Нуклеосинтез

Процесс создания новых атомных ядер из ранее существовавших нуклонов, в первую очередь протонов и нейтронов.

Нуклеосинтез — это процесс создания новых атомных ядер из ранее существовавших нуклонов (протонов и нейтронов) и ядер. Согласно современным теориям, первые ядра образовались через несколько минут после Большого взрыва в результате ядерных реакций в процессе, называемом нуклеосинтезом Большого взрыва . ^[1] Примерно через 20 минут Вселенная расширилась и остыла до точки, в которой эти высокоэнергетические столкновения между нуклонами закончились, поэтому происходили только самые быстрые и простые реакции, в результате чего наша Вселенная содержала водород и гелий . Остальное — это следы других элементов, таких как литий и изотоп водорода дейтерий . Нуклеосинтез звезд и их взрывы позднее привели к появлению множества элементов и изотопов, которые мы имеем сегодня, в процессе, называемом космической химической эволюцией. Суммарная масса элементов тяжелее водорода и гелия (называемых астрофизиками «металлами») остается небольшой (несколько процентов), так что Вселенная по-прежнему имеет примерно тот же состав.

Звезды соединяют легкие элементы с более тяжелыми в своих ядрах , выделяя энергию в процессе, известном как звездный нуклеосинтез . Реакции ядерного синтеза создают множество более легких элементов, вплоть до железа и никеля в самых массивных звездах. Продукты звездного нуклеосинтеза остаются в звездных ядрах и остатках, за исключением случаев, когда они выбрасываются звездными ветрами и взрывами. Реакции захвата нейтронов r -процесса и s-процесса создают более тяжелые элементы, начиная с железа и выше.

Нуклеосинтез сверхновых внутри взрывающихся звезд в значительной степени ответственен за элементы между кислородом и рубидием : за счет выброса элементов, образующихся во время звездного нуклеосинтеза; посредством взрывного нуклеосинтеза во время взрыва сверхновой; и от r-процесса (поглощения нескольких нейтронов) во время взрыва.

Слияния нейтронных звезд — недавно обнаруженный основной источник элементов, образующихся в r-процессе . Когда две нейтронные звезды сталкиваются, может быть выброшено значительное количество богатой нейтронами материи, которая затем быстро образует тяжелые элементы.

Расщепление космических лучей — это процесс, при котором космические лучи воздействуют на ядра и фрагментируют их. Это важный источник более легких ядер, особенно ³ He, ⁹ Be и ^10,11 B, которые не создаются в результате звездного нуклеосинтеза. Расщепление космических лучей может происходить в межзвездной среде , на астероидах и метеороидах или на Земле, в атмосфере или в земле. Этому способствует наличие на Земле космогенных нуклидов .

На Земле новые ядра также образуются в результате радиогенеза — распада долгоживущих первичных радионуклидов , таких как уран, торий и калий-40.

История

Таблица Менделеева, показывающая предполагаемое в настоящее время происхождение каждого элемента. Элементы от углерода до серы могут образовываться в звездах любой массы в результате реакций синтеза заряженных частиц. Элементы группы железа возникают в основном в результате процесса ядерного статистического равновесия при взрывах термоядерных сверхновых. Элементы, помимо железа, производятся в звездах большой массы с медленным захватом нейтронов ( s-процесс ) и быстрым захватом нейтронов в r-процессе , причем происхождение обсуждается среди редких вариантов сверхновых и столкновений компактных звезд. Обратите внимание, что этот рисунок представляет собой упрощение первого порядка активной исследовательской области со многими открытыми вопросами.

График

Считается, что сами первичные нуклоны образовались из кварк-глюонной плазмы около 13,8 миллиардов лет назад во время Большого взрыва , когда она остыла ниже двух триллионов градусов. Через несколько минут, начиная с протонов и нейтронов , образовались ядра вплоть до лития и бериллия (оба с массовым числом 7), но почти никаких других элементов. Некоторое количество бора могло образоваться в это время, но процесс остановился до того, как смогло образоваться значительное количество углерода , поскольку для этого элемента требуется гораздо более высокое произведение плотности гелия и времени, чем это присутствовало в короткий период нуклеосинтеза Большого взрыва. Этот процесс синтеза практически прекратился примерно через 20 минут из-за падения температуры и плотности по мере того, как Вселенная продолжала расширяться. Этот первый процесс, нуклеосинтез Большого взрыва , был первым типом нуклеогенеза, произошедшим во Вселенной, создавшим так называемые первичные элементы .

