Warum verbraucht Eisen beim Schmelzprozess mehr Energie, als es produziert?

Es wäre gut, wenn Sie auf Ihre Quellen verweisen, da Sie sie möglicherweise missverstehen. Wir könnten sehen, was sie tatsächlich sagen, und Ihnen helfen, sie zu verstehen.

Die Nukleosynthese von Eisen verbraucht nicht mehr Energie, als sie produziert.

Es wird jedoch oft als das schwerste Element bezeichnet, das bei der Fusion entsteht, was dazu führt, dass mehr Energie produziert als verbraucht wird.

Allerdings stimmt das nicht ganz. Schwerere Elemente können durch Fusion erzeugt werden, die mehr Energie produzieren als verbraucht wird, außer dass diese Fusionsreaktionen nicht in Sternen auftreten. (zB 40Ca + 40Ca)

Es ist auch möglich, dass schwerere Kerne in Sternen fusionieren, was dazu führt, dass mehr Energie produziert als verbraucht wird, aber dies sind instabile Isotope und sie zerfallen schnell.

Genauer gesagt ist Eisen das schwerste Element, das bei der stellaren Nukleosynthese in einer signifikanten Menge produziert wird, die bei der Fusion mehr Energie erzeugt, als die Fusion verbraucht.

Dies wird als Alpha-Prozessleiter bezeichnet. Fügen Sie den neu erzeugten Kernen weiterhin Alpha-Teilchen hinzu, bis Sie aufhören, mehr Energie herauszuholen, als Sie hineingesteckt haben.

Der letzte Schritt im Alpha-Prozess, der Energie erzeugt, ist 52Fe + 4He => 56Ni (entschuldigen Sie die Müllnotation; wenn diese Antwort überhaupt als hilfreich angesehen wird, werde ich versuchen, die Notation aufzuräumen)

56Ni + 4He => 60Zn verbraucht mehr Energie als es erzeugt.

56Ni hat eine sehr kurze Halbwertszeit von nur 6 Tagen und zerfällt zu 56Co mit einer Halbwertszeit von 77 Tagen, das zu 56Fe zerfällt, das stabil ist. Wenn also ein Stern kurz vor dem Kollaps steht, produziert er in seinem Endstadium viel Eisen – einiges davon aus zerfallenden schwereren radioaktiven Isotopen.

Warum hört der Alpha-Prozess an diesem Punkt auf, Energie zu produzieren? Dies liegt daran, dass dort die maximale Bindungsenergie liegt. Mehr.

Wie in dieser Frage zu sehen ist: Welche Effekte neben dem "Massendefekt" führen dazu, dass die Alpha-Leiter jenseits von Eisen-56 / Nickel-56 endotherm ist? Es ist nicht so einfach zu erklären, warum die Fusion bei Eisen stoppt (eigentlich stoppt sie bei 56Ni und dann erzeugt der radioaktive Zerfall danach 56Fe - dh 56Ni ist das endgültige Fusionsprodukt, nicht 56Fe).

Das Hinzufügen von Alpha-Partikeln zu 56Ni ist immer noch exotherm (isoliert)

Die Elemente um 56Ni, 56Fe usw. nehmen eine Sonderstellung ein, indem sie am Scheitelpunkt der Kurve der Bindungsenergie pro Nukleon liegen .

Das bedeutet, wenn Sie eine Reihe von Nukleonen haben und es möglich ist, sie neu anzuordnen, um Kerne verschiedener Art zu bilden, besteht die natürliche Tendenz darin, die Gesamtenergiedichte zu minimieren, indem Sie die Bindungsenergie pro Nukleon maximieren und Kerne bilden, die sich befinden die Spitze der BE-pro-Nukleon-Kurve (dh die "Eisenspitzen"-Elemente).

Wie in meiner Antwort auf die oben erwähnte Frage hervorgehoben, ist es also in einem Kern aus 52Fe energetisch günstig (dh es setzt Energie frei), ein Alphateilchen von einem Kern abzubrechen und es mit einem anderen 52Fe-Kern zu 56Ni zu verschmelzen gilt dies nicht, wenn der Kern aus 56Ni besteht. dh es verbraucht Energie, um ein Alphateilchen aus einem 56Ni-Kern zu brechen und es mit anderen 56Ni-Kernen zu 60Zn zu verschmelzen.

dh es gibt zwei Schritte: (1) Entfernen eines Alpha-Pertikels von einem existierenden Kern; (2) fügen Sie es einem anderen Kern hinzu, um einen schwereren Kern zu erzeugen. Die beiden Schritte zusammen sind endotherm, wenn der ursprüngliche Kern so schwer oder schwerer als 56 Ni ist. (NB Beachten Sie, dass 62Ni technisch gesehen der Kern mit maximalem BE pro Nukleon [nur] ist, aber es gibt keinen einfachen Weg, um durch Fusion dorthin zu gelangen).

Jetzt ist im Kern eines massereichen Sterns viel Energie verfügbar, sodass eine Fusion jenseits von 56 Ni stattfinden könnte (endotherm). Die Coulomb-Barriere steigt jedoch auch, wenn die Kerne mehr Protonen erhalten und die zum Einleiten der Fusion erforderlichen Temperaturen zunehmen. Bei den Temperaturen, die zum Verschmelzen von 56Ni zu 60Zn erforderlich sind, wird die Photozersetzung durch energetische Photonen zu einem sehr wichtigen Prozess, und daher neigt 60Zn (obwohl etwas vorhanden ist) dazu, genauso schnell photozersetzt zu werden, wie es erzeugt wird. Da die Photozersetzung sehr endotherm ist (siehe Schritt (1) oben), bedeutet dies normalerweise das Ende des Weges für den Stern und kann einen Kernkollaps auslösen.

Warum sich Eisenspitzenelemente an der Spitze der BE-pro-Nukleon-Kurve befinden, müssen Sie sich mit der grundlegenden Kernphysik befassen. Die starke Kernkraft ist sehr anziehend, wirkt aber nur zwischen den nächsten Nachbarn, aber Kerne an der "Oberfläche" sind weniger fest gebunden. Es gibt weniger Nukleonen an der Oberfläche (relativ zur Gesamtzahl), wenn Sie größere Kerne haben. Die Protonen in einem Kern stoßen jedoch alle anderen Protonen in einem Kern ab; der Effekt lässt mit größer werdendem Kern nach, wächst aber stark (wie$Z^2$) mit der Anzahl der Protonen. Sie haben also zwei konkurrierende Effekte; der eine bevorzugt größere Kerne, der andere benachteiligt große Kerne mit vielen Protonen. Die Bindungsenergie pro Nukleon ist irgendwo in der Mitte maximiert.