We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Ek is 'n student wat belangstel in astofisika en hierdie vraag het my opgeval:
Aangesien die CNO-siklus koolstof moet begin en koolstof vervaardig word deur termonukleêre samesmelting in sterre, is dit redelik om te dink dat die warmer sterre in die eerste generasie nie 'n CNO-siklus gehad het nie?
Of moet ek eerder dink dat die eerste generasie sterre 'n aanvanklike metaalagtigheid gehad het en dat die CNO-siklus dus moontlik was?
Eerste generasie sterre het nie die CNO-siklus aanvanklik gedoen nie.
Daar word beraam dat na die oerknal driekwart van die saak waterstof, 'n kwart helium en spoorhoeveelhede swaarder elemente is. Dit is dan ook die samestelling van (vanaf nou ongemerkte) eerste generasie sterre, wat geen metaalagtigheid het nie. Alhoewel die sterre waarskynlik baie massief was, kon hulle aanvanklik nie die CNO-siklus uitvoer nie.
Gelukkig is die CNO-siklus nie die enigste kernfusieproses in sterre nie. In die proton-protonkettingreaksie word waterstof in helium versmelt. Die ster is in ewewig totdat die waterstof in die kern 'opgebruik' is. Dan kan dit ineenstort en verhit totdat die trippel-alfa-proses koolstof begin produseer. Van daar af is daar al hoe meer prosesse wat baie verskillende elemente oplewer. As gevolg van konveksie en verbranding van skulpies, het die CNO-siklus moontlik in daardie eerste generasie sterre in latere stadiums geloop.
Dit is interessant dat die massiefste sterre van die eerste generasie (populasie III) moontlik as swart gate geëindig het, wat al die geproduseerde metale (elemente swaarder as helium) versamel het. Baie ander het moontlik ontplof in superinstansies met 'n paar onstabiliteit wat al die materiaal in die interstellêre ruimte uitgegooi het en geen kompakte oorblyfsel agtergelaat het nie.
A Heger en S. E. Woosley: The Nucleosynthesis Signature of Population III
Ek dink die Pop III (oftewel zero-metalliciteit) sterre is wat u bedoel as 'eerste generasie'.
Hierdie sterre bestaan slegs uit H en Hy (kan baie klein en weglaatbaar wees van swaarder elemente) aangesien dit in die vroeë heelal gevorm het. Hulle evolusie begin met die samesmelting van H om meer Hy te kry, en verbranding om meer swaarder elemente te kry. Dit is soortgelyk aan wat in die son gebeur. Daarom kan koolstof geproduseer word en kan die CNO-siklus op 'n sekere tydstip van die lewensduur plaasvind.
Dit word ook ondersteun deur die idee dat Pop III baie massief kan wees en sy massa kan handhaaf sonder beduidende verlies deur die windmeganisme (dit wil sê die massaverliessyfer is hoër met metaal as gevolg van lynemissie van swaar elemente). Dit is deur simulasies aangetoon dat hierdie massiewe sterre hul lewens kan beëindig deur termonukleêre ontploffing (d.w.s. soortgelyk aan SNe Type Ia), in plaas van een van die kern-ineenstortings.
CNO-siklus
Die 'CNO-siklus'verwys na die koolstof-stikstof-suurstof-siklus, 'n proses van sterre nukleosintese waarin sterre op die hoofreeks waterstof in helium versmelt deur middel van 'n ses-fase reaksievolgorde. Hierdie volgorde verloop soos volg:.
Die CNO-siklus (vir koolstof-stikstof-suurstof) is een van die twee (bekende) stelle samesmeltingsreaksies waardeur sterre waterstof in helium omskakel, die ander is die proton-protonkettingreaksie. Anders as laasgenoemde, is die CNO-siklus is 'n katalitiese siklus.
Vir massa-sterre wat groter is as ongeveer twee sonmassas, is die totale energieproduksie 'n ander siklus van termonukleêre reaksies wat die elemente koolstof, stikstof en suurstof insluit. Dit is die koolstof-stikstof-suurstof siklus (of CNO-siklus, kortliks): .
