Astronomi

Apakah ada besi yang menyatu di bintang sebelum mereka menjadi supernova?

Apakah ada besi yang menyatu di bintang sebelum mereka menjadi supernova?

Saya mengerti bahwa besi dan semua elemen yang lebih berat mengkonsumsi lebih banyak energi untuk diproduksi daripada yang mereka buat, dan itulah yang akhirnya mengarah pada supernova. Saya juga mengerti bahwa banyak elemen yang lebih berat dihasilkan selama supernova itu. Namun, saya bertanya-tanya adalah, sebelum bintang menjadi supernova, apakah ada besi yang menyatu dengan elemen lain? Ya, akan ada kehilangan energi bersih, tetapi jika hanya ada sedikit besi di bintang, itu mungkin bisa mengatasinya.


Ya, tapi lambat. (Saya bukan ahli, jadi jangan ragu untuk mengoreksi jika saya melewatkan sesuatu yang penting), tetapi begitu bintang masuk ke tahap selanjutnya, melewati tahap helium, hingga besi, fusi sebagian besar terjadi dengan menggabungkan helium ke yang lebih berat. elemen, menaikkan setiap nomor atom dengan 2. Itu bukan satu-satunya metode tetapi yang paling umum.

Besi juga dapat melebur menjadi nikel dengan cara ini di dalam bintang dan itu terjadi dalam jumlah kecil, tetapi sebagian besar di luar besi, dan tentu saja di luar nikel, elemen yang lebih berat diciptakan melalui S-Process. (kependekan dari proses penangkapan neutron lambat). Ini terjadi ketika neutron bebas mengikat inti atom dan seiring waktu, penambahan neutron dapat menyebabkan peluruhan beta, di mana elektron dikeluarkan dan proton tetap - menambah nomor atom.

tetapi jika hanya ada sedikit besi di bintang, itu mungkin bisa mengatasinya.

Ini tidak diragukan lagi benar. Bintang-bintang yang menjadi super-nova sangat besar dan besinya tidak langsung tenggelam ke intinya. Dibutuhkan beberapa waktu. Agar bintang menjadi kablooie (supernova), ia membutuhkan inti besi dengan kemurnian yang cukup di mana ia tidak lagi mengalami ekspansi dari fusi di dekatnya, dan ukuran yang cukup untuk mengalami keruntuhan cepat dengan cara yang mempengaruhi bintang di sekitarnya hampir seketika. Saya tidak jelas tentang proses pastinya, tetapi ini membutuhkan lebih dari sekadar sedikit besi. Sebagai tebakan orang awam, itu mungkin membutuhkan bola besi seukuran Jupiter. Mungkin sedikit lebih adil dari itu.


"Inti besi" dalam supernova sebenarnya adalah produk akhir dari keseimbangan statistik nuklir yang dimulai ketika inti silikon mulai melebur dengan partikel alfa (inti helium). Reaksi eksotermik dimungkinkan hingga Nikel-62 (yang sebenarnya merupakan inti dengan energi ikat tertinggi per nukleon). Faktanya, penangkapan alfa yang cepat dan berurutan menghasilkan inti dengan jumlah proton dan neutron yang sama, tetapi pada saat yang sama, proses fotodisintegrasi dan peluruhan radioaktif yang bersaing bekerja ke arah lain. Proses ini diperkirakan sebagian besar berhenti di Nikel-56 yang, karena inti yang lebih berat lebih stabil dengan $n/p>1$, kemudian mengalami beberapa meluruh $eta^{+}$ melalui Cobalt-56 ke Iron-56 . Namun, inti supernova sesaat sebelum meledak kemungkinan mengandung sedikit campuran isotop besi-puncak.

Sebelum semua ini terjadi itu aku s besi dan nikel mungkin mengalami reaksi nuklir jika ada sumber neutron bebas yang sesuai. Unsur-unsur di luar besi di alam semesta kita sebagian besar diciptakan oleh penangkapan neutron baik dalam proses-r atau proses-s.

Proses-r diperkirakan terjadi setelah supernova core-collapse (atau supernova tipe Ia) telah dimulai. Fluks neutron dibuat oleh neutronisasi proton oleh gas elektron yang padat dan terdegenerasi di inti yang runtuh.

Namun, proses s dapat terjadi di luar inti bintang masif sebelum meledak. Ini adalah sebuah proses sekunder karena perlu inti besi untuk hadir - yaitu, besi yang digunakan untuk inti benih tidak diproduksi di dalam bintang, itu sudah ada dalam gas dari mana bintang terbentuk. Proses s di bintang masif menggunakan neutron bebas yang dihasilkan selama pembakaran neon (jadi pada tahap pembakaran nuklir lanjut di luar pembakaran helium, karbon, dan oksigen) dan menghasilkan penambahan neutron ke inti besi. Ini membangun isotop berat, yang mungkin stabil atau mengalami peluruhan $eta$ dan/atau penangkapan neutron lebih lanjut untuk membangun rantai "elemen proses-s" (misalnya Sr, Y, Ba) hingga timbal . Proses keseluruhan adalah endotermik, tetapi hasil dan laju reaksi sangat kecil sehingga tidak memiliki pengaruh besar pada keseluruhan energi bintang. Elemen-elemen proses-s yang baru dicetak dengan mudah diledakkan ke dalam medium antarbintang tak lama setelah supernova meledak.


Mengapa bintang tidak bisa melebur Besi?

Nah, bintang-bintang, jika ukurannya cukup besar, BISA menggabungkan besi, selama itu adalah isotop besi 55 atau lebih rendah. Bintang kita sama sekali tidak bisa melebur besi, karena juga tidak cukup besar.

Pasalnya, fusi hingga inti 55 proton/neutron atau kurang akan melepaskan energi. Pada nikel dan Besi 56 dan lebih tinggi, DIBUTUHKAN energi untuk membuat fusi ke isotop yang lebih tinggi.

Inilah mengapa klaim Andreas Rossi tentang E-cat salah karena dia mengklaim pelepasan energi dari peleburan nikel ke tembaga. Itu bertentangan dengan hukum fisika seperti yang ditunjukkan oleh kebanyakan supernova.

Ini pada dasarnya mengapa bintang raksasa SuperNova. Segera setelah mereka menyatu hingga Besi 56, proses energi fusi nuklir dengan cepat dimatikan. Bintang mulai berkontraksi karena fusi membuatnya tetap besar, ia memampatkan ke ukuran yang sangat rapat, dan kemudian menjadi supernova!! Memuntahkan sebagian besar massanya dalam neutrino, cahaya, & ejeksi massa untuk menyebarkan elemen logam yang baru terbentuk ke atas jauh melampaui uranium dan Pu untuk menyemai wilayah antarbintang lokal. Ini pada akhirnya akan membuat beberapa logam yang mengandung bintang (& planet) sebagai anak-anak beberapa mega tahun ke depan.

