Astronomia

Massa richiesta per un determinato processo di fusione

Massa richiesta per un determinato processo di fusione

Supponiamo di avere un modello di densità

$$ρ = ρ_c (1-r/R)$$

dove $ρ$ è la densità, ${}_c$ significa centrale, e $R$ è il raggio stellare.

Chiamiamo la temperatura per l'inizio del processo di fusione, $T_f$.

Voglio conoscere la massa stellare minima per l'inizio di una certa fusione. Ho fatto alcune ipotesi, ad esempio i valori di X, Y e μ. Quindi se il gas è non degenerativo e non relativistico, abbiamo

$$P = dfrac{ρκΤ}{μm_h}$$

Ma non sono sicuro di cosa fare con la pressione. io ho $T,μ$, può ottenere $ρ(M,R)$. Forse posso usare il virial?


Il processo di fusione nucleare

Le stelle hanno la capacità di rilasciare enormi quantità di energia a causa della fusione nucleare. Il vero nucleo di una stella è intenso. Ciò che mente sono pressioni estreme e temperature elevate fino a quindici milioni di kelvin. Queste sono le contingenze necessarie affinché la fusione nucleare abbia luogo. Una volta soddisfatto questo requisito, l'articolo “Nuclear Fusion in Stars“, di UniverseToday afferma che “Nuclear Fusion converte gli atomi di idrogeno in atomi di elio attraverso un processo a più fasi.” Il completamento del processo richiede due atomi di idrogeno fondersi in un atomo di deuterio. La reazione consiste nel rilascio di quantità estreme di energia sotto forma di raggi gamma. I raggi vengono assorbiti dalla stella, quindi rimessi tra ciascun atomo. Questo sta avvenendo solo stelle inferiori a 1,5 masse solari Per le stelle con masse più elevate, c'è un ciclo CNO (carbonio-azoto-ossigeno). In questo processo, quattro protoni si fondono usando carbonio, azoto e ossigeno come catalizzatori. Le stelle continueranno a produrre energia fintanto che avranno ancora idrogeno, tuttavia, se esauriscono l'idrogeno, le reazioni di fusione si interrompono e la stella si restringe di dimensioni e abbassa la temperatura in modo retrospettivo.

Sono stato in grado di collegare il tredicesimo obiettivo concettuale a questo articolo, “ vite di stelle e produzione di energia” con l'aiuto di un'attività specifica della cartella di lavoro in classe. Il titolo della pagina di assegnazione era formazioni stellari e vite e mi ha insegnato che le stelle che hanno una quantità di massa bassa finiscono per vivere più a lungo rispetto alle stelle che hanno una quantità di massa maggiore. Ha anche evidenziato le prime fasi di una stella, dove una nube di gas e polvere si uniscono e formano una protostella. La gravità continuerà ad agire sulla stella fino a quando le temperature e la pressione non raggiungeranno livelli elevati, causando la fusione nucleare, ma le stelle nane brune (le più piccole) non vanno così lontano. Posso dedurre che il processo di fusione nucleare è accelerato nelle stelle di massa più elevata, provocandone la morte prematura.

La fusione nucleare è la chiave per capire perché alcune stelle vivono più a lungo di altre. Ora ho una comprensione generale del processo e mi sento bene informato per sapere come questo processo determina la vita e le dimensioni. È anche interessante sapere che questa è la ragione per cui le stelle producono la loro luce vibrante sotto forma di raggi gamma. Prima di questo obiettivo concettuale non avevo assolutamente alcuna comprensione del motivo per cui alcune stelle vivono più a lungo di altre, questa lezione di astronomia mi ha assolutamente aiutato a saperne di più su ciò che accade nello spazio profondo.


Trasformare la materia in energia

La notevole equivalenza tra materia ed energia è data da una delle equazioni più famose:

In questa equazione, E sta per energia, m sta per massa, e c, la costante che mette in relazione i due, è la velocità della luce (3 × 10 8 metri al secondo). Nota che la massa è una misura della quantità di materia, quindi il significato di questa equazione è che la materia può essere convertita in energia e l'energia può essere convertita in materia. Confrontiamo questa equazione di conversione di materia ed energia con alcune equazioni di conversione comuni che hanno la stessa forma:

Proprio come ogni formula di conversione permette di calcolare la conversione di una cosa in un'altra, quando convertiamo la materia in energia, consideriamo quanta massa ha la materia. Il fattore di conversione in questo caso risulta non essere né 12 né 100, come nei nostri esempi, ma un'altra quantità costante: la velocità della luce al quadrato. Nota che la materia non deve viaggiare alla velocità della luce (o alla velocità della luce al quadrato) perché avvenga questa conversione. Il fattore di c 2 è solo il numero che Einstein ha mostrato deve essere usato per mettere in relazione massa ed energia.

Nota che questa formula non ce lo dice Come convertire la massa in energia, così come la formula dei centesimi non ci dice dove scambiare le monete con una banconota da un dollaro. Le formule ci dicono semplicemente quali sono i valori equivalenti se riusciamo a fare la conversione. Quando Einstein derivò per la prima volta la sua formula nel 1905, nessuno aveva la più pallida idea di come convertire la massa in energia in modo pratico. Lo stesso Einstein cercò di scoraggiare la speculazione secondo cui la conversione su larga scala della massa atomica in energia sarebbe stata fattibile nel prossimo futuro. Oggi, a seguito degli sviluppi della fisica nucleare, convertiamo regolarmente la massa in energia nelle centrali elettriche, nelle armi nucleari e negli esperimenti di fisica delle alte energie negli acceleratori di particelle.

Perché la velocità della luce al quadrato (c 2) è una quantità molto grande, la conversione anche di una piccola quantità di massa si traduce in una quantità molto grande di energia. Ad esempio, la conversione completa di 1 grammo di materia (circa 1/28 oncia, o circa 1 graffetta) produrrebbe tanta energia quanto la combustione di 15.000 barili di petrolio.