'N Reeks kernreaksies wat koolstof as katalisator gebruik om vier waterstofatome te kombineer om een heliumatoom plus energie effektief in sterre massiewer as die son te maak.
Hipotese van mede-aanvaarding.
- Die reeks reaksies waardeur massiewe sterre waterstof in helium versmelt
Botsingsfragment - 'n Satelliet wat waarskynlik 'n fragment van 'n groter satelliet is wat uitmekaar gebreek is deur 'n botsing met 'n meteoroïde.
. CNO staan vir koolstof, stikstof en suurstof aangesien die kern van hierdie elemente by die proses betrokke is. Soos die naam aandui, is hierdie proses siklies.
is dominant in die sterrekerne in die boonste hoofreeks.
'N Reeks kernreaksies waarin koolstof as katalisator gebruik word om waterstof in helium te transformeer.
versamelarea.
16.2 Massa, energie en die relatiwiteitsteorie
koue donker materie 28.4 Die uitdaging van donker materie
botsings 25.6 Die vorming van die sterrestelsel.
Afkorting van koolstof-stikstof-suurstof siklus
Steenkool Donker, verduisterende wolk, ongeveer 5 in die suide, in die suidelike sterrebeeld (RA 12h 50m. -63 ). Die Coalsack word, net soos al die wolke met stofbelaaide gas, slegs in silhoeët gesien, want daaragter lê die helder agtergrond van die Melkweg.
meer as die PP-ketting, en dus oorheers dit oor die PP-ketting.
: 'N Reeks kernreaksies wat 4 waterstof in 1 heliumkern omskakel. Die proses begin met die vang van 'n proton (waterstofkern) op koolstof wat dit in stikstof verander.
Die holtes kan ineenstort, wat 'n groot impulsiewe druk kan oplewer wat nabygeleë vaste oppervlaktes kan erodeer en beskadig (soos pompwaaiers, turbine-lemme en skepe se skroewe). Die verskynsel word gebruik vir die sny en boor van metale met behulp van ultrasoniese golwe. [DC99]
Hulle het 'n waterstoffusiekern, maar baie van die waterstoffusie vind plaas via die
. Nadat die waterstof uitgeput is, vorm sterre met lae massa, 'n heliumkern met 'n waterstofdop, dan 'n koolstofkern, met helium- en waterstofdoppe.
Die elektromagnetiese afstootskragte wat in die
groter is as in die proton "protonketting, omdat die ladings van die swaar-elementkerne groter is. Gevolglik is hoër temperature nodig om die swaar kerne in die ryk van die sterk kernkrag te dryf en samesmelting aan te steek.
Nou, ongeag die massa van die ster en of dit hoofsaaklik waterstof verbrand via die proton-proton of
, die belangrikste is dat dit waterstofbrandstof in sy kern opgebruik. Dit beteken dat die ster moet ontwikkel en uiteindelik ophou om 'n hoofreeksster te wees.
, word een element deur kernfusie in 'n ander omgeskakel. Hierdie proses om nuwe elemente te skep, word nukleosintese genoem.
Groter sterre, wie se verpletterende gewig selfs hoër temperature by hul kern veroorsaak, gebruik 'n meer komplekse samesmeltingsproses genaamd die "
. "In hierdie reaksie dien spoorhoeveelhede koolstof, stikstof en suurstof as katalisators om vier waterstofatome in een helium te smelt.
Sterre skep energie op een van twee maniere. Die eerste is die omskakeling van waterstof na helium op 'n proton-proton kettingreaksie basis (PP) of die
In sterre massiewer as die Son, is daar nog 'n samesmeltingsreaksie aan die werk, die
. Dit doen basies dieselfde as die p-p-ketting, maar gebruik ander elemente, naamlik koolstof, stikstof en suurstof, om die produksie van energie en die ander neweprodukte (Helium, positrone en neutrino's) te bewerkstellig.
Blou lusse van intermediêre massa-sterre - ek.
s en blou lusse bl. 213
H. Y. Xu en Y. Li
DOI:.
