Nucleosinteză - un
nucleosinteză
proces în care complexul de bază, elemente grele chimice, cum ar fi oxigen, fier și aur, formate din nuclee atomice mai simple și ușoare (de obicei din hidrogen). Într-un stadiu incipient al expansiunii Universului, atunci când substanța era densă și fierbinte, peste tot existau condiții adecvate pentru nucleosinteză. Mai târziu a avut loc numai în interioarele de stele, în general, mai masive decât Soarele nostru. In ambele cazuri, procesul principal sunt reacțiile nucleare și anume Reacțiile în care interacțiunea dintre nucleele atomice ale unuia sau mai multor tip având tip nou nucleu. Aceste reacții nu sunt doar create atomii care alcătuiesc noi înșine și planeta noastră; ele servesc, de asemenea, ca sursă de energie pentru soare și alte stele. Nucleosinteză sau nukleogenez, trebuie să se facă distincția între baryogenesis, și anume procesele care au loc în univers încă anterior, în care părțile componente ale nucleelor atomice (protoni și neutroni) formate din quarc - majoritatea particulelor fundamentale ale materiei.
nucleosinteză cosmologică. A. Penzias si Robert Wilson, găsind în 1965 că spațiul este umplut cu radiații cu microunde, a confirmat predicția făcută aproape 20 de ani înainte de RA Alpher și R. Herman și Gamow, care a studiat teoretic reacții nucleare în universul foarte timpuriu . Descoperirea a radiației de microunde relicva a dovedit că 10-20 de miliarde de ani în urmă. Universul a fost foarte dens și fierbinte. Temperatura ei a depășit un miliard K, iar densitatea a fost în interiorul soarelui - acestea sunt condițiile necesare pentru reacțiile nucleare. Văzând că temperatura CMB de 2,75 K, astronomii au determinat tipurile și intensitatea reacțiilor nucleare în acele zile. Aproape toate aceste reacții au fost realizate în laborator și de a determina intensitatea cu care reacțiile au loc la temperaturi diferite, cât de mult se eliberează energie, în același timp, și ce produse sunt obținute. Aceste date ne-au permis să înțelegem nukleogeneze stele, care va fi discutat în secțiunea următoare. Principalele produse ale reacțiilor nucleare în universul timpuriu sunt hidrogen și heliu într-o proporție în greutate de aproximativ 3: 1. Formată asemenea cantitate neglijabilă de hidrogen greu (deuteriu, D sau 2H), plămân heliu (3He) și litiu (Li): doar câteva ppm din greutatea totală. Prin urmare, primele stele au fost compuse aproape în întregime din hidrogen și heliu. Primele stele sunt plecat, dar cele mai vechi stelele care au supraviețuit conțin mai puțin de 0,001% din toate celelalte elemente. Dar soarele și mai multe stele tinere, aceste elemente constituie în greutate de aproximativ 2%. Reacțiile din Univers timpuriu sa oprit pentru hidrogen și heliu, cu o cantitate mică de impurități, deoarece nu există nuclee stabile care conțin 5 sau 8 protoni și neutroni. De aceea, din hidrogen (un proton) și (doi protoni si doi neutroni) heliu nu pot face nucleu mai complex. Până în momentul în care universul răcit, astfel încât oțelul poate și alte reacții, acesta este extins, astfel încât materialul de densitate scăzută a făcut extrem de improbabil ca o coliziune simultană a trei sau mai multe nuclee pentru crearea unor elemente mai complexe. O caracteristică importantă a nucleosinteză cosmologic este că valoarea rezultată heliu, deuteriu și litiu depinde de densitatea medie a universului (Fig. 1). La particule de densitate mare se ciocnesc frecvent, atât de mulți protoni și neutroni din nucleul de heliu sunt combinate și este foarte puțin deuteriu; la o densitate scăzută a format deuteriu mai mare dar mai puțin de heliu și litiu.
