אַסטרוֹנוֹמִיָה

האם תהליך שריפת חמצן מייצר ניאון?

האם תהליך שריפת חמצן מייצר ניאון?

בספר "אופקים_ לחקור את היקום- Cengage learning (2018)", p200, הוא קובע כי:

היתוך הליום מייצר פחמן, וחלק מגרעיני הפחמן סופגים גרעיני הליום ליצירת חמצן. כמה מגרעיני החמצן יכולים לספוג גרעיני הליום וליצור ניאון ואז מגנזיום.

אבל כשאני בודק את תהליך שריפת החמצן בוויקיפדיה, נראה שאין צעדים שייצרו ניאון, אך כשאני בודק תהליך שריפת פחמן, שני גרעיני פחמן 12 יכולים להתמזג לגרעיני ניאון והליום, אז האם יש שגיאה בספר? או שיש עוד שלבים של שריפת חמצן שייצרו ניאון?


הדפים שאתה מסתכל מתארים מיזוג של שני גרעינים דומים זה עם זה (למשל חמצן עם חמצן). אך היתוך אינו צריך לכלול גרעינים זהים, ותגובות הכוללות גרעינים רבים יותר יתרחשו באופן כללי בקצב גבוה יותר (אם כי גם זה יכול להשתנות על סמך גורמים אחרים).

הרבה לפני שתגובות חמצן או חמצן או ניאון נעשות חשובות, מתרחשות תגובות הכוללות גרעיני הליום (המכונים גם "חלקיקי אלפא"). לזה מתייחס הטקסט בספר שלך: C + הוא נותן O, ו- O + הוא נותן Ne. ראה את הרשימה במאמר זה בוויקיפדיה על תהליך האלפא.


אוניברסיטת קליפורניה, סן דייגו המרכז לאסטרופיזיקה ומדעי החלל

אנרגיה גרעינית יכולה להיות מיוצרת על ידי שני סוגים של תגובות: ביקוע, פיצול גרעין אטומי מסיבי, או על ידי מיזוג של גרעינים קלים יותר לגרעין כבד יותר.

חלקיקים אטומיים
חֶלְקִיק סֵמֶל לחייב מסה
(ז)
מסה
(אמו)
מִשׁפָּחָה
פּרוֹטוֹן p + +1 1.673 x 10 -24 1.00727 בריון
נֵיטרוֹן n 0 0 1.675 x 10 -24 1.00866 בריון
אֶלֶקטרוֹן/
פוזיטרון
e - /e + -1/+1 9.109 x 10 -28 5.485 x 10 -4 לפטון
נייטרינו 0 & lt 10 -32 & lt 5 x 10 -9 לפטון
פוטון 0 0 0 פוטון

  • איך עובד כור ביקוע גרעיני.
  • לתייר הגרעיני הווירטואלי יש שפע של מידע גרעיני (ביקוע), כולל קטעים על צ'רנוביל, האי שלוש מיילים והשפעות סביבתיות.
  • נסה את כוחך לשלוט בכור גרעיני.
  • ארכיון הנשק הגבוה והאתר טריניטי הם אתרים עם מידע היסטורי ועדכני אודות נשק גרעיני.
  • שני אתרים בנושא כוח פיוז'ן ממעבדת הפיזיקה לפליזמה בפרינסטון ופרויקט החינוך לפיזיקה עכשווית
  • הפניה מומלצת בחום: הכנת הפצצה האטומית " מאת ריצ'רד רודס - חשבון הזוכה בפרס פוליצר של פרויקט מנהטן. גַם, "שמש כהה" - תיאור לא ממש קריא של התפתחות נשק היתוך על ידי אותו מחבר.

שרשרת הפרוטון-פרוטון היא מערכת התגובות העיקרית של כוכבים מסוג השמש להפוך מימן להליום:

    1 H + 1 H -> 2 H + e + + נייטרינו שני פרוטונים (p + ) להגיב לצורה דאוטריום (2 H = 1p + & amp 1 n) בתוספת פוזיטרון (e + ) ונייטרינו. בפנים הכוכבים המיוננים מאוד הפוזיטרון "יושמד" במהירות עם אלקטרון (e + + e - -> 2 קרני גמא) קרני הגמא ייקלטו וייפלטו מחדש על ידי החומר הצפוף בפנים הכוכבים, יתפזרו בהדרגה כלפי חוץ ויהיו "מושפלים" לפוטונים בעלי אנרגיה נמוכה יותר. כאשר אנרגיית קרני הגמא מגיעה לפוטוספירה כל קרני גמא הופכו לכ- 200,000 פוטונים גלויים. הנייטרינו, שמתקשר רק דרך זרמי הכוח החלש ישר מהשמש.

התגובות הגרעיניות האינדיבידואליות מתנהלות לאט למדי, וזה חלק קטן מאוד של גרעינים בליבת השמש עם מספיק אנרגיה כדי להתגבר על הדחייה החשמלית. למרות זאת, בכל שנייה השמש הופכת 600 מיליון טון מימן ל -596 מיליון טונות של הליום (עם 4 מיליון טון שהופכים לאנרגיה זוהרת באמצעות E = mc 2 ).

