Astronomi

Mengapa litium menyatu pada suhu yang lebih rendah daripada hidrogen?

Mengapa litium menyatu pada suhu yang lebih rendah daripada hidrogen?


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.

Ini adalah soalan asas, tetapi telah mengganggu saya. Dalam artikel Wikipedia untuk pembakaran litium, ia menyatakan bahawa:

Bintang, yang menurut definisi mesti mencapai suhu tinggi (2.5 × 10 ^ 6 K) yang diperlukan untuk menyatukan hidrogen, cepat menghabiskan litiumnya. Ini berlaku oleh perlanggaran litium-7 dan proton yang menghasilkan dua inti helium-4. Suhu yang diperlukan untuk tindak balas ini tepat di bawah suhu yang diperlukan untuk peleburan hidrogen.

Saya membayangkan bahawa dengan litium yang mempunyai lebih banyak proton, ia akan mempunyai tolakan Coulomb yang lebih kuat dan memerlukan suhu yang lebih tinggi untuk menyatu dengan hidrogen. Sekarang, artikel ini cukup samar kerana tidak memetik sumber, dan biasanya saya akan menolaknya. Tetapi menurut di sini, pembakaran litium berlaku di protostar, sebelum peleburan hidrogen berlaku. Bagaimana litium boleh menyatu dengan hidrogen pada suhu yang rendah?


Kadar tindak balas paling lambat dalam rantai pp menentukan seberapa cepat hidrogen dapat "membakar" di inti bintang seperti matahari. Langkah menentukan kadar itu sebenarnya adalah penyatuan dua proton untuk membentuk deuterium melalui diproton dan kerosakan interaksi yang lemah.

Gabungan litium, di mana ia menyatu dengan proton dan kemudian berpecah menjadi dua inti Helium sebenarnya adalah sebahagian daripada siri tindak balas PPII yang menukar helium 3 menjadi helium 4. Ia tidak melibatkan interaksi yang lemah dan oleh itu keratan rentas pada tertentu suhu jauh lebih tinggi daripada langkah pertama dalam rantai pp, tanpa menghiraukan tolakan coulomb yang lebih kuat antara reaktan. Oleh itu, ia dimulakan pada suhu yang lebih rendah - seperti yang anda katakan, "pembakaran" Li berlaku pada bintang urutan utama utama berjisim rendah sebelum "pembakaran" hidrogen bermula (tetapi selepas pembakaran deuterium).


Deuterium adalah nukleus yang paling mudah menyatu yang tersedia untuk menumpuk protostar, [1] dan peleburan seperti itu di tengah-tengah protostar dapat berlanjutan apabila suhu melebihi 10 6 K. [2] Kadar tindak balas sangat sensitif terhadap suhu sehingga suhu tidak naik sangat jauh di atas ini. [2] Tenaga yang dihasilkan oleh fusi mendorong perolakan, yang membawa haba yang dihasilkan ke permukaan. [1]

Sekiranya tidak ada deuterium yang tersedia untuk menyatu, maka bintang akan mendapat jisim yang jauh lebih sedikit pada fasa urutan pra-utama, kerana objek itu akan runtuh lebih cepat, dan peleburan hidrogen yang lebih kuat akan berlaku dan mencegah objek tersebut dari bahan. [2] Fusi Deuterium memungkinkan penambahan jisim lebih jauh dengan bertindak sebagai termostat yang menghentikan sementara suhu pusat daripada meningkat di atas satu juta darjah, suhu yang tidak cukup tinggi untuk peleburan hidrogen, tetapi membiarkan masa untuk pengumpulan lebih banyak jisim. [3] Apabila mekanisme pengangkutan tenaga beralih dari konvektif ke radiasi, pengangkutan tenaga menjadi perlahan, yang memungkinkan suhu meningkat dan peleburan hidrogen mengambil alih dengan cara yang stabil dan berterusan. Penyatuan hidrogen akan bermula pada suhu 10 7 K.

Kadar penjanaan tenaga berkadar dengan (kepekatan deuterium) × (ketumpatan) × (suhu) 11.8. Sekiranya teras berada dalam keadaan stabil, penjanaan tenaga akan tetap. Sekiranya satu pemboleh ubah dalam persamaan meningkat, dua yang lain mesti menurun untuk memastikan penjanaan tenaga tetap berterusan. Oleh kerana suhu dinaikkan ke kekuatan 11.8, ia memerlukan perubahan yang sangat besar dalam kepekatan deuterium atau ketumpatannya sehingga dapat menghasilkan perubahan suhu yang kecil. [2] [3] Kepekatan deuterium mencerminkan fakta bahawa gas adalah campuran hidrogen biasa dan helium dan deuterium.

Jisim yang mengelilingi zon radiasi masih kaya dengan deuterium, dan peleburan deuterium bergerak dalam cengkerang yang semakin nipis yang secara beransur-ansur bergerak ke luar ketika teras radiasi bintang tumbuh. Penjanaan tenaga nuklear di kawasan luar berkepadatan rendah ini menyebabkan protostar membengkak, menunda penguncupan graviti objek dan menangguhkan kedatangannya pada urutan utama. [2] Jumlah tenaga yang ada oleh deuterium fusion setanding dengan tenaga yang dikeluarkan oleh pengecutan graviti. [3]

Oleh kerana kekurangan deuterium di Alam Semesta, bekalan protostar terhad. Selepas beberapa juta tahun, ia akan habis digunakan dengan berkesan. [4]

Penyatuan hidrogen memerlukan suhu dan tekanan yang jauh lebih tinggi daripada peleburan deuterium, oleh itu, terdapat objek yang cukup besar untuk membakar deuterium tetapi tidak cukup besar untuk membakar hidrogen. Objek-objek ini disebut kerdil coklat, dan mempunyai jisim antara sekitar 13 dan 80 kali jisim Musytari. [5] Kerdil coklat mungkin bersinar selama seratus juta tahun sebelum bekalan deuterium mereka habis. [6]

