Warum wird durch Fusion in massereichen Sternen mehr Fe-56 als Ni-62 produziert?

Angenommen, wir erzeugen einen Fe-56-Kern und einen Ni-62-Kern, jeweils aus einzelnen Protonen und Neutronen. Im Fall von Ni-62 wird mehr Masse pro Nukleon in Bindungsenergie umgewandelt. Daher könnten wir argumentieren, dass der Ni-62-Kern stärker gebunden ist als der Fe-56-Kern, wenn ich so weit richtig liege.

  1. Warum wird Fe-56 in vielen astrophysikalischen Texten als der am stärksten gebundene aller Kerne erwähnt?

Fe-56 wird allgemein als das dominierende Endprodukt von Fusionsreaktionen im Kern massereicher Sterne erwähnt. Wenn ich richtig liege, werden Fusionsreaktionen jenseits von Si-28 von teilweisen Zerfällen begleitet, was zu einem Cocktail von Fragmenten führt, nicht ausschließlich Vielfachen von He-4 (nukleares statistisches Gleichgewicht).
2. Warum wird im Kern eines massereichen Sterns viel mehr Fe-56 als Ni-62 produziert, obwohl Ni-62 fester gebunden ist als Fe-56? Was bestimmt den Anteil jedes Nuklids an der resultierenden Eisengruppe?

Mehr zu Ni-62 .
Mögliches Duplikat von physical.stackexchange.com/q/15943
@Rob Jeffries Danke, aber es ist kein Duplikat. Beide Wikipedia-Quellen scheinen die Fusion über Si-28 hinaus nur als He-4-Addition zu beschreiben. Soweit ich jedoch den Prozess verstehe, der zu einem nuklearen statistischen Gleichgewicht führt, erzeugt die (teilweise) Desintegration eine ziemliche Vielfalt von Fragmenten. Somit steht nicht nur He-4 für die Fusion zur Verfügung und Ni-62 könnte erzeugt werden. Dennoch dominiert Fe-56. Warum?
@ user12262 Danke, aber es scheint kein Duplikat zu sein. Die Wikipedia-Quelle bezieht sich nicht auf die spezifische Situation im Kern eines massereichen Sterns am Ende des Fusionsprozesses.
Einverstanden und ich habe nicht für das Schließen gestimmt.

Antworten (2)

Die letzte Phase der Nukleosynthese im Kern eines massereichen Sterns beinhaltet die Produktion von Eisenpeak-Elementen, die hauptsächlich durch den Wettbewerb zwischen Alpha-Einfang und Photozerfall bestimmt werden. Das Ausgangsmaterial ist hauptsächlich Si28, und schwache Prozesse sind nicht in der Lage, das n/p-Verhältnis in ausreichend kurzen Zeitskalen signifikant von eins zu ändern. Somit sollte das erwartete Ergebnis dieser Quasi-Gleichgewichtsreaktionen Kerne mit sein Z ≃ N . Unter Berücksichtigung dieser Einschränkung ist Ni56 der stabilste Kern, der sich aus Alpha-Einfängen auf Si ergibt.

Um schwerere Kerne (z. B. Zn60) durch Alpha-Einfang zu erzeugen, sind höhere Temperaturen (aufgrund der höheren Coulomb-Barriere) erforderlich, und bei diesen höheren Temperaturen treibt die Photozersetzung das Gleichgewicht zurück zu kleineren Kernen.

Wo also entsteht die ganze Verwirrung? Das meiste Eisenspitzenmaterial, das bei einer Supernova ausgestoßen wird , entsteht etwas weiter außerhalb des Kerns beim explosiven Brennen von Si. Das Hauptprodukt ist Ni56, wie oben, und dieses unterliegt dann schwachen Zerfällen zu Co56 und dann Fe56 mit Halbwertszeiten von 6 Tagen bzw. 77 Tagen. Daher ist das häufigste Eisenpeak-Produkt, das im interstellaren Medium landet, Fe56 (ebenfalls vom Alpha-Einfang in Typ-Ia-Supernovae).

