Нуклеосинтез
от Уикипедия, свободната енциклопедия
Нуклеосинтез наричаме съвкупността от различни физични процеси, протичащи във Вселената, които имат като резултат образуване на нови атомни ядра.
Има няколко основни типа такива процеси:
Съдържание |
[редактиране] Образуване на леки ядра след Големия взрив
Нуклеосинтеза при Големия взрив (първичен нуклеосинтез) е протекъл в самото начало на Вселената и е довел до образуването на различни леки ядра.
По време на първите три минути след Големия взрив са се образували обикновения водород (H или 1H), деутерия (D или 2H), изотопите на хелия 3He и 4He и тежкия изотоп на лития 7Li. Тези изотопи се наричат "първични елементи", за разлика от всички останали ядра, образувани по-късно.
Съвременното съотношение на тези елементи, както и ядрените им свойства се съгласуват добре с теорията за Големия взрив.
[редактиране] Ядрен синтез при горенето на звездите
Голяма част от ядрата със средни размери се образуват в недрата на звездите. Още в началото на миналия век става ясно, че причината за светенето на звездите са реакции при които леки ядра се сливат при огромните температури в центъра на звездата, като се отделя голямо количество енергия.
Цялата маса на звездата се преобразува в нови елементи бавно - при големите звезди от няколко милиона години (тъй като изгарянето им е бързо) до много милиарди години при по-малките звезди. Нашето Слънце свети вече около 5 миларда години и ще продължава да свети още толкова, преди водорода в него да се превърне в хелий.
В зависимост от температурите и концентарциите на изходните елементи могат да протичат различни реакции на синтез, но основните са:
1. Протон-протонна реакция. При малките звезди като слънцето от 4 водородни атома се образува един атом хелий-4.
2. Въглерод-азот-кислороден цикъл. При големите звезди атом въглерод поглъща 4 протона в различни реакции, като накрая се връща в начално състояние след отделяне на хелий-4.
3. Реакция три-алфа. При нея три атома на хелий-4 се сливат в едно ядро на въглерод-12. Тази реакция протича при много високи температури и е характерна за последните дни от съществуването й, когато централната част на звездата съдържа предимно хелий.
4. Синтез на по-тежки ядра. Когато и хелият свърши, умиращата звезда започва да се свива от гравитационните сили и температурата в ядрото се повишава. Въглеродът се трансформира в кислород, неон и пр. по-тежки ядра до енергетичното плато на най-голяма стабилност, което се състои от елементи като манган, желязо, кобалт и никел (атомни номера 25, 26, 27 и 28). Тези реакции отделят малко енергия и се извършват бързо - в последните часове преди звездата да избухне като свръхнова.
[редактиране] Образуване на тежки ядра при s-процес
Ядрата, по-тежки от медта (атомен номер 29) имат по-ниска енергия на връзката между нуклоните си и не могат да бъдат получени чрез ядрен синтез. Всички те се получават в резултат на неутронни реакции, при които първоначално средно по размери ядро започва серия от поглъщане на неутрони и в резултат на бета-разпад повишава атомния си номер (превръща се в ядро с повече протони).
Когато източника на неутрони е слаб, процеса се нарича s-процес (s от slow). Условия за него има във вътрешността на стари масивни звезди (червени гиганти).
При s-процеса може да се образува нестабилно ядро, но то се разпада преди поглъщането на следващия неутрон. Поради това при s-процеса могат да се синтезират само ядра до олово и бисмут (атомен номер 82 и 83).
[редактиране] Образуване на тежки ядра при r-процес
При r-процеса много интензивен и плътен поток неутрони облъчва средни или тежки ядра. Скоростта на това облъчване е толкова висока, че междинните нестабилни ядра нямат време да се разпаднат. Така се получават ядра с много голям атомен номер (свръхтежки ядра).
Междинните ядра по време на облъчването имат по-голям от нормалния брой неутрони и след като интензивността на потока намалее, те се стабилизират чрез различните видове радиоактивно разпадане.
r-процесът позволява да се прескочи интервала от нестабилни елементи от полоний до актиний (атомни номера от 84 до 89) и да се достигне острова от почти стабилни елементи торий и уран (атомни номера 90 и 92).
Условия за протичане на r-процеса възникват само при взрив на свръхнова звезда. На Земята сравнително мощни неутронни потоци могат да се постигнат при взрив на водородна бомба (в отпадъците на такъв взрив е открит елемента калифорний с атомен номер 98).
[редактиране] Други процеси
Някои изотопи не могат да се образуват по никоя от гореописаните схеми.
В повечето случаи това са богати на протони ядра и образуването им се обяснява със специфични реакции на разцепване на по-голямо ядро при бомбардиране с ускорен протон или пък с реакция на сливане на протон със сравнително тежко ядро.
Някои от тези реакции протичат в земната атмосфера при бомбардирането и от високоенергийни космически лъчи.
При специални процеси на разцепване (spallation) се образуват 6Li и бор, а също и някои изотопи на берилий, алуминий, неон, хлор и йод.
Със захващане на протон при взрив на супернова (p-процес) се обяснява съществуването на някои рядко срещани тежки изотопи като 190Pt и 168Yb.