Objek di atas jisim minimum deuterium-fusi (jisim minimum pembakaran deuterium, DBMM) akan menyatukan semua deuterium mereka dalam waktu yang sangat singkat (∼4–50 Myr), sedangkan objek di bawah yang akan sedikit membakar, dan dengan itu, mengekalkan kelimpahan deuterium asalnya . "Pengenal pasti objek terapung bebas, atau planet jahat di bawah DBMM akan menunjukkan bahawa pembentukan objek seperti bintang meluas di bawah DBMM." [7]

Telah ditunjukkan bahawa peleburan deuterium juga boleh dilakukan di planet. Ambang jisim untuk permulaan peleburan deuterium di atas teras pepejal juga berada pada kira-kira 13 jisim Musytari. [8] [9]

Walaupun penyatuan dengan proton adalah kaedah dominan dalam memakan deuterium, reaksi lain adalah mungkin. Ini termasuk peleburan dengan nukleus deuterium lain untuk membentuk helium-3, tritium, atau (lebih jarang) helium-4, atau dengan helium untuk membentuk pelbagai isotop litium. [10]


7 Jawapan 7

Sebenarnya, apa yang anda baca mengenai penghasilan inti tidak betul. Terdapat beberapa berbeza proses di mana inti atom dihasilkan:

    adalah gabungan nukleus hidrogen untuk membentuk unsur-unsur yang lebih berat pada peringkat awal alam semesta, kerana ia disejukkan dari ledakan besar. Terdapat keperluan terma yang agak spesifik untuk proses ini berlaku, jadi hanya ada jangka masa pendek di mana unsur-unsur yang lebih berat dapat terbentuk, yang bermaksud bahawa satu-satunya peleburan yang sebenarnya berlaku dalam jumlah yang banyak adalah penukaran hidrogen (dan deuterium) ke helium, dan sebuah sangat sejumlah kecil litium.

Nukleosintesis bintang adalah penyatuan hidrogen dan inti lain dalam teras bintang. Ini adalah sesuatu yang terpisah dari kosmologi big bang, kerana bintang tidak terbentuk hingga berjuta-juta tahun seumur hidup alam semesta.

Sekarang, bertentangan dengan apa yang mungkin anda baca, bukan semua unsur terbentuk dalam nukleosintesis bintang. Terdapat "rantai" reaksi nuklear tertentu yang berlaku, dan hanya unsur-unsur yang dihasilkan oleh reaksi-reaksi tersebut yang akan ada dalam bintang dalam jumlah yang cukup besar. Sebilangan besar bintang menghasilkan tenaganya menggunakan rantai proton-proton (dalam bintang yang lebih ringan) atau kitaran CNO (dalam bintang yang lebih berat), yang keduanya menggunakan hidrogen dan membentuk helium. Sebaik sahaja sebahagian besar hidrogen habis, suhu bintang akan meningkat dan ia akan menyatu helium menjadi karbon. Apabila helium habis, ia akan menyatu karbon menjadi oksigen, kemudian oksigen menjadi silikon, kemudian silikon menjadi besi. (Sudah tentu proses sebenarnya lebih rumit - lihat artikel Wikipedia untuk perinciannya.) Beberapa elemen lain dihasilkan atau terlibat di sepanjang jalan, termasuk neon, magnesium, fosforus, dan lain-lain, tetapi litium tidak ada di antaranya. Sebenarnya, bintang mempunyai kecenderungan untuk memakan litium, dan bukannya menghasilkannya, jadi bintang sebenarnya cenderung hanya mempunyai sedikit litium.

Nukleosintesis supernova adalah gabungan nukleus atom kerana keadaan tekanan tinggi, bertenaga tinggi yang timbul ketika bintang besar meletup dalam supernova jenis II. Terdapat persamaan tertentu antara ini dan nukleosintesis big bang, iaitu suhu dan tekanan tinggi, tetapi perbezaan utama adalah bahawa bintang yang meletup akan memiliki "simpanan" unsur-unsur berat yang terbentuk dari peleburan nuklear seumur hidup. Oleh itu, daripada hanya membentuk banyak helium seperti yang berlaku selepas ledakan besar, supernova akan membentuk keseluruhan elemen berat. Sebenarnya supernova adalah satu-satunya sumber semula jadi unsur yang lebih berat daripada besi, kerana sebenarnya memerlukan input tenaga untuk menghasilkan unsur-unsur tersebut sebagai produk gabungan. Saya percaya sejumlah litium akan terbentuk dalam supernova bersama dengan unsur-unsur lain, tetapi kerana bintang besar akan menghabiskan hidrogen dan heliumnya di wilayah tengah di mana sebahagian besar tindakan berlaku, litium mungkin bukan produk reaksi biasa.

Kata kunci dalam apa yang anda dengar adalah "tersedia" kerana terdapat banyak litium di bumi yang tidak begitu mudah diperoleh. Pengertian "Lithium yang tersedia" mungkin bermaksud cadangan tanah yang diketahui, yang menurut halaman ini berjumlah 14 juta tan.

Jumlah larut dalam air laut dianggarkan 230 bilion tan (yang cukup untuk banyak bateri). Pengekstrakan air laut nampaknya belum dapat dilaksanakan secara ekonomi, tetapi orang-orang mempelajarinya.

Anggaran kepekatan litium dalam kerak bumi berkisar antara 1 hingga 31 ppm, jadi jika kita menggali seluruh kerak bumi, kita akan mendapat antara 20 hingga 600 trilion tan. Dengan kata lain, jika peradaban kita pernah sampai ke titik di mana kita benar-benar memerlukan banyak litium, kita tidak perlu terlalu jauh untuk mencarinya.

