Astronomija

CNO ciklus u prvoj generaciji zvijezda

CNO ciklus u prvoj generaciji zvijezda

Ja sam student koji me zanima astofizika i ovo pitanje mi je palo na pamet:

Kako CNO ciklus zahtijeva da ugljik započne, a ugljik se proizvodi termonuklearnom fuzijom u zvijezdama, je li pošteno misliti da vruće zvijezde u prvoj generaciji nisu imale CNO ciklus?
Ili bih umjesto toga trebao misliti da je prva generacija zvijezda imala početnu metaličnost i da je stoga CNO ciklus bio moguć?


Zvijezde prve generacije nisu početno radile CNO ciklus.

Procjenjuje se da su nakon Velikog praska tri četvrtine materije hidrogren, jedna četvrtina helij i količine težih elemenata u tragovima. To je tada i sastav zvijezda prve generacije (od danas neprimijećene) s nultom metalnošću. Iako su te zvijezde vjerojatno bile vrlo masivne, u početku nisu mogle pokrenuti CNO ciklus.

Srećom, CNO ciklus nije jedini postupak nuklearne fuzije zvijezda. U lančanoj reakciji protona i protona vodik se stapa u helij. Zvijezda je u ravnoteži dok se vodik u jezgri ne "potroši". Tada se može srušiti i zagrijavati dok postupak trostruke alfe ne počne stvarati ugljik. Otada je sve više i više procesa koji proizvode mnogo različitih elemenata. Zbog konvekcije i sagorijevanja ljuske, CNO ciklus je mogao biti pokrenut u onim zvijezdama prve generacije u kasnijim fazama.

Zanimljivo je da su najmasovnije zvijezde prve generacije (populacija III) mogle završiti kao crne rupe, proždirući sve proizvedene metale (elemente teže od helija). Mnogi drugi možda su eksplodirali u supernovima nestabilnosti para izbacujući sav materijal u međuzvjezdani prostor, ne ostavljajući za sobom kompaktni ostatak.

A Heger i S. E. Woosley: Nukleosintezni potpis stanovništva III


Pretpostavljam da pod tim što podrazumijevate "prvu generaciju" spadaju zvijezde Pop III (aka zero-metallicity).

Ove zvijezde sastavljene samo od H i On (možda imaju vrlo male i zanemarive vrijednosti oko težih elemenata) budući da su nastale u vrlo ranom svemiru. Njihova evolucija započinje fuzijom H da bi se dobio više He i spaljivanjem He da bi se dobili teži elementi. To je slično onome što se događa na Suncu. Stoga se može proizvesti ugljik i u nekom trenutku životnog vijeka može doći do CNO ciklusa.

Tome u prilog ide i ideja da bi Pop III mogao biti vrlo masivan i održavati svoju masu bez značajnih gubitaka od strane mehanizma vjetra (tj. Stopa gubitka mase veća je s metalnošću zbog emisije teških elemenata u liniju). Simulacijama je pokazano da ove masivne zvijezde mogu svoj život završiti termonuklearnom eksplozijom (tj. Sličnom SNe tipa Ia), umjesto da se ona uruši jezgrom.


CNO ciklus

"CNO ciklus'odnosi se na ciklus ugljik-dušik-kisik, postupak zvjezdane nukleosinteze u kojem zvijezde u Glavnom nizu stapaju vodik u helij kroz sekvencijsku sekvencu reakcija u šest stupnjeva. Ovaj se slijed odvija na sljedeći način:.

The CNO ciklus (za ugljik-dušik-kisik) jedan je od dva (poznata) skupa fuzijskih reakcija kojima zvijezde pretvaraju vodik u helij, a drugi je lančana reakcija protona i protona. Za razliku od potonjeg, CNO ciklus je katalitički ciklus.

Za zvijezde mase veće od otprilike dvije Sunčeve mase, zapravo, u ukupnoj proizvodnji energije dominira drugačiji ciklus termonuklearnih reakcija koji uključuju elemente ugljik, dušik i kisik. Ovo je ciklus ugljik-dušik-kisik (ili CNO ciklus, za kratko): .