Dit is belangrik om te noem dat terwyl die versmelting van waterstof tot helium in sterre met lae en hoë massa uitgevoer word, sterre met groot massa veral waterstof deur die
'N Groot fraksie van sulke astronomiese gammastrale word egter deur die aarde se atmosfeer gekeur en kan slegs deur ruimtetuie opgespoor word. Gammastrale word vervaardig deur kernfusie in sterre insluitend die son (soos die
), maar word deur die sterre materiaal geabsorbeer of onelasties versprei, wat hul energie verminder.
Sterrekundiges sê die eerste generasie sterre het 250-350 miljoen jaar na die oerknal ontstaan
'N Span sterrekundiges uit die Verenigde Koninkryk en die Verenigde State het ses van die verste sterrestelsels wat tans bekend is, ondersoek en gevind dat die afstand van hierdie sterrestelsels weg van die aarde af ooreenstem met 'n terugblik van meer as 13 miljard jaar gelede, toe die heelal was net 550 miljoen jaar oud. Met behulp van data van die NASA / ESA Hubble-ruimteteleskoop, die Spitzer-ruimteteleskoop van NASA en verskeie observatoriums op die grond, het hulle die ouderdom van hierdie sterrestelsels bereken van 200 tot 300 miljoen jaar, wat 'n skatting gemaak het van wanneer hul sterre die eerste keer gevorm het.
Die indruk van hierdie kunstenaar toon die evolusie van die heelal wat begin met die oerknal aan die linkerkant, gevolg deur die voorkoms van die kosmiese mikrogolfagtergrond. Die vorming van die eerste sterre beëindig die kosmiese donker eeue, gevolg deur die vorming van sterrestelsels. Beeldkrediet: M. Weiss / Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika.
"Teoretici bespiegel dat die heelal die eerste paar honderd miljoen jaar 'n donker plek was, voordat die eerste sterre en sterrestelsels gevorm het," het dr. Nicolas Laporte, 'n sterrekundige in die Kavli-instituut vir kosmologie en die Cavendish-laboratorium in die studie, gesê. Universiteit van Cambridge.
"Om die oomblik te sien dat die heelal die eerste keer in sterlig gebad is, is 'n groot soeke in die sterrekunde."
'Ons waarnemings dui aan dat kosmiese dagbreek tussen 250 en 350 miljoen jaar na die begin van die Heelal plaasgevind het, en ten tyde van die vorming daarvan sou sterrestelsels soos dié wat ons bestudeer het, genoegsaam sou wees om met die James Webb-ruimte gesien te word. Teleskoop. ”
Dr Laporte en sy kollegas het sterlig uit die sterrestelsels geanaliseer soos opgeteken deur die Hubble- en Spitzer-ruimteteleskope, en 'n merker in hul energieverspreiding ondersoek wat dui op die teenwoordigheid van atoomwaterstof in hul sterre atmosfeer. Dit gee 'n skatting van die ouderdom van die sterre wat hulle bevat.
Hierdie waterstofhandtekening neem toe namate die sterrepopulasie ouer word, maar word minder as die sterrestelsel ouer as 'n miljard jaar is.
Die ouderdomsafhanklikheid ontstaan omdat die meer massiewe sterre wat tot hierdie sein bydra, hul kernbrandstof vinniger verbrand en dus eerste sterf.
"Hierdie ouderdomsindikator word gebruik om sterre in ons eie omgewing in die Melkweg te dateer, maar dit kan ook gebruik word om uiters afgeleë sterrestelsels te dateer, gesien in 'n baie vroeë periode van die heelal," het dr Romain Meyer, medeskrywer van die studie, gesê. 'n sterrekundige in die Departement Fisika en Sterrekunde aan die University College in Londen en die Max Planck Institute for Astronomy.
"Met behulp van hierdie aanwyser kan ons aflei dat ons sterrestelsels selfs in hierdie vroeë tye tussen 200 en 300 miljoen jaar oud is."
By die ontleding van die Hubble- en Spitzer-data moes die sterrekundiges die rooi verskuiwing van elke sterrestelsel beraam wat hul kosmologiese afstand aandui en dus die terugkyk tyd waarop hulle waargeneem word.
Om dit te bereik, het hulle spektroskopiese metings onderneem met behulp van verskeie kragtige grondteleskope: ALMA, die Very Large Telescope van ESO, die tweeling Keck-teleskope en Gemini-South-teleskoop.
