Нуклеосинтез - Nucleosynthesis

Нуклеосинтез жаңаны тудыратын процесс болып табылады атом ядролары бұрыннан бар нуклондар (протондар мен нейтрондар) және ядролар. Қазіргі теорияларға сәйкес алғашқы ядролар бірнеше минуттан кейін пайда болды Үлкен жарылыс, деп аталатын процестегі ядролық реакциялар арқылы Үлкен жарылыс нуклеосинтезі. Шамамен 20 минуттан кейін ғалам кеңейіп, салқындады, сол кезде нуклондар арасындағы жоғары энергетикалық қақтығыстар аяқталды, сондықтан ең жылдам және қарапайым реакциялар ғана орын алып, біздің ғаламда шамамен 75% қалды сутегі, 24% гелий жаппай. Қалғаны сияқты басқа элементтердің іздері литий және сутегі изотоп дейтерий. Жұлдыздардағы ядролардың синтезі және олардың жарылыстары кейінірек космостық химиялық эволюция деп аталатын процесте бізде кездесетін әртүрлі элементтер мен изотоптарды тудырды. Сутегі мен гелийден гөрі ауыр элементтердегі жалпы массаның мөлшері (астрофизиктер «металдар» деп атайды) аз (бірнеше пайыз) болып қалады, сондықтан әлем әлі де сол құрамға ие.

Жұлдыздар сақтандырғыш жеңіл элементтерді олардың құрамындағы ауырларға дейін ядролар, ретінде белгілі процесінде энергиясын беру жұлдыздық нуклеосинтез. Ядролық синтез реакциялары көптеген жеңіл элементтерді қосады темір және никель ең үлкен жұлдыздарда. Жұлдызды нуклеосинтез өнімдері, негізінен, жұлдыздық желдер мен жарылыстар арқылы шығарылған жағдайларды қоспағанда, жұлдыздық ядролар мен қалдықтарда қалады. R-процесінің нейтронды ұстау реакциялары және s-процесс темірден жоғарыға қарай ауыр элементтер жасаңыз.

Супернова нуклеосинтезі жарылып жатқан жұлдыздар арасындағы элементтер үшін едәуір дәрежеде жауап береді оттегі және рубидиум: жұлдызды нуклеосинтез кезінде пайда болатын элементтердің шығарылуынан; сверхновая жарылыс кезінде жарылғыш нуклеосинтез арқылы; және бастап r-процесс (бірнеше нейтронды сіңіру) жарылыс кезінде.

Нейтрон жұлдыздарының бірігуі жақында табылған элементтердің үміткер көзі болып табылады r-процесс. Екі нейтронды жұлдыз соқтығысқан кезде, нейтронға бай заттың, оның ішінде жаңадан пайда болған ядролардың көп мөлшері шығарылуы мүмкін.

Ғарыштық сәулелердің шашырауы болып табылатын процесс ғарыштық сәулелер жұлдыздар ортасының ядроларына және үлкен атом ядроларына әсер ету. Бұл әсіресе жеңіл ядролардың маңызды көзі 3Ол, 9Болыңыз және 10,11Жұлдызды нуклеосинтез арқылы жасалмайтын B.

Жер бетінде (соның ішінде метеориттерде) табылған күн жүйесі материалдарының ғарыштық сәулеленуі Жердің болуына ықпал етеді космогендік нуклидтер. Жерде жоғарыда аталған ядролық реакцияларды бөлшек сәулелерімен көбейтетін ядролық зертханалардан басқа жаңа ядролар шығарылмайды. Табиғи радиоактивтілік радиогенез Уран мен торий сияқты ұзақ өмір сүретін, ауыр, алғашқы радионуклидтердің (ыдырауы) жалғыз ерекшелік, мұндай табиғи ыдыраудың еншілес ядроларының көбеюіне әкеледі.

Хронология

Әрбір элементтің шығу тегі көрсетілген кезеңдік кесте. Көміртектен күкіртке дейінгі элементтер барлық массалы жұлдыздарда зарядталған бөлшектердің бірігу реакциялары арқылы жасалуы мүмкін. Темір тобының элементтері көбінесе термоядролық супернова жарылыстарындағы ядролық-статистикалық тепе-теңдік процесінен пайда болады. Темірден тыс элементтер нейтронды баяу ұстайтын үлкен массалы жұлдыздарда жасалады (s-процесс ), және нейтронды жылдам басып алу арқылы r-процесс, сирек кездесетін суперновалық нұсқалар мен ықшам жұлдыздардың соқтығысуы арасында шығу тегі туралы пікірталастар. Бұл графика көптеген ашық сұрақтармен белсенді ғылыми өрісті жеңілдету болып табылады.