Niz nuklearnih reakcija koje koriste ugljik kao katalizator za kombiniranje četiri atoma vodika kako bi jedan atom helija i energija učinkovitiji u zvijezdama bili masivniji od sunca.
Hipoteza o suakreciji.

- Niz reakcija pomoću kojih masivne zvijezde stapaju vodik u helij
Fragment sudara - Satelit koji je vjerojatno fragment većeg satelita koji je slomljen sudarom s meteoroidom.

. CNO označava ugljik, dušik i kisik jer su jezgre tih elemenata uključene u proces. Kao što mu samo ime govori, ovaj je postupak cikličan.

dominira u jezgrama zvijezda u gornjem glavnom nizu.

Niz nuklearnih reakcija u kojima se ugljik koristi kao katalizator za pretvaranje vodika u helij.
sabirna površina.

16.2 Masa, energija i teorija relativnosti
hladna tamna materija28.4 Izazov tamne materije
sudari25.6 Stvaranje galaksije.

Kratica ciklusa ugljik-dušik-kisik
Vrećica ugljena Tamni, zaklanjajući oblak, širok oko 5 , u južnom dijelu zviježđa (RA 12h 50m dec. -63 ). Ugljen, kao i svi takvi oblaci plina natovarenog prašinom, vidi se samo u silueti, jer se iza njega krije svijetla pozadina Mliječne staze.

više od PP lanca, i tako dominira nad PP lancem.

: Niz nuklearnih reakcija koje pretvaraju 4 vodika u 1 jezgru helija. Proces započinje hvatanjem protona (jezgre vodika) na ugljik pretvarajući ga u dušik.

Šupljine se mogu srušiti, generirajući velik impulzivni pritisak koji može nagristi i oštetiti obližnje čvrste površine (poput rotora pumpe, lopatica turbine i brodskih propelera). Pojava se koristi za rezanje i bušenje metala pomoću ultrazvučnih valova. [DC99]

Imaju jezgru za fuziju vodika, ali veći dio fuzije vodika događa se putem

. Nakon što se vodik iscrpi, poput zvijezda male mase, nastaje helijeva jezgra s vodikovom ljuskom, zatim ugljikova jezgra, s helijevim i vodikovim ljuskama.

Elektromagnetske sile odbijanja koje djeluju u

su veće nego u protonskom "lancu protona" jer su naboji jezgri teških elemenata veći. Sukladno tome, potrebne su više temperature da bi se teške jezgre pokrenule u područje jake nuklearne sile i da bi se zapalila fuzija.

Sad, bez obzira na masu zvijezde ili gori li ona primarno vodik preko protona-protona ili

, najvažnija stvar je da troši vodikovo gorivo u svojoj jezgri. To znači da zvijezda mora evoluirati i na kraju prestati biti zvijezda glavnog niza.

, jedan se element pretvara u drugi nuklearnom fuzijom. Taj proces stvaranja novih elemenata naziva se nukleosinteza.

Veće zvijezde, čija masa drobljenja generira čak i više temperature na njihovim jezgrama, koriste složeniji postupak fuzije koji se naziva "

"U ovoj reakciji količine ugljika, dušika i kisika u tragovima služe kao katalizatori za stapanje četiri atoma vodika u jedan helij.

Zvijezde stvaraju energiju na jedan od dva načina. Prvi je pretvaranje vodika u helij u osnovi protonsko-protonske lančane reakcije (P-P) ili

U zvijezdama masivnijim od Sunca djeluje još jedna fuzijska reakcija,

. To u osnovi radi isto što i p-p lanac, ali koristi druge elemente, a to su ugljik, dušik i kisik, kako bi se postigla proizvodnja energije i ostalih nusproizvoda (helij, pozitroni i neutrini).

Plave petlje zvijezda srednje mase - I.

s i plave petlje str. 213
H. Y. Xu i Y. Li
DOI:.

