Question:
Pourquoi le fer consomme-t-il plus d'énergie dans le processus de fusion qu'il n'en produit?
echineve
2014-10-13 11:25:26 UTC
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Je comprends qu'une fois qu'une étoile commence à fusionner du fer, elle est vouée à s'effondrer car la fusion du fer nécessite plus d'énergie qu'elle n'en libère dans le processus, ce qui permet à la gravité opposée de l'étoile de la faire s'effondrer.

Mais pourquoi? Qu'est-ce qui rend le fer si spécial? Il semble occuper une place assez insignifiante au milieu du tableau des périodes parmi les métaux de transition. Alors, pourquoi le fer enfreint-il la règle en jeu pour tous les éléments qui le précèdent en matière de fusion?

J'ai remarqué que sur une autre question, quelqu'un a dit que ce n'était pas du fer, mais du nickel. le premier élément qui a nécessité plus d'énergie pour fusionner qu'il n'en a libéré - mais chaque documentaire et livre que j'ai lu prétend que c'est du fer. Donc, si votre réponse est "le fer n'est pas le premier élément qui nécessite plus d'énergie ...", expliquez pourquoi toutes les autres sources que j'ai entendues sont erronées!

Deux réponses:
Jeremy
2014-10-13 16:31:36 UTC
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Il serait bon que vous fassiez référence à vos sources, car vous pourriez mal les comprendre. Nous serions en mesure de voir ce qu'ils disent réellement et de vous aider à les comprendre.

La nucléosynthèse du fer n'utilise pas plus d'énergie qu'elle n'en produit.

C'est, même si souvent mentionné comme l'élément le plus lourd créé lors de la fusion qui produit plus d'énergie produite que consommée.

Cependant, ce n'est pas tout à fait vrai. Des éléments plus lourds peuvent être produits par fusion qui produisent plus d'énergie que ce qui est utilisé, sauf que ces réactions de fusion ne se produisent pas dans les étoiles. (Par exemple 40Ca + 40Ca)

De plus, il est possible que des noyaux plus lourds soient fusionnés dans des étoiles qui produisent plus d'énergie que celle utilisée, mais ce sont des isotopes instables et ils se désintègrent rapidement.

Donc, plus précisément, le fer est l'élément le plus lourd produit dans la nucléosynthèse stellaire en toute quantité significative qui produit plus d'énergie en fusion que la fusion n'en consomme.

C'est ce qu'on appelle l'échelle de processus alpha . Continuez à ajouter des particules alpha aux noyaux nouvellement générés, jusqu'à ce que vous arrêtiez de sortir plus d'énergie que vous n'en mettez.

La dernière étape du processus alpha qui produit de l'énergie est 52Fe + 4He => 56Ni (excusez la notation des ordures; si cette réponse est considérée comme utile, je vais essayer de ranger la notation)

56Ni + 4He => 60Zn utilise plus d'énergie qu'il n'en produit.

56Ni a une demi-vie très courte de seulement 6 jours, se décomposant en 56Co qui a une demi-vie de 77 jours, qui se désintègre en 56Fe, ce qui est stable. Ainsi, lorsqu'une étoile est sur le point de s'effondrer, elle produira beaucoup de fer dans ses étapes finales - une partie à cause de la décomposition d'isotopes radioactifs plus lourds.

Pourquoi le processus alpha cesse-t-il de produire de l'énergie à ce stade point? C'est parce que c'est là que se trouve l ' pic l'énergie de liaison. Plus.