Звезда, образовавшаяся в ранней Вселенной, производит более тяжелые элементы путем объединения своих более легких ядер — водорода , гелия , лития , бериллия и бора  — которые были обнаружены в первоначальном составе межзвездной среды и, следовательно, звезды. Таким образом, межзвездный газ содержит уменьшающееся количество этих легких элементов, которые присутствуют только благодаря их нуклеосинтезу во время Большого взрыва, а также расщепления космических лучей . Поэтому считается, что эти более легкие элементы в современной Вселенной образовались в результате тысяч миллионов лет космических лучей (в основном протонов высокой энергии), опосредованных распадом более тяжелых элементов в межзвездном газе и пыли. Фрагменты этих столкновений космических лучей включают гелий-3 и стабильные изотопы легких элементов лития, бериллия и бора. Углерод не был создан в результате Большого взрыва, но был произведен позже в более крупных звездах посредством процесса тройного альфа .

Последующий нуклеосинтез более тяжелых элементов ( Z  ≥ 6, углерода и более тяжелых элементов) требует экстремальных температур и давлений, характерных для звезд и сверхновых . Эти процессы начались, когда водород и гелий, образовавшиеся в результате Большого взрыва, образовали первые звезды примерно через 500 миллионов лет. С тех пор в галактиках непрерывно происходит звездообразование. Первичные нуклиды были созданы в результате нуклеосинтеза Большого взрыва , звездного нуклеосинтеза , нуклеосинтеза сверхновых , а также в результате нуклеосинтеза в экзотических событиях, таких как столкновения нейтронных звезд. Другие нуклиды, такие как ⁴⁰ Ar, образовались позже в результате радиоактивного распада. На Земле смешение и испарение изменили первоначальный состав на то, что называется естественным земным составом. Атомные номера более тяжелых элементов, образовавшихся после Большого взрыва, варьируются от Z  = 6 ( углерод ) до Z  = 94 ( плутоний ). Синтез этих элементов происходил посредством ядерных реакций, включающих сильные и слабые взаимодействия между ядрами, и назывался ядерным синтезом (включая как быстрый , так и медленный многократный захват нейтронов), а также включал ядерное деление и радиоактивные распады, такие как бета-распад . Стабильность атомных ядер разных размеров и состава (т.е. числа нейтронов и протонов) играет важную роль в возможных реакциях между ядрами. Поэтому космический нуклеосинтез изучается среди исследователей астрофизики и ядерной физики (« ядерная астрофизика »).

История теории нуклеосинтеза

Первые идеи нуклеосинтеза сводились к тому, что химические элементы были созданы в начале Вселенной, но никакого рационального физического сценария для этого найти не удалось. Постепенно стало ясно, что водорода и гелия гораздо больше, чем любых других элементов. Все остальные составляют менее 2% массы Солнечной системы, да и других звездных систем. В то же время было ясно, что кислород и углерод являются следующими двумя наиболее распространенными элементами, а также что существует общая тенденция к высокому распространению легких элементов, особенно тех, изотопы которых состоят из целого числа ядер гелия-4 ( альфа нуклиды ).

Артур Стэнли Эддингтон впервые предположил в 1920 году, что звезды получают энергию путем синтеза водорода в гелий, и предположил, что более тяжелые элементы могут также образовываться в звездах. ^{[2] [3]} Эта идея не была общепринятой, поскольку ядерный механизм не был понятен. За годы, непосредственно предшествовавшие Второй мировой войне, Ганс Бете впервые объяснил ядерные механизмы, с помощью которых водород превращается в гелий.

Оригинальная работа Фреда Хойла по нуклеосинтезу более тяжелых элементов в звездах произошла сразу после Второй мировой войны. ^[4] Его работа объяснила образование всех более тяжелых элементов, начиная с водорода. Хойл предположил, что водород непрерывно создается во Вселенной из вакуума и энергии, без необходимости универсального начала.

Работа Хойла объяснила, как содержание элементов увеличивается со временем по мере старения галактики. Впоследствии, в 1960-х годах, картина Хойла была расширена за счет вкладов Уильяма А. Фаулера , Аластера Г.В. Кэмерона и Дональда Д. Клейтона , а затем многих других. Основополагающая обзорная статья 1957 года , написанная Э. М. Бербиджем , Г. Р. Бербиджем , Фаулером и Хойлом ^[5], представляет собой хорошо известное изложение состояния поля в 1957 году. В этой статье были определены новые процессы трансформации одного тяжелого ядра в другие внутри звезд. процессы, которые могли бы быть задокументированы астрономами.

