Astronomi

Oksijen yakma işlemi Neon üretir mi?

Oksijen yakma işlemi Neon üretir mi?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

"Ufuklar_ evreni keşfetme-Cengage öğrenimi (2018)" kitabında, sayfa 200, şunları belirtir:

Helyum füzyonu karbon üretir ve bazı karbon çekirdekleri oksijen oluşturmak için helyum çekirdeklerini emer. Oksijen çekirdeklerinden birkaçı helyum çekirdeklerini emebilir ve neon ve ardından magnezyum oluşturabilir.

Ancak Wikipedia'yı Oksijen yakma işlemi için kontrol ettiğimde, Neon üretecek herhangi bir adım yok gibi görünüyor, ancak Karbon yakma işlemini kontrol ettiğimde, iki karbon-12 çekirdeği bir neon ve helyum çekirdeğine kaynaşabilir, bu yüzden kitapta hata mı var Veya neon üretecek başka oksijen yakma adımları var mı?


Baktığınız sayfalar iki benzer çekirdeğin birbiriyle kaynaşmasını açıklıyor (örneğin oksijen ile oksijen). Ancak füzyonun aynı çekirdekleri içermesi gerekmez ve daha bol çekirdek içeren reaksiyonlar genellikle daha yüksek bir oranda gerçekleşir (bu, diğer faktörlere göre de değişebilir).

Oksijen-oksijen veya neon-neon reaksiyonları önemli hale gelmeden çok önce, helyum çekirdeklerini (“alfa parçacıkları” olarak da adlandırılır) içeren reaksiyonlar gerçekleşir. Kitabınızdaki metin bundan bahsediyor: C + O'yu veriyor ve O + Ne'yi veriyor. Alfa süreciyle ilgili bu Wikipedia makalesindeki listeye bakın.


Kaliforniya Üniversitesi, San Diego Astrofizik ve Uzay Bilimleri Merkezi

Nükleer enerji, iki tür reaksiyondan biri ile üretilebilir: fisyon, büyük bir atom çekirdeğinin bölünmesi veya daha hafif çekirdeklerin daha ağır bir çekirdeğe füzyonu.

atomik parçacıklar
parçacık Sembol Şarj etmek kitle
(g)
kitle
(amu)
Aile
proton p + +1 1.673 x 10 -24 1.00727 baryon
nötron n 0 0 1.675 x 10 -24 1.00866 baryon
elektron/
pozitron
e - /e + -1/+1 9.109 x 10 -28 5,485 x 10 -4 lepton
nötrino 0 < 10-32 < 5 x 10 -9 lepton
foton 0 0 0 foton

  • Bir nükleer fisyon reaktörü nasıl çalışır.
  • Sanal Nükleer Turist, Çernobil, Üç Mil Adası ve çevresel etkilerle ilgili bölümler de dahil olmak üzere çok sayıda nükleer (fisyon) bilgiye sahiptir.
  • Bir nükleer reaktörü kontrol etmeye çalışın.
  • Yüksek Enerji Silahları Arşivi ve Trinity Sitesi, nükleer silahlar hakkında tarihi ve güncel bilgilerin bulunduğu sitelerdir.
  • Princeton Plazma Fizik Laboratuvarı ve Çağdaş Fizik Eğitimi Projesi'nden Fusion Power üzerine iki site
  • Şiddetle tavsiye edilen referans: Atom Bombasının Yapılışı" Richard Rhodes - Manhattan Projesi'nin Pulitzer ödüllü hesabı. Ayrıca, "Karanlık güneş" - aynı yazar tarafından Fusion Weapons'ın gelişiminin okunabilir bir açıklaması değil.

Proton-Proton Zinciri, güneş tipi yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürmesi için temel reaksiyonlar dizisidir:

    1 H + 1 H --> 2 H + e + + nötrino İki proton (p + ) forma tepki verir Döteryum ( 2 H = 1p + & 1 n) artı bir pozitron (e + ) ve bir nötrino. Yüksek derecede iyonize olmuş yıldız iç kısmında pozitron bir elektronla hızla "yok olur" (e + + e - --> 2 gama ışını) gama ışınları, yıldızın iç kısmındaki yoğun madde tarafından emilecek ve yeniden yayılacak, yavaş yavaş dışa doğru yayılacak ve daha düşük enerjili fotonlara "bozunacak". Gama ışını enerjisi fotosfere ulaştığında, her bir gama ışını yaklaşık 200.000 görünür fotona dönüşecektir. Yalnızca Zayıf Kuvvet aracılığıyla etkileşime giren nötrino, doğrudan güneşten akar.

Bireysel nükleer reaksiyonlar oldukça yavaş ilerler ve güneşin çekirdeğinde, elektriksel itmenin üstesinden gelmek için yeterli enerjiye sahip çok küçük bir çekirdek kısmıdır. Öyle olsa bile, güneş her saniye 600 milyon ton hidrojeni 596 milyon ton helyuma dönüştürür (4 milyon tonu ışık enerjisine dönüşür. E=mc2 ).

