3氦过程
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3氦过程是一组核聚变反应，通过这些反应，将三个氦-4核（α粒子）转化为碳核[1][2]。
恒星中的3氦过程
[编辑]两个氦-4核的核聚变反应产生高度不稳定的铍-8，并衰变回半衰期为8.19×10−17 s的较小核，除非在这段时间内第三个α粒子与铍-8核聚变[3]为了产生碳-12的激发共振态，[4]被称为霍伊尔态，它几乎总是衰变回三个α粒子，但大约2421.3次中就有一次释放能量并变为碳-12的稳定态形式[5]。当恒星核心的氢耗尽时，它开始收缩和升温。如果中心温度上升到108K[6]，是太阳核心温度的六倍，α粒子就能够以足够快的速度融合，通过铍-8屏障，产生大量稳定的碳-12。
这些过程的净能量释放为7.275 MeV。
作为这个过程的副作用，一些碳核与额外的氦融合，产生稳定的氧和能量同位素：
氦与氢的核聚变反应产生锂-5，它也是高度不稳定的，并衰变回更小的原子核，半衰期为3.7×10−22 s。
与额外的氦核聚变可以在被称为氦核作用的恒星核合成链中产生更重的元素，但这些反应只有在比经历3α过程的核心更高的温度和压力下才显著。这就造成了恒星核合成产生大量碳和氧的情况，但这些元素中只有一小部分转化为氖和更重的元素。氧气和碳是氦-4燃烧的主要“灰烬”。
原始的碳
[编辑]由于3氦过程需要较长的时间才能形成碳，因此在太初核合成不太可能发生。此一结果可以说明大爆炸为何没有制造出碳，因为在大爆炸之后的一分钟，就已经低于3氦过程所需要的温度了。
共振
[编辑]通常情况下，3氦过程的概率非常小。然而，铍-8基态的能量几乎与两个α粒子的能量完全相同。在第二个步骤中，8Be + 4He几乎具有12C在激发态的完全能量。这种共振的存在是弗雷德·霍伊尔在实际观测到之前预测的，基于它存在的物理必要性，以便在恒星中形成碳。这种能量共振和过程的预测和发现为霍伊尔的恒星核合成假说提供了非常重要的支持，该假说认为所有化学元素最初都是由氢形成的，氢是真正的原始物质。人择原理被用来解释这样一个事实，即核共振被敏感地安排在宇宙中产生大量的碳和氧[7][8]。
重元素的核合成
[编辑]随着温度和密度的进一步增加，核聚变过程产生的核素仅能达到镍-56（后来衰变为铁）；更重的元素（比镍更重的元素）主要由中子捕获产生。慢中子的捕获，即S-过程，产生了大约一半原子序大于铁的元素。另一半可能发生在核坍缩超新星和中子星合并过程的快中子捕获，即R-过程产生的[9]。
反应速率与恒星演化
[编辑]3氦过程在很大程度上取决于恒星核心物质的温度和密度。反应释放的功率大约与温度的40次方与密度的平方成正比[10]。相对的，质子-质子链反应以与温度的四次方成比例的速率产生能量，碳氮氧循环以大约温度的17次方产生能量，并且两者都与密度成线性比例。这种强烈的温度依赖性对恒星演化的晚期，即红巨星阶段产生了影响。
对于红巨星分支上的低质量恒星，只有通过电子简并压力才能防止核心中心累积的氦进一步坍缩。整个简并核心处于相同的温度和压力下，因此当其密度足够高时，3氦过程的核聚变会贯穿整个核心同时进行。但在压力高到足够解除简并态之前，核心无法膨胀以对新增产生的能量做出反应。因此，温度升高，导致正回馈循环中的反应速率增加，成为失控反应。这个过程被称为氦闪，只持续几秒钟，但就能燃烧掉堆积在核芯中60-80%的氦。在核心氦闪期间，恒星产生的能量可以达到大约1011太阳光度，这与整个星系的光度相当[11]，但因为所有的能量都被用来将核心从简并态提升到正常的气态，因此在表面不会立即观察到任何影响。由于核心不再是简并态，流体静力平衡再次建立，恒星开始在核心“燃烧”氦，并在核心外围的球形壳层中“燃烧”氢。该恒星进入稳定的氦燃烧阶段，持续时间约为其在主序星上花费时间的10%（预计太阳在氦闪后将在其核心燃烧氦约10亿年）[12]。
对于质量更高的恒星，碳会聚集在核心，氦则转移到周围的壳层，并在那里进行氦燃烧。在这个氦壳层中，压力较低，质量不受电子简并性的支持。因此，与恒星的中心相反，氦壳层能够响应壳层中增加的热压力而膨胀。膨胀使这一层冷却并减缓了反应，导致恒星再次收缩。这一过程周期性地继续，经历这一过程的恒星将具有周期性变化的半径和功率产生。这些恒星在膨胀和收缩时也会失去最外层的物质[来源请求]。