Сам Большой Взрыв был предложен в 1931 году, задолго до этого периода, Жоржем Леметром , бельгийским физиком, который предположил, что очевидное расширение Вселенной во времени требует, чтобы Вселенная, если она сжималась назад во времени, продолжала это делать. до тех пор, пока он не сможет сокращаться дальше. Это привело бы всю массу Вселенной к одной точке, «первобытному атому», к состоянию, до которого время и пространство не существовали. Хойлу приписывают введение термина «Большой взрыв» во время радиопередачи BBC в 1949 году, где он заявил, что теория Леметра «основана на гипотезе о том, что вся материя во Вселенной была создана в результате одного большого взрыва в определенное время в далеком прошлом. " Широко распространено мнение, что Хойл хотел, чтобы это было уничижительно, но Хойл категорически отрицал это и сказал, что это был просто поразительный образ, призванный подчеркнуть разницу между двумя моделями. Модель Леметра была необходима для объяснения существования дейтерия и нуклидов между гелием и углеродом, а также принципиально высокого количества гелия, присутствующего не только в звездах, но и в межзвездном пространстве. Так случилось, что модели нуклеосинтеза Леметра и Хойла потребовались бы для объяснения изобилия элементов во Вселенной.

Цель теории нуклеосинтеза — объяснить сильно различающееся содержание химических элементов и некоторых их изотопов с точки зрения естественных процессов. Основным стимулом к ​​развитию этой теории была форма графика зависимости содержания от атомного номера элемента. Если отобразить это содержание на графике в зависимости от атомного номера, оно имеет зубчатую пилообразную структуру, которая варьируется в пределах десяти миллионов раз. Очень влиятельным стимулом для исследований нуклеосинтеза стала таблица содержания, созданная Гансом Зюссом и Гарольдом Юри, которая была основана на нефракционированном содержании нелетучих элементов, обнаруженных в неразвитых метеоритах. ^[6] Такой график численности показан в логарифмическом масштабе ниже, где резко зазубренная структура визуально подавлена ​​многими степенями десяти, охватывающими вертикальную шкалу этого графика.

Распространенность химических элементов в Солнечной системе. Водород и гелий являются наиболее распространенными остатками в парадигме Большого взрыва. ^[7] Следующие три элемента (Li, Be, B) редки, поскольку они плохо синтезируются при Большом взрыве, а также в звездах. Двумя общими тенденциями для остальных элементов, произведенных звездами, являются: (1) изменение содержания элементов в зависимости от того, имеют ли они четные или нечетные атомные номера, и (2) общее уменьшение содержания по мере того, как элементы становятся тяжелее. В рамках этой тенденции наблюдается пик содержания железа и никеля, который особенно заметен на логарифмическом графике, охватывающем меньшие степени десяти, скажем, между logA=2 (A=100) и logA=6 (A=1 000 000).

Процессы

Считается, что за нуклеосинтез отвечает ряд астрофизических процессов. Большинство из них происходит внутри звезд, и цепочка этих процессов ядерного синтеза известна как горение водорода (через протон-протонную цепочку или цикл CNO ), горение гелия , горение углерода , горение неона , горение кислорода и горение кремния . Эти процессы способны создавать элементы вплоть до железа и никеля. Это область нуклеосинтеза, в которой создаются изотопы с наибольшей энергией связи на нуклон. Более тяжелые элементы могут собираться внутри звезд с помощью процесса захвата нейтронов, известного как s-процесс , или во взрывоопасных средах, таких как слияния сверхновых и нейтронных звезд , с помощью ряда других процессов. Некоторые из этих других включают r-процесс , который включает быстрый захват нейтронов, rp-процесс и p-процесс (иногда известный как гамма-процесс), который приводит к фотораспаду существующих ядер.

Основные типы

Нуклеосинтез Большого Взрыва

Нуклеосинтез Большого Взрыва ^[8] произошел в течение первых трех минут после возникновения Вселенной и ответственен за большую часть обилия¹
Н ( протий ),²
H (D, дейтерий ),³
Он ( гелий-3 ) и⁴
Он ( гелий-4 ). Хотя⁴
Он продолжает производиться в результате звездного синтеза и альфа-распада , а также в следовых количествах¹
H продолжают образовываться в результате расщепления и некоторых типов радиоактивного распада; считается, что большая часть массы изотопов во Вселенной образовалась в результате Большого взрыва . Ядра этих элементов вместе с некоторыми⁷
Ли и⁷
Считается, что Be образовался между 100 и 300 секундами после Большого взрыва, когда первичная кварк-глюонная плазма замерзла, образовав протоны и нейтроны . Из-за очень короткого периода, в течение которого происходил нуклеосинтез до того, как он был остановлен расширением и охлаждением (около 20 минут), никакие элементы тяжелее бериллия (или, возможно, бора ) образоваться не могли. Элементы, образовавшиеся за это время, находились в состоянии плазмы и остыли до состояния нейтральных атомов гораздо позже. ^{[ нужна цитата ]}

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}He{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{1}^{3}T{}+p+}}&{\ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}}$

Основные ядерные реакции, ответственные за относительное содержание легких атомных ядер, наблюдаемое во Вселенной.

