واکنش های هسته ای در ستاره های بزرگ

واکنش های هسته ای در ستاره های بزرگ

ستارگان بزرگتر از هشت برابر جرم خورشید ما زندگی خود را به همان روشی که ستارگان کوچکتر سپری می کنند آغاز می کنند: با همجوشی هیدروژن به هلیوم. اما، یک ستاره بزرگ، داغتر و سریعتر می سوزد و تمام هیدروژن موجود در هسته خود را در کمتر از 1 میلیارد سال به هلیوم می سوزاند. سپس ستاره تبدیل به یک ابرغول سرخ ، شبیه به یک غول سرخ، فقط بزرگتر می شود. برخلاف غول‌های سرخ، ابرغول‌های سرخ جرم کافی برای ایجاد فشار گرانشی بیشتر و در نتیجه دمای هسته بالاتر دارند. بنابراین آنها به ترتیب، هلیوم را به کربن، کربن و هلیوم را به اکسیژن و دو اتم کربن را به منیزیم تبدیل می کنند. از طریق ترکیبی از چنین فرآیندهایی، عناصر متوالی سنگین‌تر، تا آهن، تشکیل می‌شوند ( جدول زیر را ببینید ).

این جدول واکنش های نوکلئوسنتز را نشان می دهد که در مراحل متوالی در ستارگان بزرگ روی می دهند. جدول واکنش‌های اصلی و محصولات جانبی (شامل سایر عناصری که در مقادیر کمی تولید می‌شوند)، دمایی که واکنش در آن روی می‌دهد و مدت زمان مصرف سوخت ورودی موجود را خلاصه می‌کند.

هر فرآیند متوالی به دمای بالاتر (تا 3.3 میلیارد کلوین) نیاز دارد و مدت زمان کوتاه تری (به اندازه چند روز) طول می کشد. ساختار یک ابرغول قرمز مانند یک پیاز می شود ( شکل زیر )، با عناصر مختلف در دماهای مختلف در لایه های اطراف هسته ذوب می شوند. همرفت، عناصر را به سطح ستاره نزدیک می کند، جایی که بادهای ستاره ای قوی آنها را در فضا پراکنده می کند.

مدل پوسته پیاز یک ابرغول قرمز

همجوشی در ابرغول های سرخ تا تشکیل آهن ادامه می یابد. برخلاف عناصر قبل از آهن، این عنصر هنگام ذوب هیچ انرژی آزاد نمی کند. این به این دلیل است که آهن پایدارترین هسته را در بین تمام عناصر دارد. عناصر سبک‌تر از آهن معمولاً در صورت ذوب شدن انرژی از خود منتشر می‌کنند، زیرا از ساختار هسته‌ای کم‌ثبات‌تر به ساختاری با ثبات‌تر حرکت می‌کنند. در مقابل، عناصر سنگین‌تر از آهن در صورت شکافت هسته ای، یعنی با از دست دادن نوکلئون‌ها (یعنی پروتون‌ها و/یا نوترون‌ها) انرژی تابش می‌کنند و دوباره، آنها از یک ساختار هسته‌ای کم‌ثبات‌تر به یک ساختار هسته‌ای پایدارتر می‌روند. این با جزئیات بیشتر توسط نمودار “انرژی اتصال در هر نوکلئون” نشان داده شده است ( شکل زیر ). تعداد نوکلئون های هسته که در امتداد محور x رسم شده اند، معادل وزن اتمی هر اتم است. “انرژی اتصال در هر نوکلئون” نشان دهنده مقدار انرژی لازم برای تجزیه هسته به پروتون ها و نوترون های جداگانه است. نمودار نشان می دهد که چگونه این انرژی اتصال با افزایش وزن اتمی تغییر می کند. پایداری هسته آهن با این واقعیت نشان داده می شود که برای تجزیه شدن به بیشترین انرژی نیاز دارد.

میانگین انرژی اتصال در هر نوکلئون
شکل بالا: میانگین انرژی اتصال در هر نوکلئون به عنوان تابعی از تعداد نوکلئون ها در هسته اتم. انرژی آزاد می‌شود که هسته‌هایی با انرژی‌های اتصال کوچک‌تر با هم ترکیب شوند یا از هم جدا شوند و هسته‌هایی با انرژی‌های اتصال بزرگ‌تر تشکیل دهند. این از طریق همجوشی برای عناصر زیر آهن و از طریق شکافت برای عناصر بالاتر از آهن اتفاق می افتد.

یکی دیگر از دلایلی که همجوشی فراتر از آهن نمی رود این است که دمای لازم آنقدر بالا می رود که هسته ها پیش از آن که  بتوانند گداخت هسته ای شوند “ذوب می شوند”. یعنی انرژی حرارتی ناشی از دمای بالا، هسته های سیلیکون را به چند هسته های هلیوم می شکند. سپس این هسته های هلیوم با عناصری مانند کلر، آرگون، پتاسیم و کلسیم ترکیب می شوند تا عناصری از تیتانیوم تا آهن بسازند.

ستاره‌های بزرگ نیز از طریق جذب نوترون، عناصر سنگین‌تر از آهن را تولید می‌کنند. به دلیل دمای بسیار بالای ستارگان بزرگ، نوترون ها از برهمکنش هلیوم با نئون تامین می شوند. این فرآیند جذب نوترون در طول هزاران سال انجام می شود. فراوانی عناصر انتخاب شده از آهن تا زیرکونیوم را می توان به این نوع تولید در ستارگان بزرگ نسبت داد. باز هم، بادهای همرفتی و ستاره ای به پراکنده شدن این عناصر کمک می کنند.

سرچشمه ها:
https://imagine.gsfc.nasa.gov/educators/elements/imagine/05.html

1 in 10 Red Giants are Covered in Spots, and They Rotate Surprisingly Quickly