Fig. 1. nucleosinteză cosmologic - formarea elementelor chimice din universul timpuriu. Axa verticală indică proporția unei substanțe conținute în heliu-4 izotopi, heliu-3, deuteriu (2H) și litiu 7 ca funcție a densității curentului a materialului convențional (axa orizontală). Patru dreptunghi hașurată arată proporția observată a acestor izotopi într-un material care nu este experimentat în prelucrarea stelelor. Linia verticală punctată indică limita superioară a densității de material convențional, care este în concordanță cu prevalența acestor elemente, iar linia verticală solidă - cea mai probabilă densitate materia obișnuită. Această limită superioară este de aproximativ 15%, iar suma probabil - mai puțin de 10% din valoarea densității critice la care extinderea opritorul universului și de compresie va fi înlocuit. Se presupune că constanta Hubble este de 50 (km / s Mpc) și că există trei tipuri de neutrini.
Prin conversia hidrogenului în heliu în oricare dintre aceste cicluri se alocă mai multă energie (7 x 10 13 J / kg), care este un gram de hidrogen ar fi suficient pentru a conduce timp de 10 ani. Deoarece hidrogenul arde încet și eliberărilor atât de multă energie, susține stelele strălucesc pentru aproximativ 90% din timpul vieții sale. Soarele nostru arde de hidrogen deja 4,5 miliarde. ani, iar rezervele rămase vor fi de ajuns pentru el cam la fel. mai multe stele masive arde stocul lor mai repede - doar milioane de ani.
Când hidrogenul este de peste, o stea cu masă mai mică de 40% din mor solar, devenind pitice albe plictisitoare și compact compuse din heliu. In mai multe stele masive regiune centrală este comprimat, iar temperatura în acesta este 108 K. La această temperatură, reacția poate nuclee de heliu și de înaltă densitate sub suprafața stelare face destul de probabil să îndeplinească trei sau patru dintre aceste nuclee prin reacția cu nașterea de carbon sau oxigen:
Acesta este format aproximativ egală cu cantitatea de carbon și oxigen, iar acest lucru este foarte mare succes, deoarece ambele elemente sunt importante biologic. Pentru stele cu o masă mai mică de 6-8 în greutate Sun pas cu heliu rapidă (care durează doar câteva procente din timpul de ardere de hidrogen) este de fapt ultimul în viața lor. O parte din heliu, azot, carbon și oxigen, astfel adusă la suprafață. Luminozitatea crește stea, se umflă și picături un înveliș sub forma unei nebuloase planetare, mediu interstelar reumplute acele elemente. miezul stelei este stocată sub forma unui pitic alb carbon-oxigen. Pentru stele, cu o masă inițială mai mare de 6-8 gr compresiune Sun miez continuă, iar creșterea temperaturii aceasta stimulează reacția nucleară suplimentară conduce la apariția unui spectru larg de elemente noi. În primul rând, carbonul este ars, oferind în principal neon și sodiu. Apoi neon ars, creând printre alte elemente de magneziu și aluminiu. Apoi arde oxigenul, oferind, printre altele, siliciu și sulf. În cele din urmă, arde siliciu, transformându-se în fier și aproape la acestea elemente (nichel, cobalt, mangan, vezi Tabelul Periodic.). Aceste reacții apar la aproximativ 109 K. În ele este relativ puțină energie, iar cea mai mare parte merge într-un neutrino. Acestea ultima etapa de ardere durează doar câteva mii de ani, de la mai mult de un milion de ani de viață a unei stele masive. Fiecare dintre cele de mai sus susțin încă radiații reacții nucleare a stelei. Dar miezul de fier sunt bine conectate toate celelalte nuclee atomice, astfel încât acestea sunt în continuare transformări nu mai pot furniza producția de energie. Cu toate acestea, cu suprafața energiei stea continuă să meargă, astfel încât accidentul se poate întâmpla, ca urmare a arderii de stele formate de siliciu miez de fier sunt prea masive pentru a rezista la acțiunea gravitației. Masa sa de limitare, calculată pentru prima dată în 1931 S.Chandrasekarom se află în intervalul de la 1,1 la 1,4 sori. Fig. 2 prezintă structura stelei cu masa inițială de 18 înainte de masă de siliciu solar final de ardere. Ne-am format toate elementele din carbon la nichel, iar cantitatea lor apropiate în raport cu ceea ce se observă în mediul interstelar și stele tinere. Rămân două întrebări: 1) modul în care aceste elemente părăsesc steaua, pe care s-au născut, și 2) în cazul în care se iau elementele mai grele decât fierul. Răspunsurile la acestea sunt direct legate de ceea ce se întâmplă cu steaua, care crește miez de fier.