发现
[编辑]3氦过程高度依赖碳-12和铍-8的共振能量略高于氦-4。根据已知的共振，迄1952年，普通恒星似乎不可能产生碳和任何更重的元素[13]。核子物理学家威廉·福勒注意到了8Be（铍-8）的共振，埃德温·萨尔皮特考虑到这种共振，计算了8Be、12C和16O核合成的反应速率[14][15]。可是，萨尔皮特计算出红巨星在2.108K或更高的温度下燃烧氦，但最近的其它工作假设红巨星的核心温度低至1.1·108K。
萨尔皮特的论文顺便提到了碳-12中未知的共振会对其计算产生影响，但作者从未进一步计算其影响。反而是天体物理学家佛莱德·霍伊尔，在1953年利用宇宙中存在丰富的碳-12做为存在碳-12共振的证据。霍伊尔同时发现能产生大量碳和氧的唯一方法是3氦过程通过在7.68MeV附近共振产生碳-12，这也将消除萨尔皮特计算中的差异[13]。
霍伊尔去了设在加州理工学院的福勒实验室，说在碳-12原子核中必须有一个7.68MeV的共振（有报导称，在大约7.5MeV时存在激发态[13]。) 。佛莱德·霍伊尔（Fred Hoyle）在这方面的大胆表现是惊人的，最初实验室的核子物理学家对此持怀疑的态度。最后，一位刚从莱斯大学毕业的初级物理学家沃德·威林，他正在寻找一个专案提目，结果决定寻找这个共振。福勒允许他使用一台已经不再使用，老旧的范德格拉夫起电机。霍伊尔回到剑桥后，没几个月，福勒的实验室在7.65MeV附近发现了碳-12的共振，证实了他的预测。核子物理学家沃德·威林在美国物理学会的夏季会议上发表的这一篇论文中，将霍伊尔列为第一作者。霍伊尔和福勒很快进行了长期而富有成效的合作，福勒甚至来到了剑桥[16]。
最终的反应结果处在+0（自旋0和正宇称）。由于霍伊尔状态被预测为0+或2+状态，预期电子-正电子对或伽玛射线将被看到。然而，在进行实验时，没有观测到伽玛射线的反应通道，这意味着状态必须是0+。这种状态完全抑制单独的伽玛辐射，因为每个伽玛辐射必须带走至少1角动量单位。成对产生来自激发的0+状态是可能的，因为它们的组合自旋（0）可以耦合到一个反应，使它的角动量为0 [17]。
不可能性和微调
[编辑]碳是所有已知生命的必要组成部分。12C是一种稳定的碳同位素，由于三个因素在恒星中大量产生：
- 一个8Be核的衰变寿命比两个4He核（α粒子）散射的时间大四个数量级[18]。
- 12C原子核的激发态存在于8Be + 4He能级之上一点（0.3193 MeV）。这是必要的，因为12C的基态比8Be + 4He的能量低7.3367MeV；一个88Be核不能和一个4He核合理地直接融合成基态的12C核。然而，8Be和4He利用它们碰撞的动能融合成被激发的12C（动能提供了达到激发态所需的额外0.3193 MeV），然后其可以转变到稳定的基态。根据一项计算，这种激发态的能级必须在大约7.3MeV和7.9MeV之间，才能产生足够的碳来维持生命，并且必须进一步“微调”到7.596 MeV和7.716 MeV之间才能产生自然界中观察到数量丰富的12C [19]。霍伊尔态已被量测为在12C的基态之上约7.65 MeV[20]。
- 在12C + 4He → 16O的反应上，存在氧的激发态，如果它稍高，将提供共振并加速反应。在这种情况下，自然界中会存在碳不足的现象；几乎所有的碳都会转化为氧[18]。
一些学者认为，7.656 MeV的霍伊尔共振不太可能仅仅是偶然的结果。弗雷德·霍伊尔在1982年认为，霍伊尔共振是“超智者”的证据[13]；李奥纳特·色斯金在《宇宙景观》中驳斥了霍伊尔的超智者论点[21]。相反的，一些科学家认为，不同的宇宙，即庞大的“多元宇宙”的一部分，有不同的基本常数[22]：根据这个有争议的微调假说，生命只能在少数几个基本常数恰好经过微调以支持生命存在的宇宙中进化。由于缺乏独立的证据，其他科学家拒绝接受多元宇宙的假设[23]。
相关条目
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble (编). Astrophysics Library 3rd. New York: Springer. 1998.