Daha büyük kütleli yıldızlar, CNO CYCLE adı verilen katalitik bir reaksiyon yoluyla hidrojen yakar. CNO Döngüsündeki ilk adım bir Karbon çekirdeği gerektirdiğinden (6 p + ) bir protonla reaksiyona girmek için daha yüksek sıcaklıklar gerektirir ve P-P Zincirinden çok daha fazla sıcaklığa duyarlıdır (Üretilen enerji, T20 CNO döngüsü için vs 4 P-P Zinciri için). Çekirdek sıcaklıkları ile yaklaşık 1,2 M'den büyük kütleye sahip yıldızlar, Tçekirdek > 17 milyon bin, enerjilerinin çoğunu CNO döngüsü ile üretirler.

Bu reaksiyon, hem çok yüksek sıcaklıklar (T > 100 milyon K) hem de yalnızca yıldız hidrojen deposunu tükettikten ve neredeyse saf helyumdan oluşan bir çekirdeğe sahip olduktan sonra gerçekleşecek çok yüksek yoğunluklar gerektirir. Yalnızca kütleleri yaklaşık 0,4 M'den büyük olan yıldızlar, Üçlü-alfa sürecini ateşleyecek kadar yüksek sıcaklıklara ulaşacaktır.

  1. Daha yüksek yüklere sahip daha büyük çekirdekler içeren ardışık nükleer yanma aşamaları, artan elektriksel itmenin üstesinden gelmek için giderek daha yüksek sıcaklıklar gerektirecektir.
  2. Her bir ardışık reaksiyon aşaması tarafından salınan enerji miktarı azalır, böylece daha sonraki nükleer yanma aşamaları giderek kısalır.
  3. Füzyon reaksiyonları bir kez bir demir çekirdek ürettikten sonra, diğer füzyon reaksiyonları artık enerji üretmez, ancak yıldız çekirdeğinden enerji emer. Göreceğimiz gibi, bu, ömrünün sonuna yaklaşırken yıldız üzerinde feci bir etkiye sahip olabilir.

Nötrinolar ilk olarak W. Pauli tarafından "icat edilmiştir". Dışlama İlkesi şöhret) bazı nükleer bozunmalarda enerji, momentum ve leptonların korunumundaki bariz başarısızlıkları açıklamak için. Pauli, bu parçacıkların yüksüz olması, elektronun kütlesinden çok daha düşük bir kütleye sahip olması ve diğer maddelerle çok zayıf etkileşime girmesi gerektiği sonucuna vardı. Onlara "nötron" adını verdi, ancak şimdi nötron dediğimiz büyük baryon keşfedildiğinde, bunun Pauli'nin parçacığı olamayacağı anlaşıldı ve varsayımsal parçacığın adı "nötrino" olarak değiştirildi. Nötrinonun varlığı 1956'da Reines ve Cowan tarafından doğrulandı.

Astrofizikçiler, güneş gibi yıldızların yapısı ve evrimi ile ilgili hesaplamalarına büyük güven duysalar da, deneysel doğrulamanın yerini hiçbir şey tutamaz. Nötrinolar, güneş çekirdeğinden çıkan tek nükleer reaksiyon ürünleri olduğu için, teorilerin en doğrudan teyidi, güneşin P-P zinciri tarafından yayılan nötrinoları ölçmek olacaktır. 1970'te başlayan ilk deney, perkloretilen - C adı verilen 100.000 galonluk bir temizleme sıvısı tankı kullandı.2Cl4 zayıf etkileşim yoluyla Proton-Proton Zincirinin bir yan dalından nötrinoları tespit etmek için:

Deney, diğer parçacık etkileşimlerinden kaynaklanan kontaminasyonu önlemek için Lead, SD'deki Homestake altın madeninde bir mil yeraltına yerleştirildi. Deneyin gün aşırı radyoaktiviteleriyle sayılabilecek 3 Argon atomu oluşturacağı tahmin edildi, ancak bu sayının sadece 1/3'ü tespit edildi. Deney 20 yılı aşkın bir süredir devam ediyor ve yakın zamanda Japonya'daki (Kamiokande), Rusya'daki (SAGE = Sovyet(sic)-Amerikan Galyum Deneyi) ve İtalya'daki (GALLEX) diğer güneş nötrino deneylerine katıldı ve hepsi aynı sonucu bildirdi.

