Zvjezdana nukleosinteza
Zvjezdana nukleosinteza je stvaranje (nukleosinteza) hemijskih elemenata reakcijama nuklearne fuzije unutar zvijezda. Zvjezdana nukleosinteza se dogodila od prvobitnog stvaranja vodika, helija i litija tokom Velikog praska. Kao prediktivna teorija, ona daje tačne procjene uočenih količina elemenata. Objašnjava zašto se opažene količine elemenata mijenjaju tokom vremena i zašto su neki elementi i njihovi izotopi mnogo zastupljeniji od drugih. Teoriju je prvobitno predložio Fred Hoyle 1946.[1] koji ju je kasnije usavršio 1954.[2] Margaret i Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler i Fred Hoyle u svom čuvenom B2FH radu iz 1957. godine,[3] koji je postao jedan od najcitiranijih radova iz historije astrofizike, napravljen je daljnji napredak, posebno u nukleosintezi hvatanjem neutrona elemenata težih od željeza.
Zvijezde evoluiraju zbog promjena u svom sastavu (obilje njihovih sastavnih elemenata) tokom svog životnog vijeka, prvo sagorijevanjem vodonika (zvijezda glavnog niza), zatim helijuma (zvijezda horizontalne grane ) i progresivno sagorijevanjem viših elemenata. Međutim, to samo po sebi značajno ne mijenja obilje elemenata u svemiru jer se elementi nalaze unutar zvijezde. Kasnije u svom životu, zvijezda male mase će polahko izbaciti svoju atmosferu putem zvjezdanog vjetra, formirajući planetarnu maglicu, dok će zvijezda veće mase izbaciti masu putem iznenadnog katastrofalnog događaja zvanog supernova. Termin nukleosinteza supernove koristi se za opisivanje stvaranja elemenata tokom eksplozije masivne zvijezde ili bijelog patuljka.
Napredni slijed sagorijevanja goriva potaknut je gravitacijskim kolapsom i povezanim zagrijavanjem, što rezultira naknadnim sagorijevanjem ugljika, kisika i silicija. Međutim, većina nukleosinteze u rasponu mase A = 28–56 (od silicijuma do nikla) zapravo je uzrokovana kolapsom gornjih slojeva zvijezde na jezgro, stvarajući kompresijski udarni val koji se odbija prema van. Prednji udar nakratko podiže temperaturu za otprilike 50%, uzrokujući tako žestoko gori oko sekunde. Ovo konačno sagorijevanje u masivnim zvijezdama, nazvano eksplozivna nukleosinteza ili nukleosinteza supernove, je konačna epoha zvjezdane nukleosinteze.
Podsticaj razvoju teorije nukleosinteze bilo je otkriće varijacija u obilju elemenata pronađenih u svemiru. Potreba za fizičkim opisom već je bila inspirisana relativnim obiljem hemijskih elemenata u Sunčevom sistemu. Ta obilja, kada se ucrtaju na grafikon kao funkcija atomskog broja elementa, imaju nazubljeni oblik pile koji varira u desetinama miliona faktora (vidi historiju teorije nukleosinteze).[4] Ovo sugerira prirodan proces koji nije slučajan. Drugi poticaj za razumijevanje procesa zvjezdane nukleosinteze dogodio se tokom 20. stoljeća, kada se shvatilo da energija oslobođena reakcijama nuklearne fuzije predstavlja dugovječnost Sunca kao izvora toplote i svjetlosti.[5]
Citati
uredi- ^ Hoyle, F. (1946). "The synthesis of the elements from hydrogen". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5): 343–383. Bibcode:1946MNRAS.106..343H. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
- ^ Hoyle, F. (1954). "On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel". The Astrophysical Journal Supplement Series. 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. doi:10.1086/190005.
- ^ Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars" (PDF). Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
- ^ Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). "Abundances of the Elements". Reviews of Modern Physics. 28 (1): 53–74. Bibcode:1956RvMP...28...53S. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
- ^ Clayton, D. D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press.
Schuler, S. C.; King, J. R.; The, L.-S. (2009), "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster", The Astrophysical Journal, 701 (1): 837–849, arXiv:0906.4812, Bibcode:2009ApJ...701..837S, doi:10.1088/0004-637X/701/1/837, S2CID 10626836
Jones, Lauren V. (2009), Stars and galaxies, Greenwood guides to the universe, ABC-CLIO, str. 65–67, ISBN 978-0-313-34075-8
Böhm-Vitense, Erika (1992), Introduction to Stellar Astrophysics, 3, Cambridge University Press, str. 93–100, ISBN 978-0-521-34871-3
Reid, I. Neill; Hawley, Suzanne L. (2005), New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs, Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy (2nd izd.), Springer, str. 108, ISBN 978-3-540-25124-8.
Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of stars and stellar populations, John Wiley and Sons, str. 119–123, ISBN 978-0-470-09220-0
de Loore, Camiel W. H.; Doom, C. (1992), Structure and evolution of single and binary stars, Astrophysics and space science library, 179, Springer, str. 200–214, ISBN 978-0-7923-1768-5
Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Fundamental astronomy (5th izd.), Springer, str. 247, ISBN 978-3-540-34143-7.
Jeffrey, C. Simon (2010), Goswami, A.; Reddy, B. E. (ured.), "Principles and Perspectives in Cosmochemistry", Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer, 16: 64–66, Bibcode:2010ASSP...16.....G, doi:10.1007/978-3-642-10352-0, ISBN 978-3-642-10368-1
Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (mart 2009). "On the magnetic topology of partially and fully convective stars". Astronomy and Astrophysics. 496 (3): 787–790. arXiv:0901.1659. Bibcode:2009A&A...496..787R. doi:10.1051/0004-6361:200811450. S2CID 15159121. CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)</ref>}}