Verschmilzt Eisen in Sternen, bevor sie zur Supernova werden?

Ich verstehe, dass Eisen und alle schwereren Elemente mehr Energie verbrauchen als sie produzieren, und das führt schließlich zu einer Supernova. Ich verstehe auch, dass viele der schwereren Elemente während dieser Supernova erzeugt werden. Ich frage mich jedoch, ob das Eisen mit anderen Elementen verschmilzt, bevor der Stern zur Supernova wird. Ja, es würde einen Nettoenergieverlust geben, aber wenn der Stern nur eine geringe Menge Eisen enthält, wäre er wahrscheinlich in der Lage, damit umzugehen.

Ja, aber es ist langsam. (Ich bin kein Experte, also zögern Sie nicht zu korrigieren, wenn ich etwas Wichtiges verpasse), aber sobald der Stern in den späteren Stadien ist, nach dem Helium-Stadium bis hin zu Eisen, erfolgt die Fusion meistens durch Verschmelzen eines Heliums mit einem schwereren Element, das jede Ordnungszahl um 2 erhöht. Dies ist nicht die einzige Methode, aber die häufigste.

Eisen kann auf diese Weise auch innerhalb eines Sterns zu Nickel verschmelzen, und zwar in geringen Mengen, aber meistens jenseits von Eisen und sicherlich jenseits von Nickel werden durch den S-Prozess schwerere Elemente erzeugt . (Abkürzung für Slow Neutron Capture Process). Dies geschieht, wenn ein freies Neutron an den Atomkern bindet und im Laufe der Zeit die Zugabe von Neutronen zum Beta-Zerfall führen kann, bei dem ein Elektron ausgestoßen wird und ein Proton verbleibt - was zur Ordnungszahl beiträgt.

aber wenn der Stern nur eine geringe Menge Eisen enthält, wäre er wahrscheinlich in der Lage, damit umzugehen.

Dies ist zweifellos wahr. Die Sterne, die Super-Nova werden, sind unglaublich groß und das Eisen fällt nicht sofort auf den Kern. Es braucht etwas Zeit. Damit ein Stern kablooie (Super-Nova) wird, benötigt er einen Eisenkern von ausreichender Reinheit, in der er sich nicht mehr durch nahegelegene Fusion ausdehnt, und genügend Größe, damit er schnell zusammenbricht und den Stern um ihn herum fast beeinflusst sofort. Ich bin mir nicht sicher über den genauen Prozess, aber es erfordert weit mehr als nur ein wenig Eisen. Als Laie könnte es eine Jupiter-große Eisenkugel erfordern. Vielleicht ein bisschen mehr.

Der "Eisenkern" in einer Supernova ist tatsächlich das Endprodukt eines statistischen Kerngleichgewichts, das beginnt, wenn der Siliziumkern mit Alpha-Partikeln (Heliumkernen) zu verschmelzen beginnt. Exotherme Reaktionen sind bis zu Nickel-62 (dem Kern mit der höchsten Bindungsenergie pro Nukleon) möglich. In der Tat produzieren aufeinanderfolgende, schnelle Alpha-Fänge Kerne mit der gleichen Anzahl von Protonen und Neutronen, aber gleichzeitig wirken die konkurrierenden Prozesse der Photodisintegration und des radioaktiven Zerfalls in die andere Richtung. Es wird angenommen, dass der Prozess meistens bei Nickel-56 stoppt, das, da schwerere Kerne mit stabiler sind , ein paar durchläuft$n/p>1$$\beta^{+}$zerfällt über Cobalt-56 nach Iron-56. Der Kern einer Supernova kurz vor ihrer Explosion enthält jedoch wahrscheinlich eine Mischung aus Eisenpeak-Isotopen.

Bevor all dies geschieht es ist möglich , Eisen und Nickel zu Kernreaktionen unterzogen werden, wenn es eine geeignete Quelle für freie Neutronen sind. Die Elemente jenseits von Eisen in unserem Universum werden überwiegend durch Neutroneneinfang entweder im r-Prozess oder im s-Prozess erzeugt .

Es wird angenommen, dass der r-Prozess auftritt, nachdem eine Kernkollaps-Supernova (oder eine Supernova vom Typ Ia) initiiert wurde. Der Neutronenfluss wird durch die Neutronisierung von Protonen durch ein dichtes, entartetes Elektronengas im kollabierenden Kern erzeugt.

$\beta$Die Ausbeuten und Reaktionsgeschwindigkeiten sind jedoch so gering, dass sie keinen großen Einfluss auf die Gesamtenergie des Sterns haben. Die neu geprägten S-Prozess-Elemente werden kurz darauf leicht in das interstellare Medium gestrahlt, wenn die Supernova explodiert.