Zat besi dalam hemoglobin dan sitokrom kita, dan Cobalt dalam vitamin B12 kita sebagian besar berasal dari supernova. Kita terdiri dari materi bintang, setidaknya satu materi supernova. & Kami di sini, hidup saat ini, membaca ini karena fakta bahwa Fe-56 tidak dapat melebur sehingga melepaskan energi. Keren, ya.


Supernova

  • pembuka topik

Halo semua.
saya baru (di forum ini, bukan di astronomi) dan saya punya pertanyaan.
dalam proses supernova, bagaimana urutan unsur-unsur inti bintang yang melebur? Maksudku, dari hidrogen menjadi besi.

dan pertanyaan lain yang muncul begitu saja di kepalaku.
minggu lalu saya melihat spiderman 2 (film bagus) dan di film itu ada "matahari" yang bekerja pada tritium (isotop hidrogen). pertanyaan saya adalah ini: apakah ini mungkin? bintang yang bahan bakarnya adalah deuterium atau tritium?
Terima kasih sebelumnya
raz

#2 manusia serigala6977

#3 perut buncit

Halo semua.
saya baru (di forum ini, bukan di astronomi) dan saya punya pertanyaan.
dalam proses supernova, bagaimana urutan unsur-unsur inti bintang yang melebur? Maksudku, dari hidrogen menjadi besi.

dan pertanyaan lain yang muncul begitu saja di kepalaku.
minggu lalu saya melihat spiderman 2 (film bagus) dan di film itu ada "matahari" yang bekerja pada tritium (isotop hidrogen). pertanyaan saya adalah ini: apakah ini mungkin? bintang yang bahan bakarnya adalah deuterium atau tritium?
Terima kasih sebelumnya
raz

Seingat saya, langkah pertama menuju nova adalah helium flash, di mana bahan bakar hidrogen sebuah bintang pada dasarnya habis, bintang runtuh karena massanya tidak lagi didukung oleh kekuatan fusi hidrogen di dalam inti, dan panas yang dihasilkan cukup tinggi untuk 'menyalakan' reaksi fusi helium. setidaknya begitulah teorinya ketika saya mempelajarinya. Jadi fusi helium akan menghasilkan dua atom helium yang menyatu menjadi atom berilium (nomor atom 4), atau tiga atom He bergabung menjadi atom karbon (nomor atom 6), dll. Saya tidak tahu apakah ada teori spesifik apakah atau tidak beberapa atom helium dapat ditambahkan begitu saja.

Bagaimanapun, pemahaman saya tentang peristiwa ini akan mengurangi gagasan tentang bintang 'tritium', karena sebagian besar hidrogen yang terbentuk secara alami adalah H1 (proton tunggal, tidak ada neutron). Reaksi fusi konvensional akan membentuk 4 atom hidrogen (semua proton tunggal) menjadi atom helium (dua proton, 2 neutron). Saya tidak dapat membayangkan berapa banyak tritium yang akan terbentuk di alam. tapi sekali lagi, saya bukan insinyur nuklir.

#4 matt

Saya tidak memiliki daftarnya, tetapi, tanpa urutan tertentu:
- oksigen diubah menjadi silika
- silikat diubah menjadi besi
- litium diubah menjadi karbon

Saya tidak tahu apakah ada "jalur" berbeda yang mengarah ke satu elemen atau apakah selalu mengikuti jalan yang sama. Adapun "penambahan" Helium, saya pikir sulit untuk menggabungkan lebih dari dua atom sekaligus.
Pertanyaan menarik, kita harus mencari dokumen otoritatif tentang masalah ini.

#5 Tamu_**DONOTDELETE**_*

  • pembuka topik

#6 matt

#7 Bintang 1

#8 Jim Svetlikov

Sebagian besar cara bintang mengalami refraksi bergantung pada komposisi awal bintang, massanya, dan suhu yang diperlukan untuk refraksi satu elemen ke elemen lainnya.

Oleh karena itu, kita akan melihat fusi unsur terberat hanya pada bintang dengan massa yang sangat tinggi dan akan mengikuti Siklus CNO (Karbon, Nitrogen, Oksigen) sebagai katalis untuk produksi helium, sedangkan bintang deret utama yang lebih kecil seperti Matahari akan mengikuti rantai proton-proton.

Meskipun berbagai isotop terbentuk dalam siklus CNO, karena karbon, nitrogen, dan oksigen adalah atom yang mcuh lebih besar dibandingkan dengan hidrogen dan helium, jalur menuju unsur yang lebih berat dapat dengan mudah diikuti menggunakan tabel periodik:

#9 Tamu_**DONOTDELETE**_*

  • pembuka topik

#10 Starman1

#11 Jim Svetlikov

Kita tidak dapat mengatakan bahwa ada urutan konstan dalam supernova karena komposisi massa, tetapi ada urutan dengan fusi. Jadi, ini masalah mengetahui komposisi dan massa bintang untuk mengetahui elemen apa yang akan dihasilkannya.

#12 Tamu_**DONOTDELETE**_*

  • pembuka topik

# 13 bierbelly

#14 Tamu_**DONOTDELETE**_*

  • pembuka topik

Untuk pertanyaan tritium: ADA bintang yang membakar isotop hidrogen dan bukan hirogen itu sendiri. Ini adalah katai coklat, bintang yang lahir dengan massa yang terlalu kecil untuk mendukung 15 juta derajat di dalam inti tetapi massa yang cukup untuk mendukung interaksi Deutirium->Helium yang kurang dibutuhkan. Mereka membakar semua Deutirium, meninggalkan Hidrogen biasa seperti apa adanya, dan mati ketika bahan bakar yang relatif langka ini habis.

Sebuah komentar kecil untuk apa yang tertulis di atas:

Supernova tidak terjadi sebagai akibat dari energi yang dilepaskan dari fusi nuklir cepat. Supernova terjadi karena gaya degenerasi elektron yang mencegah inti besi runtuh tiba-tiba pecah. Gaya kuantom, tidak seperti "gaya konvensional", tidak kontinu: begitu gravitasi mengatasi gaya sub-atom ini, setiap atom di dalam inti kehilangan kemampuannya untuk menopang dirinya sendiri, hampir seketika.

Hal ini mengakibatkan keruntuhan inti secara langsung: inti besi seukuran bumi akan runtuh menjadi bintang Neutron seukuran kota dalam waktu kurang dari satu milidetik. Hasilnya adalah bahwa bagian terluar dari inti bergerak dengan kecepatan cahaya yang signifikan. Ketika keruntuhan berakhir, sejumlah besar energi kinetik dari materi yang jatuh harus pergi ke suatu tempat, dan lapisan luar materi memantul kembali dengan kecepatan tinggi yang membawa semua energi ini kembali ke atas. Ini adalah gelombang kejut supernova. Bertabrakan dengan lapisan luar bintang, ia memberikan energinya pada materi ini dalam banyak cara: biasanya menyebabkan fusi elemen yang lebih masif, dan meniup seluruh mantel menjauh dari inti.

Dalam supernova tipe I, katai putih runtuh dengan cara yang persis sama, tetapi kali ini tidak ada mantel bintang untuk meredam gelombang kejut. Inilah sebabnya mengapa lebih banyak energi dilepaskan.