Gli scienziati si sono presto resi conto che la conversione della massa in energia è la fonte del calore e della luce del Sole. Con l'equazione di Einstein di E = mc 2 , possiamo calcolare che la quantità di energia irradiata dal Sole potrebbe essere prodotta dalla conversione completa di circa 4 milioni di tonnellate di materia in energia all'interno del Sole ogni secondo. Distruggere 4 milioni di tonnellate al secondo sembra molto se paragonato alle cose terrene, ma tieni presente che il Sole è un grande serbatoio di materia. In effetti, vedremo che il Sole contiene una massa più che sufficiente per distruggere tali enormi quantità di materia e continuare a brillare al ritmo attuale per miliardi di anni.

Ma sapere tutto questo ancora non ce lo dice Come la massa può essere convertita in energia. Per comprendere il processo che effettivamente avviene nel Sole, dobbiamo esplorare un po' più a fondo la struttura dell'atomo.

Albert Einstein

Per gran parte della sua vita, Albert Einstein (Figura 1), era una delle celebrità più riconosciute del suo tempo. Sconosciuti lo hanno fermato per strada e persone in tutto il mondo gli hanno chiesto conferme, consigli e assistenza. In effetti, quando Einstein e la grande star del cinema Charlie Chaplin si incontrarono in California, scoprirono di condividere sentimenti simili sulla perdita di privacy che derivava dalla fama. Il nome di Einstein era una parola familiare nonostante il fatto che la maggior parte delle persone non capisse le idee che lo avevano reso famoso.

Einstein nacque nel 1879 a Ulm, in Germania. La leggenda narra che non andasse bene a scuola (anche in aritmetica), e da allora migliaia di studenti hanno tentato di giustificare un brutto voto facendo riferimento a questa storia. Ahimè, come molte leggende, questa non è vera. I documenti indicano che sebbene tendesse a ribellarsi allo stile di insegnamento autoritario in voga in Germania a quel tempo, Einstein era un bravo studente.

Dopo essersi laureato al Politecnico federale di Zurigo, in Svizzera, Einstein all'inizio ha avuto difficoltà a trovare un lavoro (anche come insegnante di scuola superiore), ma alla fine è diventato un esaminatore presso l'Ufficio svizzero dei brevetti. Lavorando nel suo tempo libero, senza il beneficio di un ambiente universitario ma usando la sua superba intuizione fisica, scrisse quattro articoli nel 1905 che alla fine avrebbero trasformato il modo in cui i fisici guardavano il mondo.

Uno di questi, che valse a Einstein il Premio Nobel nel 1921, pose parte della fondazione di meccanica quantistica— la ricca, sconcertante e notevole teoria del regno subatomico. Ma il suo documento più importante presentava il teoria della relatività speciale, un riesame dello spazio, del tempo e del movimento che ha aggiunto un nuovo livello di sofisticatezza alla nostra comprensione di quei concetti. La famosa equazione E = mc 2 era in realtà una parte relativamente minore di questa teoria, aggiunta in un documento successivo.

Nel 1916 Einstein pubblicò il suo teoria della relatività generale, che era, tra le altre cose, una descrizione fondamentalmente nuova della gravità (vedi Buchi neri e Spaziotempo curvo). Quando questa teoria è stata confermata dalle misurazioni della “flessione della luce delle stelle” durante un'eclissi del 1919 (Il New York Times il titolo diceva, “Lights All Skew in the Heavens”), Einstein divenne famoso in tutto il mondo.

Nel 1933, per sfuggire alla persecuzione nazista, Einstein lasciò la sua cattedra a Berlino e si stabilì negli Stati Uniti presso il neonato Institute for Advanced Studies di Princeton. Rimase lì fino alla sua morte nel 1955, scrivendo, tenendo conferenze e sposando una varietà di cause intellettuali e politiche. Ad esempio, accettò di firmare una lettera scritta da Leo Szilard e altri scienziati nel 1939, avvertendo il presidente Roosevelt dei pericoli di consentire alla Germania nazista di sviluppare prima la bomba atomica. E nel 1952 ad Einstein fu offerta la seconda presidenza di Israele. Rifiutando la posizione, disse: "So poco della natura e quasi nulla degli uomini".

Figura 1. Albert Einstein (1879–1955): Questo ritratto di Einstein è stato scattato nel 1912. (credito: modifica del lavoro di J. F. Langhans)


Contenuti

Le principali reazioni sono: [5]

12
6 C
+ 12
6 C
20
10 no
+ 4
2 lui
+ 4.617 MeV
12
6 C
+ 12
6 C
23
11 N / A
+ 1
1 H
+ 2.241 MeV
12
6 C
+ 12
6 C
23
12 Mg
+ 1 n 2.599 MeV
In alternativa:
12
6 C
+ 12
6 C
24
12 Mg
+
γ
+ 13.933 MeV
12
6 C
+ 12
6 C
16
8 oh
+ 2 4
2 lui
− 0,113 MeV

Questa sequenza di reazioni può essere compresa pensando ai due nuclei di carbonio interagenti che si uniscono per formare uno stato eccitato del nucleo di 24 Mg, che poi decade in uno dei cinque modi sopra elencati. [6] Le prime due reazioni sono fortemente esotermiche, come indicato dalle grandi energie positive rilasciate, e sono i risultati più frequenti dell'interazione. La terza reazione è fortemente endotermica, come indicato dalla grande energia negativa che indica che l'energia viene assorbita piuttosto che emessa. Ciò lo rende molto meno probabile, ma ancora possibile nell'ambiente ad alta energia della combustione del carbonio. [5] Ma la produzione di pochi neutroni da parte di questa reazione è importante, poiché questi neutroni possono combinarsi con nuclei pesanti, presenti in piccole quantità nella maggior parte delle stelle, per formare isotopi ancora più pesanti nel processo s. [7]

Ci si potrebbe aspettare che la quarta reazione sia la più comune dal suo grande rilascio di energia, ma in realtà è estremamente improbabile perché procede tramite interazione elettromagnetica, [5] poiché produce un fotone di raggi gamma, piuttosto che utilizzare la forte forza tra i nucleoni come le prime due reazioni. I nucleoni sembrano molto più grandi l'uno all'altro di quanto non facciano ai fotoni di questa energia. Tuttavia, il 24 Mg prodotto in questa reazione è l'unico magnesio rimasto nel nucleo quando termina il processo di combustione del carbonio, poiché 23 Mg è radioattivo.