Ini adalah pelengkap kecil bagi jawapan David dan Scott

Seperti biasa halaman Wikipedia di Lithium mengandungi maklumat berguna:

Kedua-dua isotop semula jadi mempunyai tenaga pengikatan nuklear per nukleon yang sangat rendah berbanding unsur-unsur yang lebih ringan dan lebih berat, helium dan berilium, yang bermaksud bahawa di antara unsur cahaya stabil, litium dapat menghasilkan tenaga bersih melalui pembelahan nuklear. Kedua-dua nukleus litium mempunyai tenaga pengikat yang lebih rendah per nukleon daripada nuklida sebatian stabil lain selain deuterium, dan helium-3. Hasilnya, walaupun berat atomnya sangat ringan, litium kurang biasa di sistem suria daripada 25 daripada 32 unsur kimia pertama.

[. ]

⁷Li adalah salah satu unsur primordial (atau, lebih tepatnya, nuklida primordial) yang dihasilkan dalam nukleosintesis Big Bang. Sebilangan kecil ⁶Li dan ⁷Li dihasilkan dalam bintang, tetapi dianggap dibakar secepat yang dihasilkan. Sebilangan kecil litium kedua ⁶Li dan ⁷Li mungkin dihasilkan dari angin suria, sinar kosmik yang memukul atom yang lebih berat, dan dari sistem suria awal ⁷Be dan ¹⁰ Menjadi peluruhan radioaktif.

Jadi, pada dasarnya, Lithium dihasilkan (hampir) seperti yang diberitahu oleh David Zaslavsky dalam jawapannya, dan alasan pengeluarannya rendah kerana Lithium hampir tidak stabil.

Tetapi seperti yang dijelaskan oleh @Scott Carnahan dalam jawapannya, tanggapan kekurangan litium dikaitkan dengan pembahagian semula di bumi. Dan alasan sukar diperoleh akhirnya adalah kereaktifan kimianya yang tinggi, yang bermaksud pada dasarnya dicairkan di mana-mana, dan jarang tertumpu pada simpanan yang mudah ditambang. Di laman wikipedia yang sama seperti di atas, mereka mengatakan:

Walaupun litium diedarkan secara meluas di Bumi, ia secara semula jadi tidak berlaku dalam bentuk unsur kerana kereaktifan yang tinggi.

[. ]

Menurut Buku Panduan Lithium dan Kalsium Semula jadi, & quotLithium adalah unsur yang agak jarang berlaku, walaupun terdapat di banyak batu dan beberapa air garam, tetapi dalam kepekatannya selalu sangat rendah. Terdapat sebilangan besar deposit mineral litium dan air garam tetapi hanya sebilangan kecil yang mempunyai nilai komersial sebenar atau berpotensi. Banyak yang sangat kecil, yang lain mempunyai gred yang terlalu rendah. & Quot

Saya akan menghampiri ini sedikit berbeza. Kelimpahan Li dalam sistem suria dan kerak bumi rendah berbanding dengan unsur seperti karbon, oksigen, silikon dan besi.

Litium sistem suria diciptakan sebahagian (hanya 10%) oleh nukleosintesis primordial, sedikit oleh reaksi spasiasi sinar kosmik pada nukleus dalam medium antarbintang, tetapi terutamanya di bahagian dalam bintang cawangan gergasi asimptotik berjisim rendah (AGB) dan ledakan nova (contohnya Prantzos 2012). Mekanisme tindak balas utama adalah penyatuan helium-4 dan helium-3 untuk menghasilkan berilium-7. Ini kemudian menjalani penangkapan elektron ke litium-7.

Walaupun terdapat banyak helium-4 di dalam bintang sebenarnya tidak banyak helium-3, kecuali di mana ia dihasilkan dalam inti / cangkang pembakar hidrogen, tetapi kawasan ini juga cukup panas untuk memusnahkan litium-7 dengan cepat melalui penangkapan proton kembali ke inti helium-4. Oleh itu, seseorang memerlukan syarat khas di mana bahan kaya dari inti / shell dicampur ke atas dan menjalani penangkapan elektron di kawasan yang cukup sejuk untuk Li bertahan (Cameron & amp Fowler 1971). Ini boleh berlaku pada bintang AGB "panas terbakar" dengan jumlah kira-kira $ 4 & ltM / M _ < odot> & lt8 $, yang mengalami pembakaran H- dan He untuk beberapa waktu (contohnya Garcia-Hernandez et al. 2013) ). Sampul konvektif sampai ke cangkang pembakar H, mengorek bahan kaya Be, yang kemudian menjadi Li-7. Prosesnya adalah kecekapan terhad, kerana perolakan yang sama memerlukan banyak Li-7 turun lagi untuk dibakar. Jadi, walaupun bintang AGB dapat dengan berkesan meniup bahan yang diperkaya ke angkasa melalui angin kencang mereka, bahan tersebut tidak itu diperkaya dengan Li.

Mekanisme Cameron & amp; Fowler juga boleh berlaku dalam letupan novae apabila bahan dipindahkan dari pendamping ke permukaan kerdil putih dan meletup. Bahan terkumpul harus memiliki helium-3 di dalamnya, jadi juga harus berasal dari daerah di mana terjadi pembakaran hidrogen yang tidak lengkap. Pelepasan shell yang kaya dengan cepat akan menghasilkan pengayaan ISM dengan Li-7. Ternyata syarat khas yang diperlukan untuk mendapatkan bahan dengan banyak He-3 tidak menghasilkan pengeluaran Li yang cukup untuk meningkatkan kelimpahan Li antara bintang melebihi apa yang kita lihat.

Tetapi saya fikir teras utama persoalannya adalah mengapa Li tidak dihasilkan daripada semacam reaksi pelakuran, seperti helium atau karbon?

Jawapannya adalah bahawa ia! Contohnya Li-7 dihasilkan sebagai sebahagian daripada cabang PPII rantai pp, pada suhu antara $ 1.4 kali10 ^ 7 $ K dan $ 2.3 kali 10 ^ <7> $ K. Tetapi pada suhu ini Li-7 dengan cepat menyatu dengan proton untuk membentuk dua inti He-4.