Bu sorunun en umut verici çözümü, nötrino fiziğinde yatmaktadır. Leptonların üç çeşidi vardır - elektronlar (ilişkili anti-parçacığı pozitron ile), müonlar ve tau leptonları, her biri ilişkili bir nötrino aromasına sahiptir, ve . Elektrozayıf birleşik kuvvet teorisinin bir uzantısında, nötrinoların bu üç tat arasında "salınabileceği" öne sürülmüştür. Eğer bu teori doğruysa, o zaman güneş nükleer füzyon reaksiyonları tarafından üretilen elektron nötrinoları, tatlar arasında dünyaya doğru hareket ederken salınım yaparak, görünen açığı üretebilir. Bu fikrin bir anlamı, nötrinoların küçük ama sıfır olmayan bir kütleye sahip olması gerektiğidir. Akım sınırları, elektron nötrinosunun kütlesini elektronun kütlesinin 1/100000'inden daha azına yerleştirir. Son deneysel sonuçlar bu teoriyi doğruluyor görünmektedir.

  • başlıklı bir kitapta Telefon Direkleri ve Diğer ŞiirlerJohn Updike, nötrinolar hakkında bir şiir yayınladı. kozmik safra
  • Kapsamlı bir Nötrino Tarihi
  • UC Irvine fizikçileri, Kamiokande'den nötrino salınımlarının ve amp kütlesinin tespit edildiğini bildirdi.
  • İşte en başından beri dahil olan John Bahcall ve Ray Davis tarafından aktarılan Solar Nötrino Probleminin bir açıklaması.
  • İşte neredeyse kesinlikle bilmek istediğinizden daha fazlasına bağlantılar.

H. E. (Gen) Smith
CASS 0424 UCSD
9500 Gilman Sürücüsü
La Jolla, CA 92093-0424


Son güncelleme: 16 Nisan 1999


Yengeç Bulutsusu

    En iyi çalışılmış süpernova kalıntılarından biri Yengeç Bulutsusu'dur.

Ayın yaklaşık beşte biri kadar açısal bir çapa sahip Dünya'dan yaklaşık 1800 adet (veya yaklaşık 5900 ışıkyılı)

1054'te gökyüzünde patlama meydana geldi

Çok parlak antik Çinli ve Orta Doğulu gökbilimciler parlaklığının Venüs'ünkini aştığını bildirdiler.

    M<3M SUN ise, dejenere-nötron basıncı yıldızın ağırlığını tutacaktır.

1. pulsar, 1968 yılında Cambridge U. (İngiltere) yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell tarafından keşfedildi.


Yazarın Mesajı

Artık tüm kartlarımız masada. Prensip olarak, Astrofiziğin temel kavramlarını tanıtma görevim bitti. Bundan sonra, yıldızların yaşamını anlamak için bu kavramlarla oynuyor olacağız. Temel soruyla başladık: Astrofizik nedir? EM spektrumunu, Stefan'ın yasasını, büyüklük kavramını, yıldızların sınıflandırılmasını, Saha'nın denklemini, Güneş'in yapısını ve en önemlisi Hertzsprung Russell diyagramını ele aldık. Bu kavramlarla uğraşarak, sonraki makalelerde yıldızların evrimini incelemeye hazırız. Bizi izlemeye devam edin!

&ldquoNuclear Reactions In Stars&rdquo üzerine 16 düşünce

Waoh, bu makale SADECE MUHTEŞEM!!
Nükleer fizik, kimya ve astrofizik ❤️ beni çok mutlu ediyor


Bilim adamları neonu ilk kez organik bir ortamda yakaladılar

Yeni bir çalışmada, Cambridge Kristallografik Veri Merkezi'nden (CCDC) ve ABD Enerji Bakanlığı'nın (DOE's) Argonne Ulusal Laboratuvarı'ndan araştırmacılar, gözenekli bir kristal çerçeve içinde neonu yakalamak için bir araya geldi. Neon, en tepkisiz element olarak bilinir ve yarı iletken üretiminde kilit bir bileşendir, ancak neon şimdiye kadar hiçbir zaman organik veya metal-organik bir çerçevede incelenmemiştir. Argonne'de bir DOE Office of Science kullanıcı tesisi olan Advanced Photon Source'da (APS) yürütülen kritik çalışmaları içeren sonuçlar, neon üretimi için daha ekonomik ve daha yeşil bir endüstriyel sürece giden yolu da gösteriyor. Neon, 1920'lerden 1960'lara kadar Amerika Birleşik Devletleri'nde özellikle şehir merkezlerinde neon tabelalarda ikonik kullanımı nedeniyle genel halk tarafından iyi bilinen bir elementtir. Son yıllarda, neonun endüstriyel kullanımı, yarı iletken üretmek için excimer lazerlerde kullanım tarafından domine edildi. Atmosferde en bol bulunan beşinci element olmasına rağmen, saf neon gazının maliyeti yıllar içinde önemli ölçüde arttı ve gazı ayırmanın ve izole etmenin daha iyi yollarına olan talebi artırdı.