Звездный нуклеосинтез

Звездный нуклеосинтез — это ядерный процесс, в ходе которого образуются новые ядра. Это происходит в звездах в ходе звездной эволюции . Он отвечает за галактическое содержание элементов от углерода до железа . Звезды представляют собой термоядерные печи, в которых H и He сливаются в более тяжелые ядра при все более высоких температурах по мере изменения состава ядра. ^[9] Особое значение имеет углерод, поскольку его образование из He является узким местом во всем процессе. Углерод образуется в результате тройного альфа-процесса во всех звездах. Углерод также является основным элементом, вызывающим высвобождение свободных нейтронов внутри звезд, вызывая s-процесс , в котором медленное поглощение нейтронов превращает железо в элементы тяжелее железа и никеля. ^{[10] [11]}

Продукты звездного нуклеосинтеза обычно рассеиваются в межзвездном газе в результате эпизодов потери массы и звездных ветров звезд малой массы. События потери массы можно наблюдать сегодня в фазе планетарных туманностей в эволюции маломассивных звезд, а также взрывной конец звезд, называемых сверхновыми , из тех, масса которых более чем в восемь раз превышает массу Солнца.

Первым прямым доказательством того, что нуклеосинтез происходит в звездах, стало астрономическое наблюдение того, что межзвездный газ с течением времени обогащается тяжелыми элементами. В результате звезды, родившиеся из нее в конце галактики, сформировались с гораздо более высоким начальным содержанием тяжелых элементов, чем те, которые образовались раньше. Обнаружение технеция в атмосфере звезды красного гиганта в 1952 году ^[12] с помощью спектроскопии стало первым свидетельством ядерной активности внутри звезд. Поскольку технеций радиоактивен, период полураспада которого намного меньше возраста звезды, его изобилие должно отражать его недавнее образование внутри этой звезды. Не менее убедительным доказательством звездного происхождения тяжелых элементов являются большие избытки конкретных стабильных элементов, обнаруженные в звездных атмосферах звезд асимптотической ветви гигантов . Наблюдение содержаний бария примерно в 20–50 раз превышающих обнаруженные в неразвитых звездах, является свидетельством действия s-процесса внутри таких звезд. Многие современные доказательства звездного нуклеосинтеза представлены изотопным составом звездной пыли — твердых зерен, конденсированных из газов отдельных звезд и извлеченных из метеоритов. Звездная пыль является одним из компонентов космической пыли , и ее часто называют досолнечными зернами . Измеренный изотопный состав зерен звездной пыли демонстрирует многие аспекты нуклеосинтеза внутри звезд, из которых зерна конденсировались во время эпизодов потери массы звезды на позднем этапе жизни. ^[13]

Взрывной нуклеосинтез

Нуклеосинтез сверхновых происходит в энергетической среде сверхновых, в которой элементы между кремнием и никелем синтезируются в квазиравновесии ^[14], установленном в ходе быстрого синтеза, который присоединяется посредством возвратно-поступательных сбалансированных ядерных реакций с ²⁸ Si. Квазиравновесие можно рассматривать как почти равновесное , за исключением высокого содержания ядер ²⁸ Si в лихорадочно горящей смеси. Эта концепция ^[11] была самым важным открытием в теории нуклеосинтеза элементов промежуточной массы со времен статьи Хойла 1954 года, поскольку она обеспечила всеобъемлющее понимание распространенных и химически важных элементов между кремнием ( A = 28) и никелем ( A = 60). . Он заменил неправильный, хотя и часто цитируемый альфа-процесс из статьи B ² FH , который непреднамеренно затмил теорию Хойла 1954 года. ^[15] Могут происходить дальнейшие процессы нуклеосинтеза, в частности r-процесс (быстрый процесс), описанный в статье B ² FH и впервые рассчитанный Сигером, Фаулером и Клейтоном, ^[16] в котором наиболее нейтронно-богатые изотопы элементов более тяжелых чем никель, производятся путем быстрого поглощения свободных нейтронов . Создание свободных нейтронов путем захвата электронов во время быстрого сжатия ядра сверхновой вместе со сборкой некоторых богатых нейтронами затравочных ядер делает r-процесс первичным процессом , который может происходить даже в звезде из чистого H и He. . Это контрастирует с обозначением B ² FH процесса как вторичного процесса . Этот многообещающий сценарий, хотя в целом поддерживается экспертами по сверхновым, еще не привел к удовлетворительным расчетам распространенности r-процессов. Первичный r-процесс был подтвержден астрономами, которые наблюдали старые звезды, родившиеся, когда галактическая металличность была еще маленькой, но, тем не менее, содержащие свой набор ядер r-процесса; тем самым демонстрируя, что металличность является продуктом внутреннего процесса. R-процесс ответственен за нашу естественную группу радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за наиболее богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.