כוכבים מסיביים יותר שורפים מימן באמצעות תגובה קטליטית הנקראת CYO CYCLE. מכיוון שהשלב הראשוני במחזור CNO מחייב גרעין פחמן (6 עמ '+ ) כדי להגיב עם פרוטון זה דורש טמפרטורות גבוהות יותר והוא הרבה יותר רגיש לטמפרטורה משרשרת ה- P-P (האנרגיה המיוצרת פרופורציונאלית ל T 20 למחזור CNO לעומת T 4 לשרשרת ה- P-P). כוכבי מסה הגדולים מ -1.2 מ 'עם טמפרטורות ליבה, טהליבה > 17 מיליון K, לייצר את מרבית האנרגיה שלהם באמצעות מחזור CNO.

תגובה זו דורשת הן טמפרטורות גבוהות מאוד (T> 100 מיליון K) והן צפיפויות גבוהות מאוד אשר יתרחשו רק לאחר שהכוכב מיצה את מאגר המימן שלו ויש לו ליבת הליום כמעט טהורה. רק כוכבים עם מסות הגדולות מ- 0.4M יגיעו לטמפרטורות גבוהות מספיק בכדי להצית את התהליך המשולש-אלפא.

  1. שלבי שריפת גרעין רצופים, הכוללים גרעינים מסיביים יותר עם מטענים גבוהים יותר, ידרשו טמפרטורות גבוהות יותר ויותר כדי להתגבר על הדחייה החשמלית המוגברת.
  2. כמות האנרגיה המשוחררת בכל שלב תגובה רצוף פוחתת כך ששלבי שריפת גרעין מאוחרים יותר ויותר.
  3. לאחר שתגובות היתוך יצרו ליבת ברזל, תגובות היתוך נוספות כבר אינן מייצרות אנרגיה, אלא סופגות אנרגיה מליבת הכוכבים. כפי שנראה הדבר עשוי להשפיע קטסטרופלית על הכוכב כשהוא מתקרב לסוף חייו.

נייטרינים "הומצאו" לראשונה על ידי וו פאולי (של עקרון הדרה תהילה) על מנת להסביר כשלים לכאורה בשימור האנרגיה, המומנטום והלפטונים בריקבונות גרעיניים מסוימים. פאולי נימק כי חלקיקים אלה חייבים להיות נטולי-נטול חסות, שיהיו להם מסה נמוכה בהרבה ממסת האלקטרון והם מתקשרים רק בצורה חלשה מאוד עם חומר אחר. הוא כינה אותם "נויטרונים", אך כאשר התגלה הבריון המסיבי שאנו מכנים כעת נויטרון, הבין שזה לא יכול להיות החלקיק של פאולי ושמו של החלקיק ההיפותטי שונה ל"ניטרינו ". קיומו של הנייטרינו אושר על ידי ריינס וקואן בשנת 1956.

למרות שאסטרופיזיקאים יש אמון רב בחישובים שלהם על מבנה והתפתחותם של כוכבים כמו השמש, אין תחליף לאישור ניסיוני. מכיוון שהניטרינים הם מוצרי התגובה הגרעיניים היחידים שמוציאים אותו מליבת השמש, האישור הישיר ביותר לתיאוריות יהיה למדוד את הנייטרינים הנפלטים משרשרת ה- P-P של השמש. הניסוי הראשון, שהחל בשנת 1970, השתמש במיכל נוזל ניקוי של 100,000 ליטר הנקרא פרכלוראתילן - C2קל4 לאתר נייטרינים מסניף של רשת שרשרת פרוטון באמצעות אינטראקציה חלשה:

הניסוי הוצב קילומטר מתחת לאדמה במכרה הזהב Homestake בעופרת, SD כדי למנוע זיהום מאינטראקציות חלקיקים אחרים. הניסוי היה צפוי ליצור 3 אטומי ארגון, שניתן היה לספור על ידי הרדיואקטיביות שלהם, כל יומיים, אך רק בערך 1/3 מספר זהה התגלה. הניסוי נמשך למעלה מ -20 שנה ואחרונה הצטרפו ניסויים אחרים של ניטרינו סולרי ביפן (Kamiokande), רוסיה (SAGE = Soviet (sic)-ניסוי גליום אמריקאי) ואיטליה (GALLEX), כולם מדווחים על אותה תוצאה.