Anche l'ultima reazione è molto improbabile poiché coinvolge tre prodotti di reazione, [5] oltre ad essere endotermica: pensa che la reazione proceda al contrario, richiederebbe che i tre prodotti convergano tutti allo stesso tempo, il che è meno probabile che interazioni a due corpi.

I protoni prodotti dalla seconda reazione possono prendere parte alla reazione a catena protone-protone, o ciclo CNO, ma possono anche essere catturati da 23 Na per formare 20 Ne più un nucleo di 4 He. [5] In questo modo si esaurisce infatti una frazione significativa del 23 Na prodotto dalla seconda reazione. [6] Nelle stelle tra le 9 e le 11 masse solari, l'ossigeno (O-16) già prodotto dalla fusione dell'elio nella precedente fase dell'evoluzione stellare riesce a sopravvivere abbastanza bene al processo di combustione del carbonio, nonostante una parte di esso sia stata consumata da cattura dei nuclei di He-4. [1] [8] Quindi il risultato finale della combustione del carbonio è una miscela principalmente di ossigeno, neon, sodio e magnesio. [3] [5]

Il fatto che la somma massa-energia dei due nuclei di carbonio sia simile a quella di uno stato eccitato del nucleo di magnesio è noto come "risonanza". Senza questa risonanza, la combustione del carbonio si verificherebbe solo a temperature cento volte superiori. L'indagine sperimentale e teorica di tali risonanze è ancora oggetto di ricerca. [9] Una risonanza simile aumenta la probabilità del processo triplo alfa, responsabile della produzione originale di carbonio.

Le perdite di neutrini iniziano a diventare un fattore importante nei processi di fusione nelle stelle alle temperature e densità di combustione del carbonio. Sebbene le reazioni principali non coinvolgano i neutrini, le reazioni collaterali come la reazione a catena protone-protone sì. Ma la principale fonte di neutrini a queste alte temperature implica un processo nella teoria quantistica noto come produzione di coppie. Un raggio gamma ad alta energia che ha un'energia maggiore della massa a riposo di due elettroni (equivalenza massa-energia) può interagire con i campi elettromagnetici dei nuclei atomici nella stella e diventare una coppia particella e antiparticella di un elettrone e un positrone .

Normalmente, il positrone si annichila rapidamente con un altro elettrone, producendo due fotoni, e questo processo può essere tranquillamente ignorato a temperature più basse. Ma circa 1 su 10 19 produzioni di coppie [2] terminano con una debole interazione dell'elettrone e del positrone, che li sostituisce con una coppia di neutrini e antineutrini. Poiché si muovono virtualmente alla velocità della luce e interagiscono molto debolmente con la materia, queste particelle di neutrini di solito sfuggono alla stella senza interagire, portando via la loro massa-energia. Questa perdita di energia è paragonabile all'energia prodotta dalla fusione del carbonio.

Le perdite di neutrini, con questo e altri processi simili, giocano un ruolo sempre più importante nell'evoluzione delle stelle più massicce. Costringono la stella a bruciare il suo carburante a una temperatura più alta per compensarli. [2] I processi di fusione sono molto sensibili alla temperatura, quindi la stella può produrre più energia per mantenere l'equilibrio idrostatico, a costo di bruciare attraverso combustibili nucleari successivi sempre più rapidamente. La fusione produce meno energia per unità di massa man mano che i nuclei di combustibile diventano più pesanti e il nucleo della stella si contrae e si riscalda quando si passa da un combustibile all'altro, quindi entrambi questi processi riducono significativamente anche la durata di ogni successivo combustibile a fusione.

Fino allo stadio di combustione dell'elio le perdite di neutrini sono trascurabili. Ma dalla fase di combustione del carbonio in poi, la riduzione della durata delle stelle dovuta all'energia persa sotto forma di neutrini corrisponde grosso modo all'aumento della produzione di energia dovuta al cambiamento di combustibile e alla contrazione del nucleo. Nei successivi cambiamenti di combustibile nelle stelle più massicce, la riduzione della durata è dominata dalle perdite di neutrini. Ad esempio, una stella di 25 masse solari brucia idrogeno nel nucleo per 10 7 anni, elio per 10 6 anni e carbonio per soli 10 3 anni. [10]

Durante la fusione dell'elio, le stelle formano un nucleo inerte ricco di carbonio e ossigeno. Il nucleo inerte alla fine raggiunge una massa sufficiente per collassare a causa della gravitazione, mentre la combustione dell'elio si sposta gradualmente verso l'esterno. Questa diminuzione del volume del nucleo inerte aumenta la temperatura alla temperatura di accensione del carbonio. Ciò aumenterà la temperatura attorno al nucleo e consentirà all'elio di bruciare in un guscio attorno al nucleo. [11] All'esterno c'è un altro guscio che brucia idrogeno. La combustione del carbonio risultante fornisce energia dal nucleo per ripristinare l'equilibrio meccanico della stella. Tuttavia, l'equilibrio è solo di breve durata in una stella di 25 masse solari, il processo consumerà la maggior parte del carbonio nel nucleo in soli 600 anni. La durata di questo processo varia notevolmente a seconda della massa della stella. [12]