Hierdie metings het die navorsers in staat gestel om te bevestig dat die kyk na hierdie sterrestelsels ooreenstem met die terugblik op die tyd toe die heelal 550 miljoen jaar oud was.
"Oor die afgelope dekade het sterrekundiges die grense van wat ons kan waarneem teruggedryf tot 'n tyd toe die heelal slegs 4% van sy huidige ouderdom was," het professor Richard Ellis, medeskrywer van die studie, gesê, 'n sterrekundige in die Departement Fisika en Sterrekunde aan die University College in Londen.
"As gevolg van die beperkte deursigtigheid van die Aarde se atmosfeer en die vermoëns van die Hubble- en Spitzer-ruimteteleskope, het ons egter ons limiet bereik."
"Ons wag nou gretig op die bekendstelling van die James Webb-ruimteteleskoop, wat volgens ons die vermoë het om kosmiese dagbreek direk te aanskou."
"Die strewe om hierdie belangrike oomblik in die Heelal se geskiedenis te sien, is al dekades lank 'n heilige graal in die sterrekunde."
"Aangesien ons gemaak is van materiaal wat in sterre verwerk word, is dit in 'n sekere sin die soeke na ons eie oorsprong."
Die bevindings is in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.
N. Laporte et al. 2021. Die kosmiese dagbreek: die eeue en stervormingsgeskiedenis van kandidate z ≥ 9 sterrestelsels. MNRAS 505 (3): 3336-3346 doi: 10.1093 / mnras / stab1239
2 antwoorde 2
Dit het wel koolstof nodig om CNO-siklusfusie te hê (dit benodig nie stikstof of suurstof nie, aangesien dit van die koolstof afkomstig is). Dus jy het gelyk, die heel eerste sterre kon nie die CNO-siklus fusie doen nie. Dit verg egter nie veel koolstof om dit te laat werk nie, want die samesmelting is so uiters temperatuurgevoelig dat 'n gebrek aan koolstof maklik opgevul kan word deur 'n effense temperatuurverhoging. Maar u moet 'n bietjie koolstof hê van sommige vorige sterre, die oerknal maak eintlik niks uit nie.
Die CNO-siklus doen plaasvind in die vroegste massiewe sterre, maar slegs een keer is 'n beduidende hoeveelheid helium in die koolstof verbrand deur die drievoudige alfa-reaksie.
Gebruik in sterrekunde
Terwyl die totale aantal "katalitiese" kerne in die siklus bewaar word, word die relatiewe proporsies van die kerne in ster-evolusie verander. Wanneer die siklus na ewewig gehardloop word, word die verhouding van die koolstof-12 / koolstof-13-kerne aangedryf tot 3,5, en word stikstof-14 die grootste kern, ongeag die aanvanklike samestelling. Tydens die evolusie van 'n ster skuif die afleidingsafleidings materiaal, waarbinne die CNO-siklus opereer het, van die binnekant van die ster na die oppervlak en verander die waargenome samestelling van die ster. Daar is waargeneem dat rooi reuse-sterre laer koolstof-12 / koolstof-13 en koolstof-12 / stikstof-14-verhoudings het as hoofreekssterre, wat beskou word as 'n oortuigende bewys vir die werking van die CNO-siklus. & # 91 aanhaling nodig ]
Natuurkundiges bespeur die eerste keer Solar CNO Neutrinos
Vir die grootste deel van hul bestaan word sterre aangevuur deur die versmelting van waterstof in helium. Fusie verloop deur twee prosesse wat teoreties goed verstaan word: die proton-proton (p-p) ketting en die koolstof-stikstof-suurstof (CNO) siklus. Neutrino's wat langs sulke prosesse in die sonkern vrygestel word, is die enigste direkte sonde in die diep binneste van die son. 'N Volledige spektroskopiese studie van neutrino's uit die p-p-ketting, wat ongeveer 99% van die sonenergie produseer, is voorheen uitgevoer. Nou meld fisici van die Borexino Collaboration die direkte waarneming van neutrino's wat in die CNO-siklus in die son geproduseer word. Hierdie eksperimentele bewyse is verkry met behulp van 'n groot volume neutrino-detektor genaamd Borexino, wat in die ondergrondse Laboratori Nazionali del Gran Sasso in Italië geleë is.