Oleh itu, masalah asasnya ialah pada bahagian dalaman bintang, Li-7 dibakar pada suhu melebihi $ 3 kali 10 ^ <6> $ K, tetapi sebarang tindak balas peleburan yang menghasilkan Li (atau unsur yang lebih berat daripada Li) memerlukan suhu yang jauh lebih tinggi daripada ini.


Inilah Sebab Mengapa Tiga Elemen Terang Jarang Secara Kosmik

Apabila zarah kosmik bertenaga tinggi menyerang nukleus atom, ia dapat memisahkan nukleus itu dalam a. [+] proses yang dikenali sebagai spallation. Ini adalah cara yang luar biasa bahawa Alam Semesta, setelah mencapai usia bintang, menghasilkan litium, berilium dan boron baru.

Nicolle R. Fuller / NSF / IceCube

Sekiranya anda mengambil setiap elemen dalam jadual berkala dan memerintahkannya dengan seberapa banyak unsur-unsur yang ada di Alam Semesta, anda akan mendapat sesuatu yang sedikit mengejutkan. Unsur yang paling umum adalah hidrogen, menyusun hampir tiga perempat Alam Semesta secara besar-besaran. Hampir satu perempat adalah helium, yang dihasilkan kebanyakannya pada peringkat awal Big Bang yang panas tetapi juga dihasilkan oleh peleburan nuklear yang berlaku di kebanyakan bintang, termasuk Matahari kita.

Di luar itu adalah oksigen di # 3, karbon di # 4, diikuti oleh neon, nitrogen, besi, magnesium dan silikon, yang semuanya dihasilkan di bahagian dalam bintang panas, besar, dan gergasi. Secara umum, unsur yang lebih berat jarang berlaku dan unsur cahaya banyak, tetapi terdapat tiga pengecualian besar: litium, berilium, dan boron. Namun ketiga elemen ini adalah yang ketiga, ke-4, dan ke-5 yang paling ringan. Inilah kisah kosmik mengapa ia sangat jarang berlaku.

Banyaknya unsur-unsur di Alam Semesta hari ini, seperti yang diukur untuk Sistem Suria kita. Walaupun. [+] Menjadi unsur paling ringan ke-3, ke-4, dan ke-5, kelimpahan litium, berilium, dan boron jauh di bawah semua elemen berdekatan yang lain dalam jadual berkala.

MHz`as / Wikimedia Commons (gambar) K. Lodders, ApJ 591, 1220 (2003) (data)

Sejurus selepas Big Bang yang panas, nukleus atom pertama terbentuk dari lautan quark, lepton, foton, gluon, dan antipartikel yang sangat bertenaga. Ketika Alam Semesta disejukkan, antipartikel dimusnahkan, foton berhenti cukup bertenaga untuk meletupkan inti yang terikat, dan proton dan neutron awal Alam Semesta mula menyatu. Sekiranya kita dapat membuat unsur-unsur berat yang terdapat di planet Bumi, Alam Semesta mungkin sudah siap untuk hidup sejak bintang pertama dilahirkan.

Sayangnya kerana impian kita untuk Alam Semesta dilahirkan dengan bahan-bahan yang diperlukan untuk hidup, foton tetap terlalu bertenaga untuk membentuk nukleus berat yang paling sederhana - deuterium, dengan satu proton dan satu neutron terikat bersama - sehingga lebih dari tiga minit berlalu sejak Big Bang . Pada masa tindak balas nuklear dapat berlanjutan, Alam Semesta hanya satu-satu miliar setebal pusat Matahari.

Banyaknya ramalan helium-4, deuterium, helium-3 dan lithium-7 seperti yang diramalkan oleh Big Bang. [+] Nukleosintesis, dengan pemerhatian ditunjukkan dalam bulatan merah. Perhatikan perkara penting di sini: teori saintifik yang baik (Big Bang Nucleosynthesis) membuat ramalan kuantitatif yang kuat untuk apa yang harus ada dan dapat diukur, dan pengukuran (berwarna merah) sejajar dengan ramalan teori, mengesahkannya dan mengekang alternatif . Lengkung dan garis merah adalah untuk 3 spesies neutrino lebih kurang membawa hasil yang bertentangan dengan data, terutamanya untuk deuterium dan helium-3.

Ini masih bagus, kerana ia memberi kita Alam Semesta yang terbuat dari sekitar 75% hidrogen, 25% helium-4, sekitar 0,01% deuterium dan helium-3 masing-masing, dan sekitar 0,0000001% litium. Sebilangan kecil litium adalah apa yang ada sebelum bintang-bintang di Alam Semesta terbentuk, dan itu adalah perkara yang sangat baik bagi kita, kerana litium adalah elemen yang cukup penting untuk banyak aplikasi, teknologi, dan bahkan fungsi biologi di Bumi, termasuk di manusia.

Tetapi setelah anda mula membentuk bintang, semuanya akan berubah. Ya, setelah anda mencapai ketumpatan seperti bintang bersama dengan suhu yang meningkat lebih kurang 4 juta K, anda mula menyatukan hidrogen ke helium Matahari kita sibuk melakukannya sekarang. Proses nuklear yang berlaku secara harfiah mengubah Alam Semesta. Cuma, mereka tidak hanya mengubah sesuatu dengan cara yang kita mahukan, mereka juga mengubah keadaan ke arah yang tidak dijangka.

Versi rantai proton-proton yang paling mudah dan rendah tenaga, yang menghasilkan. [+] helium-4 dari bahan bakar hidrogen awal. Ini adalah proses nuklear yang menyatukan hidrogen menjadi helium di Matahari dan semua bintang menyukainya.

Pengguna Wikimedia Commons Sarang

Apabila anda membentuk bintang, bukan hanya hidrogen yang mencapai suhu tinggi astronomi, tetapi semua zarah di dalamnya. Malangnya untuk litium, ini adalah suhu yang lebih dari cukup untuk menghancurkannya. Lithium telah menjadi salah satu elemen yang paling sukar untuk diukur di Alam Semesta kerana alasan ini: pada masa kita tiba pada masa ini dan dapat dengan pasti mengeluarkan isyarat litium, banyak yang dimulakan oleh Alam Semesta telah dimusnahkan.