הפתרון המבטיח ביותר לבעיה זו טמון בפיזיקה של הנייטרינו עצמו. ישנם שלושה טעמים של לפטונים - אלקטרונים (עם החלקיקים המשויכים להם הפוזיטרון), מיונים ולפטונים טאו, כל אחד עם טעם משויך של נייטרינו,, ו. בהרחבה של תורת הכוח המאוחדת החשמלית, הוצע כי נייטרינים יכולים "להתנודד" בין שלושת הטעמים הללו. אם תיאוריה זו נכונה, אזי הנייטרינים האלקטרוניים המופקים מתגובות היתוך גרעיני סולארי עשויים להתנדנד בין הטעמים כשהם נעים לכיוון כדור הארץ, ומייצרים את הגירעון לכאורה. אחד המשמעותים של רעיון זה הוא שלנייטרינים חייבת להיות מסה קטנה אך לא אפסית. מגבלות הזרם מציבות את מסת הנייטרינו האלקטרוני בפחות מ 1/100000 ממסת האלקטרון. נראה כי תוצאות הניסוי האחרונות מאששות תיאוריה זו.

  • בספר שכותרתו עמודי טלפון ושירים אחרים, ג'ון אפדייק פרסם שיר על ניטרינים שנקרא גל קוסמי
  • היסטוריה מקיפה של נוטרינו
  • פיזיקאים של UC Irvine מדווחים על איתור תנודות ניטרינו ומסת מגברים מקמיוקנדה.
  • הנה תיאור של בעיית נוטרינו הסולארית שהועברה על ידי ג'ון בהקאל וריי דייוויס שהיו מעורבים מאז ההתחלה.
  • להלן קישורים כמעט בוודאות ליותר ממה שאתה רוצה לדעת.

פרופ 'ה' (ג'ין) סמית '
CASS 0424 UCSD
כונן גילמן 9500
לה ג'ולה, קליפורניה 92093-0424


עודכן לאחרונה: 16 באפריל 1999


ערפילית סרטנים

    אחת משאריות הסופרנובות הנחקרות ביותר היא ערפילית הסרטנים

כ- 1800 יח '(או כ- 5900 שנות אור) מכדור הארץ בקוטר זוויתי כחמישית מהירח

פיצוץ הופיע בשמיים בשנת 1054

אז אסטרונומים סינים ומזרח תיכוניים מבריקים דיווחו כי בהירותם חורגת מזו של ונוס

    אם M & lt3M SUN, לחץ ניוטרון מנוון יחזיק את משקל הכוכב.

פולסר ראשון שהתגלה בשנת 1968 על ידי סטודנטית לתואר שני בג'וסלין בל, קיימברידג 'א' (אנגליה).


הודעת המחבר

כל הקלפים שלנו מונחים על השולחן כעת. באופן עקרוני, המשימה שלי להציג את המושגים הבסיסיים של אסטרופיזיקה הסתיימה. מכאן ואילך נשחק עם המושגים הללו כדי להבין את חיי הכוכבים. התחלנו בשאלה הבסיסית: מהי אסטרופיזיקה? כיסינו את ספקטרום ה- EM, חוק סטפן, מושג הגודל, סיווג הכוכבים, משוואת סאהה, מבנה השמש והכי חשוב, תרשים הרצפרונג ראסל. בהתלהבות עם מושגים אלה, אנו מוכנים כעת ללמוד את התפתחות הכוכבים במאמרים הבאים. המשך לעקוב!

16 מחשבות על & ldquo תגובות גרעיניות בכוכבים & rdquo

וואו, מאמר זה פשוט מדהים !!
פיזיקה גרעינית, כימיה ואסטרופיזיקה ❤️ משמחת אותי מאוד


מדענים לוכדים ניאון בסביבה אורגנית בפעם הראשונה

במחקר חדש, חוקרים ממרכז הנתונים הקריסטלוגרפי של קיימברידג '(CCDC) ומשרד האנרגיה האמריקני (DOE), המעבדה הלאומית ארגון, חברו ללכידת ניאון במסגרת גבישית נקבובית. ניאון ידוע בהיותו היסוד הלא-מגיב ביותר ומהווה מרכיב מרכזי בייצור מוליכים למחצה, אך ניאון מעולם לא נחקר במסגרת אורגנית או אורגנית מתכתית. התוצאות, הכוללות את המחקרים הקריטיים שבוצעו במקור הפוטון המתקדם (APS), מתקן משתמשים של משרד המדע של DOE בארגון, מצביעות על הדרך לעבר תהליך תעשייתי חסכוני וירוק יותר לייצור ניאון. ניאון הוא אלמנט שמוכר לקהל הרחב בזכות השימוש האיקוני שלו בשלטים ניאוניים, במיוחד במרכזי ערים בארצות הברית משנות העשרים והשישים. בשנים האחרונות, השימוש התעשייתי בניאון נשלט על ידי שימוש בלייזרים באקסימר לייצור מוליכים למחצה. למרות היותו האלמנט החמישי בשפע ביותר באטמוספירה, עלות גז הניאון הטהור עלתה משמעותית עם השנים, והגדילה את הביקוש לדרכים טובות יותר להפריד את הגז ולבודדו.

