Azərbaycan
Deutschland
Lietuva
Malta
ශ්රී ලංකාව
Türkmenistan
Türkiyə
Украина
Branduoliniai procesaiRadioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimasBranduolio dalijimasisBranduolių sąlaja Protonų ciklas C
Silicio degimo procesas
| Branduoliniai procesai |
|---|
|
Silicio degimo procesas – maždaug dienos trukmės branduolių sąlajos reakcija, kuri vyksta masyviose žvaigždėse (minimaliai 8–11 Saulės masių). Kai baigiasi deguonies degimo procesas, prasidėjęs gravitacinis traukimasis pakelia šerdies temperatūrą iki 2.7–3.5 milijardų kelvinų. Tuomet prasidėjęs silicio degimas yra paskutinė alfa proceso branduolinių reakcijų grandinė. Kai jis sudega, žvaigždė sprogsta kaip II tipo supernova.
Trukmė
Silicio degimas žvaigždėje ilgai netrunka, nes energijos jo metu išsiskiria palyginus nelabai daug, o aukštos temperatūros sukuria daug energijos išnešantį neutrinų srautą. Daugiausia jis gali trukti panašiai metus.
Branduolių sąlaja ir alfa procesas
Jei žvaigždžių masės mažesnės už tris Saulės mases, jų kuras pasibaigia, kai vandenilis paverčiamas heliu. Jei žvaigždžių masės tarp trijų ir aštuonių Saulės masių, žvaigždės gali deginti helį, paversdamos jį į anglį. Šių žvaigždžių evoliucija čia ir sustoja. Didesnės masės žvaigždės (>8–11 Saulės masės) gali sudeginti anglį dėl didesnės gravitacijos, nes dėl traukimosi jos šerdis gali įkaisti iki 600 milijonų kelvinų. Prasidėjęs degimo procesas kuria tokius elementus (po brūkšnelio parašyta atominė masė):
Anglis–12 → Deguonis–16, Neonas–20, Magnis–24
Kai žvaigždė sudegina anglį, ji pradeda deginti deguonį, neoną ir magnį:
Deguonis–16, Neonas–20, ir Magnis–24 → Silicis–28 ir Siera–32 (šešių mėnesių trukmės procesas)
Kai didelės masės žvaigždžių šerdyje lieka siera ir silicis, jos pradeda toliau trauktis, kol temperatūros pasiekia 2.7–3.5 milijardų kelvinų. Čia užsidega silicis. Jo degimo procesas iš esmės užbaigia alfa procesą (kuris faktiškai kuria elementus pridedant helio branduolį kiekviename žingsnyje):
Silicis–28 → Siera–32 → Argonas–36 → Kalcis–40 → Titanas–44 → Chromas–48 → Geležis–52 → Nikelis–56
Silicio degimo reakcijų grandinė vyksta maždaug dieną ir baigiasi, kai pagaminamas Nikelis–56. Nikelio–56 (jis turi 28 protonus) pusėjimo trukmė (puskiekio periodas) yra 6,02 dienos. Jis skyla beta skilimo būdu (pozitrono emisija) į kobaltą–56 (27 protonai). Pastarojo pusėjimo trukmė 77,3 dienos ir jis skiltų į geležį–56 (26 protonai). Tačiau iš tiesų nikeliui–56 irti tėra kelios minutės. Nikelis–56 turi mažiausią masę, tenkančią vienam nukleonui (arba didžiausią ryšio energiją - energiją, išsiskiriančią pridedant prie esamo branduolio vieną nukleoną). Po silicio degimo žvaigždėje nebegali vykti branduolių sąlajos reakcijos, kadangi tolesnės reakcijos (pavyzdžiui, cinkas–60 gamyba) yra ne egzoterminės, o endoterminės (sunaudojančios energiją, nes cinkas–60 jau turi daugiau masės, tenkančios vienam nukleonui - jam energetiškai naudingesnė reakcija, kuri išlaisvintų energiją). Taigi, branduolinės reakcijos nutrūksta ir žvaigždė dėl gravitacinių jėgų vėl ima trauktis. Temperatūra pakyla iki 5 milijardų kelvinų. Kadangi nėra branduolinių reakcijų, kurios generuotų energiją, traukimasis greitėja. Tai tetrunka kelias sekundes. Centrinė žvaigždės dalis virsta arba į neutroninę žvaigždę arba (jei žvaigždė pakankamai masyvi) į juodąją bedugnę. Išoriniai žvaigždės sluoksniai numetami galingo sprogimo, žinomo kaip II tipo supernova, kuri tęsiasi nuo kelių dienų iki kelių mėnesių. Supernovos sprogimo metu išsilaisvina dideli kiekiai neutronų, kurie maždaug per vieną sekundę sukuria apie pusę cheminių elementų, sunkesnių nei geležis būdu, dar žinomu kaip r procesas. (r angliškai reiškia rapid - greitas neutronų pagavimas).