#15 Tamu_**DONOTDELETE**_*

  • pembuka topik

#16 JamesBaud

Mungkin tidak ada yang baru, tapi saya akan menambahkan 2 sen saya.

Proses yang tepat akan tergantung pada massa bintang yang bersangkutan. Bintang yang lebih kecil tidak akan bisa "menyelesaikan" serial ini.

Ketika hidrogen menjadi cukup langka, laju reaksi di inti matahari melambat. inti akan menyusut. Penyusutan akan meningkatkan suhu, dengan lembut meningkatkan ukuran lapisan luar. (raksasa merah)

Akhirnya, suhu di inti akan menjadi cukup panas untuk melebur helium.

Dua atom helium melebur menjadi berilium (ejaan?), tetapi ini hanya langkah perantara. berilium bergabung dengan helium untuk menghasilkan karbon. Ini adalah cara "utama" pada saat ini. Kadang-kadang karbon akan melebur dengan helium untuk menghasilkan oksigen.
Matahari benar-benar menyusut selama ini, dan menjadi raksasa kuning. Energi yang dihasilkan oleh reaksi ini hanya sebagian kecil dari fusi hidrogen, sehingga berlangsung lebih singkat.

Bintang yang cukup masif akan melewati fase raksasa merah dan langsung menuju raksasa kuning karena mereka memiliki tekanan yang cukup di inti untuk melebur helium tanpa fase penyusutan inti menengah.

Pada titik ini, matahari kita sendiri akan berhenti. Ia tidak memiliki massa yang cukup untuk menggabungkan karbon dan oksigen yang diciptakannya. Jika saya memahaminya dengan benar, intinya pada dasarnya adalah katai putih, dan itu akan meledakkan cangkang gas yang mengelilinginya, mengubah kita menjadi nebula planet yang cantik.

Bintang yang lebih masif akan dapat menggabungkan karbon dan oksigen menjadi silikon. Saya tidak tahu persis bagaimana ini bekerja, dan mungkin ada langkah-langkah perantara yang menghasilkan elemen lain. Ini hanya menghasilkan sebagian kecil dari energi yang dihasilkan oleh fusi sebelumnya, sehingga berlangsung lebih singkat.

Setelah itu, silikon menyatu menjadi Besi. Ini menghasilkan energi yang sangat sedikit secara komparatif, dan langkah ini hanya berlangsung beberapa hari saya pikir.

Fusi besi selalu MENGAMBIL energi daripada melepaskannya, jadi reaksi berantai fusi berhenti di situ. Lapisan luar bintang mulai jatuh ke dalam menuju inti besi superpadat. Dalam kasus supernova, segala macam hal aneh terjadi karena tekanan cabul. Inti mulai panik, foton menghancurkan atom dan semacamnya. Fisika saya terlalu sedikit untuk memahami apa yang terjadi saat ini. Itu runtuh ke titik tertentu dan kemudian tiba-tiba berhenti ketika mencapai kepadatan di sekitar inti atom. Ada gelombang kejut yang dihasilkan ketika berhenti berkontraksi yang meniup sisa material yang jatuh ke dalam ke mana-mana. Saya pikir itu supernova tipe II.

Lalu ada bintang yang tidak termasuk dalam "urutan utama" dan mereka melakukan segala macam hal aneh. Salah satu bintang di Cassiopeia seperti ini.

Jadi saya tidak berpikir benar-benar ada urutan sempurna yang mereka ikuti. Jika saya ingat benar, helium->carbon menghasilkan atom hidrogen, yang saya asumsikan akan melebur menjadi helium. Jadi mereka terjadi pada waktu yang sama. Tapi secara umum hidrogen -> helium -> karbon -> oksigen -> silikon -> besi. Persentase tertentu mungkin akan membentuk kombinasi aneh lainnya hanya karena kondisi kebetulan.

Saya kira bukan kebetulan bahwa planet kita sebagian besar terdiri dari hidrogen, karbon, oksigen, silikon, dan besi. Saya yakin ada penjelasan yang bagus untuk semua nitrogen juga, meskipun saya tidak tahu apa itu.


Tanya Ethan: Bisakah Bintang Normal Membuat Elemen Lebih Berat (Dan Kurang Stabil) Dari Besi?

"Kawan-kawan, pria ini memiliki senyum yang manis, tetapi dia memiliki gigi besi."
-
Andrei A. Gromyko

Ada sekitar 90+ elemen tabel periodik yang terjadi secara alami di Semesta, tetapi dari semuanya, besi adalah yang paling stabil. Jika Anda menggabungkan elemen yang lebih ringan bersama-sama untuk lebih dekat dengan besi, Anda mendapatkan energi, hal yang sama berlaku jika Anda memisahkan elemen yang lebih berat. Besi mewakili konfigurasi proton dan neutron yang paling stabil, digabungkan, dari setiap inti atom yang pernah ditemukan. Namun, hanya pada elemen 26, ia mewakili akhir dari sebagian besar reaksi fusi bahkan di bintang paling masif sekalipun. Atau apakah itu? Itulah yang ingin diketahui James Beall:

Besi telah disebut hal-hal seperti abu fusi matahari yang terkumpul di dalam bintang, sebagai elemen terakhir yang melebur tanpa mengkonsumsi lebih banyak energi daripada yang dihasilkan oleh fusi. Saya telah membaca tentang proses-r dan lainnya yang mengarah pada unsur-unsur yang lebih berat dalam nova dan supernova. Q saya adalah jika ada elemen yang lebih berat dari besi yang sekering di bintang normal, bahkan jika mengkonsumsi lebih banyak energi maka menghasilkan.

Jawabannya, seperti yang Anda duga, sedikit rumit: Anda memang membuat unsur-unsur yang lebih berat daripada besi di bintang-bintang normal, tetapi hanya sejumlah kecil yang berasal dari fusi.

Semua bintang mulai dengan menggabungkan hidrogen menjadi helium, dari katai merah kecil yang massanya hanya 8% dari massa Matahari kita, hingga bintang terbesar dan paling masif di Semesta yang beratnya ratusan kali massa kita sendiri. Untuk sekitar 75% dari bintang-bintang ini, helium adalah akhir dari garis, tetapi yang lebih masif (seperti Matahari kita) akan mengembangkan fase raksasa merah, di mana mereka menggabungkan helium menjadi karbon. Tetapi persentase yang sangat kecil dari bintang - hanya lebih dari 0,1% - termasuk yang paling masif dari semuanya, dan dapat memulai fusi karbon dan seterusnya. Ini adalah bintang-bintang yang ditakdirkan untuk supernova, karena mereka menggabungkan karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi silikon dan belerang, dan kemudian memasuki fase pembakaran terakhir (pembakaran silikon) sebelum menjadi supernova.