"Tunggu," saya dapat mendengar anda keberatan. "Alam semesta jelas penuh dengan unsur-unsur berat ini: karbon, nitrogen, oksigen, fosfor, dan semua elemen yang diperlukan untuk kehidupan, hingga jadual berkala hingga uranium dan bahkan di luar. Tentunya pasti ada cara untuk membuatnya , betul? "

Memahami asal kosmik semua elemen lebih berat daripada hidrogen dapat memberi kita kekuatan. [+] tetingkap masa lalu Alam Semesta, serta pandangan tentang asal usul kita sendiri. Namun, setiap elemen yang dibuat litium yang lalu tidak dapat datang kepada kita sejak zaman awal di Alam Semesta, melainkan perlu diciptakan kemudian.

Pengguna Wikimedia Commons Cepheus

Apabila setiap bintang yang cukup besar (termasuk Matahari kita) membakar seluruh hidrogen dalam intinya, peleburan nuklear menjadi perlahan dan berhenti. Tiba-tiba, tekanan radiasi yang menahan bahagian dalam bintang terhadap keruntuhan graviti mulai menurun, dan intinya mula menyusut.

Dalam fizik, apabila mana-mana sistem jirim memampatkan dengan cepat berbanding dengan skala waktu tertentu, ia memanas. Di bahagian dalam bintang, inti helium yang kebanyakannya dapat mencapai suhu ekstrem sehingga peleburan nuklear helium menjadi karbon dapat dimulai, melalui reaksi nuklear khas yang dikenali sebagai proses triple-alpha. Di bintang-bintang seperti Matahari, karbon adalah akhir, dan satu-satunya cara unsur-unsur yang lebih berat dibentuk adalah dengan menghasilkan neutron, yang dapat menjatuhkan jadual berkala dengan perlahan.

Setelah peleburan helium berjalan sepenuhnya, lapisan luar bintang akan dikeluarkan di nebula planet sementara intinya mengecil membentuk kerdil putih.

Nebula planet mengambil pelbagai bentuk dan orientasi bergantung pada sifat-sifat. [+] Sistem bintang berasal dari, dan bertanggung jawab atas banyak unsur berat di Alam Semesta. Bintang supergian dan bintang gergasi yang memasuki fasa nebula planet keduanya ditunjukkan untuk membina banyak elemen penting dari jadual berkala melalui proses s.

NASA, ESA, dan Pasukan Warisan Hubble (STScI / AURA)

Tetapi ada bintang-bintang yang jauh lebih besar daripada ini, mampu menjalani peleburan karbon kerana terasnya semakin menurun. Bintang di mana ini berlaku akan menyatukan karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi neon, neon menjadi magnesium, dan naik hingga mereka membuat silikon, sulfur, argon, kalsium, dan unsur-unsur hingga besi, nikel dan kobalt. Apabila mereka akhirnya kehabisan bahan bakar berguna, mereka akan mengakhiri hidup mereka dalam peristiwa bencana yang dikenali sebagai supernova.

Supernova ini bertanggungjawab untuk sebilangan besar unsur-unsur yang lebih berat dari Alam Semesta, sementara kejadian lain seperti penggabungan kerdil putih-kerdil putih atau penggabungan bintang-neutron bintang-neutron menghasilkan bakinya. Di antara bintang-bintang yang mengakhiri kehidupan mereka di nebula planet atau supernova, serta penggabungan sisa-sisa mereka, kita dapat menjelaskan sebilangan besar elemen yang terdapat di alam semula jadi.

Anatomi bintang yang sangat besar sepanjang hayatnya, memuncak pada Supernova Jenis II ketika. [+] teras kehabisan bahan bakar nuklear. Tahap akhir pelakuran biasanya membakar silikon, menghasilkan unsur besi dan besi seperti inti hanya sebentar sebelum supernova berlaku. Sebilangan besar sisa supernova akan membawa kepada pembentukan bintang neutron, yang dapat menghasilkan banyak unsur terberat dari semua.

Antara mekanisme berikut:

  • Big Bang,
  • bintang pembakar hidrogen,
  • bintang pembakar helium (lengkap dengan pelepasan dan penyerapan neutron),
  • bintang karbon-dan-di-luar-pembakaran (lengkap dengan akhir hayatnya di supernova Jenis II),
  • penggabungan kerdil putih (menghasilkan supernova Jenis Ia),
  • dan penggabungan bintang neutron (menghasilkan kilonovae dan sebahagian besar unsur terberat),

kita dapat menjelaskan hampir setiap elemen yang kita dapati di Alam Semesta. Terdapat beberapa elemen tidak stabil yang dilewati - technetium dan promethium - kerana unsur-unsur tersebut cepat hilang. Tetapi tiga elemen paling ringan memerlukan kaedah baru, kerana tidak ada mekanisme yang menghasilkan berilium atau boron, dan jumlah litium yang kita lihat tidak dapat dijelaskan oleh Big Bang sahaja.

Unsur-unsur jadual berkala, dan dari mana asalnya, diperincikan dalam gambar di atas. . [+] Walaupun kebanyakan unsur berasal terutamanya dari supernova atau menggabungkan bintang-bintang neutron, banyak unsur yang sangat penting diciptakan, sebahagian atau bahkan kebanyakannya, dalam nebula planet, yang tidak muncul dari generasi pertama bintang.

Hidrogen menyatu menjadi helium, dan helium adalah unsur # 2. Diperlukan tiga inti helium untuk menyatu menjadi karbon, di mana karbon adalah unsur # 6. Tetapi bagaimana dengan ketiga-tiga elemen tersebut di antara? Bagaimana dengan litium, berilium, dan boron?