Važno je navesti da dok se spajanje vodika i helija izvodi i u zvijezdama s niskom i velikom masom, zvijezde s velikom masom primarno sagorijevaju vodik kroz

Međutim, velik dio takvih astronomskih gama zraka zasniva se u Zemljinoj atmosferi i može ih otkriti samo svemirska letjelica. Gama zrake nastaju nuklearnom fuzijom zvijezda, uključujući Sunce (kao što je

), ali ih zvjezdani materijal apsorbira ili neelastično raspršuje, smanjujući njihovu energiju,.


Prva generacija zvijezda pojavila se 250-350 milijuna godina nakon Velikog praska, kažu astronomi

Tim astronoma iz Ujedinjenog Kraljevstva i Sjedinjenih Država ispitao je šest trenutno najudaljenijih galaksija i otkrio da je udaljenost tih galaksija od Zemlje odgovarala vremenu unatrag prije više od 13 milijardi godina, kada je Svemir bila stara samo 550 milijuna godina. Koristeći podatke NASA / ESA svemirskog teleskopa Hubble, NASA-inog svemirskog teleskopa Spitzer i nekoliko zemaljskih opservatorija, izračunali su starost ovih galaksija u rasponu od 200 do 300 milijuna godina, dopuštajući procjenu kada su njihove zvijezde prvi put nastale.

Dojam ovog umjetnika pokazuje evoluciju Svemira koja započinje s Velikim praskom s lijeve strane praćenom pojavom Kozmičke mikrovalne pozadine. Stvaranjem prvih zvijezda završava kozmičko mračno doba, nakon čega slijedi stvaranje galaksija. Zasluga za sliku: M. Weiss / Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

"Teoretičari pretpostavljaju da je Svemir prvih nekoliko stotina milijuna godina bio mračno mjesto, prije nego što su nastale prve zvijezde i galaksije", rekao je glavni autor studije dr. Nicolas Laporte, astronom iz Instituta za kozmologiju Kavli i laboratorija Cavendish u Sveučilište u Cambridgeu.

"Svjedočenje trenutku kada je Svemir prvi put okupan svjetlošću zvijezda glavna je potraga za astronomijom."

"Naša opažanja pokazuju da se kozmička zora dogodila između 250 i 350 milijuna godina nakon početka Svemira, a u vrijeme nastanka galaksije poput onih koje smo proučavali bile bi dovoljno svijetle da bi se mogle vidjeti u prostoru Jamesa Webba Teleskop."

Dr. Laporte i njegovi kolege analizirali su svjetlost zvijezda iz galaksija zabilježene svemirskim teleskopima Hubble i Spitzer, ispitujući marker u njihovoj raspodjeli energije koji ukazuje na prisutnost atomskog vodika u njihovoj zvjezdanoj atmosferi. To daje procjenu starosti zvijezda koje sadrže.

Ovaj se vodikov potpis povećava u jačini kako zvjezdana populacija stari, ali se smanjuje kad je galaksija starija od milijardu godina.

Dobna ovisnost nastaje jer masivne zvijezde koje doprinose ovom signalu brže sagorijevaju svoje nuklearno gorivo i zato prvo umiru.

"Ovaj se pokazatelj starosti koristi za datiranje zvijezda u našem susjedstvu na Mliječnom putu, ali se također može koristiti za datiranje izuzetno udaljenih galaksija, viđenih u vrlo ranom razdoblju Svemira", rekao je koautor studije dr. Romain Meyer, astronom na Odjelu za fiziku i astronomiju na Sveučilišnom koledžu u Londonu i na Institutu za astronomiju Max Planck.

"Koristeći ovaj pokazatelj možemo zaključiti da su čak i u ovo rano doba naše galaksije stare između 200 i 300 milijuna godina."

Analizirajući podatke Hubblea i Spitzera, astronomi su trebali procijeniti crveni pomak svake galaksije što ukazuje na njihovu kozmološku udaljenost, a time i na vrijeme unatrag u kojem su promatrani.

Da bi to postigli, poduzeli su spektroskopska mjerenja pomoću nekoliko moćnih zemaljskih teleskopa: ALMA, ESO-ovog vrlo velikog teleskopa, dvostrukih Keckovih teleskopa i teleskopa Gemini-South.