Алғашқы нуклондар өзінен-ақ пайда болды деп ойлайды кварк-глюон плазмасы кезінде Үлкен жарылыс ол екі триллион градустан төмен салқындаған кезде. Бірнеше минуттан кейін, тек бастап протондар және нейтрондар, дейін ядролар литий және берилий (екеуі де массасы 7 болған) пайда болды, бірақ басқа элементтер әрең. Кейбіреулер бор осы уақытта қалыптасқан болуы мүмкін, бірақ бұл процесс маңызды болғанға дейін тоқтады көміртегі пайда болуы мүмкін, өйткені бұл элемент гелийдің тығыздығы мен уақытының Үлкен жарылыстың қысқа нуклеосинтез кезеңіндегіден әлдеқайда жоғары өнімін қажет етеді. Бұл синтез процесі шамамен 20 минутта тоқтады, өйткені температура мен тығыздықтың төмендеуіне байланысты ғалам кеңейе берді. Бұл бірінші процесс, Үлкен жарылыс нуклеосинтезі, деп аталатын ғаламда пайда болған нуклеогенездің алғашқы түрі болды алғашқы элементтер.

Ерте ғаламда пайда болған жұлдыз өзінің жеңіл ядроларын біріктіріп ауыр элементтер шығарады - сутегі, гелий, литий, берилий, және бор - бұл жұлдызаралық ортаның бастапқы құрамынан, демек, жұлдыздан табылған. Жұлдызаралық газда бұл жарқын элементтердің азайып жатқан молдығы бар, олар тек Үлкен Жарылыс кезіндегі нуклеосинтезінің арқасында болады, сонымен қатар космостық сәулелену. Қазіргі әлемдегі бұл жеңіл элементтер миллиардтаған жылдар бойы пайда болды деп есептеледі ғарыштық сәуле (көбінесе жоғары энергетикалық протон) жұлдыздар арасындағы газ бен шаңдағы ауыр элементтердің бөлінуіне байланысты. Осы ғарыштық сәулелердің соқтығысуының үзінділеріне жатады гелий-3 және литий, берилий, бор жеңіл элементтерінің тұрақты изотоптары. Көміртек Үлкен Жарылыс кезінде жасалынбаған, кейінірек үлкен жұлдыздарда пайда болған үштік альфа-процесс.

Кейін ауыр элементтердің нуклеосинтезі (З ≥ 6, көміртегі және одан ауыр элементтер) температура мен қысымды табуды талап етеді жұлдыздар және супернова. Бұл процестер шамамен 500 миллион жылдан кейін Үлкен жарылыстың сутегі мен гелийі алғашқы жұлдыздарға құлаған кезде басталды. Жұлдыздардың пайда болуы галактикаларда сол кезден бастап үздіксіз жүруде. Бүгінгі ғаламнан табылған элементтер мен изотоптардың алуан түрлілігін жаратқан Үлкен жарылыс нуклеосинтезі, жұлдыздық нуклеосинтез, супернова нуклеосинтезі, және нейтронды жұлдыздардың соқтығысуы сияқты экзотикалық оқиғалардағы нуклеосинтез арқылы. Жер бетінде араластыру мен булану бұл құрамды табиғи құрлық құрамы деп өзгертті. Үлкен жарылыс ауқымынан кейін өндірілген ауыр элементтер атом сандары бастап З = 6 (көміртегі ) дейін З = 94 (плутоний ). Бұл элементтердің синтезі ядролар арасындағы күшті және әлсіз өзара әрекеттесуді қамтитын ядролық реакциялар арқылы жүрді және шақырылды ядролық синтез (екеуін қоса) жылдам және баяу нейтронды бірнеше рет алу), сонымен қатар қамтиды ядролық бөліну сияқты радиоактивті ыдырау бета-ыдырау. Әртүрлі мөлшердегі және құрамдағы атом ядроларының тұрақтылығы (яғни нейтрондар мен протондардың саны) ядролар арасындағы мүмкін реакцияларда маңызды рөл атқарады. Сондықтан ғарыштық нуклеосинтез астрофизика мен ядролық физиканы зерттеушілер арасында зерттеледі («ядролық астрофизика ").

Нуклеосинтез теориясының тарихы

Нуклеосинтез туралы алғашқы идеялар жай ғана химиялық элементтер Әлемнің басында жасалды, бірақ бұл үшін ешқандай ұтымды физикалық сценарий анықталмады. Біртіндеп басқа элементтерге қарағанда сутегі мен гелий әлдеқайда көп екендігі айқын болды. Қалғаны Күн жүйесінің және басқа жұлдыз жүйелерінің массасының 2% -дан азын құрайды. Сонымен қатар, оттегі мен көміртектің келесі екі ең көп таралған элемент екендігі, сонымен қатар жеңіл элементтердің көптігі, әсіресе, гелий-4 ядроларынан тұратын изотоптары бар жалпы тенденцияның болғаны анық болды (альфа-нуклидтер ).

Артур Стэнли Эддингтон 1920 жылы жұлдыздар өз энергиясын сутегінің гелийге қосылуы арқылы алады және ауыр элементтердің жұлдыздарда пайда болуы мүмкіндігін жоғарылатады.[1][2] Бұл идея жалпы қабылданған жоқ, өйткені ядролық механизм түсініксіз болды. Екінші дүниежүзілік соғысқа дейінгі жылдары, Ганс Бете алдымен сутегі гелийге қосылатын ядролық механизмдерді анықтады.

Фред Хойл Жұлдыздардағы ауыр элементтердің нуклеосинтезі жөніндегі алғашқы жұмыс Екінші дүниежүзілік соғыстан кейін пайда болды.[3] Оның жұмысы сутектен бастап барлық ауыр элементтердің өндірісін түсіндірді. Хойл сутегі ғаламда вакуум мен энергиядан үздіксіз жасалады, бұл әмбебап бастаудың қажеті жоқ деп ұсынды.

