdeğinin dışında gerçekleşebilir. Bu ise ikinci bir işlem olduğu, yıldız içinde üretilmemiş olan çekirdekler tohum için kullanılan demir, zaten yıldız meydana olan gaz mevcuttu - zaten mevcut olması demir çekirdekleri gerektiği için. Büyük yıldızlardaki s-prosesi, neon yanma sırasında üretilen serbest nötronları kullanır (helyum, karbon ve oksijen yanmasının ötesinde gelişmiş nükleer yanma aşamalarında) ve nötronların demir çekirdeklerine eklenmesiyle sonuçlanır. Bu, stabil olabilen veya bozunmasına maruz kalabilecek ağır izotoplar oluşturur ve / veya daha ileri nötron yakalama yoluna kadar "s-proses elementleri" (örn. Sr, Y, Ba) zincirini oluşturur. Genel süreç endotermiktirancak verimler ve reaksiyon oranları o kadar küçüktür ki yıldızın genel enerjileri üzerinde önemli bir etkisi yoktur. Yeni basılan s-proses elemanları, süpernova patladığında kısa bir süre sonra yıldızlararası ortama kolayca püskürtülür.