Ova mjerenja omogućila su istraživačima da potvrde da gledanje u ove galaksije odgovara pogledu unatrag u vrijeme kada je Svemir bio star 550 milijuna godina.

"Tijekom posljednjeg desetljeća astronomi su pomaknuli granice onoga što možemo opaziti u vrijeme kada je Svemir bio samo 4% svoje današnje dobi", rekao je koautor studije profesor Richard Ellis, astronom s Odjela za fiziku i Astronomija na University College London.

"Međutim, zbog ograničene prozirnosti Zemljine atmosfere i mogućnosti svemirskih teleskopa Hubble i Spitzer, dosegli smo svoju granicu."

"Sada s nestrpljenjem očekujemo lansiranje svemirskog teleskopa James Webb, za koji vjerujemo da ima sposobnost izravnog svjedočenja kozmičke zore."

"Potraga za uvidom ovog važnog trenutka u povijesti Svemira bila je sveti gral u astronomiji desetljećima."

"Budući da smo izrađeni od materijala obrađenog u zvijezdama, ovo je u nekom smislu potraga za vlastitim podrijetlom."

Nalazi su objavljeni u Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva.

N. Laporte i sur. 2021. Ispitivanje kozmičke zore: Dobe i povijesti stvaranja zvijezda kandidata z ≥ 9 galaksija. MNRAS 505 (3): 3336-3346 doi: 10.1093 / mnras / stab1239


2 odgovora 2

Potreban je ugljik da bi imao fuziju CNO ciklusa (ne trebaju dušik ili kisik, jer dolaze iz ugljika). Dakle, u pravu ste, prve zvijezde nisu mogle napraviti fuziju CNO-ciklusa. Međutim, za njegovo funkcioniranje nije potrebno puno ugljika, jer je fuzija toliko izuzetno osjetljiva na temperaturu da se oskudica ugljika lako nadomjesti laganim porastom temperature. Ali morate imati malo ugljika od nekih prethodnih zvijezda, Veliki prasak u osnovi ne stvara ništa.

CNO ciklus čini odvijaju se najranije masivan zvijezde, ali samo jednom je trojna alfa reakcija izgorjela u ugljiku značajnu količinu helija.


Upotreba u astronomiji

Iako se ukupan broj "katalitičkih" jezgri čuva u ciklusu, u evoluciji zvijezda relativni udjeli jezgri se mijenjaju. Kada se ciklus izvodi u ravnotežu, omjer jezgri ugljik-12 / ugljik-13 dovodi se do 3,5, a dušik-14 postaje najbrojnija jezgra, bez obzira na početni sastav. Tijekom evolucije zvijezde, epizode konvektivnog miješanja premještaju materijal, unutar kojeg je djelovao CNO ciklus, iz unutrašnjosti zvijezde na površinu, mijenjajući promatrani sastav zvijezde. Primijećeno je da crvene divovske zvijezde imaju niže omjere ugljik-12 / ugljik-13 i ugljik-12 / dušik-14 u odnosu na zvijezde glavne sekvence, što se smatra uvjerljivim dokazom za rad CNO ciklusa. & # 91 potreban je citat ]


Fizičari su prvi put otkrili solarne CNO neutrine

Većinu svog postojanja zvijezde se napajaju fuzijom vodika u helij. Fuzija se odvija kroz dva procesa koja su teoretski dobro shvaćena: protonsko-protonski (p-p) lanac i ciklus ugljik-dušik-kisik (CNO). Neutrini koji se emitiraju tijekom takvih procesa u sunčevoj jezgri jedina su izravna sonda duboke unutrašnjosti Sunca. Prethodno je izvedeno cjelovito spektroskopsko istraživanje neutrina iz lanca p-p, koji proizvodi oko 99% sunčeve energije. Sada fizičari iz Borexino Collaboration izvješćuju o izravnom promatranju neutrina proizvedenih u CNO ciklusu na Suncu. Ovaj eksperimentalni dokaz dobiven je pomoću neutronskog detektora velikog volumena pod nazivom Borexino, koji se nalazi u podzemnom Laboratori Nazionali del Gran Sasso u Italiji.