במהלך שנת 2015 הציגו מדעני CCDC שיחה בכנס השנתי של האגודה האמריקאית לקריסטלוגרפיה (ACA) על מגוון היסודות שנחקרו בסביבה אורגנית או אורגנית מתכתית, וקראו תיגר על הקהילה הקריסטלוגרפית למצוא את האלמנט הבא ואולי האחרון שיהיה. נוסף למאגר המבני של קיימברידג '(CSD). מפגש מקרי באותה פגישה עם אנדריי יקובנקו, מדען בקו המקור לפוטון המקור, הביא לפרויקט שיתופי ללכידת ניאון - היסוד ה -95 שנצפה ב- CSD.

התגובתיות הנמוכה של ניאון, יחד עם הפיזור החלש של צילומי הרנטגן בשל מספרם האלקטרוני הנמוך יחסית, גורמים לכך שתצפית ניסיונית סופית על ניאון שנתפס במסגרת גבישית היא מאתגרת מאוד. ניסויים בזרימת גז בלחץ גבוה באתרם שבוצעו בחטיבת המדע הרנטגן בקו 17-BM ב- APS תוך שימוש בטכניקת עקיפה של אבקת רנטגן בטמפרטורות נמוכות הצליחו להבהיר את המבנה של שתי מסגרות אורגניות מתכות שונות עם גז ניאון שנלכד בתוך חומרים.

"זהו רגע מרגש באמת המייצג את האלמנט החדש האחרון שנוסף ל- CSD ואולי האחרון בהתחשב באתגרי הניסוי והבטיחות הקשורים לאלמנטים האחרים שטרם נחקרו" אמר פיטר ווד, מדען מחקר בכיר ב- CCDC ומוביל. מחבר על המאמר שפורסם ב כימיה תקשורת. "חשוב מכך, המבנים המדווחים כאן מראים את התצפית הראשונה על אינטראקציה אמיתית בין ניאון למתכת מעבר, דבר המצביע על פוטנציאל לעיצוב עתידי של מסגרות לכידת ניאון סלקטיביות."

מבנה הניאון שנלכד במסגרת המכונה NiMOF-74, מסגרת נקבובית הבנויה ממרכזי מתכת ניקל וקישורים אורגניים, מראה ניקל ברור לאינטראקציות ניאוניות הנוצרות בטמפרטורות נמוכות באופן משמעותי מהצפוי ממגע חלש אופייני.

אנדריי יקובנקו אמר כי "תוצאות מרתקות אלה מציגות את היכולות הגדולות של התוכנית המדעית ב- 17-BM ומקור הפוטון המתקדם. בעבר עשינו ניסויים בקו הקורה שלנו באמצעות גזים אצילים אחרים הרבה יותר כבדים, ולכן ניתנים לזיהוי כמו קסנון ו עם זאת, לאחר שפגשנו את מחבריהם המשותפים פיט, קולין, איימי וסוזאנה במפגש ACA, החלטנו לבצע את הניסויים המסובכים הרבה יותר באמצעות הגז הקליל והאינרטי ביותר - ניאון. למעשה, רק באמצעות שילוב של במדידות עקיפה של אבקת רנטגן באתר, טמפרטורה נמוכה ולחץ גבוה הצלחנו לזהות באופן סופי את מיקומי אטום הניאון מעבר לכל ספק סביר. "

סיכום הממצאים אמר כריס קאהיל, נשיא ACA לשעבר ופרופסור לכימיה, אוניברסיטת ג'ורג 'וושינגטון, כי "מדובר במחקר אלגנטי באמת של קריסטלוגרפיה באתר, וזה נעים במיוחד לראות את שיתוף הפעולה מתרחש באמצעות דיונים ב- ACA שנתי. פְּגִישָׁה."


שריפת חמצן נפץ [עריכה]

תהליך שריפת החמצן יכול להתרחש בתנאים הידרוסטטיים ובתנאי נפץ. תוצרי שריפת חמצן נפיצה דומים לאלה בשריפת חמצן הידרוסטטית. עם זאת, שריפת חמצן יציבה מלווה בהמון לוכדי אלקטרונים, בעוד שריפת חמצן נפיצה מלווה בנוכחות משמעותית יותר של תגובות התפרקות פוטו. בטווח הטמפרטורות של (3-4) × 10 9 K, התפרקות פוטו ואיחוי חמצן מתרחשים בשיעורי תגובה דומים. & # 913 & # 93


שקרן שקרן, מכנסיים על האש: & # 8220 שריפת תחתית תחתונה & # 8221 בכוכבים מסיביים

כוכבים הם בעצם מפעלים לאלמנטים: רוב האלמנטים שאנו מכירים (ואהבה מאוד למען החיים) נוצרו על ידי היבט כלשהו של האבולוציה הכוכבית, או בשכירותם הארוכה והבלתי-אירועית ברצף הראשי, זמן קצר ומהיר יותר כוכב ענף ענק אדום, או מותם הקטסטרופלי כסופרנובות (במעט חדשות אסטרו בזמן, אחת הסופרנובות הקרובות בתקופה האחרונה התגלתה בימים האחרונים, בגלקסיה M51).

