3氦過程

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3氦過程的概述。
對數呈現不同溫度(T)下質子-質子(PP)、碳氮氧 (CNO)和3氦融合過程的相對能量輸出(ε)。虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成。在太陽核心的溫度下,PP過程會更有效率。

3氦過程是一組核融合反應,通過這些反應,三個氦-4核(α粒子)轉化為[1][2]

恒星中的3氦過程[编辑]

由於質子-質子鏈反應碳氮氧循環,使恒星核心英语Stellar core中積聚了

兩個氦-4核(α粒子)的融合反應產生鈹-8,但這是高度不穩定的鈹同位素,會以8.19×10−17 秒半衰期衰變成核心較小的鈹,除非在那段時間內與第3個α粒子產生核融合,型成激態的諧振狀態的碳-12[3]稱為霍伊爾狀態,否則仍會衰變回3個α粒子。但大約每2421.3次就有一次能釋放能量成為穩定的基態碳-12[4]。當一顆恒星耗盡在其核心融合的時,核心會開始收縮並因而加熱。如果中心溫度上升到108 K[5],6倍於太陽核心的溫度,α粒子可以足够快地融合,以通過鈹-8屏障,產生大量穩定的碳-12。

4
2
He
+ 4
2
He
8
4
Be
 (−0.0918 MeV)
8
4
Be
+ 4
2
He
12
6
C
+ 2
γ
 (+7.367 MeV)

該過程的淨能量釋放為7.275 MeV。

在這個過程中的一個副作用,是一些碳會與額外的氦融合,產生穩定的氧同位素並釋放出能量:

12
6
C
+ 4
2
He
16
8
O
+
γ
(+7.162 MeV)

氫與氦的核融合反應會產生鋰-5,這也是高度不穩定的,會以3.7×10−22 秒的半衰期成為原子核較小的

與額外的氦核融合稱為α過程,可以在恆星核合成鏈中產生較重的元素。但這些反應僅在溫度和壓力高於3氦過程的核心溫度時才有意義。這就造成了一種狀況,即恆星核合成產生大量的碳和氧,但這些元素中會有一小部分轉化為和更重的元素。氧和碳是氦-4燃燒的主要"灰燼"。

原始的碳[编辑]

由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳,因此在太初核合成不太可能發生。此一結果可以說明大爆炸為何沒有製造出,因為在大爆炸之後的一分鐘,就已經低於3氦過程所需要的溫度了。

共振[编辑]

通常,3氦過程的概率非常小。然而,基態的鈹-8幾乎具有兩個α粒子的全部能量。在第二個步驟中,8Be + 4He幾乎擁有激發態12C的能量。這種共振大大增加了α粒子與鈹-8結合形成碳的概率。為了在恆星中形成碳,在實際觀測到之前,弗萊德·霍伊爾就根據其存在的物理必要性,預測了這種共振的存在。這種能量的共振和過程的預測,隨後為霍伊爾的恆星核合成假說提供了非常重要的支持。霍伊爾的假說假定所有的化學元素最初都是由氫(真正的原始物質)形成的。人們引用人擇原理來解釋這樣的一個事實,集合共振被靈敏地安排在與中產生大量的碳和氧[6][7]

重元素的核合成[编辑]

隨著溫度和密度的進一步升高,熔合過程產生的核素僅能達生鎳-56(隨後衰變為);更重的元素(鎳以外的)主要由中子捕獲產生。慢中子的捕獲過程,即S-過程,產生了大約一半原子序超越鐵的元素。另一半是由可能發生在核坍縮超新星中子星合併R-過程產生[8]

反應速率與恒星演化[编辑]

3氦過程在很大程度上取決於恆星物質的溫度和密度。反應釋放的功率與溫度近似40次方和密度的平方成正比[9]。相較之下,質子-質子鏈反應產生能量的速率與溫度的四次方成正比,碳氮氧循環產生能量的速率與溫度的17次方成正比,必且兩者都與密度的線性比例成正比。這種與溫度的強烈依賴性導致了恒星演化的後期階段,即對紅巨星階段的影響。