2015 yılında, CCDC bilim adamları, bir organik veya metal-organik ortamda incelenen elementler dizisi hakkında yıllık Amerikan Kristalografi Birliği (ACA) toplantısında bir konuşma sundular ve kristalografik topluluğa bir sonraki ve muhtemelen son elementi bulmaya meydan okudular. Cambridge Yapısal Veritabanına (CSD) eklendi. Advanced Photon Source'da bir ışın çizgisi bilimcisi olan Andrey Yakovenko ile bu toplantıda şans eseri bir karşılaşma, CSD'de gözlemlenecek 95. element olan neon'u yakalamak için ortak bir projeyle sonuçlandı.

Neon'un düşük reaktivitesi, nispeten düşük elektron sayısına bağlı olarak X-ışınlarının zayıf saçılımı ile birlikte, kristal bir çerçeve içinde yakalanan neonun kesin deneysel gözleminin çok zor olduğu anlamına gelir. APS'de X-Ray Science Division ışın hattı 17-BM'de düşük sıcaklıklarda X-ışını toz kırınım tekniği kullanılarak yerinde yüksek basınçlı gaz akışı deneyleri, içinde yakalanan neon gazı ile iki farklı metal-organik çerçevenin yapısını aydınlatmayı başardı. malzemeler.

CCDC Kıdemli Araştırma Bilimcisi Peter Wood, "Bu, CSD'ye eklenecek en son yeni unsuru temsil eden gerçekten heyecan verici bir andır ve muhtemelen diğer unsurlarla ilgili deneysel ve güvenlik zorlukları göz önüne alındığında sonuncusu" dedi. Chemical Communications'da yayınlanan makalenin yazarı. "Daha da önemlisi, burada bildirilen yapılar, neon ve bir geçiş metali arasındaki gerçek bir etkileşimin ilk gözlemini göstererek, seçici neon yakalama çerçevelerinin gelecekteki tasarımı için potansiyeli ortaya koyuyor."

NiMOF-74 olarak bilinen çerçeve içinde yakalanan neon yapısı, nikel metal merkezlerinden ve organik bağlayıcılardan yapılmış gözenekli bir çerçeve, tipik bir zayıf temastan beklenenden önemli ölçüde daha kısa düşük sıcaklıklarda oluşan açık nikel-neon etkileşimlerini gösterir.

Andrey Yakovenko, "Bu büyüleyici sonuçlar, 17-BM'deki bilimsel programın ve Gelişmiş Foton Kaynağının büyük yeteneklerini gösteriyor. Daha önce ışın hattımızda ksenon ve ksenon gibi çok daha ağır ve dolayısıyla kolayca saptanabilir soy gazları kullanarak deneyler yapıyorduk. Ancak, ACA toplantısında ortak yazarlar Pete, Colin, Amy ve Suzanna ile görüştükten sonra, çok daha karmaşık bu deneyleri çok hafif ve atıl gaz olan neon kullanarak yapmaya karar verdik. yerinde X-ışını toz kırınım ölçümleri, düşük sıcaklık ve yüksek basınç, neon atom pozisyonlarını makul şüphenin ötesinde kesin olarak tanımlayabildik."

ACA'nın Eski Başkanı ve George Washington Üniversitesi Kimya Profesörü Chris Cahill, bulguları özetleyerek, "Bu, yerinde kristalografi araştırmasının gerçekten zarif bir parçası ve yıllık bir ACA'daki tartışmalar yoluyla işbirliğinin ortaya çıktığını görmek özellikle memnuniyet verici. toplantı."


Patlayıcı oksijen yanması

Oksijen yakma işlemi hidrostatik ve patlayıcı koşullar altında gerçekleşebilir. Patlayıcı oksijen yakma ürünleri, hidrostatik oksijen yakma ürünlerine benzer. Bununla birlikte, kararlı oksijen yanmasına çok sayıda elektron yakalama eşlik ederken, patlayıcı oksijen yanmasına önemli ölçüde daha fazla foto parçalanma reaksiyonları eşlik eder. (3–4)×109 K sıcaklık aralığında, karşılaştırılabilir reaksiyon hızlarıyla foto parçalanma ve oksijen füzyonu meydana gelir. Α]


Yalancı Yalancı, Pantolon Yanıyor: Devasa Yıldızlarda “Sıcak Alt Yanıyor”

Yıldızlar esasen element fabrikalarıdır: bildiğimiz elementlerin çoğu (ve canımız adına çok sevdiğimiz), yıldız evriminin bir yönü tarafından, ya ana dizide uzun, olaysız kullanımları sırasında, daha kısa ve daha hızlı zaman olarak üretildi. kırmızı dev bir dal yıldızı veya süpernova olarak feci ölümleri (biraz zamanında astro-haberde, son zamanlarda en yakın süpernovalardan biri, son birkaç gün içinde M51 galaksisinde keşfedildi).