31. kolovoza 2012. dugačak nit sunčevog materijala koji je lebdio u Sunčevoj atmosferi, korona, izbio je u svemir u 16:36 sati. EDT. CME je putovao preko 900 milja u sekundi. Nije putovao izravno prema Zemlji, ali se povezao sa Zemljinim magnetskim okruženjem ili magnetosferom, bacajući pogled, zbog čega se aurora pojavila u noći 3. rujna. Zasluga za sliku: NASA-in Goddard Space Flight Center.

"Neutrini su stvarno jedina izravna sonda koja znanost ima za jezgru zvijezda, uključujući Sunce, ali ih je izuzetno teško izmjeriti", rekla je profesor Andrea Pocar, fizičar čestica sa Sveučilišta Massachusetts Amherst.

"Njih čak 420 milijardi pogodi svaki kvadratni centimetar Zemljine površine u sekundi, ali gotovo svi prolaze bez interakcije."

"Otkriti ih možemo samo pomoću vrlo velikih detektora s izuzetno niskom razinom pozadinskog zračenja."

Detektor Borexino leži duboko ispod Apeninskih planina u središnjoj Italiji u laboratoriju INFN-a Laboratori Nazionali del Gran Sasso.

Otkriva neutrine kao bljeskove svjetlosti koji nastaju kad se neutrini sudare s elektronima u 300 tona ultra-čistog organskog scintilatora.

Njegova velika dubina, veličina i čistoća čine Borexino jedinstvenim detektorom za ovu vrstu znanosti, jedinim u svojoj klasi za zračenje u niskoj pozadini.

Do svojih najnovijih otkrića, Borexino Collaboration uspješno je mjerio komponente protoka protona i protona sunčevih neutrina, pomogao je u pročišćavanju parametara oscilacija okusa neutrina, a što je najimpresivnije, čak je i izmjerio prvi korak u ciklusu: vrlo niskoenergetski neutrina.

Istraživači iz Borexina sanjali su o proširenju znanstvenog opsega kako bi također tražili CNO neutrine & # 8211 u uskom spektralnom području s posebno niskom pozadinom & # 8211, ali činilo se da je ta nagrada nedostižna.

Međutim, vjerovali su da bi se CNO neutrini još mogli otkriti korištenjem dodatnih koraka pročišćavanja i metoda koje su razvili kako bi se postigla izvrsna stabilnost detektora koja je potrebna.

Detektor Borexino nakon toplinske stabilizacije. Kredit za sliku: Borexino Collaboration.

"Potvrda CNO-a koji gori na našem Suncu, gdje djeluje sa samo 1%, pojačava naše povjerenje da razumijemo kako zvijezde rade", rekao je profesor Pocar.

"Osim toga, CNO neutrini mogu pomoći u rješavanju važnog otvorenog pitanja u zvjezdanoj fizici."

"Odnosno, kako je središnja Sunčeva metalnost, što se može utvrditi samo CNO brzinom neutrina iz jezgre, povezana s metalnošću negdje drugdje u zvijezdi."

"Tradicionalni modeli naišli su na poteškoće - # 8212 površinske mjere metalnosti spektroskopijom se ne slažu s mjerenjima površinske metalnosti izvedene iz druge metode, helioseizmoloških opažanja."

"Uspjeli smo otkriti CNO neutrine pomoću ogromnog detektora eksperimenta Borexino smještenog na 1.400 m pod zemljom", rekao je profesor Michael Wurm, fizičar neutrina s PRSTMA + klastera izvrsnosti na Sveučilištu Johannes Gutenberg u Mainzu.

"Pružaju nam jasan uvid u procese u Sunčevoj jezgri."

"To je u skladu s teoretskim očekivanjima da je CNO ciklus na Suncu odgovoran za oko 1% energije koju proizvodi", rekao je dr. Daniele Guffanti, postdoktorski istraživač na PRISMA + klasteru izvrsnosti na Sveučilištu Johannes Gutenberg u Mainzu.