Non, ce n'est pas l'énergie de liaison maximale, c'est l'énergie de liaison maximale par nucléon.
Je m'en remets à votre compréhension supérieure sur ce sujet @RobJeffries et j'accepte que ma déclaration soit trop vague - pouvez-vous faire une suggestion sur la façon dont je devrais reformuler cette dernière phrase pour être plus précise? Je vais le modifier.
Le graphique dans le lien que vous fournissez à «l'énergie de liaison» semble assez clair. Si vous ajoutez une particule alpha à un noyau 56Ni, vous obtenez 60Zn plus un peu d'énergie. Parce que 60Zn a environ 8 MeV plus d'énergie de liaison que 56Ni. Et les éléments plus lourds ont une énergie de liaison encore plus totale. Donc, votre phrase selon laquelle la capture alpha sur Ni utilise plus d'énergie qu'elle n'en produit est également incorrecte isolément. https://astronomy.stackexchange.com/questions/36719/what-effects-besides-mass-defect-cause-the-alpha-ladder-beyond-iron-56-nickel/36725#36725
@RobJeffries Vous êtes professeur d'astrophysique, j'accepte donc votre correction. Je pense que je pourrais beaucoup jouer avec cette réponse et ne pas l'obtenir aussi correctement que vous le pouvez. Peut-être pourriez-vous réécrire correctement les phrases incriminées, en commentaire, et je modifierai la réponse en fonction de votre recommandation. Alternativement, vous pouvez ajouter une meilleure réponse écrite à partir de zéro pour remplacer cette tentative de la mienne
Rob Jeffries
2020-07-01 15:09:32 UTC
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Comme on peut le voir dans cette question: Quels effets en plus du "défaut de masse" font que l'échelle alpha au-delà du fer-56 / nickel-56 est endothermique? Il n'est pas si simple d'expliquer pourquoi la fusion s'arrête au fer (en fait, il s'arrête à 56Ni et la désintégration radioactive produit ensuite 56Fe - c'est-à-dire que 56Ni est le produit de fusion final, pas 56Fe).

L'ajout de particules alpha à 56Ni est encore exothermique fort > (isolément)

Les éléments autour de 56Ni, 56Fe etc. occupent une position particulière, en ce qu'ils sont au sommet de la courbe d'énergie de liaison par nucléon .

Ce que cela signifie, c'est que si vous avez un tas de nucléons et il est possible de les réorganiser pour former des noyaux de différents types, alors la tendance naturelle est de minimiser la densité d'énergie totale en maximisant l'énergie de liaison par nucléon et formant des noyaux qui sont au sommet de la courbe BE par nucléon (c'est-à-dire les éléments «pic de fer»).

Ainsi, comme souligné dans ma réponse à la question mentionné ci-dessus, alors qu'il est énergétiquement favorable (c.-à-d. il libère de l'énergie) dans un noyau fait de 52Fe, pour briser une particule alpha d'un noyau et la fusionner avec un autre noyau 52Fe pour faire 56Ni, il n'en va pas de même si le noyau est composé de 56Ni. c'est-à-dire qu'il consomme de l'énergie pour briser une particule alpha d'un noyau 56Ni et la fusionner avec un autre noyau 56Ni pour faire 60Zn.

i.e. Il y a deux étapes: (1) Retirer un perticle alpha d'un noyau existant; (2) l'ajouter à un autre noyau pour créer un noyau plus lourd. Les deux étapes prises ensemble sont endothermiques si le noyau d'origine est aussi lourd ou plus lourd que 56Ni. (NB Notez que 62Ni est techniquement le noyau avec un BE maximum par nucléon [juste], mais il n'y a pas de chemin facile pour y accéder par fusion).

Maintenant, au cœur d'une étoile massive, il y a beaucoup d'énergie disponible, donc une fusion au-delà de 56Ni pourrait se produire (de manière endothermique). Cependant, la barrière coulombienne augmente également à mesure que les nuceli obtiennent plus de protons et que les températures nécessaires pour initier la fusion augmentent. Aux températures requises pour fusionner 56Ni à 60Zn, la photodésintégration par des photons énergétiques devient un processus très important et donc 60Zn (bien qu'il y en ait une partie) a tendance à être photodésintégré aussi rapidement qu'il est produit. La photodésintégration étant très endothermique (voir l'étape (1) ci-dessus), cela signifie généralement la fin de la route pour l'étoile et peut déclencher l'effondrement du noyau.

Quant à pourquoi fer -les éléments de pointe sont au sommet de la courbe BE par nucléon, vous devez examiner la physique nucléaire de base. La force nucléaire forte est très attractive mais n'opère qu'entre les plus proches voisins, mais les noyaux à la «surface» sont moins étroitement liés. Il y a moins de nucléons à la surface (par rapport au total) si vous avez des noyaux plus gros. Les protons dans un noyau repoussent cependant tous les autres protons dans un noyau; l'effet diminue à mesure que le noyau grossit, mais augmente fortement (comme $ Z ^ 2 $ ) avec le nombre de protons. Vous avez donc deux effets concurrents; l'un favorisant les noyaux plus gros, l'autre défavorisant les gros noyaux avec beaucoup de protons. L'énergie de liaison par nucléon est maximisée quelque part au milieu.



Ce Q&R a été automatiquement traduit de la langue anglaise.Le contenu original est disponible sur stackexchange, que nous remercions pour la licence cc by-sa 3.0 sous laquelle il est distribué.
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