Bu astrobitte önce yıldızların evrimi hakkında konuşacağız ve ardından ikinci figürün ardından makaleyi sunacağız.

Hayatlarının çoğunu Hertzsprung-Russell (HR) diyagramının (Şekil 1) ana dizisinde (proton-proton zinciri veya CNO döngüsü sırasında hidrojen yanmasının meydana geldiği) geçirdikten sonra, yıldızlar önemli bir kesirde ana diziden ayrılacaktır. yıldızın çekirdeğinde hidrojen kullanılmış. Nükleosentez (ve beraberindeki ısı üretimi) durur ve yıldızın büzülmesine neden olur. Yıldız büzülürken ısınır (Viral teorem ve hidrostatik denge nedeniyle). Daha yüksek sıcaklıklarda, hidrojen yanması helyum çekirdeğinin dışındaki bir kabukta devam eder ve yıldız hızla HR diyagramının kırmızı dev dalının tabanına doğru hareket eder. Yıldızın başlangıçtaki kütlesine bağlı olarak, artık farklı süreçler gerçekleşebilir (bkz. Şekil 2). Eğer yıldızın ilk kütlesi 2.25 güneş kütlesinden büyükse, yıldızın içi üçlü alfa süreci yoluyla helyum yanmasına yumuşak bir geçiş için yeterince sıcak olacaktır. Bu süreç ve sonraki alfa parçacığı yakalamaları, yıldızın çekirdeğinde karbon ve oksijen biriktirecektir. Yıldız 8 güneş kütlesinden daha küçükse, bu çekirdek soğuyacak, büzüşecek, ısınacak ve giderek elektron dejenere olacaktır. Bu aralıktaki (6 ila 8 güneş kütlesi) daha büyük kütleli yıldızlar için, karbon yanması magnezyum (Mg), sodyum (Na) ve neon (Ne) üreterek oksijen-neon-magnezyum (ONEMg) ile sonuçlanabilir. Beyaz cüce. Sıcaklıklara bağlı olarak, bu çekirdek dejenere olabilir.

Şekil 1: 2 güneş kütleli yıldızın evrimsel izini gösteren Hertzsprung-Russell Diyagramı.(Herwig 2005'ten Şekil)

Bu proto-beyaz cüce, bir soğan kabuğu yapısında helyum ve hidrojen kabukları yanarken yıldızın merkezinde bulunur. Termal dengesizlikler de meydana gelir ve dejenere çekirdeklerin yüzeyinde kaçak nükleosentezin meydana geldiği “termal darbeler” ile sonuçlanır. Bu yanma işlemlerinin külleri (CNO denge oranlarında He, C, N, O) geride kalır. İlk yıldız kütlesi 2.25 güneş kütlesinden azsa, helyum çekirdeği üçlü alfa yakmaya başlamadan önce dejenere olacaktır. Bununla birlikte, bu dejenere çekirdek 10^8 K'ye ulaştığında, üçlü alfa işlemi, kaçak bir reaksiyonda aniden başlayacaktır, çünkü dejenere malzeme, normal bir hidrojen tabakası gibi ısıtıldığında genleşmez. Buna, kısa sürede yoğun miktarda enerjinin depolandığı “helyum parlaması,” denir. Bu arada, aynı kaçak termonükleer yanmanın, ancak beyaz bir cücenin yüzeyindeki dejenere bir hidrojen tabakasında novalara güç verdiğine inanılıyor. Ancak bu astrobitte 6 ile 8 güneş kütlesi arasındaki yıldız kütleleriyle ilgileniyoruz. Yıldız evrimi fiziği hakkında harika bir giriş materyali için bu yazının altındaki referanslara göz atın.

Şekil 2: Bir yıldızın son durumunun başlangıç ​​kütlesine göre ne olduğunu gösteren evrimsel çizelge.(Herwig'den Şekil, 2005).

“Tarama yukarı”, yanma aşamaları arasındaki geçiş sırasında, çekirdek büzüldüğünde (hidrojenin veya daha sonra helyumun tükenmesinden kaynaklanan termal desteğin azalması nedeniyle) ve kalan malzemenin dış zarfının (hidrojen gibi veya daha sonra, helyum) genişler (tabanındaki daha yüksek sıcaklıklar nedeniyle). Bu geçiş sırasında, konvektif dış zarf, konveksiyon bölgesini derinleştirir ve iç çekirdekten malzemeyi “tüp kaldırır”. Bu zenginleşme, yıldızın yüzey katmanlarının spektroskopisi yoluyla gözlemlenebilir.