Vielen Dank für die Unterscheidung zwischen ausgeworfenem und nicht ausgeworfenem Material. Ich verstehe, dass das meiste Fe-56 im ISM beim Zerfall von Ni-56 > Co-56 > Fe-56 nach den Schalenverbrennungsprodukten eines massereichen Sterns (Kernkollaps-Supernova) oder den Fusionsprodukten eines Typs entsteht Eine Supernova wurde ausgestoßen.
Andererseits, wie kann Fe-56 zum dominierenden Nuklid im inneren Kern eines massereichen Sterns werden, bevor dieser kollabiert? Wie Sie geschrieben haben, wird nach dem Si-Zerfall und den anschließenden Alpha-Aufnahmen hauptsächlich Ni-56 produziert (Z / N = 1). Aber wie kann Fe-56 im inneren Kern eines massereichen Sterns dominant werden, bevor er zusammenbricht? Wenn ich richtig liege, dauert die Umlagerung, die nach dem Si-Zerfall im inneren Kern zur Eisengruppe führt, relativ "lang" und verläuft bei relativ "niedriger" Temperatur (evtl 10 4 − 10 5 s und 2 GK), verglichen mit dem explosiven Si-Brennen in der Hülle.
Laut Clayton kann der Beta-Zerfall unter Kernbedingungen viel schneller sein als im Labor, zB Elektroneneinfanglebensdauer im Kern 1 min für Ni-56. Dies könnte genügend Zeit für den Zerfall von Ni-56 > Co-56 > Fe-56 (Reduzierung von Z/N) lassen, bevor der innere Kern zusammenbricht. Meistens wird dieses Fe-56 im Neutronenstern oder Schwarzen Loch "begraben" und umgewandelt und trägt nie zum ISM bei. Könnte das stimmen? Iliadis (Nuclear Physics of Stars, Abschnitt 5.5.4 und 5.5.5) und Clayton (Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthese, Abschnitt 7.2) liefern nützliche Informationen.
@ gamma1954 Ja, ich denke, die Gesamtzeitskala des Si-Verbrennens (einige Tage) ist lang genug, um einen signifikanten Elektroneneinfang für Fe 56 im Kern zu ermöglichen. Möglicherweise widerlegt das, was ich über Geschmacksänderungen sage, die nicht schnell genug sind, aber der Punkt, dass die Photozersetzung das Gleichgewicht in Richtung kleinerer Kerne treibt (und auch, dass Zn 60 eine niedrigere Bindungsenergie hat), scheint der Schlüssel zur Verhinderung einer signifikanten Bildung von Ni 62 zu sein.
@ gamma1954 Weitere Gedanken dazu. Der Elektroneneinfang ist im Kern schneller, aber immer noch langsamer als der Alpha-Einfang und die Photozersetzung. Daher können Beta-Prozesse nur auf die ihnen zur Verfügung stehenden Gleichgewichtsprodukte einwirken. Da es schwierig ist, durch Alpha-Einfang an Zn60 zu gelangen, geschweige denn an Ge64, kann durch Elektroneneinfang nicht viel Ni62 erzeugt werden.
Vielen Dank für die Vervollständigung der Antwort auf die Frage zu Ni-62. Stimmt es, dass das meiste Fe-56 im Kern eines massereichen Sterns durch Fusion von Si-28 zu Ni-56 und anschließendem Elektroneneinfang zu Co-56 und Fe-56 entsteht? Und dass das meiste von diesem Fe-56 nach dem Kernkollaps im Neutronenstern oder Schwarzen Loch "begraben" ist?
@gamma1954 Ja, ich glaube, das ist der Fall. Das meiste ausgestoßene Eisen kommt von etwas weiter draußen und vom radioaktiven Zerfall von Ni56.

Eine sehr schöne Frage zu einem weit verbreiteten Missverständnis in Büchern über Astrophysik (ich habe den gleichen Fehler in einem Kommentar hier gemacht). Laut MP Fewell liegt der Ursprung dieses Missverständnisses in der Theorie der stellaren Nukleosynthese und der Häufigkeit der Elemente. Während andere Kerne eine höhere Bindungsenergie pro Nukleon haben, 56 F e ist reichlicher

weil die Konkurrenz zwischen Photozerfall und Einfang geladener Teilchen beginnt, Photozerfall am Eisen zu begünstigen.

Sobald die Reaktionskette reicht F e , gibt es keinen Grund, schwerere oder stabilere Kerne zu untersuchen, weil die Bedingungen so sind, dass sie kaum erzeugt werden.

Warum wird durch Fusion in massereichen Sternen mehr Fe-56 als Ni-62 produziert?
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 0v