Itulah siklus hidup normal dari bintang-bintang paling masif di Semesta, tetapi "pembakaran silikon" tidak bekerja dengan menghancurkan dua inti silikon bersama-sama untuk membangun sesuatu yang lebih berat. Sebaliknya, itu hanya reaksi berantai dari penambahan inti helium ke inti silikon, yang terjadi pada suhu lebih dari 3.000.000.000 K, atau lebih dari 200 kali suhu di pusat Matahari. Reaksi berantai berlangsung sebagai berikut:

  • silikon-28 ditambah helium-4 menghasilkan belerang-32,
  • belerang-32 ditambah helium-4 menghasilkan argon-36,
  • argon-36 ditambah helium-4 menghasilkan kalsium-40,
  • kalsium-40 ditambah helium-4 menghasilkan titanium-44,
  • titanium-44 ditambah helium-4 menghasilkan kromium-48,
  • kromium-48 ditambah helium-4 menghasilkan besi-52,
  • besi-52 ditambah helium-4 menghasilkan nikel-56, dan
  • nikel-56 ditambah helium-4 menghasilkan seng-60.

Anda akan melihat tidak ada besi-56 yang diproduksi, dan ada dua alasan mengapa.

Salah satunya adalah, jika kita melihat bagian tabel periodik ini, kita dapat melihat bahwa jumlah neutron terlalu sedikit untuk jumlah proton dalam inti ini. Besi-52, misalnya, tidak stabil, ia memancarkan positron dan meluruh menjadi mangan-52, bergerak ke bawah tabel periodik. (Mangan kemudian memancarkan positron lain dan meluruh menjadi krom-52, yang stabil.) Nikel-56 juga tidak stabil, meluruh menjadi kobalt-56, yang kemudian meluruh menjadi besi-56, dan begitulah cara kita sampai pada tabel periodik. elemen paling stabil. Dan seng-60 meluruh terlebih dahulu menjadi tembaga-60, yang kemudian meluruh lagi menjadi nikel-60. Semua produk akhir ini stabil, jadi ya, bintang-bintang ini — bahkan sebelum menjadi supernova — dapat menghasilkan kobalt, nikel, tembaga, dan seng, yang semuanya lebih berat daripada besi.

Namun, jika ini tidak menguntungkan secara energi, bagaimana ini mungkin? Saya ingin Anda melihat grafik di atas, yang merinci energi ikat per nukleon dalam setiap inti atom. Saya ingin Anda memperhatikan betapa datarnya grafik di dekat besi-56 banyak elemen di kedua sisi memiliki energi ikat per nukleon yang hampir sama persis. Sekarang lihat semua jalan di sisi kiri ke helium-4. Apa yang Anda perhatikan?

Helium-4 tidak terikat seketat inti mana pun di sekitar besi-56. Jadi, meskipun, misalnya, seng-60 mungkin memiliki energi ikat per nukleon yang lebih sedikit daripada nikel-56, ia masih memiliki energi ikat per nukleon yang lebih banyak daripada nikel-56 yang dikombinasikan dengan helium-4. Secara keseluruhan, reaksi bersihnya positif. Oleh karena itu, apa yang kita dapatkan pada saat-saat terakhir sebelum supernova, adalah campuran unsur-unsur hingga seng: empat unsur penuh yang lebih berat daripada besi.

Anda mungkin bertanya-tanya tentang elemen yang lebih berat lagi. Apakah mungkin, katakanlah, menambahkan inti helium-4 lagi ke seng-60, menghasilkan germanium-64? Dalam jumlah kecil, mungkin, tetapi tidak dalam jumlah yang signifikan. Alasan sederhana? Sebagian, perbedaan energi sekarang hampir persis nol di antara kedua keadaan. Tetapi yang lebih penting, Anda kehabisan waktu. Untuk bintang yang sangat masif, masa hidup dari berbagai tahap kira-kira:

  • Fusi hidrogen: jutaan tahun
  • Fusi helium: ratusan ribu tahun
  • Fusi karbon: ratusan hingga seribu tahun
  • Fusi oksigen: bulan hingga satu tahun
  • Fusi silikon: jam hingga satu atau dua hari.

Dengan kata lain, tahap terakhir itu — tahap yang menghasilkan besi dan unsur-unsur seperti besi — tidak bertahan cukup lama untuk melampaui itu.

Tetapi jika Anda bersedia mempertimbangkan apa yang terjadi di dalam bintang masif itu sudah memiliki elemen besi dan seperti besi, Anda dapat membangun jalan Anda sampai ke timah dan bismut. Anda lihat, begitu Anda memiliki supernova di Semesta, Anda memiliki sejumlah besar besi, kobalt, nikel, dll., dan elemen-elemen berat ini berakhir di bintang generasi baru yang terbentuk. Pada bintang yang massanya antara 60–1000% dari Matahari (tetapi biasanya tidak cukup masif untuk supernova), Anda dapat menggabungkan karbon-13 dengan helium-4, Anda dapat menghasilkan oksigen-16 dan neutron bebas, sedangkan bintang yang akan go supernova akan melebur neon-22 dengan helium-4, menghasilkan magnesium-25 dan neutron bebas. Kedua proses ini dapat membentuk unsur-unsur yang lebih berat dan lebih berat, mencapai sampai ke timbal, bismut, dan bahkan (sementara) polonium.

Mungkin ironisnya, bintang bermassa lebih tinggilah yang menghasilkan sejumlah besar unsur yang lebih ringan (hingga rubidium dan strontium atau lebih: unsur 37 dan 38), sedangkan bintang bermassa lebih rendah (non-supernova) akan membawa Anda sisanya. cara untuk memimpin dan bismut. Secara teknis ini bukan reaksi fusi melainkan penangkapan neutron, tetapi bagaimana Anda membangun elemen yang lebih berat dan lebih berat. Alasan terbesar mengapa bintang bermassa lebih rendah bisa membawa Anda ke ketinggian yang begitu tinggi, secara metaforis?

Bintang-bintang bermassa lebih rendah tetap dalam keadaan penghasil neutron ini selama puluhan atau bahkan ratusan ribu tahun, sedangkan bintang-bintang yang ditakdirkan untuk supernova menghasilkan neutron hanya selama ratusan tahun, atau bahkan lebih sedikit. Kekhawatiran energi adalah masalah yang sangat besar ketika menyangkut fusi bahkan pada suhu miliaran derajat, reaksi masih berlanjut ke arah yang lebih menguntungkan secara energi. Tapi waktu yang berharga adalah kendala terbesar untuk membangun elemen yang lebih berat dan lebih berat. Luar biasa, dengan kombinasi yang tepat dari penangkapan neutron dan fusi nuklir, sekitar setengah dari semua elemen di luar besi diproduksi di dalam bintang, tanpa supernova atau penggabungan bintang neutron sama sekali.


Saat bintang mulai mati, apa efeknya pada planet yang mengorbit sebelum supernova?

Katakanlah sebuah planet mirip Bumi (baca: Bumi) sedang mengorbit sebuah bintang bermassa 1 matahari yang hampir mati. Pada titik mana kehidupan di planet ini tidak ada lagi (baca: tidak lagi layak huni)? Apa sebenarnya yang terjadi untuk menjelajahi semua kemungkinan untuk bertahan hidup? Atau apakah semuanya akan baik-baik saja sampai supernova dimulai?