Le stelle con meno di 8-9 masse solari non raggiungono mai una temperatura interna abbastanza alta da bruciare carbonio, ma terminano la loro vita come nane bianche carbonio-ossigeno dopo che i lampi di elio del guscio espellono delicatamente l'involucro esterno in una nebulosa planetaria. [3] [13]

Nelle stelle con masse comprese tra 8 e 12 masse solari, il nucleo carbonio-ossigeno è in condizioni degeneri e l'accensione del carbonio avviene in un flash di carbonio, che dura solo millisecondi e sconvolge il nucleo stellare. [14] Nelle ultime fasi di questa combustione nucleare sviluppano un enorme vento stellare, che espelle rapidamente l'involucro esterno in una nebulosa planetaria lasciando dietro di sé un nucleo di nana bianca O-Ne-Na-Mg di circa 1,1 masse solari. [3] Il nucleo non raggiunge mai una temperatura sufficientemente elevata per un'ulteriore combustione da fusione di elementi più pesanti del carbonio. [13]

Le stelle di più di 12 masse solari iniziano a bruciare carbonio in un nucleo non degenere, [14] e dopo l'esaurimento del carbonio procedono con il processo di combustione del neon una volta che la contrazione del nucleo inerte (O, Ne, Na, Mg) aumenta la temperatura sufficientemente . [13]


Giove ha altre 12 lune!

Una scoperta sorprendente. Due delle lune erano state precedentemente annunciate, quindi quest'anno ce ne sono davvero dieci nuove, e Giove passa dall'avere 69 lune conosciute ad avere 79 lune conosciute.

#3 goodricke1

Allora, quando un pezzo di roccia diventa una luna. sembra un caso per l'IAU.

#4 ColoHank

Se una Moon Pie fosse in orbita attorno a Giove, sarebbe considerata una luna o solo un altro pezzo non commestibile di composizione indeterminata?

#5 Nicole Sharp

Allora, quando un pezzo di roccia diventa una luna. sembra un caso per l'IAU.

Infatti. Tecnicamente un satellite può essere di qualsiasi dimensione arbitraria. Si può dire che Saturno ha milioni o più probabilmente miliardi di satelliti. Il nostro pianeta ne ha migliaia. L'IAU probabilmente dovrebbe esaminare alcune definizioni migliori.

Modificato da Nicole Sharp, 17 luglio 2018 - 11:34.

#6 Nicole Sharp

Proporrei che una luna sia un oggetto in un'orbita stabile. La maggior parte dei satelliti in orbita attorno al nostro pianeta sono in orbite in lento decadimento. Ciò vale anche per Phobos, essendo un asteroide catturato che dovrebbe schiantarsi su Marte tra qualche milione di anni.

Un'altra possibile definizione sarebbe forse l'età del satellite, se è in orbita dall'epoca in cui si è formato il Sistema Solare, o è una cattura più recente.

Modificato da Nicole Sharp, 17 luglio 2018 - 11:41.

#7 russell23

#8 Dave Mitsky

C'è di più sui satelliti gioviani appena scoperti a questi URL:

#9 ComePlutone

Il numero attuale di lune conosciute attorno a ciascun pianeta:

#10 Nicole Sharp

Il numero attuale di lune conosciute attorno a ciascun pianeta:

Mercurio: 0

Venere: 0

Terra: 1

Marte: 2

Giove: 79

Saturno: 62

Urano: 27

Nettuno: 14

Plutone: 5

Eris: 1

Totale: 191

Plutone ed Eris sono pianeti minori, così come Cerere.

Sia Ganimede che Titano sono però più grandi di Mercurio. Per molti aspetti, il sistema gioviano in particolare è come un sistema solare in miniatura. Il pianeta Giove stesso non è così lontano dall'essere una stella nana bruna, se avesse solo un po' più di massa per innescare la fusione (penso che sarebbe dovuto accadere nel 2010 in realtà :-o). Giove stesso è abbastanza massiccio che il nostro Sistema Solare può essere facilmente chiamato invece Sistema Solare-Gioviano.

Modificato da Nicole Sharp, 18 luglio 2018 - 14:19.

#11 russell23

Plutone ed Eris sono pianeti minori, così come Cerere.

Sia Ganimede che Titano sono però più grandi di Mercurio. Per molti aspetti, il sistema gioviano in particolare è come un sistema solare in miniatura. Il pianeta Giove stesso non è così lontano dall'essere una stella nana bruna, se avesse solo un po' più di massa per innescare la fusione (penso che sarebbe dovuto accadere nel 2010 in realtà :-o). Giove stesso è abbastanza massiccio che il nostro Sistema Solare può essere facilmente chiamato invece Sistema Solare-Gioviano.

In realtà, Giove è molto lontano dall'essere una nana bruna. Il limite di combustione del deuterio è di 13 masse di Giove. Quindi Giove dovrebbe essere 13 volte più massiccio di quanto lo sia per essere una nana bruna, come definito dall'IAU.

Tuttavia, la definizione IAU di nana bruna (BD) non ha comunque senso. La ragione è che le nane brune, come originariamente definite da Kumar negli anni '60, erano corpi formati da meccanismi di collasso di gas simili a stelle che non acquisivano massa sufficiente per iniziare la fusione del nucleo dell'idrogeno.

Giove non si è formato come una stella - attraverso il collasso del gas. Invece si è formato per "accrescimento del nucleo" in un disco proto-planetario attorno al Sole in formazione. Nell'accrescimento del nucleo, il gigante gassoso prima forma un nucleo di roccia/ghiaccio di

10 masse terrestri e poi inizia a spazzare via il familiare involucro H/He che lo rende un gigante gassoso.

