Ядрен синтез - Колиър Енциклопедия - Енциклопедия & речник
Ядрен синтез процес, при който сърцевина комплекса, тежки химични елементи, като например кислород, желязо и злато, образувана от по-прости и леки атомни ядра (обикновено от водород). На ранен етап от разширяването на Вселената, когато нейната вещество е плътен и топъл, навсякъде имаше подходящи условия за ядрен синтез. По-късно той се среща само в интериора на звезди, като цяло по-масивна от нашето слънце. И в двата случая основният процес са ядрени реакции т.е. реакции, в които взаимодействието на атомните ядра на един или повече тип имащи нов тип ядрото. Тези реакции са не само създават атомите, които правят себе си и нашата планета нагоре; те също така служи като източник на енергия за Слънцето и другите звезди. Ядрен синтез. или nukleogenez, трябва да се разграничава от бариогенеза, т.е. процеси, протичащи в още по-рано вселената, където съставните части на атомните ядра (протони и неутрони), образувани от извара - най-основните частици на материята.
Космологичен нуклеосинтез. А. Пензиас и Робърт Уилсън, намиращи се в 1965 че пространството се запълва с микровълново облъчване, потвърди прогнозата направени почти 20 години преди RA Alpher и R. Херман и Гамов, което теоретично проучен ядрени реакции в ранна вселената , Откриването на реликва микровълновото излъчване се оказа, че преди 10-20 млрд. Години Вселената е била много гъста и горещо. температура й надхвърли един милиард К и плътността е във вътрешността на Слънцето - това са условията, необходими за ядрени реакции. Виждайки, че температурата на CMB 2.75 К, астрономите определят видовете и интензивността на ядрени реакции в тези дни. Почти всички от тези реакции са били постигнати в лабораторни условия и се определят от интензивността, с която протичат реакции при различни температури, колко енергия се освобождава в същото време и какви продукти са получени. Тези данни ни позволи да разберем звезда nukleogeneze, които ще бъдат обсъдени в следващия раздел. Основните продукти на ядрени реакции в началото на Вселената са водород и хелий в тегловно съотношение от около 3: 1. Създадена също незначително количество тежък водород (деутерий, D или 2Н), белодробен хелий (3He) и литий (Li): само няколко ррт от общото тегло. Поради това първите звезди се състои почти изцяло от водород и хелий. Първите звезди са отминали, но най-старият оцелял звездите съдържат по-малко от 0,001% от всички други елементи. Но Слънцето и повече млади звезди, тези елементи представляват по тегло около 2%. Реакциите в началото на Вселената спрени за водород и хелий с малко количество на примеси, защото няма стабилни ядра, съдържащи 5 или 8 протони и неутрони. Ето защо от водород (един протон) и хелий (два протона и два неутрона) не може да направи по-сложен ядро. По времето, когато Вселената се охлажда, така че стоманата може и други реакции, той се разширява, така че прави изключително малко вероятно материал с ниска плътност, които едновременно сблъсък на три или повече ядра за създаването на по-сложни елементи. Важна особеност на космологичната нуклеосинтез е, че количеството на получената хелий, деутерий и литиев зависи от средната плътност на Вселената (фиг. 1). В частици с висока плътност често се сблъскват, толкова много протоните и неутроните в ядрото на хелий се обединяват и има много малко деутерий; при ниска плътност, образувана деутерий голямо, но по-малко от хелий и литий.
Фиг. 1. космологичната нуклеосинтез - образуването на химичните елементи в началото на Вселената. Ординатата показва съотношението на вещество, съдържащо се в хелий-4 изотопи, хелий-3, деутерий (2Н) и литиево-7 като функция на плътността на тока на конвенционален материал (хоризонтална ос). Четири сенчеста правоъгълник показва наблюдава делът на тези изотопи в материал, който не е с опит в обработката на звездите. Прекъсваната вертикалната линия показва горната граница на плътността на конвенционален материал, който е в съответствие с разпространението на тези елементи, а твърдият вертикалната линия - най-вероятната плътност обикновената материя. Тази горна граница е около 15%, и вероятно сума - по-малко от 10% от стойността на критичната плътност при който разширяването на спирка свят и компресия ще бъде заменен. Предполага се, че константата на Хъбъл е 50 (км / сек Mpc) и, че има три вида неутрино.