對於紅巨星分支上的低質量恒星,只有通過電子簡併壓力,才能防止積累在核心中的氦進一步崩塌。整個簡併核處於相同的溫度和壓力下,因此當其質量足够大時,3氦過程的核融合會貫穿整個核心同時進行。在壓力高到足够解除簡併態之前,核心無法擴大以對新增產生的能量做出反應。因此,溫度升高,導致正回饋迴圈中的反應速率增加,成為失控反應。這個過程被稱為氦閃,持續幾秒鐘,但就能燃燒掉堆積在核心中60–80%的氦。在核心氦閃期間,該恒星產生的能量可以達到大約1011太陽光度,與整個星系光度相當[10],然而在表面上不會立即觀察到任何影響,這是因為全部能量被用於將核心從簡併狀態提升到正常的氣態。由於核心不再是簡併態,流體靜力平衡再次建立,恒星開始在其核心"燃燒"氦,並在核心上方的球殼層中"燃燒"氫。這顆恒星進入穩定的氦燃燒階段,這一階段的持續時間約為其在主星序上所花費時間的10%(我們的太陽預計在氦閃後將在其核心燃燒氦約10億年)[11]

對於質量更高的恒星,碳會聚集在核心,將氦轉移到周圍的殼層中,在那裡發生氦燃燒。在氦殼層中,壓力較低,質量不受電子簡併態的支持。因此,與恒星中心相反,氦殼層能够隨著氦殼層熱壓力的增加而膨脹。膨脹使這一層冷卻並減緩反應,導致恒星再次收縮。這個過程是週期性的,經歷這一過程的恒星半徑和能量產生將週期性地變化;這些恒星在膨脹和收縮時也會失去外層的物質[來源請求]

發現[编辑]

3氦過程高度依賴於碳-12鈹-8具有比氦-4稍高能量的共振。根據已知的共振,迄1952年,普通恒星似乎不可能產生碳以及任何較重的元素[12]。核子物理學家威廉·福勒注意到了鈹-8的共振,並且埃德溫·薩爾皮特計算了鈹-8、碳-12和氧-16核合成的反應速率時,其中就考慮了這種共振[13][14]。然而,薩爾皮特計算出紅巨星在2.108K或更高的溫度下燃燒氦,而最近的其它工作假設紅巨星的核心溫度低至1.1.108K。

薩爾皮特的論文順便提到了碳-12中未知共振對其計算產生的影響,但作者從未進一步計算其影響。反而是天體物理學家佛萊德·霍伊爾,在1953年利用宇宙中存在豐富的碳-12作為存在碳-12共振的證據。霍伊爾能够找到同時產生大量碳和氧的唯一方法是通過一個接近7.68MeV的碳-12共振3氦過程,這也消除了爾皮特計算中的差異[12]

霍伊爾去了位於加州理工學院的福勒實驗室,說在碳-12原子核中必須有一個7.68MeV的共振(有報導稱,在大約7.5MeV時存在激發態[12]。) 。佛萊德·霍伊爾(Fred Hoyle)在這方面的大膽表現是驚人的,最初實驗室的核子物理學家對此持懷疑的態度。最後,一位剛從莱斯大學畢業的初級物理學家沃德·捕鯨英语Ward Whaling,他正在尋找一個專案提目,結果决定尋找這個共振。福勒允許他使用一台已經不再使用,老舊的范德格拉夫起電機。霍伊爾回到劍橋後,沒幾個月,福勒的實驗室在7.65MeV附近發現了碳-12的共振,證實了他的預測。核子物理學家沃德·捕鯨在美國物理學會的夏季會議上發表的一篇論文中,將霍伊爾列為第一作者。霍伊爾和福勒很快進行了長期而富有成效的合作,福勒甚至來到了劍橋[15]