Questi sono due diversi meccanismi di formazione e risulta che i due meccanismi hanno un regime di massa sovrapposto. I meccanismi di collasso del gas che formano stelle possono formare BD di appena 4 masse di Giove, mentre l'accrescimento del nucleo può formare corpi che superano il limite di combustione del deuterio (13 masse di Giove).

Quindi il limite di combustione del deuterio è utile solo in quanto è un limite di massa facile da identificare. Ma non ha senso in termini di processo di formazione e caratteristiche fisiche. Un corpo più grande di 13 masse di Giove potrebbe effettivamente essersi formato in un disco proto-planetario, mentre corpi piccoli come 4 masse di Giove potrebbero essersi formati come una stella.

Questo è un problema nella tassonomia planetaria che non viene discusso così spesso come l'intero dibattito su Plutone. Ma è significativo.

L'IAU si rifiuta ostinatamente di usare il meccanismo di formazione per definire la differenza tra un pianeta BD e un pianeta gigante perché sostengono che è troppo difficile sapere con certezza con quale meccanismo potrebbe essersi formato un particolare corpo di massa 4-60 di Giove. Eppure, come originariamente concepito, non si può discutere cosa costituisce un BD senza includere il meccanismo di formazione.

E dovrebbero esserci differenze fisiche tra i due tipi di oggetti. In particolare, la formazione in un disco proto-planetario risulterà in un gigante gassoso con un forte arricchimento di elementi rispetto alla stella madre (elemento pesante qui significa qualcosa di più pesante dell'elio o degli elementi Z>2 dove "Z" rappresenta il numero atomico) dove come un marrone nano dovrebbe avere un contenuto di elementi pesanti simile alla stella compagna.

Un'altra domanda: come chiamiamo corpi in orbita attorno a nane brune? Sono pianeti o lune? Il meccanismo di formazione del pozzo ci insegna mentre il limite di combustione del deuterio no. Se definiamo le nane brune come quei corpi substellari che si sono formati dal collasso del gas, allora un corpo in orbita attorno a una nana bruna che si è formato in un disco proto-planetario attorno al BD (questo è stato osservato) sarebbe un pianeta, non una luna.

Quindi questo è ciò che penso abbia più senso nel risolvere il dilemma tassonomia tra nana bruna e pianeta gigante. Poiché il limite di massa inferiore per i corpi formati dal collasso del gas è di 4 masse di Giove, allora questo dovrebbe essere anche il limite di massa inferiore per le nane brune. Tutti i corpi sferici più piccoli di 4 masse di Giove sono pianeti. I corpi tra le 4 e le 60 masse di Giove possono essere nane brune o possono essere pianeti giganti gassosi a seconda del meccanismo di formazione. L'IAU vuole un unico limite di massa pulita per dividere i pianeti giganti dalle nane brune, ma il regime di massa sovrapposto per il collasso del gas e i meccanismi di formazione del nucleo garantisce che ciò non sia possibile. Il meccanismo di formazione è un concetto troppo importante per essere semplicemente ignorato. Poiché le osservazioni in futuro consentiranno un'assegnazione più certa del meccanismo di formazione, gli astronomi possono mettere 4-60 corpi di massa di Giove nel "cestino" corretto.

Ho proposto una scala di massa per separare i corpi basata sulle relazioni massa-raggio e massa-densità e sulle caratteristiche dei corpi del Sistema Solare. La scala comprende 5 classi di massa:

P1 --> 4-60 masse di Giove. Questa classe include corpi che sono giganti gassosi o nane brune a seconda del meccanismo di formazione.

P2 --> 0.2-4 masse di Giove. Questa classe è composta principalmente da giganti gassosi, ma può includere alcuni giganti di ghiaccio supermassicci. Il limite di massa inferiore si basa su uno spostamento della pendenza delle relazioni massa-raggio e massa-densità.

P3 --> 6-60 masse terrestri. Questa classe include un mix di giganti di ghiaccio, mini giganti di gas, super terrestri e altre classi di composizione insolite che possono essere un mix di roccia, ghiaccio e gas.

P4 --> 0,05 - 6 masse terrestri. Questa classe è dove si troverà la maggior parte dei pianeti terrestri di roccia pura, ma includerà anche alcuni pianeti di roccia/ghiaccio. Il limite di massa superiore qui è nuovamente identificato dalla relazione massa-raggio. La maggior parte dei pianeti con <1.5 raggi terrestri (o

6 masse terrestri) sono terrestri e mancano di un inviluppo H/He. Il limite di massa inferiore è appena al di sotto della massa di Mercurio. La maggior parte (non tutti) i corpi del Sistema Solare non sono roccia pura ma un mix roccia/ghiaccio.

P5 --> 3,7 x 10 19 kg a 0,05 masse terrestri. Questa classe è composta principalmente da corpi che hanno un mix di roccia/ghiaccio che include lune ghiacciate sferiche e pianeti nani.

Le classi di massa si basano su criteri fisici e tendono a raggruppare i pianeti in gruppi con una gamma più piccola di tipi di composizione, ma non richiedono che un pianeta nella classe di massa abbia una singola composizione specifica.

#12 Nicole Sharp

In realtà, Giove è molto lontano dall'essere una nana bruna. Il limite di combustione del deuterio è di 13 masse di Giove. Quindi Giove dovrebbe essere 13 volte più massiccio di quanto lo sia per essere una nana bruna, come definito dall'IAU.

Tuttavia, la definizione IAU di nana bruna (BD) non ha comunque senso. La ragione è che le nane brune, come originariamente definite da Kumar negli anni '60, erano corpi formati da meccanismi di collasso di gas simili a stelle che non acquisivano massa sufficiente per iniziare la fusione del nucleo dell'idrogeno.

