Nukleosynteesi

Wikipedia

Nukleosynteesi on tapahtuma, jossa muodostuu uusi atomi olemassaolevista vapaista nukleoneista eli protoneista ja neutroneista. Ensimmäiset nukleonit syntyi alkuräjähdyksessä gluonien avulla, kun maailmankaikkeuden lämpötila oli laskenut alle kymmenen miljoonan celsiusasteen lämpötilaan. Suurin osa nukleosynteeseistä tapahtuu tähdissä, jotka ovat tuottaneet ja tuottaa kaikki heliumia raskaammat alkuaineet.

[muokkaa] Alkuräjähdyksen nukleosynteesi

Pääartikkeli: Alkuräjähdyksen nukleosynteesi

Alkuräjähdyksen ensimmäisinä kolmena minuuttina syntyi nukleosynteesillä maailmankaikkeuden kevyiden alkuaineiden varastot, vety, helium sekä jonkin verran deuteriumia ja litiumia. Näistä alkuaineista deuterium ja litium tuhoutuu tähdissä, joten niiden määrä vähenee maailmankaikkeuden ikääntyessä. Vaikka alkuräjähdyksessä syntyi alkuaineita vain muutamia, on alkuräjähdyksen synnyttämien alkuaineiden kokonaismäärä maailmankaikkeuden atomeista nykytiedolla 98–99 prosenttia.

[muokkaa] Tähtien nukleosynteesi

Pääartikkeli: Tähden nukleosynteesi

Tähtien energiaa vapauttavissa nukleosynteeseissä syntyy suurin osa muista alkuaineista. Massaltaan suuremmat kuin 0,08 auringon massaa pystyvät kehittämään vedyn polttamiseksi vaadittavan kymmenen miljoonan kelvinin lämpötilan. Polttaakseen heliumia, tähti tarvitsee massaa jo 0,25 auringon verran, jolloin lämpotila voi kymmenkertaistua ja laukaista heliumfuusion. Mitä pidemmälle alkuaineiden jaksollisessa järjestelmässä mennään, sitä suurempi on oltava tähden massa kunnes lopulta tulee rauta, alkuaine jolla on alhaisin massaenergia hiukkasta kohden ja johon fuusioreaktio pysähtyy. Rautaan fuusioitumista varten tähden tulee olla massaltaan suurempi kuin 8 aurinkoa.

[muokkaa] Neutronisieppaus

Luonnossa esiintyy myös rautaa raskaampia alkuaineita, joita syntyy niin ikään tähdissä. Näissä tapauksissa kyseessä ei kuitenkaan ole enää raudan fuusioituminen, vaan energiaa kuluttava hidas- tai nopea neutronisieppaus (myös s-prosessi jossa s on slow ja r-prosessi jossa r on rapid). Prosessissa vahva ydinvoima sieppaa irtoneutroneita, ja kasvattaa atomin kokoa. Useasti heikko ydinvoima hajoittaa näin kasvatetun atomin protoneiksi ja elektroneiksi, jota myös beetahajoamiseksi kutsutaan. Neutronin muuntuminen protoniksi sitoutuneissa ytimissä mahdollistaa raskaampien alkuaineiden synnyn lisäämällä ytimen stabiiliutta ja kasvattamalla atomin järjestyslukua. Prosessien tehoeroja voidaan verrata atomipainoltaan lähes identtisiin platinaan (atomipaino 195) ja lyijyyn (atomipaino 207). Mikäli prosessit olisivat yhtä tehokkaita, platina olisi maailmankaikkeudessa yleisempää kuin lyijy. Kuitenkin platinaa syntyy ainoastaan r-prosessissa, eli prosessissa joka käynnistyy vain tähden luhistumisen hetkellä. Lyijyä taas syntyy s-prosessissa, joka on hitaampi mutta joka kokonaisuudessaan pystyy tuottamaan enemmän ytimiä kuin r-prosessi.