Fig. 2. Structura internă de stele, cu o greutate inițială de între 18 și 20 în greutate Soare colaps ajunul nucleului său. Steaua a pierdut o anumită cantitate de substanță, dar aproximativ jumătate din masa ei încă ocupă plicul primar, bogate în hidrogen. Axa orizontală este marcată în unități de masă solare închise într-o anumită rază. In interiorul zonelor semicirculare specificate elemente chimice dominante. Zonele sunt separate prin membrane subțiri, care are loc combustia hidrogenului, heliu, carbon, neon, oxigen și siliciu (enumerate în direcția centrului). Pe cochilii conține temperatură în grade Kelvin (stânga), densitatea în grame pe centimetru cub (dreapta) și raza în inci (dreapta centru).
Supernovele. Atunci când miezul masiv stele se apropie de limita Chandrasekhar, începe aproape simultan mai multe procese, unele cu miez de fier divizat în nuclee de heliu, protoni electroni de captare și să devină neutroni, iar neutrinii răpesc o energie activă. Aceste procese de bază stea este răcit într-o asemenea măsură încât presiunea internă nu mai este capabil să reziste gravitației și se micșorează dramatic. prăbușirea sa dureaza doar aproximativ o secundă; cu o eliberare de energie de ordinul a 1046 J, mai mult de o stea respins în viața lui. Majoritatea covârșitoare a acestei energii este sub formă de neutrini și unde gravitaționale, dar aproximativ 1% se duce la încălzirea straturilor exterioare ale stelelor și descărcarea de gestiune a acestora. Pentru o perioadă scurtă de timp steaua devine comparabilă în luminozitate pentru întreaga galaxie, și se numește „supernova“. În 1987, în galaxia noastră vecină Large Nor Magellanic (LMC) a rupt o supernova. Observat nu numai prin bliț sale de lumină, dar fluxul de neutrini, coajă aruncate și elemente mai grele. Odată cu explozia supernovei au loc patru importante proces de nucleosinteză. În primul rând, oxigen, neon, siliciu și alte elemente în stea formate prin explozie cad în mediul interstelar. Acesta este motivul pentru care toate stelele, după prima generație, nu constă din hidrogen pur și heliu. În al doilea rând, energia care trece prin carcasa se încălzește gazul și stimulează reacțiile nucleare, în care sunt formate diferitele elemente și izotopii lor, din jurul nostru. Chiar lăsând neutrino nucleu cauzează reacții suplimentare, care sunt, de exemplu, principala sursă de fluor. În al treilea rând, excesul de neutroni de energie de fier și face posibilă sintetizarea elementelor mai grele de fier (cm. Mai jos). În al patrulea rând, extinderea stele coajă de gaz, ciocnirea cu gazul interstelar din jur, genereaza unde de șoc, în care atomii individuali par să obțină o mare energie și fac parte din razele cosmice. La rândul său, razele cosmice, cu care se confruntă în mediul interstelar cu nuclee de carbon, azot, oxigen, și alte elemente care le scindează, formând, de exemplu, beriliu și bor, care nu sunt aparent format în Universul timpuriu, nici în stele. Supernovele de tip descris mai sus, inclusiv Supernova 1987A în LMC, sunt obținute numai din stele masive, de scurtă durată. Uneori, cu toate acestea, a înregistrat explozii de supernove printre stele foarte masive destul de vechi și nu este. Fizica acestui proces ar trebui să fie complet diferit, din cauza masei moderată a stelei trebuie să se termine viața, devenind un pitic alb, și nu experimenta un colaps al miezului. Cu toate acestea, carbon-oxigen explodeaza pitic alb, dacă greutatea lui depășește limita Chandrasekhar. Prin urmare, acesta poate exploda în cazul în care o stea din apropiere va curge gaz (multe astfel de perechi, care sunt observate uneori focare de altele noi), sau în cazul în care două sistem audio pitic alb mai aproape împreună și de îmbinare. Când arderea explozivă a carbonului și oxigenului sunt formate în principal din fier și elemente apropiate ale acestora. Energia eliberată este suficientă pentru a explica fenomenul stelelor supernova vechi. Exploding stele se prăbușește și nu lasă în urmă o stea neutronică ca o supernovă cu nuclee prăbușiri. Așa că și stelele lor super-nouă mamă produc elemente de carbon și nichel, pentru a le emit în spațiu. Hidrogen, heliu și puțin litiu conservate prin nucleosinteză în universul timpuriu. Beriliu, bor și o litiu suplimentară creată de razele cosmice. Dar de unde elementele mai grele?