Ternyata, tidak ada proses bintang yang menjadikan unsur-unsur ini dalam jumlah yang mencukupi tanpa memusnahkannya secepat mungkin, dan ada sebab fizik yang baik mengapa. Sekiranya anda menambahkan hidrogen ke helium, anda akan membuat litium-5, yang tidak stabil dan cepat mereput. Anda boleh mencampurkan dua inti helium-4 untuk membuat berilium-8, yang juga tidak stabil dan mereput dengan segera. Sebenarnya, semua inti dengan jisim sama ada 5 atau 8 tidak stabil.

Anda tidak boleh membuat unsur-unsur ini dari reaksi bintang yang melibatkan unsur ringan atau berat tidak ada cara untuk menjadikannya bintang sama sekali. Tetapi litium, berilium, dan boron tidak hanya ada, ia penting untuk proses kehidupan di Bumi.

Ini adalah model langsung sel tumbuhan tunggal, dengan banyak struktur yang biasa di dalamnya,. [+] termasuk dinding sel primer dan sekundernya. Unsur boron sangat penting bagi kehidupan seperti yang kita ketahui di Bumi. Tanpa boron, dinding sel tumbuhan tidak akan wujud.

Sebaliknya, unsur-unsur ini berhutang dengan sumber zarah yang paling bertenaga di Alam Semesta: pulsar, lubang hitam, supernova, kilonovae, dan galaksi aktif. Ini adalah pemecut zarah alam semesta yang terkenal, memancarkan zarah kosmik ke semua arah di seluruh galaksi dan bahkan melintasi jarak intergalaksi yang luas.

Zarah-zarah bertenaga yang dihasilkan oleh objek dan peristiwa ini bergerak ke semua arah, dan akhirnya akan menemui zarah jirim yang lain. Sekiranya zarah yang diseratnya ternyata menjadi nukleus karbon (atau lebih berat), tenaga perlanggaran yang tinggi dapat menyebabkan reaksi nuklear lain yang meletupkan nukleus yang lebih besar, mewujudkan lata zarah-zarah berjisim bawah. Sama seperti pembelahan nuklear dapat membelah atom menjadi unsur yang lebih ringan, pelanggaran sinar kosmik dengan nukleus berat juga dapat meletupkan zarah-zarah kompleks dan berat ini.

Kesan artis mengenai inti galaksi aktif. Lubang hitam supermasif di pusat. [+] Cakera penambahan menghantar jirim zat bertenaga tinggi dan sempit ke ruang angkasa, berserenjang dengan cakera penambahan lubang hitam. Kejadian dan objek seperti ini dapat menghasilkan zarah kosmik yang dipercepat, yang dapat menghancurkan inti atom berat dan meletupkannya menjadi komponen yang lebih kecil.

DESY, Makmal Komunikasi Sains

Apabila anda menghancurkan zarah bertenaga tinggi menjadi nukleus besar, nukleus besar berpecah menjadi pelbagai zarah komponen. Proses ini, yang dikenali sebagai spallation, adalah bagaimana sebahagian besar litium, berilium, dan boron terbentuk di Alam Semesta kita. Ini adalah satu-satunya elemen di Alam Semesta yang terutama dibentuk oleh proses ini, bukan oleh bintang, sisa-sisa bintang, atau Big Bang itu sendiri.

Apabila anda melihat betapa berlimpahnya unsur-unsur yang kita ketahui, ada kekurangan unsur-unsur paling ringan dari ke-3, ke-4 dan ke-5. Terdapat jurang antara helium dan karbon, dan akhirnya kita tahu mengapa. Satu-satunya cara untuk menghasilkan kelangkaan kosmik ini adalah secara kebetulan pelanggaran zarah yang melintasi Alam Semesta, dan itulah sebabnya hanya terdapat beberapa milyar jumlah unsur-unsur ini berbanding karbon, oksigen dan helium. Spasi sinar kosmik adalah satu-satunya cara untuk membuatnya setelah kita memasuki usia bintang, dan berbilion tahun kemudian, bahkan unsur jejak ini sangat penting bagi buku kehidupan.


Mengapa tidak peleburan deuterium-proton?

Saya telah membaca semua yang boleh saya google mengenai fusion selama beberapa bulan sekarang, baik untuk menulis pemacu pesawat ruang angkasa yang lebih baik dan untuk lebih memahami syarikat fusi yang berjanji untuk membawa teknologi penjimatan planet ini dalam talian lebih cepat daripada pemerintah (sengaja?) pendekatan membuang masa dan wang. Saya sangat teruja dengan pendekatan steampunk Fizik Umum - mereka mengacaukan plasma hingga menyatu! - dan dinding litium plumbum cair mereka yang menyerap neutron bertenaga tinggi yang dihasilkan oleh deuterium-tritium sebelum mereka dapat merosakkan kapal reaktor. Oleh Lawrenceville Plasma Physics fokus padat plasma dan kitaran proton-boron 11 aneutronik - jika mereka dapat menghasilkan reaktor 5Mw yang akan muat dalam trak pikap, dengan harga $ beberapa ratus k, dunia ketiga dapat melancarkan bahan bakar fosil. Dan strategi Helion Energy - jika anda tidak dapat memperoleh He3, buatlah - juga hebat. Dan itulah persoalan saya.

Helion merancang untuk menyatukan deuterium-deuterium (D-D) untuk membuat He3 dan tritium (T), kemudian entah bagaimana menghentikan reaksi sebelum T menyatu dengan D untuk membuat sekumpulan neutron 14.1 MeV yang menjengkelkan itu. Bakar He3 dengan D untuk menghasilkan tenaga (saya rasa mereka memerlukan dua reaktor, penternak untuk menghasilkan bahan bakar dan yang lain untuk membakarnya, tetapi mereka tidak mengatakannya sehingga saya sudah membaca), dan simpan T sehingga merosot ke dalam He3. Tetapi mencegah penyatuan D-T nampaknya sukar, memandangkan D-T menyala di

1/3 suhu yang diperlukan oleh D-D. Mungkinkah D-p lebih mudah?