באסטרוביט זה נדבר תחילה על התפתחות כוכבים ואז נציג את המאמר לאחר הדמות השנייה.

לאחר שבילו את מרבית חייהם על הרצף הראשי (שבו שריפת מימן מתרחשת במהלך שרשרת הפרוטון-פרוטון או מחזור ה- CNO) בתרשים הרצפרונג-ראסל (HR) (איור 1), כוכבים יעברו מהרצף הראשי פעם אחת חלק ניכר מימן נוצל בליבת הכוכב. נוקלאוזינתזה (ויצירת החום הנלווה לה) מפסיקה וגורמת לכוכב להתכווץ. כאשר הכוכב מתכווץ, הוא מתחמם (בגלל משפט הויראלי ושיווי המשקל ההידרוסטטי). עם טמפרטורות גבוהות יותר, שריפת מימן מתחדשת בקליפה בחלק החיצוני של ליבת הליום, והכוכב נע במהירות לבסיס הענף האדום-ענקי של דיאגרמת ה- HR. בהתאם למסה הראשונית של הכוכב, כעת יכולים להתרחש תהליכים שונים (ראה איור 2). אם המסה הראשונית של הכוכב גדולה מ -2.25 מסות שמש, פנים הכוכב יהיה חם מספיק למעבר חלק לצריבת הליום באמצעות תהליך משולש-אלפא. תהליך זה ולכידת חלקיקי אלפא הבאים יפקידו פחמן וחמצן בליבת הכוכב. אם הכוכב הוא פחות משמונה מסות שמש, גרעין זה יתקרר, יתכווץ, יתחמם ויהפוך לניוון אלקטרונים יותר ויותר. עבור הכוכבים המסיביים יותר בתחום זה (6 עד 8 מסות שמש), שריפת פחמן יכולה להתייצר לייצר מגנזיום (Mg), נתרן (Na) וניאון (Ne), וכתוצאה מכך חמצן-ניאון-מגנזיום (ONeMg) ננס לבן. בהתאם לטמפרטורות, גרעין זה יכול להתנוון.

איור 1: דיאגרמת הרצפרונג-ראסל, המציגה את המסלול האבולוציוני של כוכב מסת שמש 2. (איור מהרוויג 2005)

גמד לבן-פרוטו זה שוכן במרכז הכוכב כשקליפות של הליום ומימן נשרפות מעל במבנה קליפת בצל. אי יציבות תרמית מתרחשת וגורמת ל & # 8220 פולסים תרמיים & # 8221 שבהם נוקלאוזינתזה בורחת מתרחשת על פני השטח של הליבות המנוונות. האפר של תהליכי צריבה אלה (He, C, N, O ביחסי שיווי המשקל CNO) נותר מאחור. אם המסה הכוכבית הראשונית נמוכה מ -2.25 מסות שמש, ליבת הליום תתנוון לפני תחילת צריבת אלפא משולשת. אולם ברגע שהליבה המנוונת הזו מגיעה ל- 10 ^ 8 K, תהליך המשולש-אלפא יתחיל בפתאומיות בתגובה בורחת, מכיוון שהחומר המנוון אינו מתרחב כאשר הוא מחומם כמו שכבה רגילה של מימן. זה נקרא פלאש & # 8220helium, & # 8221 שבו כמות אינטנסיבית של אנרגיה מופקדת תוך זמן קצר. אגב, אותה שריפה תרמו-גרעינית בורחת אך בשכבה מיושנת של מימן על פניו של גמד לבן מאמינה כי היא זו שמניעה את הנובה. עם זאת, באסטרוביט זה אנו עוסקים במסת כוכבים שבין 6 ל -8 מסות שמש. לקבלת חומר היכרות נהדר לפיזיקה של התפתחות כוכבים, עיין בהפניות בתחתית פוסט זה.

איור 2: תרשים אבולוציוני המציג מה מצב הקצה של כוכב על בסיס המסה הפנימית שלו (איור מהרוויג, 2005).

& # 8220 חפירה & # 8221 מתרחשת במהלך המעבר בין שלבי צריבה, כאשר הליבה מתכווצת (עקב ירידה בתמיכה התרמית מיצוי מימן, או מאוחר יותר, הליום) והמעטפה החיצונית של החומר שנותר (כמו מימן, או מאוחר יותר, הליום) מתרחב (בגלל הטמפרטורות החמות יותר בבסיסו). במהלך מעבר זה, המעטפה החיצונית הסיעודית מעמיקה את אזור ההסעה שלה, ומגירה את החומר מהליבה הפנימית. ניתן לצפות בהעשרה זו באמצעות ספקטרוסקופיה של שכבות פני השטח של הכוכב.