Giove non si è formato come una stella - attraverso il collasso del gas. Invece si è formato per "accrescimento del nucleo" in un disco proto-planetario attorno al Sole in formazione. Nell'accrescimento del nucleo, il gigante gassoso prima forma un nucleo di roccia/ghiaccio di

10 masse terrestri e poi inizia a spazzare via il familiare involucro H/He che lo rende un gigante gassoso.

Questi sono due diversi meccanismi di formazione e risulta che i due meccanismi hanno un regime di massa sovrapposto. I meccanismi di collasso del gas che formano stelle possono formare BD di appena 4 masse di Giove, mentre l'accrescimento del nucleo può formare corpi che superano il limite di combustione del deuterio (13 masse di Giove).

Quindi il limite di combustione del deuterio è utile solo in quanto è un limite di massa facile da identificare. Ma non ha senso in termini di processo di formazione e caratteristiche fisiche. Un corpo più grande di 13 masse di Giove potrebbe effettivamente essersi formato in un disco proto-planetario, mentre corpi piccoli come 4 masse di Giove potrebbero essersi formati come una stella.

Questo è un problema nella tassonomia planetaria che non viene discusso così spesso come l'intero dibattito su Plutone. Ma è significativo.

L'IAU si rifiuta ostinatamente di usare il meccanismo di formazione per definire la differenza tra un pianeta BD e un pianeta gigante perché sostengono che è troppo difficile sapere con certezza con quale meccanismo potrebbe essersi formato un particolare corpo di massa 4-60 di Giove. Eppure, come originariamente concepito, non si può discutere cosa costituisce un BD senza includere il meccanismo di formazione.

E dovrebbero esserci differenze fisiche tra i due tipi di oggetti. In particolare, la formazione in un disco proto-planetario risulterà in un gigante gassoso con un forte arricchimento di elementi rispetto alla stella madre (elemento pesante qui significa qualcosa di più pesante dell'elio o degli elementi Z>2 dove "Z" rappresenta il numero atomico) dove come un marrone nano dovrebbe avere un contenuto di elementi pesanti simile alla stella compagna.

Un'altra domanda: come chiamiamo corpi in orbita attorno a nane brune? Sono pianeti o lune? Il meccanismo di formazione del pozzo ci insegna mentre il limite di combustione del deuterio no. Se definiamo le nane brune come quei corpi substellari che si sono formati dal collasso del gas, allora un corpo in orbita attorno a una nana bruna che si è formato in un disco proto-planetario attorno al BD (questo è stato osservato) sarebbe un pianeta, non una luna.

Quindi questo è ciò che penso abbia più senso nel risolvere il dilemma tassonomia tra nana bruna e pianeta gigante. Poiché il limite di massa inferiore per i corpi formati dal collasso del gas è di 4 masse di Giove, allora questo dovrebbe essere anche il limite di massa inferiore per le nane brune. Tutti i corpi sferici più piccoli di 4 masse di Giove sono pianeti. I corpi tra le 4 e le 60 masse di Giove possono essere nane brune o possono essere pianeti giganti gassosi a seconda del meccanismo di formazione. L'IAU vuole un unico limite di massa pulita per dividere i pianeti giganti dalle nane brune, ma il regime di massa sovrapposto per il collasso del gas e i meccanismi di formazione del nucleo garantisce che ciò non sia possibile. Il meccanismo di formazione è un concetto troppo importante per essere semplicemente ignorato. Poiché le osservazioni in futuro consentiranno un'assegnazione più certa del meccanismo di formazione, gli astronomi possono mettere 4-60 corpi di massa di Giove nel "cestino" corretto.

Ho proposto una scala di massa per separare i corpi basata sulle relazioni massa-raggio e massa-densità e sulle caratteristiche dei corpi del Sistema Solare. La scala comprende 5 classi di massa:

P1 --> 4-60 masse di Giove. Questa classe include corpi che sono giganti gassosi o nane brune a seconda del meccanismo di formazione.

P2 --> 0.2-4 masse di Giove. Questa classe è composta principalmente da giganti gassosi, ma può includere alcuni giganti di ghiaccio supermassicci. Il limite di massa inferiore si basa su uno spostamento della pendenza delle relazioni massa-raggio e massa-densità.

P3 --> 6-60 masse terrestri. Questa classe include un mix di giganti di ghiaccio, mini giganti di gas, super terrestri e altre classi di composizione insolite che possono essere un mix di roccia, ghiaccio e gas.

P4 --> 0,05 - 6 masse terrestri. Questa classe è dove si troverà la maggior parte dei pianeti terrestri di roccia pura, ma includerà anche alcuni pianeti di roccia/ghiaccio. Il limite di massa superiore qui è nuovamente identificato dalla relazione massa-raggio. La maggior parte dei pianeti con <1.5 raggi terrestri (o

6 masse terrestri) sono terrestri e mancano di un inviluppo H/He. Il limite di massa inferiore è appena al di sotto della massa di Mercurio. La maggior parte (non tutti) i corpi del Sistema Solare non sono roccia pura ma un mix roccia/ghiaccio.

P5 --> 3,7 x 10 19 kg a 0,05 masse terrestri. Questa classe è composta principalmente da corpi che hanno un mix di roccia/ghiaccio che include lune ghiacciate sferiche e pianeti nani.

Le classi di massa si basano su criteri fisici e tendono a raggruppare i pianeti in gruppi con una gamma più piccola di tipi di composizione, ma non richiedono che un pianeta nella classe di massa abbia una singola composizione specifica.

Leggendo su Wikipedia, a quanto pare c'è un'intera classe di oggetti chiamati "sub-nane brune" con masse piccole come una massa gioviana che gli astronomi non riescono a capire se sono stelle o pianeti.