Terdapat kriteria Lawson rendah lain (jika saya memahami istilah - diperlukan produk tiga kali ganda? Mudah dinyalakan-) bahan bakar peleburan, cukup mudah untuk menyala bahawa mereka menyatu dalam protostar dan kerdil coklat: proton dengan kedua-dua isotop litium, yang lain- -dan Dp, deuterium-proton. D-p bermula pada hanya 10 ^ 6K, tidak menjadi lebih panas daripada itu - adakah itu masalah? menghasilkan He3 dan sinar-x (saya rasa, dan mungkin neutrino?), dan hanya itu yang dapat saya dapati mengenainya dalam talian. Mengapa terdapat sedikit minat terhadap reaksi ini? Mengapa ini tidak menjadi bahan bakar peleburan yang baik untuk loji kuasa? Tenaga rendah dihasilkan? Ada yang tahu berapa banyak MeV, jumlah rantaian reaksi? Atau seperti p-p yang membakar bintang yang lebih kecil, adakah kadar tindak balas D-p terlalu perlahan? Dan walaupun ia adalah tindak balas tenaga rendah, dapatkah ia dipercepat (jika kadar reaksi lambat adalah masalahnya) untuk menggunakannya untuk membuat He3?


DOE Pejabat Sains & Reaksi Fusion

Program Jabatan Tenaga Sains, Sains Tenaga Fusion (FES) bertujuan untuk mengembangkan sumber tenaga pelakuran praktikal. Untuk melakukannya, FES bekerjasama dengan program Office of Science yang lain. Mereka bekerja dengan program Penyelidikan Pengkomputeran Saintifik Lanjutan untuk menggunakan pengkomputeran saintifik untuk memajukan sains fusi serta program Fizik Nuklear pada pangkalan data reaksi nuklear, penjanaan isotop nuklear, dan penyelidikan dalam nukleosintesis. FES juga bekerjasama dengan Pentadbiran Keselamatan Nuklear Nasional DOE untuk menjalankan penyelidikan mendasar mengenai reaksi peleburan dalam menyokong misi pengawasan stok nuklear DOE.


Mengapa litium menyatu pada suhu yang lebih rendah daripada hidrogen? - Astronomi

Saya faham bahawa bintang dapat diciptakan dalam ketumpatan gas yang berlainan, tetapi selalu menganggap bahawa peleburan akan selalu berlaku setelah jisim kritikal tertentu dicapai. Setelah jisim ini tercapai dan peleburan dimulakan maka tekanan ke luar akan mengatasi aliran gravitasi jirim dan semua bintang akan berukuran kira-kira sama, namun ini tidak berlaku.

Pertama, anda harus memahami bahawa terdapat beberapa jenis bintang. Bintang urutan utama adalah bintang yang menyatukan hidrogen menjadi helium di terasnya. Terdapat bintang lain seperti bintang gergasi yang telah menghabiskan hidrogen di terasnya dan berada dalam pelbagai peringkat evolusi.

Ketumpatan gas dalam bintang urutan utama kira-kira sama dengan unsur utama selalu hidrogen dan helium. The size of stars depends mainly on its mass. Note that what determines the birth of a star is not a critcal mass (even though that is important in determining the minimum mass required to form a star) but the temperature reached in the core of the star. A star is born as a main sequence star when the temperature of the star's core becomes high enough to fuse hydrogen into helium. So, it is not the mass of the core that is constant in stars, but the temperature of the core and that is around 15 million degrees Kelvin.

Now, stars are born out of dense cores in molecular clouds. In general, bigger the mass of the dense core, the more massive the star that is born from it. This is simply because the star has more material to accrete from.

The radius of a star is determined by hydrostatic equilibrium which is the balance between the energy generation in the center of the star and gravity that tends to collapse the star. In more massive (main sequence) stars, there is more matter and the pressure in the core is more. As a result (and a couple of other details), the rate of fusion in massive stars is much more than in low mass stars. This higher rate of energy generation helps balance the greater mass and the radius of these stars is more than those of low mass stars.

The story is different in evolved stars like giant stars. Once hydrogen in the core of the star is exhausted, the energy generation becomes small and the core starts to collapse. But as the star collapses, the temperature inside the star goes up and at some point, the hydrogen in the shell outside the core starts to fuse. This is called shell burning and produces a lot of energy in a small timescale. This sudden release of energy in shell burning causes the envelope of the star to expand by a huge amount so that the star becomes bloated. This is the reason why you find some stars that are cool outside (like Betelguese) and much larger than the size of the Sun (if you put Betelguese in the position of the Sun, it will extend to outside the radius of Jupiter).

Halaman ini dikemas kini pada 27 Jun 2015

Mengenai Pengarang

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep built a new receiver for the Arecibo radio telescope that works between 6 and 8 GHz. He studies 6.7 GHz methanol masers in our Galaxy. These masers occur at sites where massive stars are being born. He got his Ph.D from Cornell in January 2007 and was a postdoctoral fellow at the Max Planck Insitute for Radio Astronomy in Germany. After that, he worked at the Institute for Astronomy at the University of Hawaii as the Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep is currently at the Indian Institute of Space Scence and Technology.


Why does helium fusion require a higher temperature than hydrogen fusion?