Semua kehidupan di Bumi akan berhenti ada ketika matahari masih jelas di atas panggung. Terlepas dari kenyataan bahwa matahari tidak akan menjadi raksasa merah sebelum 4 miliar tahun lagi, matahari terus menjadi lebih bercahaya. Setelah sekitar 1 miliar tahun dari sekarang, matahari begitu panas sehingga semua kehidupan di bumi sama sekali tidak mungkin. Setelah itu matahari menjadi raksasa merah dan mungkin menghancurkan seluruh planet. Setelah itu matahari mengalami beberapa pasang surut dalam kekuasaan (begitu parah sehingga kehidupan pada jarak berapa pun yang mengorbit matahari tidak mungkin.), dan akhirnya menyusut menjadi katai putih.

Bintang bermassa 1 matahari tidak akan pernah meledak.

Bintang-bintang yang menjadi supernova juga mengalami transisi fase tetapi JAUH lebih cepat, dengan laju yang meningkat. Satu tahun sebelum ledakan, satu minggu sebelum dan yang terakhir 24 jam sebelumnya. Jadi tidak, seseorang tidak akan baik dan baik sebelum supernova. Super nova hanyalah grand final dari tarian destruktif yang dilakukan sang bintang.

Bintang bermassa matahari tunggal 1 tidak mengalami supernova (atau nova). Akhirnya mereka memasuki masa pembakaran Helium dan menjadi raksasa merah. Selama fase ini bintang menjadi lebih terang dan jauh lebih besar. Jauh lebih besar sehingga lapisan luarnya pada akhirnya akan mencapai orbit Bumi. Meskipun jauh sebelum itu, atmosfer Bumi akan dilucuti oleh pemanasan matahari dan angin yang semakin kuat. Selama periode jutaan tahun, Bumi akan kehilangan atmosfernya, permukaannya terpanggang oleh Matahari, dan kemudian pada akhirnya akan menguap (atau, lebih tepatnya, terkikis sepotong demi sepotong oleh plasma panas) saat fotosfer Matahari mencapainya. . Selama fase raksasa merah ini Matahari akan kehilangan sejumlah besar massa dari angin matahari yang sangat kuat. Akhirnya Matahari akan kehabisan unsur-unsur yang dapat meleburnya mengingat tekanan dan suhu yang memungkinkan untuk massanya, sisa selubung luar Matahari akan terkelupas dan katai putih kecil (seukuran Bumi) akan ditinggalkan, yang akan melambat menjadi dingin selama periode triliunan tahun.

Planet dengan kehidupan di sekitar bintang yang menjadi supernova akan sangat langka. Bintang soliter tidak menjadi supernova kecuali mereka memulai dengan sangat masif (lebih dari 8x massa Matahari) dan bintang-bintang semacam itu memiliki masa hidup yang sangat singkat (kurang dari 60 juta tahun), kemungkinan terlalu pendek untuk kehidupan bahkan untuk mulai berevolusi di sebuah planet, bahkan harus satu menguntungkan untuk seperti itu. Mungkin juga sebuah katai putih tunggal menjadi supernova jika ia berputar sangat cepat saat lahir, dan kemudian ketika melambat ia bisa mengalami supernova Tipe Ia. Namun, itu juga bermasalah karena satu-satunya bintang yang akan menjadi kandidat untuk bintang tersebut telah melalui fase raksasa merah dan mereka juga harus awalnya cukup besar (sekali lagi, sekitar 8 massa matahari atau lebih). Tidak mungkin kehidupan dapat berevolusi di sebuah planet hanya dalam beberapa puluh juta tahun, entah bagaimana bertahan dalam fase raksasa merah, dan juga bertahan selama miliaran tahun di sekitar katai putih.

Kemungkinan lain adalah sebuah planet berada dalam sistem bintang ganda dengan salah satu bintangnya adalah katai putih dengan pendamping dekat dari bintang yang lebih masif yang menjadi sumbernya, yang akhirnya menghasilkan supernova Tipe Ia. Sekali lagi, ini menimbulkan pertanyaan tentang bagaimana planet ini berhasil bertahan dari fase raksasa merah asli. Secara potensial saya dapat melihat sesuatu seperti sebuah planet di sekitar bintang mirip Matahari yang mengorbit dari jarak jauh sepasang bintang yang berdekatan (sistem trinary) dengan salah satu dari pasangan menjadi bintang bermassa lebih rendah dan yang lainnya adalah bintang bermassa lebih tinggi yang menjadi katai putih dan kemudian mulai mengambil massa dari teman dekatnya.


Apakah racun Besi untuk bintang?

Saya tidak mengerti sepenuhnya. Coba jelaskan sekali lagi. khusus daerah merah.
Apakah Anda ingin mengatakan bahwa energi diubah untuk membuat Nikel Besi karena supernova yang terjadi jika ya lalu bagaimana kehilangan energi terkait dengan supernova.

Apa yang Anda coba katakan dengan kata-kata ini.
Ini bukan tentang apa yang mungkin, ini tentang apa yang mungkin

Tidak. Akumulasi Besi di inti bintang menghasilkan massa material yang tidak dapat menyatu karena energi ikat besi adalah yang tertinggi dari semua elemen. (Besi dan Nikel yaitu) Ini berarti bahwa peleburan besi membutuhkan masukan energi dan tidak ada jaring. Ini adalah titik selama kehidupan seorang bintang yang berada di "kaki terakhir"nya. Tidak dapat menghasilkan energi apa pun, inti menumpuk dengan besi sampai massanya sangat tinggi sehingga tidak dapat menahan diri melawan gaya gravitasi.

Pada titik ini, tergantung pada massa inti yang tepat, ia runtuh menjadi Bintang Neutron atau Lubang Hitam. Keruntuhan ini menyebabkan pelepasan energi yang sangat besar. Mekanisme yang tepat dan semacamnya dijelaskan di sini: http://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova

Saya harus mengatakan bahwa saya juga bingung. Sementara saya mengerti bahwa Anda perlu memasukkan energi untuk menggabungkan besi menjadi sesuatu yang lebih berat, menggabungkan elemen yang lebih ringan untuk mendapatkan besi tetap menghasilkan energi, jadi saya tidak mengerti pernyataan "no keuntungan bersih".

Satu-satunya hal yang dapat saya pikirkan adalah bahwa pada kondisi (suhu/kepadatan) yang diperlukan untuk menghasilkan besi/nikel, reaksi lebih lanjut juga dimungkinkan, dan reaksi tersebut mengkonsumsi energi yang dihasilkan bersama dengan besi - benarkah demikian?

Bagaimana menerjemahkannya menjadi "no keuntungan bersih"? Keuntungan bersih diproduksi dikurangi dikonsumsi. Selama energi dihasilkan dan tidak dikonsumsi oleh proses lain, ada keuntungan bersih, bukan?