- ^ Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Addison Wesley, San Francisco. 2007. ISBN 978-0-8053-0348-3.
- ^ Bohan, Elise; Dinwiddie, Robert; Challoner, Jack; Stuart, Colin; Harvey, Derek; Wragg-Sykes, Rebecca; Chrisp, Peter; Hubbard, Ben; Parker, Phillip. Big History. Foreword by David Christian 1st American. New York: DK. February 2016: 58. ISBN 978-1-4654-5443-0. OCLC 940282526. 已忽略未知参数
|collaboration=(帮助) - ^ 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.
- ^ The carbon challenge （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 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
- ^ 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.
- ^ For example, John Barrow; Frank Tipler. The Anthropic Cosmological Principle. 1986.
- ^ Fred Hoyle, "The Universe: Past and Present Reflections." Engineering and Science, November, 1981. pp. 8–12
- ^ 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.; et al. Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger. Nature. 2017, 551 (7678): 67–70. Bibcode:2017Natur.551...67P. PMID 29094694. S2CID 3840214. arXiv:1710.05858
. doi:10.1038/nature24298.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ The End Of The Sun. faculty.wcas.northwestern.edu. [2020-07-29]. （原始内容存档于2020-11-27）.
- ^ 13.0 13.1 13.2 13.3 Kragh, Helge (2010) When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance. http://philsci-archive.pitt.edu/5332/ （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- ^ Salpeter, E. E. Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen. The Astrophysical Journal. 1952, 115: 326–328. Bibcode:1952ApJ...115..326S. doi:10.1086/145546.
- ^ 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.
- ^ Fred Hoyle, A Life in Science, Simon Mitton, Cambridge University Press, 2011, pages 205–209.
- ^ 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.
- ^ 18.0 18.1 Uzan, Jean-Philippe. The fundamental constants and their variation: observational and theoretical status. Reviews of Modern Physics. April 2003, 75 (2): 403–455. Bibcode:2003RvMP...75..403U. S2CID 118684485. arXiv:hep-ph/0205340 . doi:10.1103/RevModPhys.75.403.
- ^ Livio, M.; Hollowell, D.; Weiss, A.; Truran, J. W. The anthropic significance of the existence of an excited state of 12C. Nature. 27 July 1989, 340 (6231): 281–284. Bibcode:1989Natur.340..281L. S2CID 4273737. doi:10.1038/340281a0.
- ^ Freer, M.; Fynbo, H. O. U. The Hoyle state in 12C (PDF). Progress in Particle and Nuclear Physics. 2014, 78: 1–23. Bibcode:2014PrPNP..78....1F. doi:10.1016/j.ppnp.2014.06.001. （原始内容存档 (PDF)于2022-07-18）.
- ^ Peacock, John. A Universe Tuned for Life. American Scientist. 2006, 94 (2): 168–170. JSTOR 27858743. doi:10.1511/2006.58.168.
- ^ Stars burning strangely make life in the multiverse more likely. New Scientist. 1 September 2016 [15 January 2017]. （原始内容存档于2017-10-26）.
- ^ Barnes, Luke A. The fine-tuning of the universe for intelligent life. Publications of the Astronomical Society of Australia. 2012, 29 (4): 529–564. Bibcode:2012PASA...29..529B. arXiv:1112.4647 . doi:10.1071/as12015 .