Taip pat skaitykite
- Žvaigždžių evoliucija
- Supernova
- Neutronų pagavimas: r procesas, s procesas
Nuorodos
- Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors, Arthur Holland ir Mark Williams iš Mičigano universiteto
- The Evolution and Death of Stars, Ian Short Archyvuota kopija 2011-08-14 iš Wayback Machine projekto.
- Star, World Book ir NASA Archyvuota kopija 2005-05-08 iš Wayback Machine projekto.
- Origin of Heavy Elements, Archyvuota kopija 2008-02-21 iš Wayback Machine projekto. Tufts universitetas Archyvuota kopija 2007-10-19 iš Wayback Machine projekto.
- Chapter 21: Stellar Explosions, Archyvuota kopija 2013-04-11 iš Wayback Machine projekto. G. Hermann
- Clayton, D. D.; Woosley, S. E. (1974). „Thermonuclear astrophysics“. Reviews of Modern Physics. 46 (4): 755–771. Bibcode:1974RvMP...46..755C. doi:10.1103/RevModPhys.46.755.
Autorius: www.NiNa.Az
Išleidimo data:
vikipedija, wiki, lietuvos, knyga, knygos, biblioteka, straipsnis, skaityti, atsisiųsti, nemokamai atsisiųsti, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, pictu, mobilusis, porn, telefonas, android, iOS, apple, mobile telefl, samsung, iPhone, xiomi, xiaomi, redmi, pornografija, honor, oppo, Nokia, Sonya, mi, pc, web, kompiuteris, Informacija apie Silicio degimo procesas, Kas yra Silicio degimo procesas? Ką reiškia Silicio degimo procesas?
Branduoliniai procesaiRadioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimasBranduolio dalijimasisBranduoliu salaja Protonu ciklas CNO ciklas Triju alfa daleliu procesas Alfa procesas Anglies degimo procesas Neono degimo procesas Deguonies degimo procesas Silicio degimo procesas Neutrono pagavimas R procesas S procesasDidziojo sprogimo branduoliu sinteze Silicio degimo procesas mazdaug dienos trukmes branduoliu salajos reakcija kuri vyksta masyviose zvaigzdese minimaliai 8 11 Saules masiu Kai baigiasi deguonies degimo procesas prasidejes gravitacinis traukimasis pakelia serdies temperatura iki 2 7 3 5 milijardu kelvinu Tuomet prasidejes silicio degimas yra paskutine alfa proceso branduoliniu reakciju grandine Kai jis sudega zvaigzde sprogsta kaip II tipo supernova TrukmeSilicio degimas zvaigzdeje ilgai netrunka nes energijos jo metu issiskiria palyginus nelabai daug o aukstos temperaturos sukuria daug energijos isnesantį neutrinu srauta Daugiausia jis gali trukti panasiai metus Branduoliu salaja ir alfa procesasJei zvaigzdziu mases mazesnes uz tris Saules mases ju kuras pasibaigia kai vandenilis paverciamas heliu Jei zvaigzdziu mases tarp triju ir astuoniu Saules masiu zvaigzdes gali deginti helį paversdamos jį į anglį Siu zvaigzdziu evoliucija cia ir sustoja Didesnes mases zvaigzdes gt 8 11 Saules mases gali sudeginti anglį del didesnes gravitacijos nes del traukimosi jos serdis gali įkaisti iki 600 milijonu kelvinu Prasidejes degimo procesas kuria tokius elementus po bruksnelio parasyta atomine mase Anglis 12 Deguonis 16 Neonas 20 Magnis 