最終的反應結果處在+0(自旋0和正宇稱)。由於霍伊爾狀態被預測為0+或2+狀態,預期電子-正電子對或伽瑪射線將被看到。然而,在進行實驗時,沒有觀測到伽瑪射線的反應通道,這意味著狀態必須是0+。這種狀態完全抑制單獨的伽瑪輻射,因為每個伽瑪輻射必須帶走至少1[角動量算符|角動量單位]]。成對產生來自激發的0+狀態是可能的,因為它們的組合自旋(0)可以耦合到一個反應,使它的角動量為0[16]

不可能性和微調[编辑]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble (编). Astrophysics Library 3rd. New York: Springer. 1998. 
  2. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Addison Wesley, San Francisco. 2007. ISBN 978-0-8053-0348-3.  已忽略未知参数|name-list-style= (帮助)
  3. ^ Audi, G.; Kondev, F. G.; Wang, M.; Huang, W. J.; Naimi, S. The NUBASE2016 evaluation of nuclear properties (PDF). Chinese Physics C. 2017, 41 (3): 030001. Bibcode:2017ChPhC..41c0001A. doi:10.1088/1674-1137/41/3/030001. 
  4. ^ The carbon challenge, Morten Hjorth-Jensen, Department of Physics and Center of Mathematics for Applications, University of Oslo, N-0316 Oslo, Norway: 9 May 2011, Physics 4, 38
  5. ^ Wilson, Robert. Chapter 11: The Stars – their Birth, Life, and Death. Astronomy through the ages the story of the human attempt to understand the universe. Basingstoke: Taylor & Francis. 1997. ISBN 9780203212738. 
  6. ^ For example, John Barrow; Frank Tipler. The Anthropic Cosmological Principle. 1986. 
  7. ^ Fred Hoyle, "The Universe: Past and Present Reflections." Engineering and Science, November, 1981. pp. 8–12
  8. ^ Pian, E.; d'Avanzo, P.; Benetti, S.; Branchesi, M.; Brocato, E.; Campana, S.; Cappellaro, E.; Covino, S.; d'Elia, V.; Fynbo, J. P. U.; Getman, F.; Ghirlanda, G.; Ghisellini, G.; Grado, A.; Greco, G.; Hjorth, J.; Kouveliotou, C.; Levan, A.; Limatola, L.; Malesani, D.; Mazzali, P. A.; Melandri, A.; Møller, P.; Nicastro, L.; Palazzi, E.; Piranomonte, S.; Rossi, A.; Salafia, O. S.; Selsing, J.; 等. Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger. Nature. 2017, 551 (7678): 67–70. Bibcode:2017Natur.551...67P. PMID 29094694. arXiv:1710.05858可免费查阅. doi:10.1038/nature24298. 
  9. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics 2nd. Addison-Wesley, San Francisco. 2006: 312–313. ISBN 978-0-8053-0402-2. 
  10. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics 2nd. Addison-Wesley, San Francisco. 2006: 461–462. ISBN 978-0-8053-0402-2. 
  11. ^ The End Of The Sun. faculty.wcas.northwestern.edu. [2020-07-29]. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Kragh, Helge (2010) When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance. http://philsci-archive.pitt.edu/5332/
  13. ^ Salpeter, E. E. Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen. The Astrophysical Journal. 1952, 115: 326–328. Bibcode:1952ApJ...115..326S. doi:10.1086/145546. 
  14. ^ Salpeter, E. E. A Generalist Looks Back. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2002, 40: 1–25. Bibcode:2002ARA&A..40....1S. doi:10.1146/annurev.astro.40.060401.093901. 
  15. ^ Fred Hoyle, A Life in Science, Simon Mitton, Cambridge University Press, 2011, pages 205–209.
  16. ^ Cook, CW; Fowler, W.; Lauritsen, C.; Lauritsen, T. 12B, 12C, and the Red Giants. Physical Review. 1957, 107 (2): 508–515. Bibcode:1957PhRv..107..508C. doi:10.1103/PhysRev.107.508.