rp -процесс (быстрый протон) включает быстрое поглощение свободных протонов , а также нейтронов, но его роль и существование менее очевидны.

Взрывной нуклеосинтез происходит слишком быстро, чтобы радиоактивный распад мог уменьшить количество нейтронов, поэтому многие распространенные изотопы с равным и четным количеством протонов и нейтронов синтезируются в результате квазиравновесного процесса кремния. ^[14] Во время этого процесса горение кислорода и кремния объединяет ядра, которые сами имеют одинаковое количество протонов и нейтронов, с образованием нуклидов, состоящих из целых чисел ядер гелия, до 15 (что соответствует ⁶⁰ Ni). Такие многоальфа-нуклиды полностью стабильны до ⁴⁰ Са (состоящие из 10 ядер гелия), но более тяжелые ядра с равным и четным числом протонов и нейтронов прочно связаны, но нестабильны. В квазиравновесии образуются радиоактивные изобары ⁴⁴ Ti , ⁴⁸ Cr, ⁵² Fe и ⁵⁶ Ni, которые (за исключением ⁴⁴ Ti) создаются в большом количестве, но распадаются после взрыва и оставляют наиболее стабильный изотоп соответствующего элемента с тем же атомным весом. . Наиболее распространенными и существующими изотопами элементов, полученных таким способом, являются ⁴⁸ Ti, ⁵² Cr и ⁵⁶ Fe. Эти распады сопровождаются испусканием гамма-лучей (излучения ядра), спектроскопические линии которых можно использовать для идентификации изотопа, образовавшегося в результате распада. Обнаружение этих эмиссионных линий было важным ранним результатом гамма-астрономии. ^[17]

Наиболее убедительное доказательство взрывного нуклеосинтеза в сверхновых произошло в 1987 году, когда были обнаружены линии гамма-излучения, исходящие от сверхновой 1987А . Линии гамма-излучения, идентифицирующие ядра ⁵⁶ Co и ⁵⁷ Co, период полураспада которых ограничивает их возраст примерно годом, доказали, что их создали их радиоактивные родители-кобальты. Это наблюдение ядерной астрономии было предсказано в 1969 году ^[17] как способ подтверждения взрывного нуклеосинтеза элементов, и это предсказание сыграло важную роль в планировании Комптонской гамма-обсерватории НАСА .

Другие доказательства взрывного нуклеосинтеза найдены в зернах звездной пыли, которые конденсировались внутри сверхновых по мере их расширения и охлаждения. Зерна звездной пыли являются одним из компонентов космической пыли . В частности, радиоактивный ⁴⁴ Ti был обнаружен в очень большом количестве в зернах звездной пыли сверхновой в то время, когда они конденсировались во время расширения сверхновой. ^[13] Это подтвердило предсказание 1975 года об идентификации звездной пыли сверхновых (SUNOCON), которая стала частью пантеона досолнечных зерен . Другие необычные соотношения изотопов в этих зернах раскрывают многие специфические аспекты взрывного нуклеосинтеза.