Ve böylece, yalnızca büyük (6-8 güneş kütlesi) asimptotik dev dal yıldızlarında meydana gelen, sıcak dip yanması olan günümüzün makalesinin odağına ulaşıyoruz. Devasa bir yıldızın dış tabakasındaki konveksiyon bölgesi çok derine uzandığında, yanan bölgeden daha fazla malzeme alacaktır. Böylece, konvektif bölgenin alt kısmı aslında nükleer yanmaya maruz kalıyor. Yanma bölgesi daha sonra konveksiyon yoluyla ithal edildiğinden yakıta daha iyi erişebilir. Daha büyük bir çekirdek kütlesi, sıcak dip yakmanın daha verimli olacağı anlamına gelir.

Yıldız evriminin bu nispeten kısa tanımını okuduktan sonra, “bunu nasıl biliyoruz?” diye merak edilebilir. Cevap, spektroskopi, astrosismoloji, güneş patlamaları, röntgen ve radyo gözlemleri dahil olmak üzere onlarca yıllık gözlemler ve teorik gelişmelerden geçiyor. , ve güneş nötrinolarının tespitleri. Arşivde yayınlanan makalelerinde Ventura ve ark. AGB ve daha büyük kütleli Süper AGB (SAGB) yıldızlarındaki magnezyum, alüminyum ve silikonun bolluğunu ve aralarındaki bağıntıları inceleyin. Bu element bollukları, yıldızın görünür yüzeyinin spektroskopik gözlemleriyle belirlenir.

Oksijen (O) ve sodyum (Na) arasında ve magnezyum (Mg) ve alüminyum (Al) arasında iyi kurulmuş anti-korelasyonlar vardır, bu da oksijen pahasına daha fazla sodyum görüldüğü anlamına gelir. Mg'den Al'e nükleosentez, üçlü alfa işlemiyle yanan helyum kabuğunda gerçekleşir. SAGB yıldızlarında Al sentezi, konvektif bölgenin en derin bölgelerinde Mg-24'ün proton yakalamasıyla ilişkilidir. Bu süreç sıcaklığa oldukça bağlıdır ve dar bir sıcaklık aralığında baskın süreç olmaktan sınırlayıcı reaksiyona geçebilir. SAGB yıldızları, konvektif bölgelerinin tabanında gerekli olan bu yüksek sıcaklıklara ulaşabilir ve böylece Mg'nin çoğunu Al'a dönüştürerek, Mg tükenirken ve Al zenginleşirken anti-korelasyonu sürdürür.

Yazarlar, en aşırı kimyasal bileşimlerin AGB/SAGB sınırının (kabaca 6 güneş kütlesi) sınırındaki AGB yıldızlarından türeyeceğini tahmin ettikleri için, makalelerinde yalnızca bu yıldızları modellemeyi seçiyorlar. Yazarlar, değişen temel kompozisyonlara sahip dört farklı modeli karşılaştırıyor ve zaman içindeki evrimlerini takip ediyor. Magnezyum-alüminyum antikorelasyonunu yeniden üretmeye ek olarak, yazarlar pozitif bir alüminyum-silikon korelasyonu olduğunu göstermektedir. Üretilen alüminyumun küçük bir kısmı silikona dönüştürüldüğü için alüminyum ve silikonun pozitif olarak ilişkili olduğuna inanılmaktadır (muhtemelen silikonun ilk bileşimi, silikon üretiminde önemli bir artış karşılığında alüminyumun tükenmesinin önemli olmayacağı kadar küçüktür). ).


Elektron yiyen neon, yıldızın çökmesine neden oluyor

Şekil 1: Bir sanatçının izlenimi, hayali bir neon futbol balığının bir yıldız çekirdeğinin içindeki elektronları nasıl yediğini gösteriyor. Kredi bilgileri: Kavli IPMU

Uluslararası bir araştırma ekibi, belirli bir büyük yıldızın içindeki neonun, elektron yakalama adı verilen ve yıldızın bir nötron yıldızına çökmesine ve bir süpernova üretmesine neden olan bir süreç olan çekirdekteki elektronları tüketebileceğini buldu.

Araştırmacılar, sekiz ila 10 güneş kütlesi veya güneşin kütlesinin sekiz ila 10 katı kütle aralığındaki yıldızların nihai kaderini incelemekle ilgileniyorlardı. Bu kütle aralığı önemlidir, çünkü bir yıldızın bir nötron yıldızı oluşturmak için bir süpernova patlamasına maruz kalacak kadar büyük bir kütleye sahip olup olmadığı veya bir süpernova olmadan beyaz bir cüce yıldız oluşturmak için daha küçük bir kütleye sahip olup olmadığı arasındaki sınırı içerir.

