Zerfallen schwerere Elemente während einer Supernova?

Die Antwort ist, dass in einem Prä-Supernova-Stern der größte Teil seiner Masse immer noch in Form von Wasserstoff und Helium vorliegt. Nur im zentralen Kern ist das ursprüngliche H und He zu schwereren Elementen verschmolzen.

Dieses Bild von Zwiebelschichten sieht man normalerweise in Grundschulbüchern. Es ist quantitativ völlig irreführend . Es stellt schematisch dar, was sich im Zentrum des Prä-Supernova-Sterns befindet, aber in Bezug auf die Masse, die sich in jeder Schale befindet (es handelt sich offensichtlich um ein 3D-Objekt), bekommen Sie eine völlig falsche Vorstellung, da dieses Diagramm nur etwa 1 Erddurchmesser groß ist , verglichen mit dem tatsächlichen Sternradius von etwas wie der Entfernung zwischen Erde und Sonne!

Hier ist ein ausgefeilteres Diagramm aus einer Arbeit von Fuller et al. (2015) . Es zeigt die Zeit bis zur Supernova entlang der x-Achse und die y-Achse repräsentiert eine radiale Analyse der chemischen Zusammensetzung vom Zentrum des Sterns nach außen. Die anfängliche Gesamtsternmasse beträgt$12M_{\odot}$. Wenn Sie sich nach links in Richtung der Supernova-Explosion bewegen, beachten Sie, wie sich das, was sich im Kern befindet, verändert – von H-dominiert zu He-dominiert, zu C/O-dominiert, dann zu Si und schließlich zu Fe (eigentlich Eisenspitzenelemente). Beachten Sie, wie viel Masse in diesen Kernregionen für jede Stufe der nuklearen Verbrennung enthalten ist. Der Rand des "Heliumkerns" umschließt die Mitte$4M_{\odot}$des Sterns. Die nachfolgenden schwereren Elementkerne innerhalb der Zwiebelringstruktur umschließen deutlich weniger Masse, bis der Eisenkern rund ist$1.3M_{\odot}$kurz vor der Explosion. Blaue Schattierung kennzeichnet Regionen, die durch Konvektion gründlich durchmischt und homogenisiert sind.

Nach der Explosion wird der entstehende Neutronenstern ebenfalls eine Masse von etwa haben$1.3-1.4M_{\odot}$. Mit anderen Worten, der größte Teil des restlichen Sterns (ca$10M_{\odot}$kurz vor der Explosion) wird bei der Supernova in die Luft gesprengt. Aber von der$8.6M_{\odot}$das ins interstellare Medium gelangt, liegt noch weit über die Hälfte in Form von Wasserstoff und Helium vor; die Minderheit wird Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon, Silizium, Eisen usw. sein, und nur ein sehr kleiner Bruchteil davon wird (durch den r-Prozess ) in Elemente umgewandelt worden sein, die schwerer sind als Eisen und Nickel.

Obwohl also das in das interstellare Medium zurück injizierte Material mit schwereren Elementen angereichert ist, ist immer noch genügend Wasserstoff vorhanden, um eine neue Generation von Sternen zu starten. Es ist auch so, dass die Sternentstehung ein ineffizienter Prozess ist, sodass das Material, aus dem sich der Supernova-Vorläufer gebildet hat, immer noch größtenteils im interstellaren Medium vorhanden ist. Das Bild, das Sie haben sollten, ist eine allmähliche Anreicherung mit schweren Elementen, zumal das interstellare Medium durch eine Vielzahl von Prozessen (einschließlich Supernova-Explosionen!) aufgewühlt und gemischt wird.

EDIT: Hier ist ein noch tolleres Bild. Das untere Diagramm zeigt den relativen Massenanteil jedes Elements als Funktion der eingeschlossenen Masse, wenn Sie sich von einem Stern mit 15 Sonnenmassen (er hat während seiner Entwicklung 2 Sonnenmassen verloren) herausarbeiten. Das wirklich Tolle ist, dass es animiert ist, also zeigt es Ihnen die ersten Momente nach dem Kerneinsturz und wie sich die Dinge zu ändern beginnen. Beachten Sie, dass die äußere$5M_{\odot}$der Hülle beträgt etwa die Hälfte der Masse H und die Hälfte He vor dem Zusammenbruch des Kerns. Viel He und dann O in den Schichten darunter. Das obere Diagramm zeigt, wie sich die Dichtetemperatur und die Auswärtsgeschwindigkeit verhalten. Das Bild stammt von der Website von Woosley und Heger (2007) , einer kanonischen Arbeit zu diesem Thema.