וכך אנו מגיעים למוקד הנייר של ימינו, שריפת תחתית חמה, המתרחשת רק בכוכבי ענף ענק אסימפטוטיים (6-8 מסת שמש). כאשר אזור ההסעה בשכבה החיצונית של כוכב מסיבי משתרע עמוק מדי, הוא יאסוף חומר נוסף מאזור הבוער. לפיכך, החלק התחתון של אזור ההסעה עובר למעשה שריפה גרעינית. לאזור הבוער יש גישה טובה יותר לדלק מכיוון שהוא מיובא באמצעות הסעה. מסת הליבה גדולה יותר פירושה שריפת תחתית חמה תהיה יעילה יותר.

לאחר שקראנו את התיאור הקצר יחסית הזה של התפתחות הכוכבים, אפשר לתהות, & # 8220 איך אנחנו יודעים את זה? & # 8221 התשובה היא עשרות רבות של תצפיות ופיתוח תיאורטי כולל ספקטרוסקופיה, אסטרוזיזולוגיה, התלקחויות סולאריות, צילומי רנטגן ותצפיות רדיו. , וגילויים של נייטרינים סולאריים. במאמרם שפורסם בארכיון, ונטורה ואח '. לבחון את השפע והמתאמים בין מגנזיום, אלומיניום וסיליקון בכוכבי AGB וכוכבי Super AGB (SAGB) המסיביים יותר. שפע יסודות אלה נקבע באמצעות תצפיות ספקטרוסקופיות על פני השטח הגלויים של הכוכב.

ישנם קורלציות אנטי מבוססות בין חמצן (O) לנתרן (Na), ובין מגנזיום (Mg) לאלומיניום (Al), כלומר יותר נתרן נראה על חשבון חמצן. Mg ל- Al nucleosynthesis מתרחש במעטפת הליום, אשר נשרפת באמצעות תהליך האלפא המשולש. הסינתזה של אל בכוכבי SAGB קשורה ללכידת הפרוטונים של Mg-24 באזורים העמוקים ביותר של אזור הסעה. תהליך זה תלוי מאוד בטמפרטורה, ובטווח צר של טמפרטורות יכול לעבור מלהיות התהליך הדומיננטי לתגובה המגבילה. כוכבי SAGB יכולים להשיג טמפרטורות גבוהות אלה הנחוצות בבסיס אזורי ההסעה שלהם, וכך להמיר חלק גדול מה- Mg ל- Al, ולהניע את המתאם האנטי-מתאם כאשר Mg מדולדל ו- Al מועשר.

מכיוון שהמחברים צופים כי ההרכבים הכימיים הקיצוניים ביותר נובעים מכוכבי ה- AGB הנמצאים בגבול מגבלת ה- AGB / SAGB (בערך 6 מסות שמש) הם בוחרים לדגם אך ורק את הכוכבים הללו בעיתונם. המחברים משווים ארבעה מודלים שונים עם קומפוזיציות אלמנט שונות, ועוקבים אחר התפתחותם לאורך זמן. בנוסף לשחזור האנטי-קורלציה של מגנזיום-אלומיניום, המחברים מראים שיש מתאם חיובי של אלומיניום-סיליקון. ההערכה היא כי אלומיניום וסיליקון נמצאים בקורלציה חיובית מכיוון שחלק קטן מהאלומיניום המיוצר הופך לסיליקון (ככל הנראה ההרכב הראשוני של הסיליקון הוא קטן מספיק כדי שדלדלות האלומיניום אינה משמעותית בתמורה לגידול משמעותי בייצור הסיליקון. ).


ניאון אכילת אלקטרונים גורם לכוכב להתמוטט

איור 1: רושם של אמן מראה כיצד דג כדורגל ניאוני דמיוני אוכל את האלקטרונים בתוך ליבת כוכבים. קרדיט: קוולי IPMU

צוות חוקרים בינלאומי מצא כי ניאון בתוך כוכב מסיבי מסוים יכול לצרוך את האלקטרונים בליבה, תהליך הנקרא לכידת אלקטרונים, שגורם לכוכב להתמוטט לכוכב נויטרונים ולייצר סופרנובה.

החוקרים היו מעוניינים לחקור את גורלם הסופי של כוכבים בטווח מסה של שמונה עד עשר מסות שמש, או פי שמונה עד עשרה ממסת השמש. טווח מסות זה חשוב מכיוון שהוא כולל את הגבול בין אם לכוכב יש מסה גדולה מספיק בכדי לעבור פיצוץ סופרנובה ליצירת כוכב נויטרונים, או שיש לו מסה קטנה יותר ליצירת כוכב גמד לבן מבלי להפוך לסופרנובה.