Слияние нейтронных звезд

В настоящее время считается, что слияние двойных нейтронных звезд (БНС) является основным источником элементов r-процесса . ^[18] Поскольку слияния этого типа по определению богаты нейтронами, подозревалось, что они являются источником таких элементов, но окончательные доказательства получить было трудно. В 2017 году появились веские доказательства, когда LIGO , VIRGO , космический гамма-телескоп Ферми и INTEGRAL , а также сотрудничество многих обсерваторий по всему миру, обнаружили как гравитационные волны , так и электромагнитные признаки вероятного слияния нейтронных звезд, GW170817 , и впоследствии обнаружены сигналы многочисленных тяжелых элементов, таких как золото, когда выброшенное выродившееся вещество распадается и охлаждается. ^[19] Первое обнаружение слияния нейтронной звезды и черной дыры (NSBH) произошло в июле 2021 года и позже, но анализ, похоже, отдает предпочтение BNS, а не NSBH, как основного вклада в производство тяжелых металлов. ^{[20] [21]}

Нуклеосинтез аккреционного диска черной дыры

Нуклеосинтез может происходить в аккреционных дисках черных дыр . ^{[22] [23] [24] [25] [26] [27] [28]}

Расщепление космических лучей

Процесс расщепления космических лучей уменьшает атомный вес межзвездной материи за счет воздействия космических лучей, образуя некоторые из самых легких элементов, присутствующих во Вселенной (хотя и незначительное количество дейтерия ) . В частности, считается, что расщепление ответственно за образование почти всего ³ He и элементов лития , бериллия и бора , хотя некоторые⁷
Ли
и⁷
Быть
Считается, что они были созданы в результате Большого взрыва. Процесс расщепления возникает в результате воздействия космических лучей (в основном быстрых протонов) на межзвездную среду . Эти удары фрагментируют присутствующие ядра углерода, азота и кислорода. В результате этого процесса легкие элементы бериллий, бор и литий появляются в космосе в гораздо большем количестве, чем в солнечной атмосфере. Количества легких элементов ¹ H и ⁴ He, образующихся в результате расщепления, пренебрежимо малы по сравнению с их первоначальным содержанием.

Бериллий и бор практически не производятся в процессах звездного синтеза, поскольку 8 Be не связан с частицами.

Эмпирическое доказательство

Теории нуклеосинтеза проверяются путем расчета содержания изотопов и сравнения этих результатов с наблюдаемыми содержаниями. Содержание изотопов обычно рассчитывается на основе скорости перехода между изотопами в сети. Часто эти расчеты можно упростить, поскольку несколько ключевых реакций контролируют скорость других реакций. ^{[ нужна цитата ]}

Второстепенные механизмы и процессы

Небольшие количества некоторых нуклидов производятся на Земле искусственным путем. Это наш основной источник, например, технеция . Однако некоторые нуклиды также производятся различными естественными способами, которые продолжаются и после того, как первичные элементы появились на месте. Они часто способствуют созданию новых элементов, которые можно использовать для датировки горных пород или для отслеживания источника геологических процессов. Хотя эти процессы не производят нуклиды в изобилии, предполагается, что они являются полным источником существующих природных запасов этих нуклидов.

Эти механизмы включают в себя:

• Радиоактивный распад может привести к образованию радиогенных дочерних нуклидов . Ядерный распад многих долгоживущих первичных изотопов, особенно урана-235 , урана-238 и тория-232 , приводит к образованию множества промежуточных дочерних нуклидов, прежде чем они тоже окончательно распадутся на изотопы свинца. Благодаря этому механизму происходит естественное снабжение Земли такими элементами, как радон и полоний . Поступление в атмосферу аргона-40 происходит главным образом за счет радиоактивного распада калия-40 со времени образования Земли. Незначительная часть атмосферного аргона является первичным. Гелий-4 образуется в результате альфа-распада, и гелий, попавший в земную кору, также в основном непервичный. При других типах радиоактивного распада, таких как кластерный распад , выбрасываются более крупные виды ядер (например, неон-20), которые в конечном итоге становятся вновь образованными стабильными атомами.
• Радиоактивный распад может привести к спонтанному делению . Это не распад кластера, поскольку продукты деления могут быть разделены практически на любой тип атомов. Торий-232, уран-235 и уран-238 — первичные изотопы, которые подвергаются спонтанному делению. Таким способом получают природный технеций и прометий .
• Ядерные реакции . Протекающие в природе ядерные реакции, вызванные радиоактивным распадом, приводят к образованию так называемых нуклеогенных нуклидов. Этот процесс происходит, когда энергичная частица радиоактивного распада, часто альфа-частица, вступает в реакцию с ядром другого атома, превращая это ядро ​​в другой нуклид. Этот процесс может также вызвать образование дополнительных субатомных частиц, таких как нейтроны. Нейтроны также могут производиться в результате спонтанного деления и эмиссии нейтронов . Эти нейтроны могут затем продолжать производить другие нуклиды посредством деления, вызванного нейтронами, или путем захвата нейтронов . Например, некоторые стабильные изотопы, такие как неон-21 и неон-22, производятся несколькими путями нуклеогенного синтеза, и, таким образом, только часть их содержания является первичной.
• Ядерные реакции, вызванные космическими лучами. По соглашению эти продукты реакции называются не «нуклеогенными» нуклидами, а скорее космогенными нуклидами. Космические лучи продолжают производить на Земле новые элементы посредством тех же космогенных процессов, о которых говорилось выше, которые производят первичный бериллий и бор. Одним из важных примеров является углерод-14 , образующийся из азота-14 в атмосфере под действием космических лучей. Йод-129 – еще один пример.