Sekiz ila 10 güneş kütleli bir yıldız genellikle oksijen, magnezyum ve neondan oluşan bir çekirdek oluşturur (şekil 1). Çekirdek dejenere elektronlar açısından zengindir, yani çekirdeği yerçekimine karşı ayakta tutacak kadar yüksek enerjiye sahip yoğun bir uzayda bol miktarda elektron vardır. Çekirdek yoğunluğu yeterince yüksek olduğunda, elektronlar magnezyum ve ardından yine çekirdeğin içinde bulunan neon tarafından tüketilir. Geçmiş çalışmalar, çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar'ın sınırlayıcı kütlesine yaklaştığında, elektron yakalama adı verilen bir işlemle magnezyum ve neonun elektronları yemeye başlayabileceğini doğruladı, ancak elektron yakalamanın nötron yıldızı oluşumuna neden olup olmayacağı konusunda tartışmalar var. Çok kurumlu bir araştırmacı ekibi, 8.4 güneş kütleli bir yıldızın evrimini inceledi ve bir cevap bulmak için bilgisayar simülasyonları yaptı.

Şekil 2: (a) Bir yıldız çekirdeği oksijen, neon ve magnezyum içerir. Çekirdek yoğunluğu yeterince yüksek olduğunda, (b) magnezyum ve neon elektronları yemeye ve çökmeye neden olmaya başlar. (c) Sonra oksijen yanması ateşlenir ve çekirdeğin daha da çökmesini sağlamak için daha fazla elektron yiyen demir grubu çekirdekleri ve serbest protonlar üretir. (d) Son olarak, çöken çekirdek merkezde bir nötron yıldızı haline gelir ve dış katman bir süpernova üretmek için patlar. Kredi bilgileri: Zha ve diğerleri

Yoğunluğa bağlı ve sıcaklığa bağlı elektron yakalama oranları için Suzuki tarafından yeni güncellenen verileri kullanarak, yıldızın kendi yerçekimine karşı dejenere elektronların basıncıyla desteklenen yıldızın çekirdeğinin evrimini simüle ettiler. Magnezyum ve esas olarak neon elektronları yedikçe elektron sayısı azaldı ve çekirdek hızla küçüldü (Şekil 2).

Elektron yakalama da ısı açığa çıkardı. Çekirdeğin merkezi yoğunluğu 10 10 g/cm3'ü aştığında, çekirdekteki oksijen, çekirdeğin orta bölgesindeki maddeleri yakmaya ve onları demir ve nikel gibi demir grubu çekirdeklere dönüştürmeye başladı. Sıcaklık o kadar arttı ki protonlar serbest kaldı ve kaçtı. Daha sonra elektronların serbest protonlar ve demir grubu çekirdekleri tarafından yakalanması daha kolay hale geldi ve yoğunluk o kadar yüksekti ki çekirdek bir termonükleer patlama üretmeden çöktü.

Yeni elektron yakalama oranlarıyla, oksijen yanmasının biraz merkez dışında gerçekleştiği bulundu. Bununla birlikte, çöküş bir nötron yıldızı oluşturdu ve bir süpernova patlamasına neden oldu, bu da elektron yakalayan bir süpernova meydana gelebileceğini gösterdi.

Şekil 3: 1054'teki süpernovanın bir kalıntısı olan Yengeç Bulutsusu (Çin, Japonya ve Arap'taki eski gökbilimciler tarafından gözlemlenen SN 1054). Nomoto et al. (1982), SN 1054'ün ilk kütlesi güneşin yaklaşık dokuz katı olan bir yıldızın elektron yakalama süpernovasından kaynaklanabileceğini öne sürdü. Kredi: NASA, ESA, J. DePasquale (STScI) ve R. Hurt (Caltech/IPAC)

Sekiz ila 10 güneş kütlesine sahip belirli bir kütle aralığı, yıldız rüzgar kütlesi kaybı nedeniyle zarf kaybıyla oksijen-magnezyum-neondan oluşan beyaz cüceler oluşturacaktır. Öte yandan, rüzgar kütlesi kaybı küçükse, yıldız simülasyonlarında olduğu gibi elektron yakalama süpernovasına maruz kalır.

Ekip, elektron yakalama süpernovasının, Nomoto ve diğerleri tarafından önerildiği gibi, 1054'te kaydedilen ve Yengeç Bulutsusu'nu oluşturan süpernovanın özelliklerini açıklayabileceğini öne sürüyor. 1982'de (Şekil 3).

Bu sonuçlar yayınlandı Astrofizik Dergisi 15 Kasım 2019'da.


    Elektron dejenerasyonu çökmeyi durdurmaz (Chandrasekhar limiti)

Yerçekimi sıkıştırması, her yanma aşamasının ardından çekirdeği ısıtır

Bu noktada yıldız, farklı sıcaklıklarda yanan farklı elementlerin kabukları ile bir demir çekirdeğe sahiptir.

    Hafif çekirdekler (hidrojen, helyum, karbon, oksijen vb.) kaynaşabilir ve enerjiyi serbest bırakabilir.

Ağır çekirdekler (uranyum, plütonyum vb.) bölünebilir (fisyon) ve enerji açığa çıkarabilir.

