Warum hört die Fusion beim Eisen auf, wenn Nickel am stärksten gebunden ist?

Mein Verständnis ist, dass die Sternfusion natürlich bei Eisen aufhört, weil es energetisch ungünstig ist, den Kern weiter wachsen zu lassen.

Aber Eisen ist nur der drittfestste Kern, Nickel ist die Nummer eins, also sollte Eisen nicht günstig mit Helium verschmelzen?

Ich kann Ihre Frage nicht beantworten, aber ich denke, diese Seite kann Ihnen helfen: en.wikipedia.org/wiki/Nickel-62
Wer sagt, dass es nicht fusioniert?

Antworten (3)

Die Eisenpeak-Elemente sind meistens das Produkt von Alpha-Einfangreaktionen auf Kerne, die mit einer ähnlichen Anzahl von Neutronen und Protonen beginnen ( Z = N ).

Die nukleare Verbrennung, die mit Kohlenstoff und Sauerstoff (in Supernovae vom Typ Ia) oder Silizium (in den Kernen massereicher Sterne am Ende ihres Lebens) verbunden ist, ist sehr schnell oder sogar explosiv. Die wichtigen Reaktionen bei der Bestimmung der unmittelbaren Endprodukte sind solche, die auf schnellen Zeitskalen ablaufen.

In diesen Fällen gibt es einen Wettbewerb zwischen Alpha-Einfang und Photozerfall mit der Einschränkung, dass Z ≃ N , da schwache, geschmacksverändernde Reaktionen im Allgemeinen zu langsam sind, um das Neutronen/Protonen-Verhältnis weit von Eins zu bewegen, bevor ein Gleichgewicht zwischen Alpha-Einfang und Photozerfall erreicht ist.

Unter diesen Einschränkungen erweist sich 56Ni als der stabilste Kern. Weitere Alpha-Aufnahmen bis 60Zn (oder darüber hinaus) werden nicht bevorzugt ∗ , weil die höheren Temperaturen, die erforderlich wären, um die größere Coulomb-Barriere zu überwinden, zu einer Photozersetzung zu kleineren Kernen führen.

Daher gibt es keinen einfachen Weg zu 62Ni.

Die Tatsache, dass 56Fe die Eisenspitzenelementhäufigkeiten dominiert, die in den Atmosphären von Sternen und im interstellaren Medium zu sehen sind, liegt daran, dass das 56Ni in Supernovae-Ejekta mit Halbwertszeiten von 6 bzw. 77 Tagen zu 56Co und dann zu 56Fe zerfällt. Innerhalb des dichten Kerns eines massereichen Sterns kann der Elektroneneinfang durch 56Ni schneller sein, führt aber immer noch zu 56Fe.

Bearbeiten:

∗ Beachten Sie, dass Alpha-Einfang auf 56Ni immer noch isoliert energetisch günstig ist . In einem Kern aus 56Ni muss das Alphateilchen jedoch zuerst von einem 56Ni-Kern abgestreift werden, und die Nettoumlagerung von Nukleonen wäre endotherm.

In Bezug auf Fe-56 im interstellaren Medium verstehe ich die Erklärung. Für eine Dominanz von Fe-56 in Sternen könnten die Halbwertszeiten von 6 bzw. 77 Tagen zu lang sein, wenn die Si-Brennphase nur wenige Tage dauert. Ich würde gerne Informationen über die (kürzeren?) Halbwertszeiten von Ni-56 und Co-56 unter den Bedingungen eines Si-brennenden Sternkerns finden. Dies würde meine (falsche?) Vorstellung ändern, dass schwache Zerfallsraten unempfindlich gegenüber äußeren Bedingungen sind.
@gamma1954 Die Raten schwacher Wechselwirkungen sind sicherlich von den äußeren Bedingungen abhängig. Beta-Zerfall kann zum Beispiel durch Elektronenentartung blockiert werden. Es könnte durchaus sein, dass die Elektroneneinfangraten bei hoher Elektronendichte stark erhöht sind. Ich bin mir nicht sicher, ob Sie meiner Argumentation folgen. Das Fe, das wir in Sternen sehen, wurde in Supernovae vom Typ Ia und II produziert und nicht in diesen Sternen gebildet. Wir „sehen“ nicht, was sich am Ende seines Lebens im Kern eines massereichen Sterns befindet, und das meiste davon endet in einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch.
Vielen Dank für die Klarstellung: Das Eisen, das wir in Sternatmosphären sehen, wurde in Supernovae anderer Sterne produziert. Ich wusste es, habe aber deine Antwort falsch interpretiert. Ausbaggerungsprozesse können Elemente wie Technetium aufdecken, die innerhalb eines Sterns gebildet werden, aber sie haben nicht die Zeit, die Eisenproduktion aufzudecken.

56 N ich wird in Silizium-Fusionssternen produziert. Der Fusionsprozess "hört" nicht auf F e . Es treten mehrere A=56-Nuklide auf. Siehe den Wikipedia-Artikel zu: Siliziumverbrennung .

Auch Introductory Nuclear Physicsvon Krane, Kapitel 19, Abschnitt 4.

Irgendeine Idee, warum Fe so oft als Stopppunkt angegeben wird?
Nachdem ich mir einige Massentabellen angesehen habe, bin ich verwirrt über Ihre Behauptung, welches Nuklid am stärksten gebunden ist. Welche zwei Nuklide sind Ihrer Meinung nach enger gebunden als 56 F e ? Ich habe Probleme, sie zu finden. EDIT: Macht nichts. Ich habe sie gefunden. Ni-62 und Fe-58. Es hat damit zu tun, ob eine Alpha-Reaktion zu diesen beiden Kernen im Stern gelangen kann. Ich muss ein paar Berechnungen anstellen.

Aus Wikipedia :

Da die Kernkraft für Atomkerne, die kleiner als Eisen und Nickel sind, stärker ist als die Coulomb-Kraft, setzt der Aufbau dieser Kerne aus leichteren Kernen durch Fusion die zusätzliche Energie aus der Nettoanziehung dieser Teilchen frei. Bei größeren Kernen wird jedoch keine Energie freigesetzt, da die Kernkraft kurzreichweitig ist und über noch größere Atomkerne nicht weiter wirken kann. Es wird also keine Energie mehr freigesetzt, wenn solche Kerne durch Fusion hergestellt werden; stattdessen wird bei solchen Prozessen Energie absorbiert.

Warum hört die Fusion beim Eisen auf, wenn Nickel am stärksten gebunden ist?
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 2v