Saya kira saya melewatkan sesuatu yang sederhana, tetapi saya tidak melihat bagaimana produksi energi (berkurang, tetapi masih ada) diterjemahkan menjadi "no keuntungan bersih".

Bagaimana menerjemahkannya menjadi "no keuntungan bersih"? Keuntungan bersih diproduksi dikurangi dikonsumsi. Selama energi dihasilkan dan tidak dikonsumsi oleh proses lain, ada keuntungan bersih, bukan?

Saya kira saya melewatkan sesuatu yang sederhana, tetapi saya tidak melihat bagaimana produksi energi (berkurang, tetapi masih ada) diterjemahkan menjadi "no keuntungan bersih".

Turbonya benar. Ini adalah pilihan kata yang sangat buruk.

Adalah normal untuk menemukan besi di bintang-bintang. Massa matahari sekitar 0,1% besi
http://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements
dan itu tidak membahayakan matahari.

Lihatlah tabel kelimpahan massa unsur-unsur kimia di tata surya. Hampir sama dengan matahari, karena matahari adalah sebagian besar massa tata surya.
==============================

Untuk langsung pada awalnya, mengapa tidak memberikan jawaban langsung untuk pertanyaan itu?
Apakah racun Besi untuk bintang? TIDAK.

Jika Anda makan 1/10 persen berat tubuh Anda dari racun biasa, Anda akan mati.
Untuk berat badan yang cukup biasa yang mungkin 1/6 pon. Bayangkan makan 1/6 pon sesuatu yang beracun!

Besi tidak berbahaya bagi bintang sebagaimana racun berbahaya. Maksud dari besi adalah tidak memiliki NILAI MAKANAN. Dalam kasus bintang yang sangat masif, tidak memiliki bahan bakar di intinya yang dapat menghasilkan energi adalah fatal karena bintang membutuhkan pasokan panas yang konstan untuk mencegah keruntuhan yang hebat.

Hidrogen adalah bahan bakar fusi terbaik --- yang paling mudah untuk mendapatkan energi. Unsur yang lebih berat, seperti helium, karbon, oksigen, silikon. akan bekerja tetapi semakin lama semakin sulit untuk menyatu. Dibutuhkan bintang yang lebih masif, dengan lebih banyak tekanan pada intinya, untuk mengeluarkan energi dari mereka. Dan besi tidak mungkin mendapatkan energi (dengan menggabungkannya ke sesuatu yang lebih tinggi) tidak peduli seberapa besar bintang itu.

Seberapa jauh skala sebuah bintang dapat melebur tergantung pada seberapa besar bintang itu. Sebuah bintang kecil mungkin hanya dapat melebur H menjadi He dan kemudian, ketika intinya terisi dengan helium, ia berhenti melebur dan berangsur-angsur mendingin. Bintang kecil tidak runtuh saat mendingin. Mereka hanya diam-diam menenangkan diri. Mereka akhirnya menyusut sedikit. Tapi tidak ada kekerasan atau dramatis yang terjadi.

Bintang yang agak lebih berat mungkin naik ke karbon dan oksigen, mengalami beberapa perubahan, akhirnya berhenti sekering, dan kemudian secara bertahap mendingin.

Bintang-bintang terberat mampu melebur hingga menjadi besi, dan kemudian fusi juga berhenti untuk mereka. Dalam kasus bintang yang sangat berat, hal ini dapat menyebabkan ledakan supernova karena bintang tersebut sangat masif sehingga PERLU terus-menerus menghasilkan energi di intinya hanya untuk mencegah dirinya runtuh.

Saya tidak suka memikirkan besi sebagai racun. Ini lebih seperti sesuatu yang tidak memiliki nilai makanan, seperti jerami atau jerami cincang, serat kasar, dedak selulosa, seperti sebagian besar yang tubuh Anda tidak dapat mencerna dan mendapatkan energi darinya.
Akan buruk bagi Anda jika Anda hanya makan itu, karena Anda akan kelaparan.


Apakah ada besi yang menyatu di bintang sebelum mereka menjadi supernova? - Astronomi

Mengapa fusi menunggu sampai hidrogen hilang sebelum mulai melebur atom yang lebih berat? Mengapa fusi endotermik menunggu sampai besi ada di mana-mana?

Untuk peleburan elemen apa pun, Anda harus memiliki suhu yang cukup tinggi. This high temperature comes along with sufficiently high density and pressure. Inside a star, only the core (innermost 10% or so of the star) has sufficient density and pressure to start fusing Hydrogen.

When stars switch from fusing one element to another they have a sort of a hiccup. I'll explain. As a star burns the hydrogen in its core, the Helium produced in the reaction sinks to the center because it is heavier. Over time you have a successfully larger Helium core with a hydrogen shell. Hydrogen burning is not energetic enough to start off the Helium burning on its own. Instead what happens is that once all the burnable Hydrogen (only the hydrogen within the innermost 10% or so of the star) is used up fusion temporarily ceases, the core cools and contracts (the contraction is primarily due to the fact that when you convert H to He you have a fewer number of atoms left over thus decreasing the pressure), and the core begins to collapse in on itself. The collapse quickly increases the temperature, pressure, and density in the core. IF the star is massive enough to produce sufficient pressure, Helium will start burning. The heat released from the reaction re-expands the core and is sufficient to increase the temperature in the core to the point where helium burning can be sustained. However, only a certain portion of the Helium will be burnable (an even smaller region than that for the burnable hydrogen), and once that it burnt up, if the star is massive enough, the process will repeat itself with successively higher elements.

Due to the violence of each hiccup the star will lose some of its outer hydrogen envelope. We've actually seen stars surrounded by several expanding shells of gas which correspond to each hiccup.

As for iron, the fusion burning of lighter elements does not produce not nearly enough energy to start fusing iron in any appreciable quantities. For that you need a much more energetic event such as a supernova explosion. The difference between the energies involved in fusion and a supernova is several orders of magnitude.

Halaman ini terakhir diperbarui 27 Juni 2015.

Tentang Penulis

Marko Krco

Marko has worked in many fields of astronomy and physics including planetary astronomy, high energy astrophysics, quantum information theory, and supernova collapse simulations. Currently he studies the dark nebulae which form stars.


Supernova explosions

13.8 billion years ago caused primal matter to only form those two atoms, plus a tiny amount of lithium and a few other elements.

So, all stars consist of about that same proportion of hydrogen and helium. [I am ignoring how stars produce the other elements.]

Stars spend most their life in what is known the Main Sequence and understanding what happens during this period serves better to understand the other periods. So what happens.

1) Stars come from clouds, really big ones. Thousands of stars can emerge from a cloud that has gone through its phase of collapsing into thousands, sometimes hundreds of thousands, of regions.

2) Each collapse will have its own amount of mass that forms the central body.

3) If the mass formed exceeds about 1% that of the Sun's mass, the core density and temperature that has steadily gotten hotter and hotter during formation, will smoothly, IIRC, transition to fusing hydrogen. [Deuterium and lithium will likely fuse earlier but this is a story for protostars and pre-mainsequence stars, not main sequence stars that are in an equilibrium state.]

