V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
dílčí reakce: 15N 12C 4He 4,96 MeV)
Celková energetická bilance: uvolnění 25,0 MeV 4,0.2008 12:14:25]
.
Množstvím podobných jaderných reakcí vzniká kromě uhlíku postupně kyslík, dusík, . vápník, ., hořčík, .: Černé díry
4..dílčí reakce: 15O 15N 2,71 MeV)
6.
Pozdní stádia evoluce hvězd
U jader železa posloupnost těchto termonukleárních reakcí, jež doprovázena smršťováním jádra a
rozpínáním povrchu hvězdy, končí, protože prvky kolem železa mají nejvyšší vazbovou energii na
nukleon, takže synthéza těžších prvků již není exotermickou reakcí (energie musí naopak dodat tyto
těžší prvky jsou však syntetizovány při výbuchu supernovy, viz následující §4. Malé hvězdy dokáží vytvořit vodíku jen hélium, hmotnější hvězdy jako
naše Slunce vytvoří jádra hořčík, podstatně větších hvězd pak proběhne celá posloupnost termonukleárních
reakcí...cz/Gravitace4-1. Nastává zde určitá dynamická rovnováha, při níž vytvářejí především nejstabilnější jádra,
což skupina prvků kolem železa (chrom, mangan, železo, kobalt. nakonec železo., posléze 16O 16O 24Si
+ resp. Při teplotách nad 109 dosahují protony kvanta tak vysokou energii,
že rozbíjejí jádra těžších prvků (fotojadrné reakce).10-12 J/jádro He
Energie uvolňovaná termonukleárními reakcemi jádra hvězdy dostává povrchovým vrstvám
poměrně pomalu kombinací konvekčních emisně-absorbčních mechanismů.10. Kolem železného jádra vrstva, kde procesy dochází při teplotách
1-3..
Kontrakce jádra hvězdy zde opět zastaví spalování hélia krátký čas udržuje zářivost stabilitu
hvězdy. Pro dostatečně hmotné hvězdy >≈M¤) teplota jádře zvýší na
hodnotu ≈108 hustota ≈108 kg/m3, kdy jádra hélia začnou slučovat uhlík (reakce 4He 4He →
8Be 8Be 4He 12C reakce 3α(=4He 12C trojné synthézy α-částic uhlík, uvolní energie ≈7,2 MeV)..
Vnitřní struktura hvězdy těchto pozdních stádiích evoluce stává již značně složitou připomíná
poněkud slupkovou stavbu cibule. Vnější poloměr hvězdy silně vzroste teplota povrchových vrstev klesne -
hvězda stává červeným obrem.
Po vyčerpání většiny hélia jádro gravitací dále smršťuje "popelu" předcházející reakce stává
"palivo" pro následující reakce.
Po "vyhoření" vodíku centrální části nějakou dobu převáží gravitace, jádro hvězdy smršťuje,
zatímco vnější obálka expanduje následkem proudu energie termonukleární reakce, která přesunula do
vodíkové slupky kolem jádra.. Viditelné světlo hvězd a
dalších objektů vesmíru několikrát přeměněné záření pocházející původně nukleárních a
subnukleárních procesů mnohem vyšších energiích, odpovídajících primárně záření γ.: tomu, aby hvězda mohla syntetizovat těžší prvky, musí mít dostatečnou hmotnost, aby gravitace vyvolala v
jejím nitru dostatečně vysoké tlaky teploty. Uhlík slučuje částicemi prudkým růstem teploty zapalují
postupně další reakce doprovázené spalováním uhlíku, při nichž vznikají další těžší prvky kyslík, neón,
hořčík: 12C 16O 16O 20Ne 20Ne 24Mg 12C 12C 24Mg, etc.Ullmann V.htm (12 16) [15..109 spalování uhlíku, kyslíku dalších prvků..
Pozn.dílčí reakce: 14N 15O 7,35 MeV)
5.. teplot vyšších než
≈3.2)...
křemík, .. nikl).106 stále ještě spaluje
http://astronuklfyzika.. Jádra křemíku dalších prvků této horké
termonukleární plasmě zachycují neutrony, protony α-částice, čímž vznikají další těžší prvky. 32S γ.., . 31P resp..109 probíhá řada různých reakcí jak reakce při nichž těžší prvky tvoří, tak reakce při kterých se
jádra štěpí. chrom, . Nad směrem periferii vrstva teploty 108-109
°K, níž spaluje hélium uhlík naposled vrstva níž při teplotě ≈7