This one will be easy to get your head around if we back up a bit. So let's. Ready? Jump with me. Atoms are formed of a nucleus and an electron or electrons, the electron(s) forming up in orbitals around that nucleus. At elevated temperatures, the electrons start to leave. At really elevated temperatures, all the electrons go on vacation because there is soooo much energy around that the electrons cannot stay in their orbits - or anywhere else around the neighborhood. Recall that there are three basic states of matter, and you know them as solids, liquids and gases. When things are superheated, a fourth state of matter forms - plasma. Guess what the sun is. Plasma! It's a big soup of plasma! And that's 'cause it's so very, very hot. Let's jump again. One way to look at the "stuff" on the sun is as a bunch of atomic nuclei. Make sense? All the electrons are on vacation and the nuclei are floating around in the plasma soup. Heck, they are the plasma soup. It's mostly hydrogen nuclei, which are mostly single protons. There's also some helium nuclei floating around. They're mostly two protons and two neutrons. Still with us? Good. Not far to go. Jump again. Fusion is the "smooshing together" of atomic nuclei and the "gluing together" of the joined bits to keep them together. Fusion. Simple and easy. When we "smoosh" hydrogen nuclei together to make helium, we smoosh two protons together (and a couple of neutrons). Protons are positively charged. And they don't like each other! Like charges repel, remember? But at high enough energies (high enough temperatures), we can force them together and fuse them, or the stars can. Now picture two helium atoms, each with its two protons and its neutrons. Which is harder: smooshing together two hydrogen nuclei, each with a positive charge, or smooshing together two helium atoms, each with two protons and some neutrons? Bingo! Helium smooshing is harder, and it can only occur under conditions of higher energy - higher temperatures. The threshold temperature of hydrogen fusion (sometimes called a proton-proton reaction) is on the order of 10,000,000 K to 14,000,000 K or 10 to 14 million degrees Kelvin. Blazing hot! But the threshold temperature for helium fusion is on the order of 100,000,000 K or 100 million degrees Kelvin! Wah! Get out your Raybans and the sunblock! Need links? You got 'em.


The Proton-Proton Process

There are three branches to the PP process of convert hydrogen (H 1 ) into helium (He 4 ). The first branch does the conversion without creating any nuclei heavier than helium. The remaining two branches go through a step that creates beryllium.

The first PP branch takes hydrogen to deuterium (H 2 ) to helium-3 (He 3 ) to helium-4 (He 4 ). In a chemistry-style notation with γ representing the gamma-ray and &nu representing the electron neutrino, the fusion chain is as follows:

H 1 + H 1 &rarr H 2 + e + + &nu
H 2 + H 1 &rarr He 3 + γ
He 3 + He 3 &rarr He 4 + 2 H 1

The second and third branches of the PP chain involve the creation of beryllium-7 (Be 7 ) and its subsequent destruction. The second branch splits from the first branch after the creation of helium-3. Helium-3 combines with helium-4 to create beryllium-7. Beryllium-7 combines with a free electron to give lithium-7 (Li 7 ). Lithium-7 combines with hydrogen to give two helium-4 nuclei, returning the helium atom destroyed at the beginning of the offshoot.

He 3 + He 4 &rarr Be 7 + γ
Be 7 + e - &rarr Li 7 + &nu
Li 7 + H 1 &rarr He 4 + He 4

The third branch splits from the second branch after the creation of beryllium-7. In it, beryllium-7 combines with hydrogen to become boron-8 (B 8 ). Boron-8 is unstable and decays into beryllium-8 (Be 8 ), which rapidly decays into two helium nuclei.

Be 7 + H 1 &rarr B 8 + γ
B 8 &rarr Be 8 + e + + &nu
Be 8 &rarr 2 He 4

Helium is present in substantial quantities at the birth of every star, so the initial composition of the star is never an impediment to the PP process proceeding along the second and third branches. As a star converts its hydrogen to helium, increasing the density of helium in the core, these branches becomes more common.

The core temperature determines which of these branches is dominant. The first PP process branch dominates in the production of helium for core temperatures below roughly 15 million degrees (1.3 keV), the second branch dominates between 15 and 25 million degrees (1.3 to 2.2 keV), and the third branch dominates above 25 million degrees.

The total energy released in converting four hydrogen nuclei into a single Helium nucleus is the same for each of the three branches, 26.7 MeV. Much of this energy, however, is carried by the neutrino, and because neutrinos interact weakly with other particles, most of them escape from a star's core without loss of energy. The fractions of the energy lost from the core through direct emission of neutrinos for the first, second, and third branches are 2%, 4%, and 28%. The third branch produces a substantial energy output in neutrinos, making it an import source of energy loss. Neutrinos from this branch were the focus of the first experiments that measured the sun's neutrino flux and found it to be lower than expected.


Stellar Evolution and the H-R Diagram

For an introduction to the basics of H-R Diagrams, please see the Astronomy main page

The H-R Diagram is very important with regards to stellar evolution because it can be used to identify the life cycle of a star, as well as characteristics of the stars in a star cluster. Most stars will follow certain paths through the H-R Diagram, so by plotting a star on an H-R Diagram, we can estimate its position within the stellar evolutionary cycle.

Hayashi Track

The Hayashi track explains the lives of low-mass stars with solar masses less than 0.5, and it was developed by Japanese scientist Chushiro Hayashi. All stars in this track become fully convective, and so it mostly applies to red dwarves. As the stars become denser, they become less luminous, until fusion begins, when they get warmer. This leads them to the main sequence. The Hayashi boundary is found at about 4000 K and marks the boundary for which the track can be followed. Stars cooler than this temperature will get warmer until they hit the boundary there, it will stop and remain within this boundary.

Stars that have solar masses higher than 0.5 will follow the first part of the Hayashi track, but break off midway to follow the Henyey track, so named after American astronomer Louis Henyey. In this track, the stars get hotter, and move horizontally until they reach the main sequence. This is characteristic of more Sun-like stars.

Turnoff Point

The point at which the stars deviate from the main sequence after using up most of their fuel is known as the turnoff point. This is useful as a dating mechanism for globular clusters, since once stars become red giants, their lifespan is practically over on a universal standpoint. By mapping the stars in a globular cluster on an H-R diagram, one can clearly see where a turnoff from the main sequence, so the approximate age of the cluster is about the same as the age of the stars at the turnoff point. Young clusters will have many blue stars, and the turnoff point will be in the O or B classes of the diagram. Conversely, older clusters will be made almost entirely of red and yellow stars, and the turnoff point will be much further to the right. However, red dwarves do not have a turnoff point, since they do not grow from dwarf status, so clusters with only red dwarves cannot be dated through this method.


Tonton videonya: TABEL PERIODIK UNSUR (Disember 2022).