Хойлдың жұмыстары галактика қартайған сайын элементтердің көптігі уақыт өте келе қалай өсетіндігін түсіндірді. Кейіннен Хойлдың суреті 1960 жылдары үлес қосумен кеңейе түсті Уильям А. Фаулер, Alastair G. W. Cameron, және Клейтон, Дональд Д., содан кейін көптеген басқалар. The 1957 ж. қорытынды мақаласы арқылы Бербидж, Дж. Р.Бербидж, Фаулер және Хойл[4] бұл 1957 жылғы өрістің жай-күйінің белгілі қорытындысы. Бұл мақалада бір ауыр ядроның жұлдыздар ішіндегі басқаларына айналуының жаңа процестері, астрономдар құжаттай алатын процестер анықталды.

Үлкен жарылыстың өзі осы кезеңнен бұрын, 1931 жылы ұсынылған болатын Жорж Леметр, бельгиялық физик, Әлемнің уақыт өте келе кеңеюі, егер Әлем уақытында артқа тартылса, бұдан әрі келісім жасай алмайтындай етіп, оны жалғастыра беруін талап етеді деп тұжырымдады. Бұл Әлемнің барлық массасын бір нүктеге, «алғашқы атомға», уақыт пен кеңістік болмаған күйге келтірер еді. Хойл 1949 жылы ВВС радиосы кезінде «Үлкен жарылыс» терминін ұсынған деп саналады және Леметр теориясы «ғаламдағы барлық материя белгілі бір уақытта алыс жарылыс кезінде бір үлкен жарылыста пайда болды» деген гипотезаға негізделген. « Хойл мұны педоративті деп ойлады деп көпшілік хабарлаған, бірақ Хойл мұны ашық түрде жоққа шығарды және бұл жай ғана екі модель арасындағы айырмашылықты көрсетуге арналған таңқаларлық сурет екенін айтты. Леметрдің моделі гелий мен көміртек арасындағы дейтерий мен нуклидтердің болуын, сондай-ақ гелийдің тек жұлдыздарда ғана емес, жұлдызаралық кеңістіктегі жоғары мөлшерін де түсіндіру үшін қажет болды. Ғаламдағы элементтердің көптігін түсіндіру үшін Леметр де, Хойл да нуклеосинтездің модельдері қажет болады.

Нуклеосинтез теориясының мақсаты - химиялық элементтердің және олардың бірнеше изотоптарының табиғи процестер тұрғысынан алуан түрлі көптігін түсіндіру. Бұл теорияны дамытудың алғашқы ынталандырушысы элементтердің атомдық санына қарсы молшылықтың сызбасының формасы болды. Бұл молшылық графикке атом санының функциясы ретінде салынған кезде, он миллионға дейінгі факторлар бойынша өзгеретін аралар тісті құрылымы бар. Нуклеосинтезді зерттеу үшін өте әсерлі ынталандыру құрған мол кесте болды Ганс Сесс және Гарольд Урей бұл метеориттер құрамында болатын ұшпайтын элементтердің сындырылмаған молдығына негізделген.[5] Мұндай молшылық графигі төмендегі логарифмдік масштабта бейнеленген, мұнда қатты сызылған құрылым осы графиктің тік шкаласында орналасқан он күштің әсерінен визуалды түрде басылады.

Күн жүйесіндегі химиялық элементтердің көптігі. Сутегі мен гелий көбінесе Үлкен Жарылыс парадигмасы шегінде қалады.[6] Келесі үш элемент (Li, Be, B) сирек кездеседі, өйткені олар Үлкен жарылыста, сондай-ақ жұлдыздарда нашар синтезделеді. Жұлдыздар шығаратын қалған элементтердің екі жалпы тенденциясы: (1) элементтердің жұп немесе тақ атом нөмірлеріне ие болуына қарай кезектесуі және (2) элементтер ауырлай түсетіндіктен, молшылықтың жалпы төмендеуі. Бұл тенденцияда темір мен никельдің көптігінің шыңы бар, ол логарифмдік графикте оннан кем қуаттарды қамтиды, мысалы logA = 2 (A = 100) және logA = 6 (A = 1 000 000) аралығында көрінеді).

Процестер

Бірқатар бар астрофизикалық нуклеосинтез үшін жауапты деп саналатын процестер. Олардың көпшілігі жұлдыздарда және солардың тізбегінде болады ядролық синтез процестер сутегі жағу деп аталады (арқылы протон-протон тізбегі немесе CNO циклі ), гелий жағу, көміртекті жағу, неонды жағу, оттегі жағу және кремнийді жағу. Бұл процестер темір мен никельге дейінгі элементтерді жасауға қабілетті. Бұл нуклеосинтез аймағы, оның шегінде изотоптар ең жоғары болады байланыс энергиясы бір нуклонға арналған. Ауыр элементтерді жұлдыздар ішінде нейтронды түсіру процесі арқылы жинауға болады s-процесс немесе жарылғыш ортада, мысалы супернова және нейтрон жұлдыздарының бірігуі, бірқатар басқа процестер бойынша. Олардың кейбіреулеріне мыналар жатады r-процесс жылдам нейтрондарды ұстап қалуды қамтиды rp-процесс, және p-процесс (кейде гамма процесі деп те аталады), нәтижесінде пайда болады фотодинтеграция қолданыстағы ядролардың

