Fusion von Elementen in schweren Sternen

Sie haben Recht, wenn Sie sagen, dass alle schwereren Elemente im Universum in Sternen entstanden sind.

Sterne wie die Sonne verschmelzen Wasserstoff zu Helium. Wenn sie älter werden, können sie das Helium zu Kohlenstoff verschmelzen (es werden tatsächlich 3 Helium benötigt, um einen Kohlenstoff herzustellen). Größere Sterne können Kohlenstoff zu Sauerstoff verschmelzen und Neon und Elemente in der ersten Hälfte des Periodensystems.

Wenn dem Stern der Treibstoff ausgeht, werden die äußeren Schichten sanft in einen sogenannten planetarischen Nebel geschleudert (obwohl er direkt mit echten Planeten zu tun hat). Das ausgestoßene Gas ist mit den schwereren Elementen angereichert, die der Stern fusioniert hat. Die schwereren Elemente im planetarischen Nebel vermischen sich mit dem Wasserstoff- und Heliumgas im Weltraum und können später in neuen Sternen gefunden werden. Der größte Teil des Kohlenstoffs sowie des Sauerstoffs und Stickstoffs auf der Erde wurde durch diesen Prozess gebildet.

Sehr große Sterne verschmelzen bis zu Eisen und kollabieren dann in einer Supernova. Dabei wird sehr viel Energie freigesetzt, von der ein Teil zur Bildung von Elementen verwendet wird, die schwerer als Eisen sind. Alle schwereren Elemente (zB Kupfer, Gold, Uran) entstehen in Supernovae.

Die Supernova-Explosion verteilt diese Elemente zurück in den Weltraum, gemischt mit den Trümmern des Sterns, und im Laufe der Zeit werden Sterne geboren und sterben, das Gas im Weltraum wird mit immer schwereren Elementen angereichert

Die schwereren Elemente werden also in den Kernen von Sternen gebildet und dort gespeichert, bis der Stern stirbt, wenn einige der Atome des Sterns in den Weltraum freigesetzt werden. Die schwereren Elemente werden nicht aus dem Stern „ausgestrahlt“, bis der Stern stirbt. Einige Sterne sterben in einer Supernova-Explosion, aber die meisten haben einen friedlicheren Tod in einem planetarischen Nebel.

Es ist erwähnenswert, dass Elemente mit einer Atommasse von mehr als etwa 140 wahrscheinlich im Gegensatz zu Supernovae bei der Kollision von Neutronensternen entstanden sind. Es gibt einen interessanten Artikel auf Physics.org und einen weiteren in der Washington Post . Hier gibt es auch noch einen .

Auch ich dachte, dass alle Elemente, die schwerer als Eisen sind, bei Supernova-Explosionen entstehen, und als ich zum ersten Mal die Theorie hörte, dass Elemente, die schwerer als Gold sind, wahrscheinlich bei Neutronensternkollisionen entstehen, verwarf ich diese Idee. Aber nachdem ich diese und andere Artikel gelesen habe, habe ich es akzeptiert. Anscheinend reicht die bei einer Supernova erzeugte Energie zwar beträchtlich, aber nicht aus, um die Elemente zu synthetisieren, die schwerer als Gold sind.

Edit: Das habe ich gefundeninteressanter Artikel auf der Website des Smithsonian Magazine. Die Theorie, dass NS-NS-Kollisionen Elemente erzeugen, die schwerer als Gold sind, stammt von Daten, die bei einer solchen Kollision beobachtet wurden, die im Durchschnitt nur alle 100.000 Jahre vorkommt. Anscheinend beantwortet diese Theorie Fragen besser, die die Supernova-Erzeugung schwerer Elemente nicht kann. Die beobachtete NS-NS-Kollision wurde am 3. Juni 2013 beobachtet

„Speichert“ der Stern alle Elemente, die er verschmilzt, in sich oder werden sie ausgestrahlt?

Das hängt vom Stern ab. Während die schwersten Elemente nur von massereichen Sternen produziert (und freigesetzt) ​​werden können, die eine Supernova durchlaufen, werden viele andere Elemente in relativ kleineren Sternen erzeugt, die zu asymptotischen Riesenaststernen werden . Diese können Konvektionszyklen durchlaufen, die die schweren Elemente im Kern an die Oberfläche bringen und sie dann im Sternwind freisetzen.

Wir beschränken uns auf Sterne, die ihr Leben als Supernovae beenden werden ($>8$Sonnenmassen), dann ist die Antwort nein; nicht alle Produkte der Kernfusion werden bis zur endgültigen Explosion im Inneren des Sterns gespeichert.

Es gibt ein allgemeines konzeptionelles Bild, dass bei der Entwicklung eines massereichen Sterns schwerere Elemente in der Lage sind, näher am Zentrum, wo die Temperatur höher ist, leichter zu verschmelzen. Dies würde zu einer "zwiebelartigen" Struktur führen, in der möglicherweise Wasserstoff im äußeren Teil des Kerns des Sterns (der etwa so groß wie die Erde ist) mit Helium verschmilzt, mit einer Schicht darin, in der Helium fusioniert in Kohlenstoff und Sauerstoff, eine Schicht darin, in der Neon produziert wird usw. Genau im Zentrum, kurz vor dem Kernkollaps und der Supernova-Explosion, würde es eine Phase sehr schneller Siliziumverbrennung geben, die "Eisenspitzen" -Elemente einschließlich erzeugt Eisen, Nickel, Kobalt usw. Außerhalb des Kerns gäbe es eine viel größere Hülle, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht.

Diese Ansicht ist sehr vereinfachend, weil sie zwei wichtige Facetten der Entwicklung massereicher Sterne ignoriert – Vermischung und Massenverlust. Massereiche Sterne verlieren im Laufe ihres Lebens vermutlich den größten Teil ihrer Masse. Je massereicher der Stern ist, desto mehr Masse geht verloren. Die Masse geht durch einen starken Wind verloren, der durch Strahlungsdruck angetrieben wird. Es gibt viele Beispiele, bei denen dieser Massenverlust beobachtet wurde, darunter Objekte wie Eta Carina , Wolf-Rayet- Sterne und Rote Überriesen. Viele dieser Objekte haben ihre gesamte äußere Hülle verloren und haben im Wesentlichen die Produkte der nuklearen Verbrennung freigelegt, oder diese Produkte werden durch Konvektion oder andere exotischere Mischprozesse, die mit ihrer Rotation verbunden sind, an die Oberfläche gemischt. Diese Produkte werden dann von ihren starken Winden in den Weltraum getrieben.

Dieser Mechanismus wird einen wichtigen Beitrag zum Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffvorkommen im interstellaren Medium leisten. Die Winde können auch in viel schwereren Elementen (sogar schwerer als Eisen, wie Barium und Strontium) verstärkt werden, die durch den s-Prozess erzeugt wurden, bei dem bereits vorhandene Eisenspitzenkerne in den nuklearen Verbrennungsregionen Neutronen einfangen können . Dieser Prozess kann auch in Sternen auftreten, deren Massen wesentlich geringer sind als für die Erzeugung einer Supernova erforderlich.

Zusätzlich zur Nukleosynthese, wenn der Stern altert, produziert der Einsturz des Kerns in eine Supernova auch schwerere Elemente – Supernova-Nukleosynthese .

Zum Beispiel verursacht die intensive Energie des Zusammenbruchs die Verschmelzung eines Teils des Materials, das den Kern umgibt. Dieses Material entweicht und wird nicht im Kern selbst eingeschlossen.