24 Kai zvaigzde sudegina anglį ji pradeda deginti deguonį neona ir magnį Deguonis 16 Neonas 20 ir Magnis 24 Silicis 28 ir Siera 32 sesiu menesiu trukmes procesas Kai dideles mases zvaigzdziu serdyje lieka siera ir silicis jos pradeda toliau trauktis kol temperaturos pasiekia 2 7 3 5 milijardu kelvinu Cia uzsidega silicis Jo degimo procesas is esmes uzbaigia alfa procesa kuris faktiskai kuria elementus pridedant helio branduolį kiekviename zingsnyje Silicis 28 Siera 32 Argonas 36 Kalcis 40 Titanas 44 Chromas 48 Gelezis 52 Nikelis 56 Silicio degimo reakciju grandine vyksta mazdaug diena ir baigiasi kai pagaminamas Nikelis 56 Nikelio 56 jis turi 28 protonus pusejimo trukme puskiekio periodas yra 6 02 dienos Jis skyla beta skilimo budu pozitrono emisija į kobalta 56 27 protonai Pastarojo pusejimo trukme 77 3 dienos ir jis skiltu į gelezį 56 26 protonai Taciau is tiesu nikeliui 56 irti tera kelios minutes Nikelis 56 turi maziausia mase tenkancia vienam nukleonui arba didziausia rysio energija energija issiskiriancia pridedant prie esamo branduolio viena nukleona Po silicio degimo zvaigzdeje nebegali vykti branduoliu salajos reakcijos kadangi tolesnes reakcijos pavyzdziui cinkas 60 gamyba yra ne egzotermines o endotermines sunaudojancios energija nes cinkas 60 jau turi daugiau mases tenkancios vienam nukleonui jam energetiskai naudingesne reakcija kuri islaisvintu energija Taigi branduolines reakcijos nutruksta ir zvaigzde del gravitaciniu jegu vel ima trauktis Temperatura pakyla iki 5 milijardu kelvinu Kadangi nera branduoliniu reakciju kurios generuotu energija traukimasis greiteja Tai tetrunka kelias sekundes Centrine zvaigzdes dalis virsta arba į neutronine zvaigzde arba jei zvaigzde pakankamai masyvi į juodaja bedugne Isoriniai zvaigzdes sluoksniai numetami galingo sprogimo zinomo kaip II tipo supernova kuri tesiasi nuo keliu dienu iki keliu menesiu Supernovos sprogimo metu issilaisvina dideli kiekiai neutronu kurie mazdaug per viena sekunde sukuria apie puse cheminiu elementu sunkesniu nei gelezis budu dar zinomu kaip r procesas r angliskai reiskia rapid greitas neutronu pagavimas Taip pat skaitykiteZvaigzdziu evoliucija Supernova Neutronu pagavimas r procesas s procesasNuorodosStellar Evolution The Life and Death of Our Luminous Neighbors Arthur Holland ir Mark Williams is Micigano universiteto The Evolution and Death of Stars Ian Short Archyvuota kopija 2011 08 14 is Wayback Machine projekto Star World Book ir NASA Archyvuota kopija 2005 05 08 is Wayback Machine projekto Origin of Heavy Elements Archyvuota kopija 2008 02 21 is Wayback Machine projekto Tufts universitetas Archyvuota kopija 2007 10 19 is Wayback Machine projekto Chapter 21 Stellar Explosions Archyvuota kopija 2013 04 11 is Wayback Machine projekto G HermannClayton D D Woosley S E 1974 Thermonuclear astrophysics Reviews of Modern Physics 46 4 755 771 Bibcode 1974RvMP 46 755C doi 10 1103 RevModPhys 46 755