Članak tima objavljen je u časopisu Priroda.

M. Agostini et al. (Borexino suradnja). 2020. Eksperimentalni dokazi neutrina proizvedenih u CNO fuzijskom ciklusu na Suncu. Priroda 587, 577-582 doi: 10.1038 / s41586-020-2934-0


Neutrini daju prve eksperimentalne dokaze katalizirane fuzije dominantne u mnogim zvijezdama

Međunarodni tim od oko 100 znanstvenika iz Borexino Collaboration, uključujući fizičara čestica Andrea Pocar sa Sveučilišta Massachusetts Amherst, izvještava u Priroda ovog tjedna otkrivanje neutrina sa sunca, izravno otkrivajući prvi put da fuzijski ciklus ugljik-dušik-kisik (CNO) djeluje na našem suncu.

CNO ciklus dominantan je izvor energije koji napaja zvijezde teže od sunca, ali do sada nikada nije izravno otkriven ni u jednoj zvijezdi, objašnjava Pocar.

Veći dio svog života zvijezde dobivaju energiju stapanjem vodika u helij, dodaje. Kod zvijezda poput našeg sunca ili upaljača, to se uglavnom događa kroz lance & # 8216proton-proton & # 8217. Međutim, mnoge su zvijezde teže i vruće od našeg sunca, a u svoj sastav uključuju elemente teže od helija, što je kvaliteta poznata kao metalnost. Predviđanje od 1930-ih i # 8217s je da će CNO-ciklus biti dominantan u teškim zvijezdama.

Neutrini koji se emitiraju kao dio ovih procesa pružaju spektralni potpis omogućujući znanstvenicima da razlikuju one iz & # 8216proton-protonskog lanca & # 8217 od onih iz & # 8216CNO-ciklusa. & # 8217 Pocar ističe, & # 8220Potvrda CNO izgaranja u naše sunce, gdje djeluje sa samo jedan posto, pojačava naše samopouzdanje da razumijemo kako zvijezde rade. & # 8221

Osim toga, CNO neutrini mogu pomoći u rješavanju važnog otvorenog pitanja u zvjezdanoj fizici, dodaje. Odnosno, kako je središnja metalnost sunca, kao što se može utvrditi samo CNO brzinom neutrina iz jezgre, povezana s metalnošću negdje drugdje u zvijezdi. Tradicionalni modeli naišli su na poteškoće - mjere površinske metalnosti spektroskopijom ne slažu se s mjerenjima površinske metalnosti izvedene iz druge metode, helioseizmoloških opažanja.

Budite u toku s najnovijim vijestima o znanosti. Saznajte više o fizici i ostalim zanimljivim temama. Pretplatite se besplatno »

Pocar kaže da su neutrini zaista jedina izravna sonda koju znanost ima za jezgru zvijezda, uključujući i sunce, ali ih je izuzetno teško izmjeriti. Njih čak 420 milijardi pogodi svaki kvadratni centimetar površine zemlje u sekundi, ali gotovo svi prolaze bez interakcije. Znanstvenici ih mogu otkriti samo pomoću vrlo velikih detektora s izuzetno niskom razinom pozadinskog zračenja.

Detektor Borexino leži duboko ispod Apeninskih planina u središnjoj Italiji u laboratoriju INFN & # 8217s Laboratori Nazionali del Gran Sasso. Otkriva neutrine kao bljeskove svjetlosti koji nastaju kad se neutrini sudare s elektronima u 300 tona ultra-čistog organskog scintilatora. Njegova velika dubina, veličina i čistoća čine Borexino jedinstvenim detektorom za ovu vrstu znanosti, jedinim u svojoj klasi za zračenje u niskoj pozadini, kaže Pocar. Projekt je početkom 1990-ih pokrenula skupina fizičara koju su vodili Gianpaolo Bellini sa Sveučilišta u Milanu, Frank Calaprice na Princetonu i pokojni Raju Raghavan iz Bell Labs.