Смотрите также

• Звездный портал

• Вымершие изотопы сверхтяжелых элементов

Рекомендации

1. "Министерство энергетики объясняет... нуклеосинтез" . Energy.gov.ru . Проверено 22 марта 2022 г.
2. Эддингтон, AS (1920). «Внутренняя конституция звезд». Обсерватория . 43 (1341): 233–40. Бибкод : 1920Obs....43..341E. дои : 10.1126/science.52.1341.233. ПМИД  17747682.
3. Эддингтон, AS (1920). «Внутренняя конституция звезд». Природа . 106 (2653): 14–20. Бибкод : 1920Natur.106...14E. дои : 10.1038/106014a0 . ПМИД  17747682.
4. Собственно, ещё до окончания войны он узнал о проблеме сферической имплозии плутония в Манхэттенском проекте . Он увидел аналогию между реакцией деления плутония и недавно открытыми сверхновыми и смог показать, что взрывающиеся сверхновые производят все элементы в той же пропорции, что существовали на Земле. Он чувствовал, что случайно попал в тему, которая сделает его карьеру. Автобиография Уильям А. Фаулер
5. Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б. дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
6. Зюсс, Ганс Э.; Юри, Гарольд К. (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Бибкод : 1956РвМП...28...53С. doi : 10.1103/RevModPhys.28.53.
7. Стиавелли, Массимо (2009). От Первого Света до Реионизации и Конца Темных Веков. Вайнхайм, Германия: Wiley-VCH . п. 8. ISBN 9783527627370.
8. Филдс, Б.Д.; Моларо, П.; Саркар, С. (сентябрь 2017 г.). «23. Нуклеосинтез Большого Взрыва» (PDF) . CiteSeerX 10.1.1.729.1183 . Архивировано (PDF) из оригинала 1 апреля 2022 г. 
9. Клейтон, Д.Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза (переиздание). Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . Глава 5. ISBN 978-0-226-10952-7.
10. Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон; Халл, TE; Циммерман, бакалавр (1961). «Цепочки захвата нейтронов в синтезе тяжелых элементов». Анналы физики . 12 (3): 331–408. Бибкод : 1961AnPhy..12..331C. дои : 10.1016/0003-4916(61)90067-7.
11. Клейтон, Д.Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза (переиздание). Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . Глава 7. ISBN 978-0-226-10952-7.
12. Меррилл, SPW (1952). «Спектроскопические наблюдения звезд класса». Астрофизический журнал . 116 : 21. Бибкод : 1952ApJ...116...21M. дои : 10.1086/145589.
13. Клейтон, Д.Д.; Ниттлер, Л.Р. (2004). «Астрофизика с предсолнечной звездной пылью». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Бибкод : 2004ARA&A..42...39C. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
14. Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Ядерное квазиравновесие при горении кремния». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Бибкод : 1968ApJS...16..299B. дои : 10.1086/190176.
15. Клейтон, Д.Д. (2007). «Уравнение Хойла». Наука . 318 (5858): 1876–1877. дои : 10.1126/science.1151167. PMID  18096793. S2CID  118423007.
16. Сигер, Пенсильвания; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем нейтронного захвата». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 11 : 121. Бибкод : 1965ApJS...11..121S. дои : 10.1086/190111.
17. Клейтон, Д.Д.; Колгейт, ЮАР; Фишман, Дж.Дж. (1969). «Гамма-линии от остатков молодых сверхновых». Астрофизический журнал . 155 : 75. Бибкод : 1969ApJ...155...75C. дои : 10.1086/149849.
18. Стромберг, Джозеф (16 июля 2013 г.). «Все золото во Вселенной могло возникнуть в результате столкновений нейтронных звезд». Смитсоновский институт . Проверено 27 апреля 2014 г.
19. Чу, Дж. (nd). «Пресс-релиз GW170817». ЛИГО / Калифорнийский технологический институт . Проверено 4 июля 2018 г.
20. Чен, Синь-Ю; Витале, Сальваторе; Фукар, Франсуа (01 октября 2021 г.). «Относительный вклад в производство тяжелых металлов в результате слияний бинарных нейтронных звезд и слияний нейтронных звезд и черных дыр». Письма астрофизического журнала . 920 (1): Л3. arXiv : 2107.02714 . Бибкод : 2021ApJ...920L...3C. дои : 10.3847/2041-8213/ac26c6 . ISSN  2041-8205. S2CID  238198587.
21. «Столкновения нейтронных звезд — это «золотая жила» тяжелых элементов, как показало исследование» . Новости Массачусетского технологического института | Массачусетский Институт Технологий . Проверено 23 декабря 2021 г.
22. Чакрабарти, СК; Джин, Л.; Арнетт, WD (1987). «Нуклеосинтез внутри толстых аккреционных дисков вокруг черных дыр. I - Термодинамические условия и предварительный анализ». Астрофизический журнал . 313 : 674. Бибкод : 1987ApJ...313..674C. дои : 10.1086/165006. ОСТИ  6468841.
23. Маклафлин, Г .; Сурман, Р. (2 апреля 2007 г.). «Нуклеосинтез из аккреционных дисков черных дыр» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 10 сентября 2016 г.
24. Франкель, Н. (2017). Нуклеосинтез в аккреционных дисках вокруг черных дыр (PDF) (MSc). Лундская обсерватория / Лундский университет . Архивировано (PDF) из оригинала 24 марта 2020 г.
25. Сурман, Р.; Маклафлин, Южная Каролина ; Руфферт, М.; Янка, Х.-Т.; Хикс, WR (2008). «Процесс нуклеосинтеза в потоках горячего аккреционного диска в результате слияния черной дыры и нейтронной звезды». Астрофизический журнал . 679 (2): Л117–Л120. arXiv : 0803.1785 . Бибкод : 2008ApJ...679L.117S. дои : 10.1086/589507. S2CID  17114805.
26. Арай, К.; Мацуба, Р.; Фудзимото, С.; Койке, О.; Хашимото, М. (2003). «Нуклеосинтез внутри аккреционных дисков вокруг черных дыр промежуточной массы». Ядерная физика А . 718 : 572–574. Бибкод : 2003NuPhA.718..572A. doi : 10.1016/S0375-9474(03)00856-X.
27. Мухопадьяй, Б. (2018). «Нуклонсинтез в адвективном аккреционном диске вокруг компактного объекта». В Янцене, RT; Руффини, Р.; Гурзадян В.Г. (ред.). Труды девятого совещания Марселя Гроссмана по общей теории относительности . Всемирная научная . стр. 2261–2262. arXiv : astro-ph/0103162 . Бибкод : 2002nmgm.meet.2261M. CiteSeerX 10.1.1.254.7490 . дои : 10.1142/9789812777386_0544. ISBN  9789812389930. S2CID  118008078. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
28. Брин, ПГ (2018). «Вариации легких элементов в шаровых скоплениях посредством нуклеосинтеза в аккреционных дисках черных дыр». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 481 (1): Л110–114. arXiv : 1804.08877 . Бибкод : 2018MNRAS.481L.110B. дои : 10.1093/mnrasl/sly169. S2CID  54001706.