כוכב בעל שמונה עד עשרה מסות שמש יוצר בדרך כלל ליבה המורכבת מחמצן, מגנזיום וניאון (איור 1). הליבה עשירה באלקטרונים מנווונים, כלומר יש שפע של אלקטרונים במרחב צפוף עם אנרגיה גבוהה מספיק כדי לקיים את הליבה כנגד כוח המשיכה. ברגע שצפיפות הליבה גבוהה מספיק, האלקטרונים נצרכים על ידי מגנזיום ואז ניאון, שנמצאים גם בתוך הליבה. מחקרים קודמים אישרו כי מגנזיום וניאון יכולים להתחיל לאכול את האלקטרונים לאחר שמסת הליבה גדלה קרוב למסה המגבילה של צ'נדרסקר, תהליך שנקרא לכידת אלקטרונים, אך היה ויכוח האם לכידת אלקטרונים יכולה לגרום להיווצרות כוכבי נויטרונים. צוות חוקרים רב-מוסדי בחן את התפתחותו של כוכב בעל 8 מסות שמש והריץ עליו הדמיות מחשב כדי למצוא תשובה.

איור 2: (א) ליבת כוכבים מכילה חמצן, ניאון ומגנזיום. ברגע שצפיפות הליבה הופכת גבוהה מספיק, (ב) מגנזיום וניאון מתחילים לאכול אלקטרונים ולגרום לקריסה. (ג) ואז הצתת חמצן נדלקת ומייצרת גרעיני קבוצות ברזל ופרוטונים חופשיים, שאוכלים יותר ויותר אלקטרונים כדי לקדם קריסה נוספת של הליבה. (ד) לבסוף, הליבה המתמוטטת הופכת לכוכב נויטרונים במרכז, והשכבה החיצונית מתפוצצת כדי לייצר סופרנובה. קרדיט: ג'ה ואח '

באמצעות נתונים עדכניים חדשים של סוזוקי לשיעורי לכידת אלקטרונים תלויים בצפיפות ותלויי טמפרטורה, הם סימלו את התפתחות ליבת הכוכב, הנתמכת בלחץ האלקטרונים המנוונים כנגד כוח המשיכה של הכוכב עצמו. מכיוון שמגנזיום ובעיקר ניאון אוכלים את האלקטרונים, מספר האלקטרונים פחת והליבה התכווצה במהירות (איור 2).

לכידת האלקטרונים גם שחררה חום. כאשר הצפיפות המרכזית של הליבה עלתה על 10 10 גרם / ס"מ 3, החמצן בליבה החל לשרוף חומרים באזור המרכזי של הליבה, והפך אותם לגרעינים של קבוצת ברזל כמו ברזל וניקל. הטמפרטורה נעשתה כל כך חמה שפרוטונים הפכו לחופש וברחו. ואז קל יותר לתפוס את האלקטרונים על ידי פרוטונים חופשיים וגרעיני קבוצת ברזל, והצפיפות הייתה כה גבוהה עד שהליבה קרסה מבלי לייצר פיצוץ תרמו-גרעיני.

עם קצב תפיסת האלקטרונים החדשים, שריפת חמצן התרחשה מעט מחוץ למרכז. עם זאת, הקריסה יצרה כוכב נויטרונים וגרמה להתפוצצות סופרנובה, והראתה כי סופרנובה שלוכדת אלקטרונים יכולה להתרחש.

איור 3: ערפילית הסרטנים, שריד לסופרנובה בשנת 1054 (SN 1054 שנצפתה על ידי אסטרונומים קדומים בסין, ביפן ובערב). Nomoto et al. (1982) הציע כי SN 1054 עלול להיגרם על ידי סופרנובה של לכידת אלקטרונים של כוכב עם המסה הראשונית של פי תשע מהשמש. אשראי: NASA, ESA, J. DePasquale (STScI), ו- R. Hurt (Caltech / IPAC)

טווח מסה מסוים של כוכבים עם שמונה עד עשרה מסות שמש ייצור גמדים לבנים המורכבים מחמצן-מגנזיום-ניאון על ידי אובדן מעטפה עקב איבוד מסת רוח כוכבית. אם אובדן מסת הרוח קטן, לעומת זאת, הכוכב עובר את סופרנובה לכידת האלקטרונים, כפי שנמצא בסימולציה שלהם.

הצוות מציע כי הסופרנובה שלכידת האלקטרונים תוכל להסביר את תכונות הסופרנובה שנרשמו בשנת 1054 שיצרו את ערפילית הסרטנים, כפי שהוצע על ידי Nomoto et al. בשנת 1982 (איור 3).

תוצאות אלו פורסמו בשנת כתב העת האסטרופיזי ב -15 בנובמבר 2019.


    ניוון אלקטרונים לא יעצור את הקריסה (מגבלת Chandrasekhar)

דחיסת כוח משיכה מחממת את הליבה בעקבות כל שלב בוער

בשלב זה לכוכב יש ליבת ברזל, עם קליפות של אלמנטים שונים הבוערים בטמפרטורות שונות

    גרעינים קלים (מימן, הליום, פחמן, חמצן וכו ') יכולים להתמזג ולשחרר אנרגיה.

גרעינים כבדים (אורניום, פלוטוניום וכו ') יכולים להתפצל (ביקוע) ולשחרר אנרגיה.

לכן, בכוכב כבד, בסופו של דבר אנו בונים ליבת ברזל וייצור האנרגיה של הליבה נפסק.