S, r- și p-procese. Formarea nucleelor de fier mai greu se confruntă cu două probleme. În primul rând, în aceste reacții nu este producerea de energie, ceea ce le-ar putea face autoportante; dimpotrivă, ele consumă energie. În al doilea rând, în aceste nuclee au atât de mulți protoni, că li se pare dificil de abordat fără a distruge reciproc. Prin urmare, sinteza elementelor de cupru la uraniu este posibilă doar prin adăugarea de neutroni (și energie) la fier. Capturarea de la unul la trei nuclee neutronii devin instabile și se descompun, transformându-unul sau mai mulți neutroni la protoni si astfel elemente mai grele decât fierul formează. Detaliile acestui proces complex, au fost descrise în A.Kameronom mijlocul anilor 1950 în Canada, precum și M. și Dzh.Berbidzh, U.Faulerom și F. Hoyle, care a lucrat în Statele Unite. Deoarece toate elementele formate în acest proces sunt rare, trece printr-o substanță puțin. Ce fel de elemente și izotopi sunt produse, în funcție de ceea ce fluxul de neutroni și cât timp acționează asupra materiei. Supernovele spew flux de neutroni uriaș într-un timp scurt, astfel încât imaginea de izotopi stabili de elemente cu un exces de neutroni. Deoarece captarea de neutroni se produce rapid, procesul de sinteză elemente se numește r-proces (de rapide English -. Rapid). Cei mai mulți alți izotopi pot fi formate prin captura de neutroni lentă. În aceste reacții, cunoscut sub numele de e-proces (din limba engleză lent -. Slow) este necesar pentru captura de neutroni de mai mulți ani, nu a doua. Condiții adecvate pentru procesul-s apar în etapele ulterioare ale vieții stelelor, când hidrogen și heliu în ele se estompeze și ei devin pitice albe. Neutronii emis, de exemplu, de la 13 nuclee de C, sunt suficient de energic pentru a penetra miezul de fier sau miez mai masiv. Există dovezi directe de acest lucru: unele vechi stea crescut chiar înainte de reajustare nebuloase planetare au pe suprafața o mulțime de bariu și alte caracteristici ale elementelor s-proces. Uneori există technețiu, și pentru că nu are izotopi stabili și se rupe mai puțin de un milion de ani, este clar că a fost „făcut“ în cele mai stea. Fig. 3 prezintă un element de prindere lanț și dezintegrează în cursul s-yterbiu (cu 70 de protoni) la osmiu (76 protoni). Izotopi, născut în Rși-proces, marcat în mod corespunzător. Unii izotopi foarte rare nu sunt create de oricare dintre aceste procese, dar ele pot fi preparate prin adăugarea de protoni, neutroni sau scaderea de conversie neutroni în protoni în produsele din Rși-procese. Toate acestea se numește p-proces (de proton); aceasta poate provoca razele cosmice, undele de șoc și neutrini din supernove.
Probleme nerezolvate. Principalele etape ale nucleosinteză din universul timpuriu, în stele și supernove au fost realizate la mijlocul anilor 1950, și de cele mai multe detalii a fost explicat de la mijlocul anilor 1970. Printre aspectele nesoluționate identificate astfel: 1) Care este raportul masic de carbon la oxigen după flash-ul de heliu (acest raport este extrem de important pentru evoluția în continuare de stele masive)? 2) În cazul în care are loc r-proces? 3) Care sunt nuclizi, legate p-proces, se nasc în diferite episoade de nucleosinteză? 4) Care este contributia relativa cu super-nouă un miez în colaps, pe de o parte, și CO-explozie generată, pe de altă parte, în formarea de fier și alte elemente grele?
A se vedea. De asemenea,
Astronomie și astrofizică;
ATOM;
Cosmologie;
Elemente chimice;
GALAXY;
colaps gravitational;
Nebuloasa;
stele neutronice;
Particulele elementare;
STAR;
SUN;
Supernovele.
REFERINȚE
RJ Tayler Originea elementelor chimice. M. 1975 Nuclear Astrophysics. M. 1986