Когато водород е над, звезда с маса по-малко от 40% от слънчевата матрицата, преминавайки тъп и компактни бели джуджета, състоящи се от хелий. В по-масивни звезди централен участък се пресова и температурата в него е 108 К. При тази температура, реакцията може да хелий ядра и висока плътност звездна земните недра прави твърде вероятно да отговаря на три или четири от тези ядра чрез реакция с въглероден или кислороден раждане:
Тя е оформена приблизително равна на сумата от въглерод и кислород, и това е много успешно, тъй като и двата елемента са важни биологични. За звезди с маса по-малка от 6-8 тегловни Sun хелий флаш стъпка (с продължителност само няколко процента от водород време изгаряне) е всъщност последната в живота им. Част от хелий, азот, въглерод и кислород по този начин довежда до повърхността. Яркостта на звезда увеличава, тя набъбва и капки черупка под формата на планетарна мъглявина, междузвездното среда попълване тези елементи. ядро на звездата се съхранява под формата на въглерод-кислород бяло джудже. За звезди с първоначалната маса на повече от 6-8 тегл нд компресия ядро продължава, и повишаването на температурата в него стимулира допълнително ядрената реакция предизвика широк спектър от нови елементи. Първо, въглероден се изгаря, като главно неон и натрий. След неон изгаря, създавайки наред с други елементи, магнезий и алуминий. След изгаряне на кислород, което, наред с другото, силиций и сяра. Накрая, изгарянето на силиций, се превръща в желязото и в близост към него елементи (никел, кобалт, манган, виж периодичната система на елементите.). Тези реакции се появяват при около 109 К. В тях е сравнително малко енергия, и повечето от тях преминава в неутрино. Това етап миналата горене трае само няколко хиляди години, от повече от един милион години от живота на масивна звезда. Всеки от по-горе все още подкрепят ядрената радиация реакции на звездата. Но желязното ядро са свързани плътно всички други атомни ядра, така че те са по-нататъшни трансформации вече не могат да предоставят на изхода на енергия. Въпреки това, с повърхността на звезда енергия продължава да отида, така че аварията може да се случи, тъй като в резултат на изгаряне на силиций желязо основните формира звезди са твърде масивна, за да защитава от действието на гравитацията. Нейната ограничаване маса, изчислена за първи път през 1931 г. S.Chandrasekarom е в границите от 1.1 до 1.4 слънца. Фиг. 2 показва структурата на звезда с първоначалната маса на 18 маса преди силициев край слънчева изгаряне. Имаме формира от всички елементи от въглеродна към никел, както и тяхното количество в близост до това, което се наблюдава в междузвездното пространство и младите звезди. Останете два въпроса: 1) как тези елементи оставят на звездата, където са родени, и 2), където се вземат елементи по-тежки от желязо. Отговори на тях са пряко свързани с това, което се случва със звездата, което увеличава желязно ядро.
Свръхновите. Когато масивна звезда ядро се доближава до границата на Чандрасекар, почти едновременно започва няколко процеса, някои желязо ядро разделена на хелиеви ядра, протони за улавяне на електрони и да стане неутрони, неутрино и отвличат активна енергия. Тези процеси звезда ядро се охлажда до такава степен, че неговото вътрешно налягане вече не е в състояние да устои на гравитацията и тя се свива драстично. Нейната колапс трае само за около една секунда; с освобождаване на енергия от порядъка на 1046 J, повече от една звезда отхвърлен в живота си. По-голямата част от тази енергия е под формата на неутрино и гравитационни вълни, но около 1% отива за загряване на външните слоеве на звездите и изхвърлянето им. За кратко време се превръща в звездата сравними по яркост на цялата галактика, и тя се нарича "свръхнова". През 1987 г. в съседна нашата галактика Голям Магеланов облак (ГМО) избухва свръхнова. Получено не само от неговата светлина флаш, но потокът на неутрино, изхвърля обвивка и по-тежки елементи. С експлозията на свръхнова появят четири важен процес на ядрен синтез. На първо място, кислород, неон, силиций и други елементи в звездата формира от експлозията попадат в междузвездното пространство. Ето защо всички звезди, след първото поколение, не се състои от чист водород и хелий. На второ място, минаваща през корпуса енергията загрява газа и стимулира ядрените реакции, в които се образуват различните елементи и техните изотопи, около нас. Дори оставяйки неутрино ядро предизвика повече допълнителни реакции, които са, например, основен източник на флуор. На трето място, излишната енергия неутрони желязо и дава възможност да се синтезира по-тежки елементи желязо (см. По-долу). На четвърто място, разширяване на газ черупки звезди, сблъсквайки се със заобикалящата междузвезден газ, генерира шокови вълни, в които отделни атоми изглеждат да извлекат голяма енергия и са част от космическите лъчи. На свой ред, космическите лъчи, изправени в междузвездната среда с ядра на въглерод, азот, кислород и други елементи, които ги разцепват, формоване, например, берилий, и бор, които очевидно не са оформени или в началото на Вселената нито в звезди. тип Свръхновите описано по-горе, включително Supernova 1987A в LMC, се получават само от масивни, краткотрайни звездите. Понякога, обаче, записани експлозии на свръхнови сред доста стари и не много масивни звезди. Физиката на този процес трябва да са напълно различни, защото на умерена маса на звездата трябва да сложи край на живота, превръщайки се в бяло джудже, а не изпитате срив на ядрото. Въпреки това, въглерод-кислород бяло джудже експлодира ако теглото му надвишава лимита Чандрасекар. Следователно, тя може да експлодира, ако близка звезда тя ще тече газ (много такива двойки, които понякога се наблюдават при избухване на нови такива), или ако двама бяло джудже аудио система близо един до друг и се сливат. Когато експлозивен изгаряне на въглерода и кислорода се образуват главно от желязо и елементи в близост към него. Освободената енергия е достатъчна, за да обясни феномена на старите супернови звезди. Експлодираща звезда се свива и не оставя след себе си неутронна звезда като свръхнова с срутване ядра. Така supernew и техните звезди майки произвеждат елементи от въглерод и никел, за да ги излъчва в космоса. Водород, хелий и малко литиев консервирани чрез нуклеосинтез в началото на Вселената. Берилий, бор, и допълнителна литиево създаден от космически лъчи. Но къде е направил по-тежки елементи?