במהלך הפיצוץ האלים גל ההלם המתרחב העצום גורם להתמזגות לגרעינים כבדים יותר.

    פליטת אנרגיה של סופרנובה
      עקומת אור מסוג סופרנובה מסוג I תואמת חישובים תיאורטיים של אור הנפלט על ידי ריקבון רדיואקטיבי של ניקל 56 וקובלט 56
      סופרנובות רבות מתגלות מדי שנה
        סופרנובות אחרונות
        ישנם שני סוגים של סופרנובות
          עקומת האור חושפת את שני הסוגים השונים
          • סוג I - מערכת בינארית
            • סופרנובה של פחמן-פיצוץ
            • סופרנובה של ליבת קריסה
              כאשר הליבה של כוכב מסיבי קורס,
                הוא יורכב כולו מחלקיקים בסיסיים פשוטים
          • אלקטרונים, פרוטונים, נויטרונים ופוטונים
          • מבנה הגרעינים בליבה נהרס
            • בענן מגלני גדול (ראה תמונה של עננים מגלניים)
              160,000 שנות אור מכדור הארץ
              סופרנובה ראשונה גלויה לעין בלתי מזוינת מאז המצאת הטלסקופ

            הכוכב המתפוצץ היה Sanduleak -69 o 202
            Sanduleak -69 או 202 היה 20 מ 'שמש
            כוכב רצף ראשי במשך 10 7 שנים

              10 46 וואט (Lשמש = 4 x 10 26 וואט)
              זה עולה על בהירותם של כל הכוכבים בכל הגלקסיות בחלק היקום בו אנו יכולים לצפות, לרגע
              ואז - בשנת 1987 - 20 שעות לפני שהסופרנובה נראתה לעין, דופק הניוטרינים עבר בכדור הארץ: 500,000,000,000,000,000 = 5 x 10 14 בכל מטר מרובע.

              כאשר בן לוויה מתרחב בשלב הענק האדום, מסת הגמד הלבן עולה ויכולה לעלות על 1.4 מ 'שמש.

            • סוג I - מערכת בינארית
              • סופרנובה של פיצוץ פחמן
              • גמד לבן צומח מהצטברות חומר מלווה, ובסופו של דבר חורג מגבול ההמונים של צ'אנדרסכר
              • סופרנובה של קריסת ליבה
              • כוכב מסיבי מוציא את אספקת הדלק שלו, מסתיים בליבת ברזל, ומתמוטט ומתפוצץ
                במהלך התפוצצות הסופרנובה, הרבה (או רוב) הכוכב נפלט לחלל כששבר קטן נשאר מאחור.
                  (למשל ערפילית הסרטנים - M1
                  ערפילית סרטנים ופולסר שצולם על ידי טלסקופ החלל האבל)
                  (דוגמה: 25 M SUN -> 24 M SUN נפלט)
                  -או שהכל יכול להיפלט

                  אם M & lt3M SUN, לחץ נויטרוני מנוון יחזיק את משקל הכוכב.

                  מקור רדיו פועם המיוצר על ידי כוכב N המסתובב במהירות.

                פולסר ראשון שהתגלה בשנת 1968 על ידי סטודנטית לתואר שני בג'וסלין בל, קיימברידג 'א' (אנגליה).


                כיצד מייצרים צבעים אחרים של אור

                אתה רואה הרבה צבעים שונים של שלטים, אז אתה יכול לתהות איך זה עובד. ישנן שתי דרכים עיקריות לייצור צבעים אחרים של אור מלבד הכתום-אדום של הניאון. אחת הדרכים היא להשתמש בגז אחר או בתערובת של גזים כדי לייצר צבעים. כאמור, כל גז אצילי משחרר צבע אור אופייני. לדוגמא, הליום זוהר ורוד, קריפטון הוא ירוק, וארגון כחול. אם מערבבים את הגזים, ניתן לייצר צבעי ביניים.

                הדרך האחרת לייצר צבעים היא ציפוי הזכוכית עם זרחן או כימיקל אחר שיאיר צבע מסוים כשהוא מונע. בגלל מגוון הציפויים הקיים, רוב האורות המודרניים כבר אינם משתמשים בניאון, אלא הם מנורות פלורסנט המסתמכות על פריקה של כספית / ארגון וציפוי זרחן. אם אתה רואה אור צלול זוהר בצבע, זה אור גז אצילי.

                דרך נוספת לשנות את צבע האור, למרות שאינה משמשת בגופי תאורה, היא לשלוט על האנרגיה שמספקת לאור. בעוד שלרוב אתה רואה צבע אחד לאלמנט באור, יש למעשה רמות אנרגיה שונות העומדות בפני אלקטרונים נרגשים, המתאימות לספקטרום של אור שאלמנט יכול לייצר.


                צפו בסרטון: Cigarette burning after wetting by liquid oxygen שריפת סיגריה בחמצן נוזל (יָנוּאָר 2022).