Op 31 Augustus 2012 het 'n lang filament van sonmateriaal wat in die Son se atmosfeer, die korona, gesweef het, om 16:36 in die ruimte uitgebars. EDT. Die CME het meer as 900 myl per sekonde gereis. Dit het nie direk na die aarde gery nie, maar wel met die Aarde se magnetiese omgewing, of magnetosfeer, met 'n bliksemse blaas, wat veroorsaak het dat die aurora die nag van 3 September verskyn het. Beeldkrediet: NASA se Goddard Space Flight Center.
"Neutrino's is eintlik die enigste direkte sonde wat die wetenskap vir die kern van sterre het, insluitend die Son, maar dit is buitengewoon moeilik om te meet," het professor Andrea Pocar, 'n deeltjiefisikus aan die Universiteit van Massachusetts, gesê.
"Sowat 420 miljard van hulle tref elke vierkante sentimeter van die aardoppervlak per sekonde, maar feitlik gaan almal deur sonder om te kommunikeer."
"Ons kan dit slegs opspoor deur baie groot detektors met buitengewone lae stralingsvlakke op die agtergrond te gebruik."
Die Borexino-detector lê diep onder die Apennine-gebergte in sentraal-Italië by die INFN se Laboratori Nazionali del Gran Sasso.
Dit bespeur neutrino's as ligflitse wat geproduseer word wanneer neutrino's met elektrone in 300 ton ultra-suiwer organiese skintillator bots.
Sy groot diepte, grootte en suiwerheid maak Borexino 'n unieke detector vir hierdie soort wetenskap, alleen in sy klas vir straling met 'n lae agtergrond.
Tot die jongste opsporing het die Borexino Collaboration komponente van die 'proton-proton'-sonneutrino-vloeistowwe suksesvol gemeet, gehelp om die neutrino-geur-ossillasie-parameters te verfyn en die indrukwekkendste selfs die eerste stap in die siklus gemeet: die baie lae-energie-pp neutrino's.
Die Borexino-navorsers het daarvan gedroom om die wetenskaplike omvang uit te brei om ook na die CNO-neutrino's te soek in 'n smal spektraalgebied met 'n besonder lae agtergrond, maar die prys blyk buite bereik te wees.
Hulle het egter geglo dat CNO-neutrino's moontlik nog onthul sou word met behulp van die addisionele suiweringstappe en -metodes wat hulle ontwikkel het om die uitstekende vereiste detektorstabiliteit te verwesenlik.
Die Borexino-detektor na die termiese stabilisering. Beeldkrediet: Borexino-samewerking.
"Bevestiging van CNO-verbranding in ons son, waar dit slegs teen 1% werk, versterk ons vertroue dat ons verstaan hoe sterre werk," het professor Pocar gesê.
'Daarbenewens kan CNO-neutrino's help om 'n belangrike oop vraag in die sterfisika op te los.'
'Dit wil sê, hoe die sentrale metaalsterkte van die Son, soos slegs deur die CNO-neutrino-tempo uit die kern bepaal kan word, verband hou met die metaalagtigheid elders in 'n ster.'
"Tradisionele modelle het probleme ondervind, en # 8212 oppervlakmetalliteitsmetings deur spektroskopie stem nie ooreen met die meting van oppervlakmetallisiteit wat afgelei is uit 'n ander metode, waarnemings van helioseismologie nie."
"Ons kon CNO-neutrino's opspoor met behulp van die Borexino-eksperiment se groot detektor wat 1400 m ondergronds geleë is," het professor Michael Wurm, 'n neutrino-fisikus aan die PRISMA + Cluster of Excellence aan die Johannes Gutenberg Universiteit Mainz, gesê.
"Hulle gee ons duidelike insigte oor die prosesse in die kern van die Son."
"Dit stem ooreen met die teoretiese verwagtinge dat die CNO-siklus in die son verantwoordelik is vir ongeveer 1% van die energie wat dit produseer," het dr. Daniele Guffanti, 'n postdoktorale navorser aan die PRISMA + Cluster of Excellence aan die Johannes Gutenberg Universiteit Mainz, gesê.