Негізгі түрлері

Үлкен жарылыс нуклеосинтезі

Үлкен жарылыс нуклеосинтезі[7] ғаламның пайда болуының алғашқы үш минутында пайда болды және оның көптігіне жауап береді 1H (протиум ), 2H (D, дейтерий ), 3Ол (гелий-3 ), және 4Ол (гелий-4 ). Дегенмен 4Ол жұлдызды бірігу арқылы өндіріле береді және альфа ыдырауы және іздері 1H өндіріле береді шашырау және радиоактивті ыдыраудың кейбір түрлері, ғаламдағы изотоптар массасының көп бөлігі Үлкен жарылыс. Бұл элементтердің ядролары, кейбіреулерімен бірге 7Ли және 7«Үлкен жарылыс» өткеннен кейін 100 мен 300 секунд аралығында пайда болды деп есептеледі кварк-глюон плазмасы қалыптастыру үшін қатып қалды протондар және нейтрондар. Нуклеосинтез кеңею және салқындау арқылы тоқтатылғанға дейін өте қысқа мерзім болғандықтан (20 минуттай), элементтерден ауыр элементтер жоқ берилий (немесе мүмкін бор ) қалыптасуы мүмкін. Осы уақытта пайда болған элементтер плазмалық күйде болды және бейтарап атомдар күйіне дейін кейінірек салқындамады.[дәйексөз қажет ]

Үшін жауапты бас ядролық реакциялар салыстырмалы түрде көптігі жарық атом ядролары бүкіл әлемде байқалады.

Жұлдызды нуклеосинтез

Жұлдызды нуклеосинтез - бұл жаңа ядролар пайда болатын ядролық процесс. Бұл жұлдыздарда кездеседі жұлдызды эволюция. Ол элементтердің галактикалық молдығына жауап береді көміртегі дейін темір. Жұлдыздар - термоядролық пештер, оларда ядро ​​құрамы өзгерген сайын, жоғары температура кезінде H және Ол ауыр ядроларға қосылады.[8] Көміртектің маңызы ерекше, өйткені оның Одан түзілуі бүкіл процестегі тар жол болып табылады. Көміртекті өндіреді үштік альфа-процесс барлық жұлдыздарда. Көміртек - бұл жұлдыздардың ішіндегі бос нейтрондардың шығуын тудыратын және оны тудыратын негізгі элемент s-процесс, онда нейтрондардың баяу жұтылуы темірді темір мен никельге қарағанда ауыр элементтерге айналдырады.[9][10]

Жұлдыздар нуклеосинтезінің өнімі жұлдыздар аралық газға массалық жоғалту эпизодтары және массасы төмен жұлдыздардың жұлдыздық желдері арқылы таралады. Бүгін жаппай шығындарға куә бола аласыз планетарлық тұмандықтар аз массалы жұлдыздар эволюциясы фазасы және жұлдыздардың жарылғыш аяқталуы деп аталады супернова, Күн массасынан сегіз есе асатындардың.

Нуклеосинтездің жұлдыздарда болатындығының алғашқы тікелей дәлелі - бұл жұлдызаралық газ уақыт өте келе ауыр элементтермен байытылғандығын астрономиялық бақылау. Нәтижесінде, одан галактикада пайда болған жұлдыздар бастапқыда пайда болған ауыр элементтерге қарағанда әлдеқайда жоғары бастапқы элементтермен пайда болды. Анықтау технеций атмосферада қызыл алып 1952 жылы жұлдыз,[11] спектроскопия арқылы жұлдыздар ішіндегі ядролық белсенділіктің алғашқы дәлелі ұсынылды. Себебі технеций радиоактивті, жартылай ыдырау кезеңі жұлдыздың жасынан әлдеқайда аз, оның көптігі осы жұлдыз ішінде жақында пайда болғандығын көрсетуі керек. Ауыр элементтердің жұлдызды шығуының бірдей сенімді дәлелі - бұл атмосферада орналасқан тұрақты элементтердің көп мөлшерде болуы. асимптотикалық алып бұтақ жұлдыздар. Барийдің көптігін байқалмаған жұлдыздарда кездесетіннен шамамен 20-50 есе көп s-процесс осындай жұлдыздардың ішінде. Жұлдызды нуклеосинтездің көптеген заманауи дәлелдерін изотопты шығармалары жұлдыз, жеке жұлдыздардың газдарынан конденсацияланған және метеориттерден алынған қатты дәндер. Stardust - бұл компоненттердің бірі ғарыштық шаң және жиі шақырылады пресолярлық дәндер. Жұлдыз дәндеріндегі өлшенген изотоптық композициялар жұлдыздың өмір сүру кезеңіндегі масса жоғалту эпизодтары кезінде дәндер конденсацияланған жұлдыздардағы нуклеосинтездің көптеген аспектілерін көрсетеді.[12]

