Кластар Terzan 5 мае мноства старых зорак меншай масы (слабых і чырвоных), а таксама больш гарачых, маладзейшых, больш масавых зорак, некаторыя з якіх будуць ствараць жалеза і нават больш цяжкія элементы. Малюнак: NASA / ESA / Хабл / Ф. Ферара.

Спытайце ў Ітана: Ці могуць нармальныя зорачкі зрабіць элементы цяжэйшымі (і менш устойлівымі), чым жалеза?

Самыя цяжкія элементы робяць не толькі звышновыя і нейтронныя зоркі. Фізіка можа вас здзівіць!

"Таварышы, у гэтага чалавека прыемная ўсмешка, але ў яго жалезныя зубы". -Андрэй А. Грамыка

У Сусвеце прыродным чынам сустракаецца 90+ элементаў перыядычнай табліцы, але сярод іх жалеза найбольш устойлівае. Калі вы злучыце больш лёгкія элементы, каб наблізіцца да жалеза, вы атрымаеце энергію; тое ж самае, калі вы разбіваеце больш цяжкія элементы. Жалеза ўяўляе самую стабільную канфігурацыю пратонаў і нейтронаў у спалучэнні з любым яшчэ выяўленым атамным ядром. Аднак элемент 26, аднак, уяўляе сабой канца лініі для большасці сінтэтычных рэакцый нават у самых масіўных зорак. Ці так? Вось што хоча ведаць Джэймс Біл:

Жалезам называюць такія рэчы, як сонечны сінтэтычны попел, які збірае ўнутры зорак, як апошні з элементаў, якія распальваюцца без спажывання больш энергіі, чым стварае зліццё. Я чытаў пра r-працэс і іншыя, якія прыводзяць да больш цяжкіх элементаў у нове і звышновых. Мой Q, калі любыя элементы цяжэйшыя за жалеза, як правіла, узнікаюць у звычайных зорак, нават калі ён спажывае больш энергіі, то ён стварае.

Адказ, як вы можаце чакаць, крыху складаней: вы робіце цяжкія элементы, чым жалеза, у звычайных зорак, але ад зліцця адбываецца толькі вельмі малая колькасць.

Маладая зорная згустка ў зоне, якая ўтварае зорку, якая складаецца з зорак велізарнай масы. Некаторыя з іх калі-небудзь падвяргаюцца спальванню кремнію, у выніку чаго ўтвараецца жалеза і многія іншыя элементы. Малюнак: ESO / Т. Preibisch.

Усе зоркі пачынаюцца са зліцця вадароду ў гелій, ад маленечкіх чырвоных карлікаў да 8% масы нашага Сонца, да самых вялікіх, самых масавых зорак у Сусвеце, якія важаць у сотні разоў масы нашай. Каля 75% гэтых зорак гелій з'яўляецца канцом лініі, але больш масіўныя (як наша Сонца) выпрацуюць фазу чырвонага гіганта, дзе яны зліваюць гелій у вуглярод. Але вельмі малюсенькі адсотак зорак - крыху больш за 0,1% - адносяцца да самых масавых з усіх, і могуць ініцыяваць зліццё вугляроду і за яго межамі. Гэта зоркі, прызначаныя для звышновых, бо яны зліваюць вуглярод у кісларод, кісларод у крэмній і серу, а затым уступаюць у заключную фазу гарэння (спальванне крэмнія), перш чым ісці звышновай.

Анатамія вельмі масіўнай зоркі на працягу ўсяго жыцця, якая дасягнула кульмінацыі Supernova Type II, калі ў ядры не хапае ядзернага паліва. Апошняя стадыя плаўлення - гэта выпальванне крэмнія, і ядро ​​вырабляе ў ядры элементы жалеза і кароткі час, пакуль не наступіць звышновая. Малюнак: Ніколь Раджэр Фуллер / NSF.

Гэта звычайны жыццёвы цыкл самых масіўных зорак у Сусвеце, але "спальванне крэмнія" не працуе, разбіўшы два ядра крэмнію разам, каб стварыць што-небудзь больш цяжкае. Замест гэтага, гэта проста ланцуговая рэакцыя далучэння геліевых ядраў да ядра крэмнію, якая ўзнікае пры тэмпературы, якая перавышае 3 000 000 000 К, або больш чым у 200 разоў перавышае тэмпературу ў цэнтры Сонца. Ланцуговая рэакцыя працякае наступным чынам:

  • крэмній-28 плюс гелій-4 дае серу-32,
  • сера-32 плюс гелій-4 дае аргон-36,
  • аргон-36 плюс гелій-4 дае кальцый-40,
  • кальцый-40 плюс гелій-4 дае тытан-44,
  • тытан-44 плюс гелій-4 даюць хром-48,
  • хром-48 плюс гелій-4 дае жалеза-52,
  • жалеза-52 плюс гелій-4 дае нікель-56 і
  • нікель-56 плюс гелій-4 дае цынк-60.