Die span se referaat is in die joernaal gepubliseer Aard.
M. Agostini et al. (Die Borexino-samewerking). 2020. Eksperimentele bewyse van neutrino's wat in die CNO-fusiesiklus in die son geproduseer word. Aard 587, 577-582 doi: 10.1038 / s41586-020-2934-0
Neutrino's lewer eerste eksperimentele bewyse van gekataliseerde samesmelting wat in baie sterre oorheers
'N Internasionale span van ongeveer 100 wetenskaplikes van die Borexino-samewerking, waaronder die deeltjiefisikus Andrea Pocar aan die Universiteit van Massachusetts, meld in Aard hierdie week opsporing van neutrino's uit die son, wat vir die eerste keer direk onthul dat die fusiesiklus koolstof-stikstof-suurstof (CNO) in ons son werk.
Die CNO-siklus is die dominante energiebron wat sterre swaarder as die son aandryf, maar dit is tot dusver nog nooit in enige ster direk opgespoor nie, verduidelik Pocar.
Vir 'n groot deel van hul lewe kry sterre energie deur waterstof in helium te smelt, voeg hy by. In sterre soos ons son of aansteker, gebeur dit meestal deur die & # 8216proton-proton & # 8217 kettings. Baie sterre is egter swaarder en warmer as ons son, en bevat elemente wat swaarder is as helium in hul samestelling, 'n eienskap wat bekend staan as metallisiteit. Die voorspelling sedert die 1930 & # 8217s is dat die CNO-siklus oorheersend sal wees in swaar sterre.
Neutrino's wat as deel van hierdie prosesse vrygestel word, bied 'n spektrale handtekening wat wetenskaplikes toelaat om diegene van die & # 8216proton-protonketting & # 8217 te onderskei van die & # 8216CNO-siklus. & # 8217 Pocar wys daarop, & # 8220Bevestiging van CNO-inbranding ons son, waar dit slegs met een persent werk, versterk ons vertroue dat ons verstaan hoe sterre werk. & # 8221
Daarbenewens kan CNO-neutrino's help om 'n belangrike oop vraag in die sterfisika op te los, voeg hy by. Dit is hoe die son se sentrale metaalagtigheid, soos slegs bepaal kan word deur die CNO-neutrino-koers vanuit die kern, verband hou met metaalagtigheid elders in 'n ster. Tradisionele modelle het probleme ondervind - oppervlakmetalliteitsmetings deur spektroskopie stem nie ooreen met die onderoppervlakmetaalmetings wat afgelei word uit 'n ander metode, waarnemings van die helioseismologie nie.
Bly op die hoogte van die nuutste Wetenskapnuus. Leer meer oor fisika en die ander interessante onderwerpe. Teken gratis in »
Pocar sê neutrino's is eintlik die enigste direkte sonde wat die wetenskap vir die kern van sterre, insluitend die son, het, maar dit is buitengewoon moeilik om te meet. Sowat 420 miljard van hulle tref elke vierkante duim van die aarde per sekonde, maar tog gaan almal deur sonder om te kommunikeer. Wetenskaplikes kan dit slegs opspoor deur baie groot detektors met buitengewone lae agtergrondstralingsvlakke te gebruik.
Die Borexino-detector lê diep onder die Apenniniese gebergte in sentraal Italië by die INFN & # 8217s Laboratori Nazionali del Gran Sasso. Dit bespeur neutrino's as ligflitse wat geproduseer word wanneer neutrino's met elektrone in 300 ton ultra-suiwer organiese skintillator bots. Sy groot diepte, grootte en suiwerheid maak Borexino 'n unieke detector vir hierdie soort wetenskap, alleen in sy klas vir lae-agtergrondstraling, sê Pocar. Die projek is in die vroeë negentigerjare begin deur 'n groep fisici onder leiding van Gianpaolo Bellini aan die Universiteit van Milaan, Frank Calaprice in Princeton en wyle Raju Raghavan by Bell Labs.
