Chemie

Chemisches Element - Elementproduktion in Sternen

Elementproduktion in Sternen

In Sternen muss eine erhebliche Menge an Nukleosynthese stattgefunden haben. Es wurde oben angegeben, dass eine Abfolge von Kernfusionsreaktionen als Temperatur stattfindetdes Sternmaterials steigt. Theorien der Sternentwicklung deuten darauf hin, dass die Innentemperaturen von Sternen während ihrer Lebensgeschichte zuerst ansteigen und schließlich nach Erreichen eines Maximalwerts abfallen. Für Sterne mit sehr geringer Masse kann die maximale Temperatur zu niedrig sein, um signifikante Kernreaktionen auszulösen. Bei Sternen, die so massereich wie die Sonne oder höher sind, kann jedoch der größte Teil der oben beschriebenen Sequenz von Kernfusionsreaktionen auftreten. Darüber hinaus wird eine Zeitskala für die Sternentwicklung in Theorien der Sternentwicklung abgeleitet, die zeigen, dass Sterne, die wesentlich massereicher als die Sonne sind, ihre aktive Lebensgeschichte in einer kurzen Zeit abgeschlossen haben können, verglichen mit dem Alter des Universums, das aus der Urknallkosmologie abgeleitet wurde Theorie.

Dieses Ergebnis impliziert, dass Sterne, die massereicher als die Sonne sind und sehr früh in der Lebensgeschichte der Galaxie entstanden sind, einige der schweren Elemente hervorgebracht haben könnten, die heute zu sehen sind, aber dass Sterne, die viel weniger massereich als die Sonne sind, keine Rolle gespielt haben könnten in dieser Produktion. Wenn die Galaxie nicht sehr viel älter ist als allgemein angenommen, befinden sich solche Sterne mit geringer Masse, selbst wenn sie mit der Galaxie gebildet werden, noch in einem frühen Stadium ihrer Entwicklung, da Änderungen in ihnen relativ langsam ablaufen. Wenn in Sternen eine erhebliche Produktion schwerer Elemente stattgefunden hat, muss ein ausreichender Anteil der frühesten gebildeten Sterne relativ massiv gewesen sein.

Wenn in Sternen eine wesentliche Nukleosynthese stattgefunden hätte, hätte ein solcher Prozess alle heute beobachteten schweren Elemente und möglicherweise das gesamte Helium in den Sternen hervorbringen können? Ein entscheidender Punkt ist der folgende: Wenn die in Sternen produzierten schweren Elemente Einfluss darauf haben sollen, was beobachtet wird, müssen sie aus dem Inneren der Sterne, in denen sie produziert werden, ausgestoßen und in zukünftige Generationen von Sternen eingebaut werden, in denen sie beobachtet werden können anschließend. Leider ist die direkte Kenntnis des Massenverlusts von Sternen fragmentarisch; Bei einigen Sternen wird ein stetiger Massenverlust beobachtet, und bei einigen wird eine katastrophale Explosion beobachtet, wie bei der Explosion von aSupernova . Gegenwärtig ist es nur möglich, die Austauschrate der Materie zwischen Sternen und dem interstellaren Medium sehr grob abzuschätzen .

Es wird angenommen, dass Supernovae Sterne sind, die das Ende ihrer Entwicklung erreichen, und viele Astronomen glauben, dass eine Supernova-Explosion der Hauptprozess ist, bei dem schwere Elemente, die in Sternen erzeugt werden, in das interstellare Medium zurückgeführt werden. Da eine Supernova-Explosion die heftigste Art von Ereignis ist, die regelmäßig in Galaxien beobachtet wird, wird angenommen, dass bei der Explosion auch kosmische Strahlen erzeugt werden müssen. Es folgen einige grobe Schätzungen. Es wird angenommen, dass die Masse der Galaxie zwischen 10 11 und 2 × 10 11 Sonnenmassen liegt, und vielleicht sind 2 × 10 9 Sonnenmassen schwere Elemente. Wenn diese schweren Elemente in einer galaktischen Lebensdauer von etwa 10 10 stetig produziert würdenJahre muss jedes Jahr ein Fünftel einer Sonnenmasse schwerer Elemente produziert worden sein. Die Anzahl der Supernovae in nahe gelegenen Galaxien lässt darauf schließen, dass etwa alle 30 Jahre eine Supernova-Explosion pro großer Galaxie auftritt. Wenn alle schweren Elemente in Supernovae produziert werden, sind bei jeder Explosion etwa sechs Sonnenmassen erforderlich. Obwohl diese Zahlen sehr ungewiss sind, scheint diese Menge zu groß zu sein, sie könnte jedoch verringert werden, wenn die Häufigkeit von Supernovae in jungen Galaxien sehr viel höher ist. Es bleibt die Möglichkeit, dass eine erhebliche Menge schwerer Elemente von einer sehr großen Anzahl weniger spektakulärer Sterne oder von viel massereicheren Objekten erzeugt wird, die unten erwähnt werden.