Вы заўважыце, што жалеза-56 не вырабляецца, і таму ёсць дзве прычыны.

Жалеза і жалезападобныя элементы (вылучаныя тут), якія атачаюць яго, у асноўным вырабляюцца ў апошнія моманты жыцця звышмасіўнай зоркі, незадоўга да таго, як яна выйдзе звышновай, у працэсах, якія адбываюцца падчас стадыі гарэння крэмнія. Малюнак: Майкл Даях / https://ptable.com/.

Адна з іх заключаецца ў тым, што, калі мы паглядзім на гэтую частку перыядычнай табліцы, мы зможам убачыць, што ў гэтых ядрах занадта мала нейтронаў для колькасці пратонаў. Напрыклад, жалеза-52 нестабільна; ён выпраменьвае пазітрон і распадаецца на марганец-52, рухаючыся па перыядычнай табліцы. (Затым марганец выкідвае іншы пазітрон і распадае да хрому-52, які стабільны.) Нікель-56 таксама нестабільны, распадаецца да кобальту-56, які потым распадаецца да жалеза-56, і такім чынам мы прыбываем у табліцу перыядычнага найбольш устойлівы элемент. А цынк-60 распадае спачатку да медзі-60, які зноў распадае да нікеля-60. Усе гэтыя канчатковыя прадукты ўстойлівыя, так што так, гэтыя зоркі - яшчэ да выхаду ў звышновую - могуць вырабляць кобальт, нікель, медзь і цынк, усе яны цяжэйшыя за жалеза.

Жалеза-56 можа быць самым шчыльна звязаным ядром з найбольшай колькасцю энергіі звязвання на нуклон. Аднак крыху лягчэйшыя і цяжэйшыя элементы практычна гэтак жа ўстойлівыя і шчыльна звязаныя, толькі з нязначнымі адрозненнямі. Малюнак: Wikimedia Commons.

Калі гэта энергетычна не спрыяльна, як гэта магчыма? Я хачу, каб вы паглядзелі на прыведзеную вышэй схему, у якой падрабязна разглядаецца энергія звязвання на нуклон у кожным атамным ядры. Я хачу, каб вы заўважылі, як плоская схема ля жалеза-56; шмат элементаў з абодвух бакоў маюць амаль такую ​​ж энергію звязвання на нуклон. Цяпер агледзьцеся з левага боку да гелія-4. Што вы заўважаеце?

Гелій-4 не так шчыльна звязаны, як любы з ядраў вакол жалеза-56. Так што, напрыклад, цынк-60 можа мець меншую энергію звязвання на нуклон, чым нікель-56, ён усё яшчэ мае больш энергіі звязвання на нуклон, чым нікель-56 у спалучэнні з геліем-4. У цэлым чыстая рэакцыя станоўчая. Тое, што мы заводзім, таму ў апошнія моманты перад звышновай, гэта сумесь элементаў, аж да цынку: чатыры элементы цяжэйшыя за жалеза.

Мастакі ілюстрацыі (злева) інтэр'еру масіўнай зоркі на апошніх этапах, да-звышновай, выпальвання крэмніем. Выява Чандры (справа) Касіяпеі Астаткі звышновай сёння паказваюць такія элементы, як жалеза (сіні колер), сера (зялёны) і магній (чырвоны). Малюнак: NASA / CXC / M.Weiss; Рэнтген: NASA / CXC / GSFC / U.Hwang & J.Laming.

Тады можна задацца пытаннем нават пра больш цяжкія элементы. Ці можна было б, скажам, дадаць у цынк-60 яшчэ ядра гелія-4, што вырабляе германій-64? У следавых колькасцях, напэўна, але не ў якіх-небудзь значных колькасцях. Простая прычына? Збольшага, гэта тое, што розніца ў энергіі цяпер практычна роўная нулю паміж двума дзяржавамі. Але, што значна больш, вам не хапае часу. Для надзвычай масіўнай зоркі тэрмін службы розных этапаў прыблізна:

  • Звядзенне вадароду: мільёны гадоў
  • Зліццё гелія: сотні тысяч гадоў
  • Зліццё вугляроду: сотні да тысячы гадоў
  • Зліццё кіслароду: ад месяца да аднаго года
  • Зліццё крэмнію: гадзіны да аднаго-двух дзён.