Tot die nuutste opsporing het die Borexino-samewerking komponente van die & # 8216proton-proton & # 8217 sonneutrino-vloeistowwe suksesvol gemeet, gehelp om die neutrino-geur-ossillasie-parameters te verfyn, en die indrukwekkendste selfs die eerste stap in die siklus gemeet: die baie lae- energie & # 8216pp & # 8217 neutrino's, onthou Pocar.
Die navorsers het daarvan gedroom om die wetenskaplike omvang uit te brei om ook na die CNO-neutrino's te soek - in 'n smal spektraalgebied met 'n besonder lae agtergrond - maar die prys blyk buite bereik te wees. Navorsingsgroepe by Princeton, Virginia Tech en UMass Amherst het egter geglo dat CNO-neutrino's moontlik nog geopenbaar sou word met behulp van die addisionele suiweringstappe en -metodes wat hulle ontwikkel het om die uitstekende vereiste detektorstabiliteit te verwesenlik.
Deur die jare heen en danksy 'n reeks bewegings om die agtergronde te identifiseer en te stabiliseer, was die Amerikaanse wetenskaplikes en die hele samewerking suksesvol. & # 8220Buiten die onthulling van die CNO-neutrino's wat die onderwerp is van die artikel van hierdie week, is daar nou selfs 'n potensiaal om ook die metaalprobleem op te los, & # 8221 sê Pocar.
Voor die CNO-neutrino-ontdekking, het die laboratorium Borexino beplan om die beëindiging van die bedrywighede teen die einde van 2020. Maar omdat die data wat in die ontleding van die Nature-papier gebruik is, gevries is, het wetenskaplikes voortgegaan om data te versamel, aangesien die sentrale suiwerheid steeds verbeter het, om 'n nuwe resultaat wat op die metaal gefokus is, 'n werklike moontlikheid te maak, sê Pocar. Die versameling van data kan tot 2021 strek, aangesien die vereiste logistiek en toestemming, terwyl dit aan die gang is, nie onbenullig en tydrowend is nie. & # 8220Elke ekstra dag help, & # 8221 merk hy op.
Pocar is sedert sy skooldae in Princeton by die projek in die groep onder leiding van Frank Calaprice, waar hy gewerk het aan die ontwerp, konstruksie van die nylonvaartuig en die inbedryfstelling van die vloeistofhanteringstelsel. Later werk hy saam met sy studente aan UMass Amherst aan data-ontleding en, onlangs, aan tegnieke om die agtergronde vir die CNO-neutrino-meting te karakteriseer.
Verskaf deur: Universiteit van Massachusetts Amherst
Meer inligting: The Borexino Collaboration., Agostini, M., Altenmüller, K. et al. Eksperimentele bewyse van neutrino's wat in die CNO-fusiesiklus in die son geproduseer word. Aard (2020). DOI: 10.1038 / s41586-020-2934-0
Beeld: Die Borexino-detektor in kombinasie met die Son.
Krediet: Borexino-samewerking / Maxim Gromov
1 Antwoord 1
Dit is waarskynlik dat die eerste sterre massiewer was as wat die meeste vandag gebore is. U is egter korrek dat aangesien hulle geen swaar elemente sou hê nie, hulle waterstof deur die pp-ketting moes saamsmelt.
U verstaan die kompetisie tussen die pp-ketting en CNO-siklus verkeerd. Laasgenoemde het dus 'n baie groter temperatuurafhanklikheid as hierdie swaarder kerne bestaan in die kern van 'n ster, dan oorheers die CNO-siklus by hoër temperature in sterre met 'n hoër massa.
Dit beteken nie dat die pp-ketting nie kan voorkom nie. In die eerste sterre sal die sentrale temperatuur net so bietjie warmer moet wees om te vergoed vir die stadiger pp-ketting.
Die eerste koolstof sou in die helium-brandende kern van die eerste massiewe sterre gemaak word. Dit word dan deur supernovas na die interstellêre medium versprei.
Steuring het die sein tot nou toe verduister
Vanweë hul energieverspreiding was die neutrino's van die CNO-siklus moeilik om te onderskei van dié wat gegenereer is deur die radioaktiewe verval van klein spore van ander elemente. Bismut-210 was hoofsaaklik verantwoordelik vir die versteuring van onsuiwerhede aan die oppervlak van die detektorwand, en dit het die seine van die CNO-siklus verberg.