Bu nedenle, ağır bir yıldızda, sonunda bir DEMİR ÇEKİRDEK oluştururuz ve çekirdeğin enerji üretimi durur.

Şiddetli patlama sırasında, muazzam genişleyen şok dalgası, daha ağır çekirdeklere füzyona neden olur.

    süpernova enerji emisyonu
      tip I süpernovanın ışık eğrisi, nikel-56 ve kobalt-56'nın radyoaktif bozunmasıyla yayılan ışığın teorik hesaplamalarıyla eşleşir.
      Her yıl birçok süpernova keşfediliyor
        Son Süpernovalar
        İki tür süpernova vardır
          Işık eğrisi iki farklı türü ortaya çıkarır
          • Tip I - ikili sistem
            • karbon patlamalı süpernova
            • çekirdek çöküşü süpernova
              Büyük bir yıldızın çekirdeği çökerken,
                tamamen basit temel parçacıklardan oluşacak
          • elektronlar, protonlar, nötronlar ve fotonlar
          • çekirdekteki çekirdek yapısı yok edildi
            • Büyük Macellan Bulutunda (Macellan Bulutları resmine bakın)
              Dünya'dan 160.000 ışıkyılı
              Teleskobun icadından bu yana çıplak gözle görülebilen ilk Süpernova

            Patlayan yıldız Sanduleak oldu -69 o 202
            Sanduleak -69 o 202 20 M idiGÜNEŞ
            10 7 yıldır ana dizi yıldızı

              10 46 watt (LGÜNEŞ = 4 x 10 26 watt)
              Bu, evrenin anlık olarak gözlemleyebildiğimiz kısmındaki tüm galaksilerdeki tüm yıldızların parlaklığını aşıyor.
              Sonra - 1987'de - süpernova görünür hale gelmeden 20 saat önce, nötrinoların atımı yeryüzünden geçti: her metrekareden 500.000.000.000.000.000 = 5 x 1014.

              Yoldaş Kırmızı Dev aşamasında genişlediğinde, Beyaz Cüce kütlesi artar ve 1,4 M SUN'u geçebilir.

            • Tip I - ikili sistem
              • karbon patlamalı süpernova
              • Beyaz cüce, yoldaşından malzeme toplayarak büyür ve sonunda Chandrasekhar kütle sınırını aşar.
              • çekirdek çöküşü süpernova
              • Devasa yıldız, demir çekirdekle biten yakıtını tüketir ve çöker ve patlar.
                Süpernova patlaması sırasında, yıldızın çoğu (veya çoğu) geride küçük bir kısmı kalacak şekilde uzaya fırlatılır.
                  (örneğin, Yengeç Bulutsusu - M1
                  Hubble Uzay Teleskobu tarafından fotoğraflanan Yengeç Bulutsusu ve pulsar)
                  (Örnek: 25 M SUN -> 24 M SUN çıkarıldı)
                  -ya da hepsi atılabilir

                  M<3M SUN ise, dejenere-nötron basıncı yıldızın ağırlığını tutacaktır.

                  Hızla dönen N-yıldızı tarafından üretilen titreşimli bir radyo kaynağı.

                1. pulsar, 1968 yılında Cambridge U. (İngiltere) yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell tarafından keşfedildi.


                Diğer Işık Renkleri Nasıl Üretilir?

                Birçok farklı renkte işaret görüyorsunuz, bu yüzden bunun nasıl çalıştığını merak edebilirsiniz. Neonun turuncu-kırmızısının yanı sıra diğer ışık renklerini üretmenin iki ana yolu vardır. Bir yol, renkleri üretmek için başka bir gaz veya gaz karışımı kullanmaktır. Daha önce de belirtildiği gibi, her soy gaz, karakteristik bir ışık rengi yayar. Örneğin, helyum pembe parlıyor, kripton yeşil ve argon mavi. Gazların karıştırılması durumunda ara renkler üretilebilir.

                Renk üretmenin diğer yolu, camı, enerji verildiğinde belirli bir rengi parlayacak bir fosfor veya başka bir kimyasalla kaplamaktır. Mevcut kaplama çeşitliliği nedeniyle, çoğu modern ışık artık neon kullanmaz, cıva/argon deşarjına ve fosfor kaplamaya dayanan floresan lambalardır. Bir renkte parlayan berrak bir ışık görürseniz, bu asil bir gaz ışığıdır.

                Aydınlatma armatürlerinde kullanılmasa da ışığın rengini değiştirmenin bir başka yolu da ışığa verilen enerjiyi kontrol etmektir. Genellikle bir ışıkta element başına bir renk görseniz de, uyarılmış elektronlar için mevcut olan ve elementin üretebileceği bir ışık spektrumuna karşılık gelen farklı enerji seviyeleri vardır.


                Videoyu izle: SUDAKİ HİDROJEN VE OKSİJENİ AYIRDIK - YÖNTEM-1 (Eylül 2022).