Astronomie

Stern - Entwicklung massereicher Sterne

Entwicklung massereicher Sterne

Wenn die Temperatur und die Dichte des Kerns weiter ansteigen, neigen die Kerne der Eisengruppe dazu, in Heliumkerne zu zerfallen , aber dabei wird plötzlich eine große Menge Energie verbraucht. Der Stern erleidet dann eine heftige Implosion oder einen Zusammenbruch, wonach er bald als Supernova explodiert . Bei den katastrophalen Ereignissen, die zu einer Supernova-Explosion führen, und danach für ungefähr 1.000 Sekunden kann eine Vielzahl von Kernreaktionen stattfinden. Diese Prozesse scheinen in der Lage zu sein, die Spurenhäufigkeit aller bekannten Elemente zu erklären, die schwerer als Eisen sind.

Es wurden zwei Situationen ins Auge gefasst , in denen Neutronen eingefangen werden. Wenn ein Kern ein Neutron einfängt , nimmt seine Masse um eine Atomeinheit zu und seine Ladung bleibt gleich. Ein solcher Kern ist oft zu schwer für seine Ladung und kann ein Elektron ( Beta-Teilchen ) emittieren , um einen stabileren Zustand zu erreichen. Es wird dann ein Kern des nächsthöheren Elements im Periodensystem der Elemente . Im ersten solchen Prozess, genanntlangsamer oder s- Prozess , der Fluss der Neutronen ist gering. Ein Kern fängt ein Neutron ein und emittiert gemächlich ein Beta-Teilchen. seine nukleare Ladung erhöht sich dann um eins.

Der Beta-Zerfall ist oft sehr langsam, und wenn der Neutronenfluss hoch ist, kann der Kern ein anderes Neutron einfangen, bevor Zeit für den Zerfall bleibt. In diesemSchneller oder r- Prozess Die Entwicklung eines Kerns kann sich stark von der eines langsamen Prozesses unterscheiden. Bei Supernova-Explosionen können große Mengen an Neutronen erzeugt werden, die zum raschen Aufbau massereicher Elemente führen können. Ein interessantes Merkmal der Synthese schwerer Elemente durch Neutroneneinfang mit hoher Geschwindigkeit bei einer Supernova-Explosion ist, dass Kerne hergestellt werden können, die viel schwerer als Blei oder sogar Uran sind. Diese wiederum können durch Spaltung zerfallen und zusätzliche Energiemengen freisetzen.

Die überreichlichen Elemente in den S-Sternen stammen aus dem langsamen Neutronenprozess . Darüber hinaus ist die Beobachtung von Technetium -99 ein ausreichender Beweis dafür, dass diese Prozesse heute in Sternen ablaufen. Trotzdem sind einige Atomkerne mit geringer Häufigkeit protonenreich (dh neutronenarm) und können weder durch den s- noch durch den r-Prozess hergestellt werden. Vermutlich haben sie in relativ seltenen Ereignissen-eg erzeugt worden ist , eine , bei der ein Quanten harter Strahlung , einem Gammastrahlenphotonen , ein Neutron ausgestoßen werden verursacht.

Darüber hinaus ist kein bekannter Kernprozess in der Lage, Lithium , Beryllium und Bor in Sterninnenräumen zu produzieren. Diese leichten Kerne entstehen wahrscheinlich durch den Abbau oderAbplatzen schwererer Elemente wie Eisen und Magnesium durch energiereiche Partikel in Sternatmosphären oder in den frühen Stadien der Sternentstehung. Anscheinend werden diese hochenergetischen Teilchen genanntkosmische Strahlen entstehen durch elektromagnetische Störungen in der Nähe von Sternflecken und Sternfackeln und entstehen auch durch Supernova-Explosionen. Einige dieser Lichtelementkerne könnten auch durch kosmische Strahlung erzeugt werden, die Atome von Kohlenstoff , Stickstoff , Sauerstoff und anderen Elementen im interstellaren Medium zerschmettert .

Schließlich sind die eigentümlichen A-Typ Sterne umfassen eine Klasse von kosmischen Objekten mit seltsamen elementaren Fülle Anomalien . Diese können eher durch mechanische Effekte - beispielsweise selektiven Strahlungsdruck oder photosphärische Diffusion und Elementtrennung - als durch nukleare Effekte verursacht werden. Einige Sterne zeigen verstärktes Silizium , andere verstärkte Lanthaniden . Die sogenannteMangansterne weisen einen großen Überfluss an Mangan und Gallium auf , der normalerweise von einem Überschuss an Mangan begleitet wirdQuecksilber . Die letzteren Sterne weisen schwache Heliumlinien, niedrige Rotationsgeschwindigkeiten und überschüssige Mengen an Gallium, Strontium , Yttrium , Quecksilber und Platin sowie das Fehlen von Elementen wie Aluminium und Nickel auf . Wenn diese Arten von Sternen in Binärdateien gefunden werden , weisen die beiden Elemente häufig unterschiedliche chemische Zusammensetzungen auf . Es ist am schwierigsten, sich plausible nukleare Ereignisse vorzustellen , die die Besonderheiten dieser Häufigkeiten erklären können, insbesondere die seltsamen Isotopenverhältnisse von Quecksilber.