Hmm. Ich kann das animierte GIF nicht hochladen. Hier ist es ; einen Blick wert.

Damit ein Stern zu einer Nova wird, muss er eine Masse haben, die mindestens achtmal so groß ist wie unsere Sonne. Für eine Supernova muss sie größer sein.

Die erste Stufe ist die Wasserstofffusion in schwerere Elemente. Die erzeugte Energie drückt den Wasserstoff nach außen. Wenn es keine Verschmelzung gäbe, wäre der Stern ein wenig kleiner. Wenn sich die Wasserstofffusion im Kern verlangsamt (aufgrund von Wasserstoffmangel), schrumpft der Stern und die Heliumfusion übernimmt den Hauptprozess. Derzeit wird angenommen, dass der Kern des Sterns zu etwa 25 % aus Wasserstoff und zu 75 % aus Helium besteht. Die äußere Wasserstoffschicht ändert sich nicht. Schließlich stellt der Stern Eisen als Fusionsprodukt her.

Die Fusion, um ein Element schwerer als Eisen zu machen, verbraucht mehr Energie, als es produziert. Wenn sich also der Prozess der „Eisenfusion“ (Erzeugung von Eisen) erheblich verlangsamt, kollabiert der Stern. Dieser Zusammenbruch verursacht einen massiven Druck- und Temperaturanstieg im Kern, der die Fusion schwererer Elemente auslöst; obwohl es ein Nettoenergieverlust ist. Dieser Energiestoß sprengt den Stern auseinander. Der Unterschied zwischen einer Nova und einer Supernova ist die Menge an Fusion, die stattfindet, bevor der Kern auseinander gesprengt wird.

Da die Fusion nur im Kern stattfindet und der Kern weniger als 1/100 des Volumens des Sterns hat, wird die äußere Schicht des Sterns nach außen geblasen, wenn der Stern zu einer Nova (oder Supernova) wird.

Nur ein sehr kleiner Bruchteil der Elemente im Kern der Supernova wird in schwerere Elemente umgewandelt. Das meiste bleibt unverändert.

Das liegt daran, dass es mehr Energie braucht, um Eisen zu irgendetwas anderem zu verschmelzen, als Sie aus der Reaktion herausbekommen. Das ganze Leben eines Sterns ist ein empfindliches Gleichgewicht der Freisetzung von Energie durch den Fusionsprozess, der gegen die Schwerkraft drückt und den Start in einem einigermaßen stabilen Gleichgewicht hält. Es verschmilzt Wasserstoff zu Helium, das Energie erzeugt, die Druck erzeugt, der gegen die Schwerkraft zurückdrängt. Jede aufeinanderfolgende Phase der Fusion setzt immer weniger Energie aus der Fusion frei, sodass sie immer härter arbeiten muss, um alles gegen die Schwerkraft aufrechtzuerhalten. Aus diesem Grund dauert jede aufeinanderfolgende Fusion immer kürzer, weil viel mehr Helium schneller fusioniert werden muss, um die gleiche Energiemenge zu erhalten, die sie durch weniger Wasserstofffusion erhalten hat. Also zurück zur Supernova. Es kommt zu Eisen, plötzlich hat es keinen anderen Ort mehr. Nichts anderes, was es fusionieren kann, wird Energie erzeugen, Boom, all diese Energie, die den Kern gegen die Schwerkraft gehalten hat, ist plötzlich nicht mehr da. Die Schwerkraft wird allein gelassen, um den Kern zusammenzuziehen, und der Kern kollabiert, bis er so dicht wird, dass Sie nicht mehr in den Raum packen können. Im Grunde verwandelt sich alles in eine riesige Kugel aus Neutronen, die so eng wie möglich zusammengepresst werden, und die Gesetze der Physik sagen "STOP". Nun, alles andere kollabiert immer noch an dieser Wand aus Neutronen mit, ich habe Leute sagen sehen, 10-20% der Lichtgeschwindigkeit. Es trifft auf diese Wand und prallt zurück, wobei es in einer Schockwelle durch den Rest des Gases im Stern reißt. Diese Schockwelle erzeugt wirklich hohe Temperaturen und hohen Druck in den anderen Schichten des Sterns, was ebenfalls zu einer Fusion führen kann.