Жарылғыш нуклеосинтез

Супернова нуклеосинтезі кремний мен никель арасындағы элементтер квази тепе-теңдікте синтезделетін суперноводтардағы энергетикалық ортада пайда болады[13] теңдестірілген ядролық реакциялардың реакциясы арқылы қосылатын жылдам бірігу кезінде пайда болды 28Si. Квази тепе-теңдік деп ойлауға болады тепе-теңдік жоғары мөлшерден басқа 28Ыстықпен жанатын қоспадағы Si ядролары. Бұл тұжырымдама[10] Хойлдың 1954 ж. қағазынан бастап аралық-масса элементтерінің нуклеосинтез теориясындағы ең маңызды жаңалық болды, өйткені ол кремний арасындағы мол және химиялық маңызды элементтер туралы кең түсінік берді (A = 28) және никель (A = 60). Бұл көп келтірілгенімен, қате ауыстырылды альфа процесі туралы B2FH қағазы, бұл байқаусызда Хойлдың 1954 жылғы теориясын жасырды.[14] Әрі қарай нуклеосинтез процестері жүруі мүмкін, атап айтқанда r-процесс (жылдам процесс) B сипаттаған2FH қағазы және оны алдымен Сеггер, Фаулер және Клейтон есептеген,[15] онда никельден гөрі ауыр элементтердің нейтрондарға бай изотоптары бос сіңіру арқылы түзіледі нейтрондар. Бос нейтрондарды құру электронды түсіру супернованың өзегін жылдам сығу кезінде нейтрондарға бай тұқым ядроларының жиналуымен бірге r процесі а негізгі процессжәне тіпті таза H және He жұлдызында да болуы мүмкін. Бұл B-ге қарағанда2А. Ретінде процестің FH белгіленуі екінші процесс. Бұл перспективалық сценарий, әдетте, супернова сарапшыларының қолдауына ие болғанымен, r-процестің көптігін қанағаттанарлықтай есептеуге қол жеткізген жоқ. Бастапқы r-процесті галактика кезінде туылған ескі жұлдыздарды байқаған астрономдар растады металлизм ол әлі де кішкентай болды, оған қарамастан олардың r-процесс ядроларының толықтырушысы бар; осылайша метализм ішкі процестің өнімі екенін көрсетеді. R-процесі біздің уран және торий сияқты радиоактивті элементтердің табиғи когорты үшін, сондай-ақ әрбір ауыр элементтің нейтронға бай изотоптары үшін жауап береді.

The rp-процесс (жылдам протон) бос жылдам сіңіруді қамтиды протондар нейтрондар сияқты, бірақ оның рөлі мен тіршілігі онша айқын емес.

Радиоактивті ыдырау үшін жарылғыш нуклеосинтез өте тез жүреді, нейтрондар саны азаяды, сондықтан протондар мен нейтрондардың тең және жұп сандары бар көптеген изотоптар кремнийдің квази-тепе-теңдік процесінде синтезделеді.[13] Бұл процесте оттегі мен кремнийдің жануы өздерінде протондар мен нейтрондардың тең санына ие, гелий ядроларының бүтін сандарынан тұратын нуклидтер алу үшін 15-ке дейін (олар 60Ni). Мұндай көп альфа-бөлшекті нуклидтер толықтай тұрақты 40Ca (10 гелий ядросынан жасалған), бірақ протондар мен нейтрондардың тең және жұп сандары бар ауыр ядролар тығыз байланысты, бірақ тұрақсыз. Квази-тепе-теңдік радиоактивті шығарады изобаралар 44Ти, 48Cr, 52Fe, және 56Ni, ол (қоспағанда) 44Ti) көп мөлшерде жасалады, бірақ жарылыстан кейін ыдырайды және атомның салмағында бірдей элементтің ең тұрақты изотопын қалдырады. Осындай жолмен өндірілген элементтердің ең көп және изотоптары болып табылады 48Ти, 52Cr, және 56Fe. Бұл ыдырау гамма-сәулелердің сәулеленуімен (ядродан сәулелену) жүреді, оның спектроскопиялық сызықтар көмегімен ыдырау нәтижесінде пайда болған изотопты анықтауға болады. Осы сәулелену сызықтарын анықтау гамма-сәулелік астрономияның алғашқы алғашқы өнімі болды.[16]

Сверхновидтердегі жарылғыш нуклеосинтездің ең сенімді дәлелі 1987 жылы гамма-сәулелер пайда болған кезде пайда болды. супернова 1987А. Гамма-сәулелік сызықтар 56Co және 57Жартылай ыдырау кезеңі олардың жасын шамамен бір жылға шектейтін ко ядролар оларды радиоактивті кобальт ата-аналары құрғанын дәлелдеді. Бұл ядролық астрономияны бақылау 1969 жылы болжанған[16] элементтердің жарылғыш нуклеосинтезін растау тәсілі ретінде және бұл болжам NASA-ны жоспарлауда маңызды рөл атқарды Комптон гамма-сәулелік обсерваториясы.