Do svojih najnovijih otkrića, suradnja Borexino uspješno je mjerila komponente fluksa solarnog neutrina & # 8216proton-proton & # 8217, pomogla je u pročišćavanju parametara oscilacija okusa neutrina, a što je najimpresivnije, čak je i izmjerio prvi korak u ciklusu: energija & # 8216pp & # 8217 neutrini, prisjeća se Pocar.

Njegovi su istraživači sanjali da prošire znanstveni opseg kako bi također tražili CNO neutrine - u uskom spektralnom području s posebno niskom pozadinom - ali ta je nagrada izgledala nedostižna. Međutim, istraživačke skupine u Princetonu, Virginia Techu i UMass Amherstu vjerovale su da CNO neutrini još uvijek mogu biti otkriveni korištenjem dodatnih koraka pročišćavanja i metoda koje su razvili kako bi ostvarili izvrsnu stabilnost detektora koja je potrebna.

Tijekom godina i zahvaljujući nizu poteza za identificiranje i stabiliziranje pozadine, američki su znanstvenici i cijela suradnja bili uspješni. & # 8220Osim otkrivanja CNO neutrina koje je tema ovog tjedna & # 8217s članka o prirodi, sada postoji čak i potencijal da pomogne u rješavanju problema s metalnošću, & # 8221 kaže Pocar.

Prije otkrića CNO neutrina, laboratorij je planirao da Borexino završi s radom krajem 2020. No, budući da su podaci korišteni u analizi za časopis Nature zamrznuti, znanstvenici su nastavili prikupljati podatke, jer se središnja čistoća i dalje poboljšavala, čineći novi rezultat usmjeren na metalnost stvarnom mogućnošću, kaže Pocar. Prikupljanje podataka moglo bi se proširiti na 2021. godinu jer logistika i dozvole koje su potrebne, dok su u tijeku, nisu trivijalne i dugotrajne. & # 8220Svaki dodatni dan pomaže, & # 8221 napominje.

Pocar je s projektom bio još od postdiplomskih dana na Princetonu u grupi koju je vodio Frank Calaprice, gdje je radio na dizajnu, konstrukciji najlonske posude i puštanju u rad sustava za rukovanje tekućinom. Kasnije je radio sa svojim studentima na UMass Amherstu na analizi podataka i, nedavno, na tehnikama koje karakteriziraju pozadinu za CNO mjerenje neutrina.

Pruža: Sveučilište Massachusetts Amherst

Više informacija: The Borexino Collaboration., Agostini, M., Altenmüller, K. i sur. Eksperimentalni dokazi neutrina proizvedenih u CNO fuzijskom ciklusu na Suncu. Priroda (2020.). DOI: 10.1038 / s41586-020-2934-0

Slika: Borexino detektor u kombinaciji sa Suncem.
Kreditne: Borexino Collaboration / Maxim Gromov


1 odgovor 1

Vjerojatno je da su prve zvijezde bile masivnije od većine rođenih danas. No, u pravu ste, kako oni ne bi imali teške elemente, mora da su stapili vodik kroz PP lanac.

Pogrešno razumijete konkurenciju između PP lanca i CNO ciklusa. Ovaj potonji ima mnogo jaču temperaturnu ovisnost, pa ako te teže jezgre postoje u jezgri zvijezde, tada CNO ciklus dominira na višim temperaturama unutar zvijezda veće mase.

To ne znači da se pp lanac ne može dogoditi. U prvim zvijezdama središnje temperature trebale bi biti malo vruće da bi se nadoknadio sporiji pp lanac.

Prvi ugljik mogao bi nastati u jezgri prvih masivnih zvijezda koje izgaraju helij. Zatim se supernovima šire u međuzvjezdani medij.


Ometanje je zastiralo signal do sada

Zbog njihove raspodjele energije, neutrine iz CNO ciklusa bilo je teško razlikovati od onih generiranih radioaktivnim raspadanjem sitnih tragova drugih elemenata. Prvenstveno bizmut-210 iz nečistoća u tragovima na površini zida detektora bio je odgovoran za prikrivanje signala CNO ciklusa.