Wenn es zu einer allmählichen Produktion schwerer Elemente gekommen ist, sollten kürzlich gebildete Sterne mehr als alte Sterne enthalten. Es ist möglich, einige Sterne zu identifizieren, die sich vor kurzem gebildet haben. Die Lichtleistung von Sternen steigt als ziemlich hohe Leistung ihrer Masse gemäß einer Masse-Leuchtkraft-Beziehung an, die für die überwiegende Mehrheit der Sterne gilt, deren Massen bekannt sind, während sie Kernenergie liefernist nur direkt proportional zur Masse. Dies bedeutet, dass die massereicheren Sterne ihre Lebensgeschichte viel schneller abschließen als massearme Sterne und dass die hellsten heute beobachteten Sterne höchstens einige Millionen Jahre alt sein dürfen. Der Schwerelementgehalt der jungen Sterne ist größer als der vieler alter Sterne, möglicherweise aufgrund eines allmählichen Anstiegs des Schwerelementgehalts des interstellaren Mediums, aus dem Sterne gebildet werden. Beobachtungen zeigen, dass nur die ältesten Sterne eine extrem geringe Menge sehr schwerer Elemente in ihren sichtbaren Schichten haben, und es scheint, dass die Elementproduktion in jungen Jahren viel schneller gewesen sein muss als heute. Möglicherweise gab es tatsächlich eine viel höhere Häufigkeit von Supernovae. Neuere Beobachtungen legen auch nahe, dass die chemische Zusammensetzungist eine Funktion des Herkunftsortes eines Sterns sowie seines Alters. Insbesondere kann die Produktion schwerer Elemente in der Nähe des Zentrums der Galaxie höher gewesen sein als anderswo (siehe unten Elementproduktion in massiven Objekten).

Obwohl die erste Kernreaktion in Sternen die Umwandlung von Wasserstoff in Helium ist, kann das gesamte heute beobachtete Helium kaum in gewöhnlichen Sternen erzeugt worden sein, zumal alle Objekte mehr als etwa 25 Massenprozent Helium enthalten. In Anbetracht der relativen Mengen an Helium und schwereren Elementen deuten Beobachtungen darauf hin, dass die Gesamtmasse an Helium zehnmal größer sein kann als die der schwereren Elemente; Wenn alle Elemente außer Wasserstoff in Sternen produziert wurden, muss die relative Produktion von Helium und schwereren Elementen genau diesen Wert haben. Während sich Sterne entwickeln, folgt auf die Umwandlung von Wasserstoff in Helium die Umwandlung von Helium in schwerere Elemente. In allen Stadien eines SternsEntwicklung wird es eine Region geben, in der die Temperatur für die Umwandlung von Wasserstoff in Helium geeignet ist, aber es scheint, dass es nur eine dünne Heliumhülle gibt, die die Regionen, in denen Wasserstoff noch nicht in Helium umgewandelt wurde, und die Region, in der Helium vorhanden ist, trennt wurde in schwere Elemente eingebrannt. Die mögliche chemische Zusammensetzung eines hochentwickelten Sterns besteht aus einer Reihe von Schichten unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung. Die zentrale Region würde Elemente wie Eisen und Nickel enthaltenmit Schichten von sukzessive leichteren Elementen, die es umgeben, und der äußersten Schicht, die im wesentlichen nur Wasserstoff oder Wasserstoff und Helium enthält. Eine ganz besondere Art von Massenverlust wäre erforderlich, um zehnmal so viel Helium wie schwere Elemente aus diesen verschiedenen Schichten in den interstellaren Raum auszutreiben.

Es ist auch schwer zu erkennen, wie die volle Menge an Helium hätte produziert werden können. Wenn ein Viertel der galaktischen Masse, ursprünglich Wasserstoff, in Helium umgewandelt wurde, kann gezeigt werden, dass im Wesentlichen die gesamte Masse mindestens eine Generation massereicher Sterne durchlaufen haben muss. Die Gesamtenergiefreisetzung unter solchen Umständen würde bedeuten, dass die Galaxie in der Vergangenheit sehr viel leuchtender war - zum Beispiel in den ersten 10 Prozent ihrer Lebensdauer hundertmal leuchtender.