Nukleosyntéza

Nukleosyntéza (z latinského  nucleus „jádro“ a jiného řeckého σύνθεσις „sloučenina, složení“) je přirozený proces tvorby jader chemických prvků těžších než vodík . Nukleosyntéza je zodpovědná za pozorované množství chemických prvků a jejich izotopů.

Mezi tři hlavní fáze nukleosyntézy patří primární nukleosyntéza (která probíhala v počátečních fázích existence vesmíru během Velkého třesku ), hvězdná nukleosyntéza (během tichého spalování a výbuchů hvězd ) a také nukleosyntéza působením kosmického paprsky .

Primární nukleosyntéza

V procesu primární nukleosyntézy vznikají prvky, které nejsou těžší než lithium , standardní model Velkého třesku předpovídá poměr prvků: 1 H  - 75 %, 4 He  - 25 %, D ( 2 H)  - 3⋅10 −5 , 3 He  - 2⋅10 − 5 , 7 Li  — 10 −9 , což je v dobré shodě s experimentálními údaji o určování složení hmoty v objektech s velkým rudým posuvem (z čar ve spektrech kvasarů ) [1] .

Krátké trvání procesu primární nukleosyntézy (několik minut) a nestabilita jader s hmotnostními čísly 5 a 8 („mezery“ v hmotnostním spektru jader) neumožňují vznik těžších jader, která se objevují až později, v r. hvězdnou nukleosyntézou a působením kosmického záření při spalačních reakcích.

Hvězdná nukleosyntéza

Některá z nejlehčích jader se kromě primární nukleosyntézy tvoří ve hvězdách. Hlavním zdrojem energie pro hvězdy hlavní posloupnosti je syntéza helia-4 z vodíku v proton-protonovém cyklu a (u hvězd těžších než Slunce) v cyklu CNO . V proton-protonovém ( pp ) cyklu vznikají jako meziprodukty deuterium, helium-3 a lithium-7.

Helium-4 se také tvoří při spalování primárního deuteria , ke kterému může dojít i u hnědých trpaslíků , kde je proces pp stále nemožný kvůli příliš nízké teplotě a tlaku ve středu.

K syntéze těžších jader dochází i ve hvězdách. Uhlík-12 vzniká při reakci trojitého helia (včetně jejího výbušného projevu, známého jako héliový záblesk , v jádrech červených obrů ):

Některá další lehká jádra (až do fluoru 19F včetně ) mohou být syntetizována v nitru relativně málo hmotných hvězd v cyklu CNO.

Jádra až do železa 56 Fe (toto jádro má maximální vazebnou energii na nukleon) jsou syntetizována fúzí lehčích jader v nitru hmotných hvězd. V závislosti na podmínkách se zde uplatňují procesy jako spalování uhlíku (včetně výbušnin ), kyslíku , neonu , křemíku , zachycování alfa částic jádry ( alfa proces ).

Syntéza těžkých a supertěžkých jader probíhá pomalým nebo rychlým záchytem neutronů (viz s-proces , r-process ), pravděpodobně v předsupernovách a při explozích supernov . Tvorba těžkých jader s nedostatkem neutronů prochází p-procesem a rp-procesem (pomalý a rychlý záchyt protonů). Záchyty neutronů a protonů jsou doprovázeny β − - a β + - -rozpady vzniklých jader.

Experimentálním potvrzením skutečnosti hvězdné nukleosyntézy je nízký obsah těžkých prvků ve starých hvězdách, které vznikly v raných fázích vývoje Vesmíru z hmoty, která vznikla při primární nukleosyntéze a jejíž chemické složení se hvězdnou nukleosyntézou nezměnilo.

Explozivní nukleosyntéza

Vyskytuje se při explozích supernov a dalších rychlých procesech spojených se ztrátou hydrostatické rovnováhy hvězdou. Částečně zodpovědný za tvorbu prvků od uhlíku po železo a některé z těch těžších [2] .

Nukleosyntéza v kosmickém záření

V důsledku štěpných reakcí v kosmickém záření vznikají lehčí jádra z uhlíkových, dusíkových a kyslíkových jader, která jsou „obejita“ procesy primární a hvězdné nukleosyntézy, zejména lithium-6, berylium-9, bor-10 a bor-11 .

Viz také

• Rozšíření chemických prvků

Poznámky

1. ↑ Postnov K. A. Přednášky o obecné astrofyzice pro fyziky . Astronet . Získáno 1. října 2009. Archivováno z originálu dne 23. srpna 2011. (neurčitý)
2. ↑ Khokhlov A. M. Explosive nucleosynthesis // Physical Encyclopedia  : [v 5 svazcích] / Ch. vyd. A. M. Prochorov . - M . : Soviet Encyclopedia , 1988. - T. 1: Aharonov - Bohmův efekt - Dlouhé čáry. - S. 270-271. — 707 s. — 100 000 výtisků.

Literatura

• Chechev V.P., Kramarovsky Ya.M. Nucleosynthesis // Physical Encyclopedia  : [v 5 svazcích] / Ch. vyd. A. M. Prochorov . - M . : Great Russian Encyclopedia , 1992. - T. 3: Magnetoplasmic - Poyntingova věta. - S. 363-366. — 672 s. - 48 000 výtisků.  — ISBN 5-85270-019-3 .
• Ishkhanov B. S., Kapitonov I. M., Tutyn I. M. Nukleosyntéza ve vesmíru Archivní kopie z 27. prosince 2012 na Wayback Machine  - M .: Moskevské univerzitní nakladatelství.
• Clayton, D. D. Principy hvězdné evoluce a nukleosyntézy  . — Dotisk. - Chicago, USA: University of Chicago Press , 1983. - ISBN 978-0-226-10952-7 .
• Clayton, D. D. Handbook of Isotopes in the Cosmos. - Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2003. - ISBN 978-0-521-82381-4 .
• Rolfs, C.E.; Rodney, W.S. Kotle v kosmu: Nukleární  astrofyzika . - Chicago, USA: University of Chicago Press , 2005. - ISBN 978-0-226-72457-7 .
• Iliadis, C. Nukleární fyzika hvězd. - Weinheim, Německo: Wiley-VCH , 2007. - ISBN 978-3-527-40602-9 .

Odkazy

• Hoyle, F. Syntéza prvků z vodíku  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1946. - Sv. 106 , č. 5 . - str. 343-383 . - doi : 10.1093/mnras/106.5.343 . - .
• Hoyle, F. On Nuclear Reactions Occuring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1954. - Sv. 1 . — S. 121 . - doi : 10.1086/190005 . - .
• Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars  // Reviews of Modern Physics  . - 1957. - Sv. 29 , č. 4 . - S. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - .
• Meneguzzi, M.; Audouze, J.; Reeves, H. The Production of the Elements Li, Be, B by galactic Cosmic Rays in Space and its Relations with Stellar Observations  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1971. - Sv. 15 . - str. 337-359 . - .

Slovníky a encyklopedie	Skvělý norský Velký Rus okolo světa Britannica (online) Universalis
V bibliografických katalozích	GND : 4172156-1