4) A very low mass star will take fuse hydrogen slowly. They are small and very dim. They use up their hydrogen and they're done.

Red dwarfs. Guaranteed to be a low mass star, some can be less than

1% the mass of the Sun. Being a lightweight, it will last for perhaps a trillion years. So none have expired naturally. [I guess that’s a pun. ]

5) More collapsed mass means the core will be more dense and it will have a higher temperature. Fusion will be far more productive. They are bigger and brighter.

As these more massive protostars form, their centers get hotter and hotter, much more so than the little red dwarfs. Eventually, the core conditions, as always, collapse to the point they will allow a smooth transition to hydrogen fusion.

But stars, like our Sun, have enough mass that as the hydrogen fuses to helium, the core itself will contract. Eventually, this shrinkage will have higher and higher temperatures and other conditions that will reach a point that helium fusion takes place.

But, surrounding this helium burning core is what? Hydrogen, right? So circumstances cab be that the inner core is fusing helium while the outer core is fusing hydrogen. I think that's true, eventually, for Sun-mass stars. [I know its true for the more massive ones.]

6) The really massive stars also go through this same process, but their greater mass causes a much faster rate of fusion. This makes them bigger and brighter.

These massive stars will slip off the Main Sequence, far sooner than the less massive stars, as they have layers of fusion, the top layer being hydrogen. They will continue to shrink as they consume their fuel until the point where the next element to burn is iron. When you fuse iron it absorbs energy. So if the star is massive enough to reach this point, the core will collapse as it fuses more and more iron, absorbing more and more energy, cooling the core, which triggers a super fast collapse. This triggers a supernova (Type II).


Ask Ethan: Can Normal Stars Make Elements Heavier (And Less Stable) Than Iron?

The cluster Terzan 5 has many older, lower-mass stars present within (faint, and in red), but also . [+] hotter, younger, higher-mass stars, some of which will generate iron and even heavier elements.

There are some 90+ elements of the periodic table that occur naturally in the Universe, but of them all, iron is the most stable. If you fuse lighter elements together to get closer to iron, you gain energy the same is true if you split heavier elements apart. Iron represents the most stable configuration of protons and neutrons, combined, of any atomic nucleus yet discovered. At only element 26, however, it represents the end-of-the-line for most fusion reactions in even the most massive stars. Or does it? That's what James Beall wants to know:

Iron has been called stuff like solar fusion ash that collects inside stars, as the last of the elements that fuse w/o consuming more energy than the fusion creates. I have read about the r-process and others that lead to heavier elements in novas and supernovas. My Q is if any elements heavier than iron fuse anyway in normal stars, even if it does consume more energy then it generates.

The answer, as you might expect, is a little complicated: you do make heavier elements than iron in normal stars, but only a very small amount comes from fusion.

A young star cluster in a star forming region, consisting of stars of a huge variety of masses. Some . [+] of them will someday undergo silicon-burning, producing iron and many other elements in the process.

All stars begin by fusing hydrogen into helium, from the tiny red dwarfs as little as 8% the mass of our Sun, up to the largest, most massive stars in the Universe that weigh in at hundreds of times the mass of our own. For about 75% of these stars, helium is the end of the line, but the more massive ones (like our Sun) will develop a red giant phase, where they fuse helium into carbon. But a very tiny percentage of stars — just over 0.1% — are among the most massive of all, and can initiate carbon fusion and beyond. These are the stars destined for supernovae, as they fuse carbon into oxygen, oxygen into silicon and sulphur, and then enter the final burning phase (silicon-burning) before going supernova.

The anatomy of a very massive star throughout its life, culminating in a Type II Supernova when the . [+] core runs out of nuclear fuel. The final stage of fusion is silicon-burning, producing iron and iron-like elements in the core for only a brief while before a supernova ensues.

That's the normal life-cycle of the most massive stars in the Universe, but "silicon-burning" doesn't work by smashing two silicon nuclei together to build something heavier. Instead, it's just a chain reaction of the addition of helium nuclei to a silicon nucleus, occurring at temperatures in excess of 3,000,000,000 K, or more than 200 times the temperature at the center of the Sun. The chain reaction proceeds as follows:

  • silicon-28 plus helium-4 yields sulphur-32,
  • sulphur-32 plus helium-4 yields argon-36,
  • argon-36 plus helium-4 yields calcium-40,
  • calcium-40 plus helium-4 yields titanium-44,
  • titanium-44 plus helium-4 yields chromium-48,
  • chromium-48 plus helium-4 yields iron-52,
  • iron-52 plus helium-4 yields nickel-56, and
  • nickel-56 plus helium-4 yields zinc-60.

You'll notice there's no iron-56 produced, and there are two reasons why.

Iron and the iron-like elements (highlighted here) surrounding it are primarily produced in the . [+] final moments of an ultra-massive star's life, shortly before it goes supernova, in the processes that ensue during the silicon-burning stage.

Michael Dayah / https://ptable.com/

One is that, if we look at this portion of the periodic table, we can see that there are too few neutrons for the number of protons in these nuclei. Iron-52, for instance, is unstable it emits a positron and decays to manganese-52, moving down the periodic table. (The manganese then emits another positron and decays to chromium-52, which is stable.) The nickel-56 is also unstable, decaying to cobalt-56, which then decays to iron-56, and is how we arrive at the periodic table's most stable element. And zinc-60 decays first to copper-60, which then decays again to nickel-60. All of these end products are stable, so yes, these stars — even before going supernova — can produce cobalt, nickel, copper, and zinc, all of which are heavier than iron.

Iron-56 may be the most tightly-bound nucleus, with the greatest amount of binding energy per . [+] nucleon. However, slightly lighter and heavier elements are almost exactly as stable and tightly bound, with only minuscule differences.

If this isn't energetically favorable, though, how is this possible? I want you to look at the chart above, which details the binding energy per nucleon in each of the atomic nuclei. I want you to notice how flat the chart is near iron-56 many elements on either side have almost the exact same binding energy per nucleon. Now look all the way over on the left side to helium-4. What do you notice?

Helium-4 is not as tightly bound as any of the nuclei around iron-56. So even though, for example, zinc-60 might have less binding energy per nucleon than nickel-56, it still has more binding energy per nucleon than nickel-56 combined with helium-4. Overall, the net reaction is positive. What we wind up with, therefore, in the last moments before a supernova, is a mix of elements all the way up to zinc: a full four elements heavier than iron.

Artists illustration (left) of the interior of a massive star in the final stages, pre-supernova, of . [+] silicon-burning. A Chandra image (right) of the Cassiopeia A supernova remnant today shows elements like Iron (in blue), sulphur (green), and magnesium (red).

NASA/CXC/M.Weiss X-ray: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

You might wonder about even heavier elements, then. Would it be possible to, say, add another helium-4 nucleus to zinc-60, producing germanium-64? In trace amounts, probably, but not in any significant quantities. The simple reason? In part, it's that the energy difference is now almost exactly zero between the two states. But more significantly, you run out of time. For an extremely massive star, the lifetime of the various stages are approximately:

  • Hydrogen fusion: millions of years
  • Helium fusion: hundreds of thousands of years
  • Carbon fusion: hundreds to one thousand of years
  • Oxygen fusion: months to one year
  • Silicon fusion: hours to one-or-two days.

