Stellarer nucleosynthesis ist der gesammelte Begriff für den nucleosynthesis oder Kernreaktionen, in Sternen stattfindend, um die Kerne der Elemente zu bauen, die schwerer sind als Wasserstoff. Etwas kleine Menge dieser Reaktionen kommt auch auf der Sternoberfläche unter verschiedenen Verhältnissen vor. Für die Entwicklung von Elementen während der Explosion eines Sterns wird der Begriff Supernova nucleosynthesis gebraucht.

Die beteiligten Prozesse haben begonnen, am Anfang des 20. Jahrhunderts verstanden zu werden, als es zuerst begriffen wurde, dass die von Kernreaktionen veröffentlichte Energie für die Langlebigkeit der Sonne als eine Quelle der Hitze und des Lichtes verantwortlich gewesen ist. Der Hauptenergieerzeuger an der Sonne ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium, das bei einer minimalen Temperatur von 3 Millionen kelvin vorkommt.

Geschichte

1920 war Arthur Eddington, auf der Grundlage von den genauen Maßen von Atomen durch F.W. Aston, erst, um darauf hinzuweisen, dass Sterne ihre Energie von der Kernfusion von Wasserstoff erhalten haben, um Helium zu bilden.

1928 hat George Gamow abgeleitet, was jetzt den Faktor von Gamow, eine mit dem Quant mechanische Formel genannt wird, die die Wahrscheinlichkeit gegeben hat, zwei Kernen genug nahe für die starke Kernkraft dazu zu bringen, die Ampere-Sekunde-Barriere zu überwinden.

Der Faktor von Gamow wurde im Jahrzehnt verwendet, der gefolgt von Atkinson und Houtermans und später von Gamow selbst und Edward Teller, um die Rate abzuleiten, an der Kernreaktionen bei den hohen Temperaturen weitergehen würden, die geglaubt sind, im Sterninnere zu bestehen.

1939, in einer Zeitung betitelt "Energieproduktion in Sternen" hat Hans Bethe die verschiedenen Möglichkeiten für Reaktionen analysiert, durch die Wasserstoff in Helium verschmolzen wird. Er hat zwei Prozesse ausgewählt, die er geglaubt hat, um die Energiequellen in Sternen zu sein. Der erste, die Protonenproton-Kette, ist die dominierende Energiequelle in Sternen mit Massen bis zu ungefähr der Masse der Sonne. Der zweite Prozess, der Zyklus des Stickstoff-Sauerstoffes des Kohlenstoff, der auch von Carl Friedrich von Weizsäcker 1938 betrachtet wurde, ist in massiveren Sternen am wichtigsten. Diese Arbeiten haben die Energiegeneration betroffen, die dazu fähig ist, Sterne zu halten, heiß. Sie haben die Entwicklung von schwereren Kernen jedoch nicht gerichtet. Diese Theorie wurde von Fred Hoyle 1946 mit seinem Argument begonnen, dass sich eine Sammlung von sehr heißen Kernen in Eisen versammeln würde. Hoyle ist dem 1954 mit einem großen Papierumreißen gefolgt, wie fortgeschrittene Fusionsstufen innerhalb von Sternen Elemente zwischen Kohlenstoff und Eisen in der Masse synthetisieren würden.

Schnell wurden viele wichtige Weglassungen in der Theorie von Hoyle korrigiert, mit der Veröffentlichung einer berühmten Übersicht 1957 von Burbidge, Burbidge, Fowler und Hoyle (allgemein gekennzeichnet als das BFH Papier) beginnend. Diese letzte Arbeit hat gesammelt und hat frühere Forschung in ein schwer zitiertes Bild raffiniert, das Versprechung gegeben hat, für den beobachteten Verhältnisüberfluss an den Elementen verantwortlich zu sein. Bedeutende Verbesserungen wurden von A. G. W. Cameron und von Donald D. Clayton gebildet. Cameron hat seine eigene unabhängige Annäherung (im Anschluss an Hoyle) nucleosynthesis präsentiert. Er hat Computer in zeitabhängige Berechnungen der Evolution von Kernsystemen eingeführt. Clayton hat die ersten zeitabhängigen Modelle des S-Prozesses, des R-Prozesses, des Brennens von Silikon in Eisengruppe-Elemente berechnet, und hat radiogenic Chronologien entdeckt, für das Alter der Elemente zu bestimmen. Das komplette Forschungsfeld hat sich schnell in den 1970er Jahren ausgebreitet.

Schlüsselreaktionen

Die wichtigsten Reaktionen in stellarem nucleosynthesis:

• Das Wasserstoffbrennen:
• Schwerer Wasserstoff, der brennt
• Die Protonenproton-Kette
• Der Zyklus des Stickstoff-Sauerstoffes des Kohlenstoff
• Das Helium-Brennen:
• Der Prozess des dreifachen Alphas
• Der Alpha-Prozess
• Das Brennen von schwereren Elementen:
• Das Kohlenstoff-Brennen bearbeitet
• Das Neonbrennen bearbeitet
• Das Sauerstoff-Brennen bearbeitet
• Das Silikonbrennen bearbeitet
• Produktion von Elementen, die schwerer sind als Eisen:
• Neutronfestnahme:
• Der R-Prozess
• Der S-Prozess
• Protonenfestnahme:
• Der Rp-Prozess
• Photozerfall:
• Der P-Prozess

Das Wasserstoffbrennen

"Das Wasserstoffbrennen" ist ein Ausdruck, den Astronomen manchmal für den Sternprozess verwenden, der auf die Kernfusion von vier Protonen hinausläuft, um einen Kern von Helium 4 zu bilden. (Das sollte mit dem Verbrennen von Wasserstoff in einer Oxidieren-Atmosphäre nicht verwirrt sein.) Gibt es zwei vorherrschende Prozesse, bei denen das Sternwasserstoffbrennen vorkommt.

