Czy jakieś żelazo topi się w gwiazdach przed przejściem do supernowej?

Rozumiem, że żelazo i wszystkie cięższe pierwiastki zużywają więcej energii do wytworzenia, niż wytwarzają, i to ostatecznie prowadzi do powstania supernowej. Rozumiem również, że podczas tej supernowej powstaje wiele cięższych pierwiastków. Zastanawiam się jednak, czy zanim gwiazda przemieści się w supernową, czy żelazo łączy się z innymi pierwiastkami? Tak, nastąpiłaby strata energii netto, ale jeśli w gwieździe jest tylko niewielka ilość żelaza, prawdopodobnie byłby w stanie sobie z tym poradzić.

Tak, ale jest powolny. (Nie jestem ekspertem, więc nie krępuj się poprawiać, jeśli coś przegapię), ale gdy gwiazda znajdzie się w późniejszych etapach, za etapem helu aż do żelaza, fuzja odbywa się głównie poprzez stopienie helu w cięższy element, podnosząc każdą liczbę atomową o 2. To nie jedyna metoda, ale najczęstsza.

Żelazo może również bezpiecznik do niklu w ten sposób wewnątrz gwiazdy i robi w małych ilościach, ale głównie poza żelazem, a na pewno poza niklu, cięższe elementy są tworzone przez S-Process . (skrót od powolnego procesu wychwytywania neutronów). Dzieje się tak, gdy wolny neutron wiąże się z jądrem atomowym iz czasem dodanie neutronów może doprowadzić do rozpadu beta, w którym elektron zostaje wyrzucony, a proton pozostaje - zwiększając liczbę atomową.

ale jeśli w gwieździe jest tylko niewielka ilość żelaza, prawdopodobnie byłby w stanie sobie z tym poradzić.

Jest to niewątpliwie prawda. Gwiazdy, które przechodzą w super-nowe są niewiarygodnie duże, a żelazo od razu nie zapada się dokładnie w jądro. To zajmuje trochę czasu. Aby gwiazda mogła przejść na kablooie (supernową), potrzebuje żelaznego rdzenia o wystarczającej czystości, gdzie nie ulega już rozszerzeniu z pobliskiej fuzji, i wystarczającej wielkości, aby mogła ulec szybkiemu zapadnięciu w taki sposób, że niemal natychmiast otacza gwiazdę wokół niej. Nie jestem do końca pewien dokładnego procesu, ale wymaga znacznie więcej niż odrobiny żelaza. Dla laika może to wymagać kuli żelaza wielkości Jowisza. Być może nieco więcej.

„Żelazny rdzeń” supernowej jest w rzeczywistości produktem końcowym jądrowej równowagi statystycznej, która zaczyna się, gdy rdzeń krzemu zaczyna się łączyć z cząsteczkami alfa (jądra helu). Reakcje egzotermiczne są możliwe aż do niklu-62 (który w rzeczywistości jest jądrem o najwyższej energii wiązania na nukleon). W rzeczywistości kolejne, szybkie wychwyty alfa wytwarzają jądra z tą samą liczbą protonów i neutronów, ale jednocześnie konkurencyjne procesy fotodisintegracji i rozpadu radioaktywnego działają w innym kierunku. Uważa się, że proces ten zatrzymuje się głównie na Niklu-56, który, ponieważ cięższe jądra są bardziej stabilne przy , następnie przechodzi kilka$n/p>1$$\beta^{+}$rozpada się przez kobalt-56 do żelaza-56. Jednak jądro supernowej tuż przed wybuchem może zawierać nieco mieszaniny izotopów piku żelaza.

Przed Wszystko to odbywa się, że jest możliwe, żelazo i nikiel poddać reakcji jądrowych , jeśli istnieją odpowiednie źródło wolnych neutronów. Elementy poza żelazem w naszym wszechświecie są tworzone głównie przez wychwytywanie neutronów w procesie r lub s .

Uważa się, że proces r zachodzi po zainicjowaniu supernowej zapadnięcia się rdzenia (lub supernowej typu Ia). Strumień neutronów powstaje w wyniku neutronizacji protonów przez gęsty, zdegenerowany gaz elektronowy w zapadającym się rdzeniu.

Jednak proces s może wystąpić poza jądrem masywnej gwiazdy, zanim wybuchnie. Jest to proces wtórny, ponieważ potrzebuje jąder żelaza, aby były już obecne - to znaczy, że żelazo użyte do jąder nasiennych nie jest wytwarzane wewnątrz gwiazdy, było już obecne w gazie, z którego gwiazda się utworzyła. Proces s w masywnych gwiazdach wykorzystuje wolne neutrony wytwarzane podczas spalania neonu (czyli w zaawansowanych stadiach spalania jądrowego poza spalaniem helu, węgla i tlenu) i powoduje dodanie neutronów do jąder żelaza. Tworzy to ciężkie izotopy, które mogą być stabilne lub ulegać rozkładowi i / lub dalsze wychwytywanie neutronów w celu utworzenia łańcucha „elementów procesu s” (np. Sr, Y, Ba) aż do ołowiu. Cały proces jest endotermiczny$\beta$, ale wydajności i szybkości reakcji są tak małe, że nie ma to większego wpływu na ogólną energetykę gwiazdy. Nowo wybite elementy procesu s łatwo wybuchają w ośrodku międzygwiezdnym wkrótce potem, gdy supernowa eksploduje.