S-, R- и р-процеси. Получаване на ядра на желязо по-трудно е изправен пред два проблема. Първо, тези реакции не е производство на енергия, която може да ги самоносеща направи; напротив, те консумират енергия. На второ място, в тези ядра има толкова много протони, че им е трудно да се подход, без да се унищожат. Следователно, синтез на елементи на мед до уран е възможно само чрез прибавяне на неутрони (и енергия) до желязо. Запис от един до три неутрони ядра стават нестабилни и се разпадат, превръщайки един или повече неутрони за протони и по този начин образуват елементи по-тежки от желязо. Подробностите на този сложен процес са описани в A.Kameronom средата на 1950-те години в Канада, както и М. и Dzh.Berbidzh, U.Faulerom и F. Хойл, който е работил в САЩ. Тъй като всички образувани елементи в този процес са редки, тя преминава през малко вещество. Какви елементи и изотопи се произвеждат, в зависимост от това, което неутронния поток и колко време действа върху материята. Свръхновите изхвърля гигантски неутронен поток за кратко време, така че изображението на стабилни изотопи на елементи с излишък на неутрони. След улавяне на неутрони настъпва бързо, процесът на синтез елементи се нарича г-процес (от английски бързото -. Бързо). Повечето други изотопи могат да се образуват от бавно неутронно захващане. В тези реакции, известни като S-процес (от английски език бавно. - Бавно) се изисква за неутрони на няколко години, не и втората. Подходящи условия за S-процеса се появяват в по-късните етапи от живота на звездите, когато водород и хелий в тях избледняват и стават бели джуджета. Неутроните излъчвани, например, от 13 С ядра са достатъчно енергичен да проникне желязното ядро, или по-масивна сърцевина. Налице е пряко доказателство за това: някои остарял звезда точно преди нулирането планетарни мъглявини имат на повърхността много барий и други характеристики на елементите на S-процеса. Понякога има технеций, и тъй като няма стабилни изотопи и тя се разпада по-малко от един милион години, то е ясно, че тя е "направена" в най-звездата. Фиг. 3 показва захващане верига и се разпада по време на S-итербий (с 70 протони) на осмиев (76 протони). Изотопи, родени в R- и S- фрази процес, маркирани. Някои много редки изотопи не са създадени от всеки от тези процеси, но те могат да бъдат получени чрез добавяне на протони, неутрони или изваждане превръщане неутрони в протони в продуктите на R- и S-процеси. Всичко това се нарича р-процес (от протон); това може да доведе до космическите лъчи, шоковите вълни и неутрина от супернови.
Нерешени проблеми. Основните етапи на ядрен синтез, в ранната вселена, в звезди и свръхнови са реализирани в средата на 1950-те години, а повечето от детайлите е обяснено от средата на 1970 г.. Сред нерешените проблеми, определени като: 1), което е масовото отношение на въглерод-кислород след флаш хелий (това съотношение е изключително важно за по-нататъшното развитие на масивни звезди)? 2) Когато това се случи R-процес? 3) Какви са нуклиди, обвързани р-процес, са родени в различни епизоди на ядрен синтез? 4) Какво е supernew относителния принос с срутване ядро, от една страна, и генерира CO-експлозията, от друга страна, във формирането на желязо и други тежки елементи?
Вижте. Също така
Астрономията и астрофизиката;
атом;
космологията;
Химични елементи;
галактика;
Гравитационен колапс;
мъглявина;
Неутронна звезда,
Елементен частиците;
звезди;
слънцето;
Свръхновите.
СПРАВКА
RJ Тейлър Произходът на химическите елементи. М. 1975 ядрени астрофизика. М. 1986
Помощ за Търсене на двигатели