In den Kernen von niedrigeren Massenhauptfolge-Sternen wie die Sonne ist der dominierende Prozess die Protonenproton-Kettenreaktion (Reaktion der Seiten-Kette). Das schafft ein Helium 4 Kern durch eine Folge von Kettenreaktionen, die mit der Fusion von zwei Protonen beginnen, einen Kern von schwerem Wasserstoff zu bilden. Der nachfolgende Prozess des Brennens des schweren Wasserstoffs wird jeden vorher existierenden am Kern gefundenen schweren Wasserstoff verbrauchen. Der Reaktionszyklus der Seiten-Kette ist gegen die Temperatur relativ unempfindlich, so kann dieser Wasserstoffbrennen-Prozess in bis zu einem Drittel des Radius des Sterns vorkommen und Hälfte der Masse des Sterns besetzen. Infolgedessen, für Sterne über 35 % der Masse der Sonne, ist der Energiestrom zur Oberfläche genug niedrig, dass das Kerngebiet eine Strahlungszone bleibt, anstatt convective zu werden. In jedem ganzen Fusionszyklus befreit die p-p Kettenreaktion ungefähr 26.2 MeV.

In höheren Massensternen ist der dominierende Prozess der CNO Zyklus, der ein katalytischer Zyklus ist, der Kerne von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Vermittler verwendet, um einen Helium-Kern zu erzeugen. Während eines ganzen CNO Zyklus werden 25.0 MeV der Energie befreit. Der Unterschied in der Energie im Vergleich zur p-p Kettenreaktion wird durch die durch die Neutrino-Emission verlorene Energie verantwortlich gewesen. Der CNO Zyklus ist wirkliche empfindliche Temperatur, so wird es am Kern stark konzentriert. Ungefähr 90 % der CNO Zyklus-Energiegeneration kommen innerhalb der inneren 15 % der Masse des Sterns vor. Das läuft auf einen intensiven äußeren Energiestrom hinaus, der durch die Strahlungsübertragung nicht gestützt werden kann. Infolgedessen wird das Kerngebiet eine Konvektionszone, die den Wasserstoff brennendes Gebiet rührt und es gut gemischt mit dem protonenreichen Umgebungsgebiet hält. Diese Kernkonvektion kommt in Sternen vor, wo der CNO Zyklus mehr als 20 % der Gesamtenergie beiträgt. Als die Sternalter und die Kerntemperaturzunahmen weicht das Gebiet, das durch die Konvektionszone langsam besetzt ist, vor 20 % der Masse unten zu den inneren 8 % der Masse zurück.

Der Typ des Wasserstoffbrennen-Prozesses, der innerhalb eines Sterns vorherrscht, wird durch die Temperaturabhängigkeitsunterschiede zwischen den zwei Reaktionen bestimmt. Die Reaktion der Seiten-Kette fängt bei Temperaturen ringsherum an, es den dominierenden Mechanismus in kleineren Sternen machend. Ein Selbstaufrechterhalten, dessen CNO Kette eine höhere Temperatur ungefähr verlangt, aber danach nimmt es schneller in der Leistungsfähigkeit zu als die Reaktion der Seiten-Kette als die Temperatur, wächst. Oben ungefähr wird der CNO Zyklus die dominierende Energiequelle. Diese Temperatur wird in den Kernen von Hauptfolge-Sternen mit mindestens 1.3mal der Masse der Sonne erreicht. Die Sonne selbst hat eine Kerntemperatur ungefähr, und nur der Energie, die an der Sonne wird erzeugt, kommt aus dem CNO Zyklus. Als ein Hauptfolge-Stern Alter wird sich die Kerntemperatur erheben, auf einen fest zunehmenden Beitrag von seinem CNO Zyklus hinauslaufend.

Sobald ein Stern mit ungefähr 0.5-10mal der Masse der Sonne fast den ganzen Wasserstoff an seinem Kern verbraucht hat, beginnt es, den roten riesigen Zweig zu entwickeln. Das Wasserstoffbrennen wird entlang einer Schale vorkommen, die einen trägen Helium-Kern umgibt. Das wird weitergehen, bis die fest zunehmende Kerntemperatur zu weit geht, an dem das Punkt-Helium-Brennen mit einem flüchtigen Thermalprozess genannt den Helium-Blitz beginnt. Das Wasserstoffbrennen geht entlang einer dünnen Schale weiter, die den Helium-Kern umgibt.

Weiterführende Literatur

Links

• Wie die Sonne-Scheine durch John N. Bahcall
• Nucleosynthesis im Cosmicopia der NASA