In other words, that final stage — the one that produces iron and the iron-like elements — doesn't last long enough to go beyond that.

The spiral structure around the old, giant star R Sculptoris is due to winds blowing off outer . [+] layers of the star as it undergoes its AGB phase, where copious amounts of neutrons (from carbon-13 + helium-4 fusion) are produced and captured.

ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al.

But if you're willing to consider what takes place inside a massive star that already has iron and iron-like elements, you can build your way all the way up to lead and bismuth. You see, once you've had supernovae in the Universe, you have significant amounts of iron, cobalt, nickel, etc., and these heavy elements wind up in new generations of stars that form. In stars that are between 60-1000% as massive than the Sun (but not usually massive enough for supernovae), you can fuse carbon-13 with helium-4, you can produce oxygen-16 and a free neutron, while stars that will go supernova will fuse neon-22 with helium-4, producing magnesium-25 and a free neutron. Both of these processes can build up heavier and heavier elements, reaching all the way up to lead, bismuth, and even (temporarily) polonium.

Chart representing the final part of the s-process. Red horizontal lines with a circle in their . [+] right ends represent neutron captures blue arrows pointing up-left represent beta decays green arrow pointing down-left represents an alpha decay cyan arrows pointing down-right represent electron captures.

R8R Gtrs / Wikimedia Commons

Perhaps ironically, it's the higher-mass stars that produce large amounts of the lighter elements (up to rubidium and strontium or so: elements 37 and 38), while the lower-mass (non-supernova) stars will take you the rest of the way up to lead and bismuth. It isn't technically a fusion reaction it's neutron capture, but it's how you build up the heavier and heavier elements. The biggest reason why the lower-mass stars can get you to such great heights, metaphorically?

Periodic table showing origin of elements in the Solar System, based on data by Jennifer Johnson at . [+] Ohio State University.

Cmglee at Wikimedia Commons

The lower-mass stars remain in this neutron-producing state for tens or even hundreds of thousands of years, while the stars destined for supernovae produce neutrons for only hundreds of years, or even fewer. The energy concerns are a really big deal when it comes to fusion even at temperatures of billions of degrees, reactions still proceed in the direction that's more energetically favorable. But precious time is the biggest constraint for building up heavier and heavier elements. Incredibly, with the right combination of neutron capture and nuclear fusion, about half of all the elements beyond iron are produced inside stars, without supernovae or merging neutron stars at all.


Does any iron fuse in stars before they go supernova? - Astronomi

Posted on 05/14/2021 9:31:37 AM PDT oleh Red Badger

L2 Puppis, a red giant star like SPLUS J2104-0049. (ESO/Digitized Sky Survey 2)

A red giant star 16,000 light-years away appears to be a bona fide member of just the second generation of stars in the Universe.

According to an analysis of its chemical abundances, it seems to contain elements produced in the life and death of just a single first-generation star. Therefore, with its help, we might even find the first generation of stars ever born - none of which have yet been discovered.

Additionally, the researchers performed their analysis using photometry, a technique that measures the intensity of light, thus offering a new way to find such ancient objects.

"We report the discovery of SPLUS J210428.01−004934.2 (hereafter SPLUS J2104−0049), an ultra-metal-poor star selected from its narrow-band S-PLUS photometry and confirmed by medium- and high-resolution spectroscopy," the researchers wrote in their paper.

"These proof-of-concept observations are part of an ongoing effort to spectroscopically confirm low-metallicity candidates identified from narrow-band photometry."

Although we feel like we have a pretty good grasp of how the Universe grew from the Big Bang to the star-studded glory we know and love today, the first stars to turn on their blinking lights in the primordial darkness, known as Population III stars, remain something of a mystery.

Current day star-formation processes give us some clues about how these early stars came together, but until we find them, we're basing our understanding on incomplete information.

One trail of breadcrumbs are the Population II stars - the next few generations following Population III. Of those, the generation immediately succeeding Population III are perhaps the most exciting, since they are the closest in composition to Population III.

We can identify them by their extremely low abundance of elements like carbon, iron, oxygen, magnesium and lithium, detected by analysing the spectrum of light emitted by the star, which contains the chemical fingerprints of the elements therein.

That's because, before stars came into existence, there were no heavy elements - the Universe was a sort of cloudy soup of mostly hydrogen and helium. When the first stars formed, this is what they ought to have been made of, too - it's via the process of thermonuclear fusion in their cores that the heavier elements were formed.

First, hydrogen is fused into helium, then helium into carbon, and so forth all the way down to iron, depending on the mass of the star (the smallest ones don't have enough energy to fuse helium into carbon, and end their lives when they reach that point). Even the most massive stars don't have enough energy to fuse iron when their core is entirely iron, they go supernova.

These colossal cosmic explosions spew all that fused material out into nearby space in addition, the explosions are so energetic, they generate a series of nuclear reactions that forge even heavier elements, such as gold, silver, thorium and uranium. Baby stars then forming from clouds that contain these materials have higher metallicity than the stars that came before.

Today's stars - Population I - have the highest metallicity. (By-the-by, this does mean that eventually no new stars will be able to form, since the Universe's hydrogen supply is finite - good times.) And stars that were born when the Universe was very young have very low metallicity, with the earliest stars known as ultra-metal-poor stars or UMP stars.

These UMPs are considered bona fide Population II stars, enriched by material from just a single Population III supernova.

Using a photometric survey called S-PLUS, a team of astronomers led by the National Science Foundation's NOIRLab identified SPLUS J210428-004934, and although it doesn't have the lowest metallicity we've detected yet (that honor belongs to SMSS J0313-6708), it has an average metallicity for a UMP star.

It also has the lowest carbon abundance astronomers have ever seen in an ultra-metal-poor star. This could give us an important new constraint on the progenitor star and stellar evolution models for very low metallicities, the researchers said.

To figure out how the star could have formed, they performed theoretical modeling. They found the chemical abundances observed in SPLUS J210428-004934, including the low carbon and the more normal UMP star abundances of other elements, could best be reproduced by a high-energy supernova of a single Population III star 29.5 times the mass of the Sun.

However, the closest fits from the modeling still were unable to produce enough silicon to exactly replicate SPLUS J210428-004934. They recommended looking for more ancient stars with similar chemical properties to try to resolve this strange discrepancy.

"Additional UMP stars identified from S-PLUS photometry will greatly improve our understanding of Pop III stars and enable the possibility of finding a metal-free low-mass star still living in our Galaxy today," the researchers wrote.

Their paper has been published in The Astrophysical Journal Letters.

TOPICS: Astronomy History Science
KEYWORDS: Navigation: use the links below to view more comments.
first 1-20 , 21-39 next last


Tonton videonya: Աստղերի դպրոց Միկա Մայա (Januari 2022).