Ma 13 masse gioviane per innescare la fusione sono solo 0,01 masse solari, quindi questa è una quantità aggiuntiva molto piccola di massa necessaria affinché il nostro Sistema Solare si sia formato con due stelle invece di una.

Anche determinare come si è formato un oggetto potrebbe non essere un qualificatore perfetto. Ho letto un articolo di recente che un certo numero di oggetti nel nostro Sistema Solare potrebbe non essersi formato affatto nel nostro Sistema Solare. Lo spazio può diventare piuttosto disordinato e c'è più interazione tra i sistemi stellari di quanto si possa pensare.


La combinazione o fusione di tre particelle alfa (nuclei di elio 4 He) per formare un nucleo di carbonio (12 C) è nota come processo triplo alfa.

  • Il processo di fusione non è affatto semplice in quanto non esiste una configurazione stabile con massa atomica di 8 ( 8 Be) che sia formata dalla fusione di due nuclei di 4 He. La durata di 8 Be è di 3 × 10 -16 secondi molto brevi.
  • Tuttavia se questo nucleo instabile di 8 Be viene colpito da altri nuclei di 4 He è possibile formare 12 C (e un raggio gamma). Ciò può verificarsi perché la vita di 8 Be è in realtà più lunga del tempo medio di collisione o di dispersione dei nuclei di elio a temperature intorno a 10 8 K che sono necessarie per far procedere questo processo di fusione. Nel 1952 Edwin Salpeter propose questo processo come il modo per formare il 12 C.
  • Not long afterwards Fred Hoyle suggested that the fusion of 8 Be and 4 He would be greatly enhanced if the 12 C nucleus possessed an energy level near to the combined energies of the two nuclei involved. The subsequent reaction would then be a resonant reaction. This resonant energy level was found by experiments at the Kellogg Radiation Laboratory at CalTech.

The triple alpha process will occur in red giant stars that have left the main sequence (and have consumed their core hydrogen) and have core temperatures of 10 8 K and higher. Once 12 C has been formed it is possible with temperatures around 6 × 10 8 K to continue forming heavier nuclei by the combination of two 12 C nuclei to make 16 O , 20 Ne, 24 Mg and with temperatures around 10 9 K the combination of two 16 O nuclei can make 28 Si, 31 P, 31 S and 32 S.

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Nuclear Reactions in the Sun’s Interior

The Sun , then, taps the energy contained in the nuclei of atoms through nuclear fusion . Let’s look at what happens in more detail. Deep inside the Sun, a three-step process takes four hydrogen nuclei and fuses them together to form a single helium nucleus. The helium nucleus is slightly less massive than the four hydrogen nuclei that combine to form it, and that mass is converted into energy.

The initial step required to form one helium nucleus from four hydrogen nuclei is shown in Figure 16.6. At the high temperatures inside the Sun’s core, two protons combine to make a deuterium nucleus, which is an isotope (or version) of hydrogen that contains one proton and one neutron. In effect, one of the original protons has been converted into a neutron in the fusion reaction. Electric charge has to be conserved in nuclear reactions, and it is conserved in this one. A positron (antimatter electron) emerges from the reaction and carries away the positive charge originally associated with one of the protons.

Figure 16.6. This is the first step in the process of fusing hydrogen into helium in the Sun. High temperatures are required because this reaction starts with two hydrogen nuclei, which are protons (shown in blue at left) that must overcome electrical repulsion to combine, forming a hydrogen nucleus with a proton and a neutron (shown in red). Note that hydrogen containing one proton and one neutron is given its own name: deuterium. Also produced in this reaction are a positron, which is an antielectron, and an elusive particle named the neutrino.

Since it is antimatter, this positron will instantly collide with a nearby electron, and both will be annihilated, producing electromagnetic energy in the form of gamma-ray photons. This gamma ray, which has been created in the center of the Sun, finds itself in a world crammed full of fast-moving nuclei and electrons. The gamma ray collides with particles of matter and transfers its energy to one of them. The particle later emits another gamma-ray photon, but often the emitted photon has a bit less energy than the one that was absorbed.

Such interactions happen to gamma rays again and again and again as they make their way slowly toward the outer layers of the Sun, until their energy becomes so reduced that they are no longer gamma rays but X-rays (recall what you learned in The Electromagnetic Spectrum). Later, as the photons lose still more energy through collisions in the crowded center of the Sun, they become ultraviolet photons.

By the time they reach the Sun’s surface, most of the photons have given up enough energy to be ordinary light—and they are the sunlight we see coming from our star. (To be precise, each gamma-ray photon is ultimately converted into many separate lower-energy photons of sunlight.) So, the sunlight given off by the Sun today had its origin as a gamma ray produced by nuclear reactions deep in the Sun’s core. The length of time that photons require to reach the surface depends on how far a photon on average travels between collisions, and the travel time depends on what model of the complicated solar interior we accept. Estimates are somewhat uncertain but indicate that the emission of energy from the surface of the Sun can lag its production in the interior by 100,000 years to as much as 1,000,000 years.

In addition to the positron, the fusion of two hydrogen atoms to form deuterium results in the emission of a neutrino . Because neutrinos interact so little with ordinary matter, those produced by fusion reactions near the center of the Sun travel directly to the Sun’s surface and then out into space, in all directions. Neutrinos move at nearly the speed of light, and they escape the Sun about two seconds after they are created.

Figure 16.7. This is the second step of the proton-proton chain, the fusion reaction that converts hydrogen into helium in the Sun. This step combines one hydrogen nucleus, which is a proton (shown in blue), with the deuterium nucleus from the previous step (shown as a red and blue particle). The product of this is an isotope of helium with two protons (blue) and one neutron (red) and energy in the form of gamma-ray radiation.

