Es wird gesagt, dass die Eisenfusion endotherm ist und Sterne diese Art von Fusion nicht aufrechterhalten können (nicht bis sie zur Supernova werden). Star setzt jedoch ständig Energie aus der Fusion von Elementen wie Wasserstoff und Helium frei. Kann diese Energie also nicht für die Fusion von Eisenkernen verwendet werden?
Die Sonne produziert offensichtlich viel mehr Energie pro Sekunde, als benötigt wird, um einen Eisenkern mit einem anderen Kern zu verschmelzen. Das Problem besteht darin, all diese Energie auf den Eisenkern zu konzentrieren. Es reicht nicht zu wissen, dass es einem die Energie nimmt Wasserstofffusionen, um einen Eisenkern zu fusionieren, daraus werden die energetischen Produkte gewonnen Wasserstofffusionsereignisse kollidieren alle gleichzeitig mit dem Eisenkern. Unter normalen Bedingungen ist die Wahrscheinlichkeit dafür vernachlässigbar.
Unter extremen Bedingungen kann es jedoch vorkommen. Zum Beispiel sind in Supernovae die Drücke und Temperaturen so hoch, dass Eisen und schwerere Kerne Fusionsreaktionen eingehen , um die Elemente zu erzeugen, die schwerer als Eisen sind.
Eisenfusion kann in Sternen stattfinden - was Sie brauchen, ist viel Eisen und sehr hohe Temperaturen, um die ständig zunehmende Coulomb-Abstoßung zwischen Alphateilchen und schwereren Kernen zu überwinden. Diese Bedingungen herrschen in den Kernen massereicher Sterne gegen Ende ihres Lebens.
Beispielsweise können Alpha-Partikel mit einem Eisen-56-Kern verschmelzen, um Nickel-60 und dann Zink-64 zu produzieren; Diese Reaktionen sind nahezu energetisch neutral, da die Kurve der Bindungsenergie pro Nukleon über diesen Atommassenbereich nahezu flach ist. Das Problem besteht darin, dass es konkurrierende Zerfalls- und Spaltungsprozesse gibt (insbesondere Photozerfall bei hohen Temperaturen), die bei diesen Temperaturen zum Aufbrechen von Kernen führen, was die signifikante Produktion schwererer Kerne in jeder Art von Gleichgewicht beeinträchtigt.
Schwerere Elemente können durch Neutroneneinfang erzeugt werden. Dies kann ein exothermer Prozess sein, erfordert jedoch weniger energetische Bedingungen, da die Neutronen neutral sind und sogar in der Nähe der Zentren von Sternen mittlerer Masse auftreten können (siehe Ursprung von Elementen schwerer als Eisen (Fe) ). Schwerere Kerne wie Sr, Ba und sogar Pb können durch eine Kette von langsamen Neutroneneinfängen gefolgt von schnellen Zerfallsereignissen erzeugt werden, die dann stabil sind, und die inneren Bedingungen in den Zentren von AGB-Sternen mit mittlerer Masse sind nicht heiß genug, um eine Photozersetzung zu verursachen . Der Neutroneneinfang kann auch während einer Supernova-Explosion schneller erfolgen – ein höchst „Nicht-Gleichgewichtsereignis“, bei dem ein winziger Bruchteil der Supernova-Energie in die endotherme Produktion der schwereren Elemente und aller Elemente jenseits von Blei fließt.
Wie Sie richtig gesagt haben, kann der Stern den Prozess in einer normalen Situation nicht aufrechterhalten. Das bedeutet nicht, dass im Kern keine solchen Reaktionen ablaufen. Der Unterschied besteht darin, dass während der Prä-Supernova-Phase des Sterns die Eisenproduktion im Vergleich zum Stern vernachlässigbar ist. Wenn es zur Supernova wird, produziert es eine vergleichbare Menge Eisen.
Eisenfusion kann passieren, aber die Tatsache, dass sie passiert, raubt Energie aus dem Kern des Sterns. Es gibt keine Möglichkeit, Energie durch Wasserstofffusion hinzuzufügen. Die Wahrscheinlichkeit ist wirklich gering. Selbst wenn es passiert, wird es den Stern nur für kurze Zeit retten. Das liegt daran, dass das Verschmelzen von schwereren Elementen jetzt noch schlimmer ist als das Verschmelzen von Eisen. Wenn der Eisenkern keinen Zusammenbruch verursacht, werden die neu gebildeten schweren Elemente dies tun, da diese schweren Elemente keine Möglichkeit haben, ihre Energie durch Spaltung zurückzugeben. Ein Stern wird diesen Elementen eine Fusion aufzwingen und dies wird zu einer Supernova führen.
Benutzer10851