As gevolg van konveksiebewegings het hierdie besoedeling in die detektorvloeistof gekom. Om die versteuring uit te skakel, moes die konveksie in die Borexino-detector tot stilstand gebring word, wat tegnies uiters uitgebreid was.
& # 8220Lank het ek gedink dat dit nooit moontlik sou wees om hierdie meting suksesvol te maak nie, & # 8221 sê Stefan Schönert, professor in eksperimentele astropartikelfisika aan die TU München. & # 8220Maar ses jaar se harde werk het vrugte afgewerp en nou het ons die teenwoordigheid van die CNO neutrino sein vir die eerste keer bewys. & # 8221
Simulatornotas
Grense
Alhoewel daar agt isotope gevolg word in die simulasie, kan slegs vyf hul aanvanklike bydrae lewer tot die samestelling van die gas wat deur die leser ingestel is: waterstof, helium-4, koolstof-12, stikstof-14 en suurstof-16 die oorblywende elemente elk vorm aanvanklik 10-7 van die nukleondigtheid van die gas.
Die nukleondigtheid word gedefinieer as die totale aantal protone en neutrone per volume-eenheid. Die bydrae van helium-4 tot die nukleondigtheid is byvoorbeeld 4 keer die aantal heliumkerne per volume-eenheid. Nukleondigtheid word gebruik omdat die aantal nukleone wat in 'n samesmeltingsreaksie bewaar word. Die totale nukleondigtheid is vasgestel op een g-mol ('n Avogadro-getal van 6.02216910 23 nukleone) per kubieke sentimeter.
Die aanvanklike samestelling word uitgedruk as nukleondele, wat 'n verhouding relatief tot die ander nukleone beteken. In die tabel van die aanvanklike samestelling beteken waterstof- en helium-nukleondele van 0,8 en 0,2 dat daar vir elke 8 nukleone wat in waterstofkerne is, 2 is wat in heliumkerne is.
Die temperatuur word in eenhede van miljoene grade Kelvin gegee en kan van 5 miljoen grade tot 50 miljoen grade ingestel word.
Gebruik
Die simulator kom onuitgevoer met 'n stel standaardwaardes vir die temperatuur en die nukleondele. Die temperatuur van die gas kan deur die leser met die skuifbalk ingestel word. Die nukleondele kan deur die leser verander word deur met die muis in die betrokke tabelkas te dubbelklik. Die waarde van die nukleondeel moet tussen 1 en 10-7 wees. Die tabel aanvaar nie eksponensiële notasie nie. Hierdie tekortkoming sal in 'n toekomstige weergawe herstel word.
Die simulasie word uitgevoer deur op? Burn? Te druk. knoppie. Sodra dit uitgevoer is, is hierdie knoppie uitgeskakel totdat nuwe aanvanklike waardes gegee word.
As die leser enige parameters van hul oorspronklike waardes verander, word die? Reset? knoppie is geaktiveer. Hierdie knoppie stel waardes terug na hul standaardwaardes. Die standaardwaarde vir die temperatuur is 25 miljoen grade Kelvin.
Die drie radioknoppies links van die simulator stel die leser in staat om te kies tussen die drie plot wat resultate van die simulasie gee. Die? Samestelling? plot gee die nukleonfraksie die som oor al agt isotope van hul nukleonfraksie waardes gelyk aan 1. Die? Krag? plot toon die totale krag wat vrygestel is in die kernreaksies en die krag wat neutrino's dra. Die? Prosesse? plot toon die relatiewe bydrae tot die skepping van helium-4 van die CNO 1 en CNO 2 siklusse, die som van hierdie waardes word genormaliseer tot 1.
Die sleutelbordnavigasie van die simulator se bedieningselemente word in die Applet-gebruiksgids beskryf.
Ek sal dit waardeer om van u te hoor as u 'n fout ondervind tydens die gebruik van die simulator of as u voorstelle het om te verbeter. Stuur u e-pos na die redakteur van die webwerf.