The second step in forming helium from hydrogen is to add another proton to the deuterium nucleus to create a helium nucleus that contains two protons and one neutron (Figure 16.7). In the process, some mass is again lost and more gamma radiation is emitted. Such a nucleus is helium because an element is defined by its number of protons any nucleus with two protons is called helium. But this form of helium, which we call helium-3 (and write in shorthand as 3 He) is not the isotope we see in the Sun’s atmosphere or on Earth. That helium has two neutrons and two protons and hence is called helium-4 ( 4 He).

To get to helium-4 in the Sun, helium-3 must combine with another helium-3 in the third step of fusion (illustrated in Figure 16.8). Note that two energetic protons are left over from this step each of them comes out of the reaction ready to collide with other protons and to start step 1 in the chain of reactions all over again.

Figure 16.8. This is the third step in the fusion of hydrogen into helium in the Sun. Note that the two helium-3 nuclei from the second step (see [link]) must combine before the third step becomes possible. The two protons that come out of this step have the energy to collide with other protons in the Sun and start step one again.

Appunti

  • The reactor room contains extremely high levels of radiation.
  • If one chooses to have Allie follow them, she will come equipped with a hooded cleanroom suit and an Institute pistol. She can neither sneak nor leave the Mass Fusion building and is essential for the duration of the quest. This provides fire support in the building, and she will also advise the player character on how to retrieve the agitator.
  • Any active companion will join the player character in the Mass Fusion executive suite during this mission, despite none of them (save for X6-88) having any means of following them into the Institute and from there to the roof of the building. The sole exception is Danse, who will either be hostile at the next encounter as all Brotherhood members will or if Blind Betrayal has been completed, leave for one of the settlements and thereafter be unable to be interacted with except for trading items and assignment to tasks/relocation to other settlements with the workshop menu (like an ordinary settler).
  • Completing this quest on the Institute's side, and thus becoming an enemy of the Brotherhood of Steel, is required to maintain one's cover and successfully complete the Railroad main questline.
  • If one has begun The Nuclear Option (Railroad) after completing Rockets' Red Glare, two Railroad agents will be standing on the roof when the player character relays to the normally inaccessible Mass Fusion executive suite, having been spawned for the sequence where the player character activates the detonator and destroys the Institute. If Allie is accompanying the player character, she will engage and kill them, but they will not engage her. The agents wear Mark I Railroad armor regardless of one's level.
  • As of patch 1.2, it is impossible to inform Proctor Ingram of the Institute's plans while Tactical Thinking is active, thus making it impossible to start Spoils of War before completing Tactical Thinking and destroying the Railroad. If she is spoken to, she will simply direct the player character to Captain Kells.
    • On PC the console can be used to complete Tactical Thinking by entering "setstage 00107a1c 255" and still have friendly relations with the Railroad. After this Proctor Ingram will allow Spoils of War to start normally when spoken to.
    • If Blind Betrayal has not been turned in to Elder Maxson, Tactical Thinking will not start. Thus, it is possible to start Spoils of War without finishing Tactical Thinking as long as that quest has not been added to the journal in the first place. However, Elder Maxson will move into his room then, making Blind Betrayal unable to finish.

    Glossary

    Fission

    breaking up of heavier atomic nuclei into lighter ones

    Fusion

    building up of heavier atomic nuclei from lighter ones

    Neutrino

    fundamental particle that has no charge and a mass that is tiny relative to an electron it rarely interacts with ordinary matter and comes in three different types

    Positron

    particle with the same mass as an electron, but positively charged

    Proton-proton chain

    series of thermonuclear reactions by which nuclei of hydrogen are built up into nuclei of helium


    Mass required for a certain fusion process - Astronomy

    Fusion is the process that powers the sun and the stars. It is the reaction in which two atoms of hydrogen combine together, or fuse, to form an atom of helium. In the process some of the mass of the hydrogen is converted into energy. The easiest fusion reaction to make happen is combining deuterium (or “heavy hydrogen) with tritium (or “heavy-heavy hydrogen”) to make helium and a neutron. Deuterium is plentifully available in ordinary water. Tritium can be produced by combining the fusion neutron with the abundant light metal lithium. Thus fusion has the potential to be an inexhaustible source of energy.

    To make fusion happen, the atoms of hydrogen must be heated to very high temperatures (100 million degrees) so they are ionized (forming a plasma) and have sufficient energy to fuse, and then be held together i.e. confined, long enough for fusion to occur. The sun and stars do this by gravity. More practical approaches on earth are magnetic confinement, where a strong magnetic field holds the ionized atoms together while they are heated by microwaves or other energy sources, and inertial confinement, where a tiny pellet of frozen hydrogen is compressed and heated by an intense energy beam, such as a laser, so quickly that fusion occurs before the atoms can fly apart.

    Who cares? Scientists have sought to make fusion work on earth for over 40 years. If we are successful, we will have an energy source that is inexhaustible. One out of every 6,500 atoms of hydrogen in ordinary water is deuterium, giving a gallon of water the energy content of 300 gallons of gasoline. In addition, fusion would be environmentally friendly, producing no combustion products or greenhouse gases. While fusion is a nuclear process, the products of the fusion reaction (helium and a neutron) are not radioactive, and with proper design a fusion power plant would be passively safe, and would produce no long-lived radioactive waste. Design studies show that electricity from fusion should be about the same cost as present day sources.

    We’re getting close! While fusion sounds simple, the details are difficult and exacting. Heating, compressing and confining hydrogen plasmas at 100 million degrees is a significant challenge. It has taken a lot of science and engineering research to get fusion developments to where they are today. Both magnetic and inertial fusion programs are conducting experiments to develop a commercial application. If all goes well, commercial application should be possible by about 2020, providing humankind a safe, clean, inexhaustible energy source for the future.