Жарылыс қаупі бар нуклеосинтездің басқа дәлелдері суперноваттардың кеңеюі мен салқындауы кезінде олардың ішкі бөліктерінде конденсацияланған жұлдыздар дәндерінде кездеседі. Студустық дәндер - бұл компоненттердің бірі ғарыштық шаң. Атап айтқанда, радиоактивті 44Ти супернованың кеңеюі кезінде конденсацияланған кезде жұлдыз жұлдыздарының дәндерінде өте көп болды.[12] Бұл 1975 ж. Жұлдыздарының пантеонының құрамына енген жұлдызды жұлдыздарды (SUNOCON) анықтаудың 1975 жылғы болжамын растады. пресолярлық дәндер. Осы дәндердегі басқа ерекше изотоптық қатынастар жарылғыш нуклеосинтездің көптеген спецификалық аспектілерін ашады.

Нейтрон жұлдыздарының соқтығысуы

Нейтрон жұлдыздарының соқтығысуы қазір негізгі көзі болып саналады r-процесс элементтер.[17] Анықтама бойынша нейтронға бай болғандықтан, осы типтегі соқтығысулар осындай элементтердің көзі болды деп күдіктенген, бірақ нақты дәлелдерді алу қиынға соқты. 2017 жылы нақты дәлелдер қашан пайда болды ЛИГО, Бикеш, Ферми гамма-сәулелік ғарыштық телескопы және АЖЫРАМАС әлемдегі көптеген обсерваториялардың ынтымақтастығымен бірге екеуін де анықтады гравитациялық толқын және ықтимал нейтронды жұлдыздардың соқтығысуының электромагниттік қолтаңбалары, GW170817, содан кейін шығарылған алтын сияқты көптеген ауыр элементтердің сигналдары анықталды деградацияланған зат ыдырайды және салқындатылады.[18]

Қара тесіктің жинақталу дискісінің нуклеосинтезі

Нуклеосинтез пайда болуы мүмкін жинақтау дискілері туралы қара саңылаулар.[19][20][21][22][23][24][25]

Ғарыштық сәулелердің шашырауы

Ғарыштық сәулелердің шашырау процесі ғаламдағы кейбір жеңіл элементтерді шығару үшін ғарыштық сәулелер әсерінен жұлдызаралық заттардың атомдық салмағын азайтады ( дейтерий ). Ең бастысы, спалация барлық дерлік ұрпақ үшін жауап береді деп саналады 3Ол және элементтер литий, берилий, және бор дегенмен, кейбіреулері 7
Ли
және 7
Болуы
Үлкен жарылыста өндірілген деп болжануда. Шөгу процесі әсерінен туындайды ғарыштық сәулелер (көбінесе жылдам протондар) қарсы жұлдызаралық орта. Бұл көміртегі, азот және оттегі ядроларының бөлшектеріне әсер етеді. Процесс нәтижесінде космостағы бериллий, бор және литий элементтері күн атмосферасында кездесетіннен әлдеқайда көп болады. Жеңіл элементтердің мөлшері 1H және 4Ол жіңішке жолмен өндірілген, олардың алғашқы көптігі шамалы.

Бериллий мен бор жұлдызды синтез процестерімен айтарлықтай өндірілмейді, өйткені 8Болуы бөлшектермен байланысты емес.

Эмпирикалық дәлелдер

Нуклеосинтез теориялары есептеу арқылы тексеріледі изотоп молшылық және сол нәтижелерді байқалған молшылықпен салыстыру. Изотоптардың көптігі әдетте желідегі изотоптар арасындағы ауысу жылдамдығынан есептеледі. Көбінесе бұл есептеулерді жеңілдетуге болады, өйткені бірнеше реакциялар басқа реакциялардың жылдамдығын басқарады.

Шағын механизмдер мен процестер

Жерде жасанды жолмен аз мөлшерде белгілі бір нуклидтер түзіледі. Бұл біздің негізгі қайнар көзіміз, мысалы технеций. Алайда, кейбір нуклидтер алғашқы элементтер болғаннан кейін жалғасқан бірқатар табиғи жолдармен де өндіріледі. Бұлар көбінесе жаңа элементтер жасау үшін, тау жыныстарын құруға немесе геологиялық процестердің қайнар көзін анықтауға болатын тәсілдермен әрекет етеді. Бұл процестер нуклидтерді көп мөлшерде өндірмегенімен, олар сол нуклидтердің табиғи қорымен қамтамасыз етудің барлық көзі болып саналады.

Бұл механизмдерге мыналар жатады:

  • Радиоактивті ыдырау әкелуі мүмкін радиогенді қыз нуклидтер. Көптеген ұзақ өмір сүретін алғашқы изотоптардың ядролық ыдырауы, әсіресе уран-235, уран-238, және торий-232 қорғасынның изотоптарына ыдырай бастағанға дейін көптеген аралық нуклидтерді өндіреді. Сияқты элементтердің Жердің табиғи қоры радон және полоний осы механизм арқылы жүзеге асырылады. Атмосфераны қамтамасыз ету аргон-40 көбінесе радиоактивті ыдырауға байланысты калий-40 Жер пайда болған кезден бастап. Атмосфералық аргонның кішкене бөлігі алғашқы болып табылады. Гелий-4 альфа-ыдырауымен өндіріледі, ал жер қыртысында қалған гелий де негізінен бастапқы емес болып келеді. Сияқты радиоактивті ыдыраудың басқа түрлерінде кластердің ыдырауы, ядролардың үлкен түрлері шығарылады (мысалы, неон-20), және олар ақырында жаңадан пайда болған тұрақты атомдарға айналады.
  • Радиоактивті ыдырау әкелуі мүмкін өздігінен бөліну. Бұл кластерлік ыдырау емес, өйткені бөліну өнімдері кез-келген атом түріне бөлінуі мүмкін. Торий-232, уран-235 және уран-238 - бұл өздігінен бөлінуге ұшырайтын алғашқы изотоптар. Табиғи технеций және прометий осы тәсілмен шығарылады.
  • Ядролық реакциялар. Табиғи түрде пайда болатын ядролық реакциялар радиоактивті ыдырау деп аталатындарды тудырады нуклеогендік нуклидтер. Бұл процесс радиоактивті ыдыраудың энергетикалық бөлшегі, көбінесе альфа бөлшегі басқа атомның ядросымен әрекеттесіп, ядроны басқа нуклидке айналдырады. Бұл процесс сонымен қатар нейтрондар сияқты субатомдық бөлшектердің пайда болуына себеп болуы мүмкін. Нейтрондарды өздігінен бөліну кезінде де өндіруге болады нейтрондық эмиссия. Содан кейін бұл нейтрондар басқа нуклидтерді нейтроннан туындаған бөліну арқылы немесе басқа жолмен өндіре алады нейтронды ұстау. Мысалы, кейбір тұрақты изотоптар, мысалы, неон-21 және неон-22 бірнеше нуклеогендік синтез жолдары арқылы өндіріледі және осылайша олардың көптігінің бір бөлігі ғана алғашқы болып табылады.
  • Ғарыш сәулелерінің әсерінен болатын ядролық реакциялар. Әдетте, бұл реакция өнімдері «нуклеогендік» нуклидтер деп аталмайды, керісінше космогендік нуклидтер. Ғарыштық сәулелер Жер бетінде жоғарыда айтылған космогендік процестермен жаңа элементтер шығаруды жалғастырады, олар алғашқы бериллий мен борды шығарады. Бір маңызды мысал көміртек-14, азот-14-тен атмосферада ғарыштық сәулелермен өндірілген. Йод-129 тағы бір мысал.