Zbog konvekcijskih pokreta, ovi zagađivači ušli su u tekućinu detektora. Kako bi se uklonili poremećaji, konvekcija unutar Borexino detektora morala je biti zaustavljena, što je tehnički bilo izuzetno razrađeno.

& # 8220 Dugo sam mislio da nikada neće biti moguće uspješno izvršiti ovo mjerenje, & # 8221 kaže Stefan Schönert, profesor za eksperimentalnu fiziku astročestica na TU München. & # 8220Ali šest godina mukotrpnog rada isplatilo se i sada smo prvi put dokazali prisutnost CNO neutrinog signala. & # 8221


Bilješke o simulatoru

Parametri

Iako se u simulaciji prati osam izotopa, samo pet može dati svoj početni doprinos sastavu plina koji je postavio čitač: vodik, helij-4, ugljik-12, dušik-14 i kisik-16, svaki preostali element u početku čine 10 -7 nukleonske gustoće plina.

Gustoća nukleona definirana je kao ukupan broj protona i neutrona u jedinici volumena. Na primjer, doprinos helija-4 gustoći nukleona 4 je puta veći od broja jezgri helija u jedinici volumena. Gustoća nukleona koristi se jer se broj nukleona koji je sačuvan u fuzijskoj reakciji. Ukupna gustoća nukleona fiksirana je na jedan g mol (Avogadrov broj od 6.02216910 23 nukleona) po kubnom centimetru.

Početni sastav izražen je kao dijelovi nukleona, što znači omjer u odnosu na ostale nukleone. Primjerice, u tablici početnog sastava dijelovi nukleona vodika i helija od 0,8 i 0,2 znače da na svakih 8 nukleona koji se nalaze u jezgrama vodika postoje 2 koja se nalaze u jezgri helija.

Temperatura je dana u jedinicama od milijun stupnjeva Kelvina, a može se namjestiti od 5 do 50 milijuna stupnjeva.

Upotreba

Simulator dolazi neizvršen i sadrži skup zadanih vrijednosti za temperaturu i dijelove nukleona. Čitač može podesiti temperaturu plina pomoću klizača. Čitač može mijenjati nukleonske dijelove dvostrukim klikom miša u odgovarajući okvir tablice. Vrijednost nukleonskog dijela mora biti između 1 i 10 -7. Tablica trenutno ne prihvaća eksponencijalne zapise, ovaj će se nedostatak popraviti u budućem izdanju.

Simulacija se izvodi pritiskom na tipku? Burn? dugme. Nakon izvršavanja, ovaj je gumb onemogućen dok se ne daju nove početne vrijednosti.

Ako čitač promijeni bilo koji parametar od početne vrijednosti, pojavit će se? Reset? gumb je omogućen. Ovaj gumb vraća vrijednosti na zadane vrijednosti. Zadana vrijednost temperature je 25 milijuna stupnjeva Kelvina.

Tri radio gumba s lijeve strane simulatora omogućuju čitatelju da bira između tri crteža koji daju rezultate simulacije. Sastav? Grafikon daje nukleonski udio zbroj svih osam izotopa njihovih vrijednosti nukleonskog udjela jednak 1.? Snaga? ploha prikazuje ukupnu snagu oslobođenu u nuklearnim reakcijama i snagu koju nose neutrini. Procesi? Grafikon prikazuje relativni doprinos stvaranju helija-4 u CNO 1 i CNO 2 ciklusima zbroj ovih vrijednosti normalizira se na 1.

Navigacija tipkovnicom kontrola simulatora opisana je u Vodiču za uporabu apleta.

Bilo bi mi drago kad biste naišli na pogrešku tijekom rada simulatora ili ako imate prijedloge za poboljšanje. Pošaljite svoj e-mail uredniku web mjesta.


Gledaj video: Ovulacija, nosečnost ali menstruacija spočetje oploditev umetni splav zanositev (Rujan 2021).