дальнейшее чтение

• Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Бибкод : 1946MNRAS.106..343H. дои : 10.1093/mnras/106.5.343 .
• Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах. I. Синтез элементов от углерода до никеля». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 1 : 121. Бибкод : 1954ApJS....1..121H. дои : 10.1086/190005.
• Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б. дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
• Менегуззи, М.; Одуз, Ж.; Ривз, Х. (1971). «Производство элементов Li, Be, B галактическими космическими лучами в космосе и его связь со звездными наблюдениями». Астрономия и астрофизика . 15 : 337–359. Бибкод : 1971A&A....15..337M.
• Клейтон, Д.Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза (переиздание). Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . ISBN 978-0-226-10952-7.
• Клейтон, Д.Д. (2003). Справочник изотопов в космосе . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-82381-4.
• Рольфс, CE; Родни, WS (2005). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . ISBN 978-0-226-72457-7.
• Илиадис, К. (2007). Ядерная физика звезд . Вайнхайм, Германия: Wiley-VCH . ISBN 978-3-527-40602-9.
• Арконес, А.; Тилеманн, ФК (2022). «Происхождение элементов». Обзор астрономии и астрофизики . 31 (1): 1. дои : 10.1007/s00159-022-00146-x . ISSN  1432-0754.

Внешние ссылки

• Долина стабильности (видео) – объяснение нуклеосинтеза с помощью диаграммы нуклидов CEA (Франция)