Іншымі словамі, апошні этап - той, які вырабляе жалеза і элементы, падобныя на жалеза - не праходзіць дастаткова доўга, каб выйсці за рамкі гэтага.

Спіральная структура вакол старой гіганцкай зоркі R Sculptoris абумоўлена ветрамі, якія дзьмуць знешнія пласты зоркі, калі яна перажывае фазу AGB, дзе ўтвараецца і захопліваецца вялікая колькасць нейтронаў (ад зліцця вугляроду-13 + гелія-4). Малюнак: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / M. Маеркер і інш.

Але калі вы гатовыя падумаць, што адбываецца ўнутры масіўнай зоркі, у якой ужо ёсць жалеза і элементы, падобныя на жалеза, вы можаце стварыць свой шлях да свінцу і вісмута. Разумееце, пасля таго, як у Сусвеце з'явіліся звышновыя, у вас з'явілася значная колькасць жалеза, кобальту, нікеля і г.д., і гэтыя цяжкія элементы ўтвараюцца ў новых пакаленнях зорак, якія ўтвараюць. У зорках, якія на 60–1000% мацнейшыя за Сонца (але звычайна недастаткова масіўныя для звышновых), вы можаце зліваць вуглярод-13 з геліем-4, вы можаце вырабляць кісларод-16 і вольны нейтрон, а зоркі, якія будуць сверхновая будзе зліваць неон-22 з геліем-4, выпрацоўваючы магній-25 і вольны нейтрон. Абодва гэтыя працэсы могуць ствараць больш цяжкія і цяжкія элементы, дасягаючы ўсяго шляху да свінцу, вісмута і нават (часова) паланія.

Схема, якая прадстаўляе заключную частку працэсу s. Чырвоныя гарызантальныя лініі з кругам у правых канцах уяўляюць сабой нейтронныя захопы; сінія стрэлкі, накіраваныя ўлева, адлюстроўваюць бэта-распад; зялёная стрэлка, накіраваная ўніз налева, уяўляе сабой альфа-распад; блакітныя стрэлкі, накіраваныя ўніз направа, уяўляюць сабой захоп электронаў. Малюнак: R8R Gtrs / Wikimedia Commons.

Магчыма, як ні дзіўна, менавіта зоркі большай масы вырабляюць вялікую колькасць лёгкіх элементаў (аж да рубідія і стронцыю або каля таго: элементы 37 і 38), у той час як зоркі ніжняй масы (не-звышновыя) забяруць у вас астатнюю частку шлях да свінцу і вісмута. Гэта тэхнічна не з'яўляецца рэакцыяй сінтэзу; гэта захоп нейтронаў, але гэта тое, як вы назапашваеце больш цяжкія і цяжкія элементы. Самая вялікая прычына, чаму зоркі нізкай масы метафарычна могуць дабрацца да такіх вялікіх вышынь?

Час.

Перыядычная табліца, якая паказвае паходжанне элементаў у Сонечнай сістэме, заснавана на дадзеных Джэніфер Джонсан з Універсітэта штата Агаё. Крэдыт малюнка: Cmglee ў Wikimedia Commons.

Зоркі ніжняй масы застаюцца ў такім нейтронным стане на працягу дзясяткаў, а то і сотняў тысяч гадоў, у той час як зоркі, прызначаныя для звышновых, выпрацоўваюць нейтроны толькі сотні гадоў, а то і менш. Энергетычная праблема - гэта сапраўды вялікая справа, калі гаворка ідзе пра зліццё; нават пры тэмпературы мільярдаў градусаў рэакцыі ўсё яшчэ працягваюцца ў тым больш спрыяльным для энергетыкі кірунку. Але каштоўны час - гэта найбольшае абмежаванне для стварэння цяжэйшых і цяжэйшых элементаў. Неверагодна, што пры правільным спалучэнні нейтроннага захопу і ядзернага сінтэзу прыблізна палова ўсіх элементаў, якія знаходзяцца за межамі жалеза, выпрацоўваецца ўнутры зорак, без звышновых або зліцця нейтронных зорак.

Дасылайце пытанні, якія задаюць Ітана, на startwithabang па адрасе gmail dot com!

Цяпер пачынаецца з выбуху на Forbes, і апублікаваны на Medium дзякуючы нашым прыхільнікам Patreon. Этан з'яўляецца аўтарам дзвюх кніг "За межамі Галактыкі" і "Трэкнологія: Навука пра зорны шлях" ад трыкутнікаў да "драйву".