Сондай-ақ қараңыз

Әдебиеттер тізімі

  1. ^ Eddington, A. S. (1920). «Жұлдыздардың ішкі конституциясы». Обсерватория. 43 (1341): 233–40. Бибкод:1920 жылдың қарашасы .... 43..341E. дои:10.1126 / ғылым.52.1341.233. PMID  17747682.
  2. ^ Eddington, A. S. (1920). «Жұлдыздардың ішкі конституциясы». Табиғат. 106 (2653): 14–20. Бибкод:1920 ж.106 ... 14E. дои:10.1038 / 106014a0. PMID  17747682.
  3. ^ Шын мәнінде, соғыс аяқталғанға дейін ол сфералық имплозия туралы білді плутоний ішінде Манхэттен жобасы. Ол плутонийдің бөлінуі реакциясы мен жаңадан ашылған супернова арасындағы ұқсастықты көрді және ол жарылып жатқан супер жаңадан элементтердің барлығын жердегідей пропорцияда шығарғанын көрсете алды. Ол өзінің мансабын жасайтын тақырыпқа кездейсоқ түсіп қалғанын сезді. Өмірбаян Уильям А. Фаулер
  4. ^ Бербидж, Э. М .; Бербидж, Г.Р .; Фаулер, В. А .; Хойл, Ф. (1957). «Жұлдыздардағы элементтер синтезі». Қазіргі физика туралы пікірлер. 29 (4): 547–650. Бибкод:1957RvMP ... 29..547B. дои:10.1103 / RevModPhys.29.547.
  5. ^ Сюесс, Ганс Э .; Урей, ​​Гарольд С. (1956). «Элементтердің молдығы». Қазіргі физика туралы пікірлер. 28 (1): 53–74. Бибкод:1956RvMP ... 28 ... 53S. дои:10.1103 / RevModPhys.28.53.
  6. ^ Стиавелли, Массимо (2009). Алғашқы жарықтан реионизацияға дейін қараңғы ғасырлардың соңы. Вайнхайм, Германия: Вили-ВЧ. б. 8. ISBN  9783527627370.
  7. ^ http://www-pdg.lbl.gov/2017/mobile/reviews/pdf/rpp2016-rev-bbang-nucleosynthesis-m.pdf
  8. ^ Клейтон, Д.Д. (1983). Жұлдыздар эволюциясы және нуклеосинтез принциптері (Қайта басу). Чикаго, Иллинойс: Чикаго Университеті. 5 тарау. ISBN  978-0-226-10952-7.
  9. ^ Клейтон, Д.Д .; Фаулер, В. А .; Халл, Т. Э .; Циммерман, Б.А (1961). «Ауыр элементтер синтезіндегі нейтрондарды түсіру тізбектері». Физика жылнамалары. 12 (3): 331–408. Бибкод:1961AnPhy..12..331C. дои:10.1016/0003-4916(61)90067-7.
  10. ^ а б Клейтон, Д.Д. (1983). Жұлдыздар эволюциясы және нуклеосинтез принциптері (Қайта басу). Чикаго, Иллинойс: Чикаго Университеті. 7-тарау. ISBN  978-0-226-10952-7.
  11. ^ Merrill, S. P. W. (1952). «Класс жұлдыздарының спектроскопиялық бақылаулары». Astrophysical Journal. 116: 21. Бибкод:1952ApJ ... 116 ... 21M. дои:10.1086/145589.
  12. ^ а б Клейтон, Д.Д .; Ниттлер, Л.Р. (2004). «Пресолярлық жұлдызмен астрофизика». Астрономия мен астрофизиканың жылдық шолуы. 42 (1): 39–78. Бибкод:2004ARA & A..42 ... 39C. дои:10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022.
  13. ^ а б Боданский, Д .; Клейтон, Д.Д .; Фаулер, В.А. (1968). «Кремний жағу кезіндегі ядролық квази тепе-теңдік». Астрофизикалық журналдың қосымша сериясы. 16: 299. Бибкод:1968ApJS ... 16..299B. дои:10.1086/190176.
  14. ^ Клейтон, Д.Д. (2007). «Хойл теңдеуі». Ғылым. 318 (5858): 1876–1877. дои:10.1126 / ғылым.1151167. PMID  18096793. S2CID  118423007.
  15. ^ Зегер, П. А .; Фаулер, В. А .; Клейтон, Д.Д. (1965). «Ауыр элементтердің нейтрондық түсірілімімен нуклеосинтезі». Астрофизикалық журналдың қосымша сериясы. 11: 121. Бибкод:1965ApJS ... 11..121S. дои:10.1086/190111.
  16. ^ а б Клейтон, Д.Д .; Колгейт, С.А .; Фишман, Дж. Дж. (1969). «Жас супернованың қалдықтарынан алынған гамма-сәулелік сызықтар». Astrophysical Journal. 155: 75. Бибкод:1969ApJ ... 155 ... 75C. дои:10.1086/149849.
  17. ^ Stromberg, Joseph (16 шілде 2013). «Әлемдегі барлық алтындар нейтрон жұлдыздарының соқтығысуынан пайда болуы мүмкін». Смитсониан. Алынған 27 сәуір 2014.
  18. ^ Chu, J. (ndd). «GW170817 баспасөз релизі». ЛИГО /Калтех. Алынған 2018-07-04.
  19. ^ Чакрабарти, С.К .; Джин, Л .; Arnett, W. D. (1987). «Қара тесіктер айналасындағы қалың акреционды дискілердің ішіндегі нуклеосинтез. I - термодинамикалық жағдайлар және алдын ала талдау». Astrophysical Journal. 313: 674. Бибкод:1987ApJ ... 313..674C. дои:10.1086/165006. OSTI  6468841.
  20. ^ Маклафлин, Г .; Сурман, Р. (2 сәуір 2007). «Қара тесік акреционды дискілерінен алынған нуклеосинтез» (PDF). Журналға сілтеме жасау қажет | журнал = (Көмектесіңдер)
  21. ^ Frankel, N. (2017). Қара тесіктер айналасындағы акреционды дискілердегі нуклеосинтез (Магистрлік диссертация). Лунд обсерваториясы /Лунд университеті.
  22. ^ Сурман, Р .; Маклафлин, Дж. С .; Рафферт, М .; Янка, Х.-Тх .; Хикс, В.Р. (2008). «Ыстық акреционды дискідегі процестің нуклеосинтезі қара тесік-нейтронды жұлдыздардың бірігуінен пайда болады». Astrophysical Journal. 679 (2): L117-L120. arXiv:0803.1785. Бибкод:2008ApJ ... 679L.117S. дои:10.1086/589507. S2CID  17114805.
  23. ^ Арай, К .; Мацуба, Р .; Фуджимото, С .; Коике, О .; Хашимото, М. (2003). «Аралық массадағы қара саңылаулар төңірегіндегі акрециондық дискілер ішіндегі нуклеосинтез». Ядролық физика A. 718: 572–574. Бибкод:2003NuPhA.718..572A. дои:10.1016 / S0375-9474 (03) 00856-X.
  24. ^ Мухопадхей, Б. (2018). «Шағын объектінің айналасындағы адвективті жинақтау дискісіндегі нуклеонсинтез». Янценде Р.Т .; Руффини, Р .; Гурзадян, В.Г. (ред.) Жалпы сүйіспеншілік туралы тоғызыншы Марсель Гроссманның жиналысының материалдары. Марсель Гроссманның тоғызыншы кездесуі. Әлемдік ғылыми. 2261–2262 бет. arXiv:astro-ph / 0103162. Бибкод:2002nmgm.meet.2261M. CiteSeerX  10.1.1.254.7490. дои:10.1142/9789812777386_0544. ISBN  9789812389930. S2CID  118008078.
  25. ^ Breen, P. G. (2018). «Қара элементтердің жинақталу дискілеріндегі нуклеосинтез арқылы глобулярлық кластерлердегі жарық элементтерінің өзгеруі». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар: хаттар. 481 (1): L110–114. arXiv:1804.08877. Бибкод:2018MNRAS.481L.110B. дои:10.1093 / mnrasl / sly169. S2CID  54001706.

Әрі қарай оқу

Сыртқы сілтемелер