Нуклеосинтез

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Ядерные процессы
Радиоактивный распад

Нуклеосинтез

Нуклеоси́нтез — процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода в ходе реакции ядерного синтеза (слияния).

В астрофизике[править | править вики-текст]

В астрофизике различают первичный нуклеосинтез, проходивший на начальных стадиях существования Вселенной в процессе Большого Взрыва и звёздный нуклеосинтез.

Первичный нуклеосинтез[править | править вики-текст]

Ядерные реакции при первичном нуклеосинтезе.

В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает следующее соотношение элементов: H — 75 %, 4He — 25 %, D — 3·10−5, 3He — 2·10−5, 7Li — 10−9, что хорошо согласуется с экспериментальными данными определения состава вещества в объектах с большим красным смещением (по линиям в спектрах квазаров)[1].

Звёздный нуклеосинтез[править | править вики-текст]

Часть самых лёгких ядер, кроме первичного нуклеосинтеза, образуются в звёздах. Основным источником энергии звёзд главной последовательности является синтез гелия-4 из водорода в протон-протонном цикле и (для звёзд, более тяжёлых, чем Солнце) в CNO-цикле. В pp-цикле, как промежуточные продукты, образуются дейтерий, гелий-3 и литий-7. Гелий-4 образуется также при горении первичного дейтерия, которое может происходить даже в коричневых карликах, где ещё невозможен pp-процесс из-за слишком малых температуры и давления в центре.

Синтез более тяжёлых ядер также происходит в звёздах. Углерод-12 нарабатывается в тройной гелиевой реакции (включая её взрывообразное проявление, известное как гелиевая вспышка, в ядрах красных гигантов):

{}^{4}_{2}\textrm{He} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{8}_{4}\textrm{Be},
{}^{8}_{4}\textrm{Be} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{12}_{6}\textrm{C}

Некоторые другие лёгкие ядра (до фтора 19F включительно) могут синтезироваться в недрах относительно маломассивных звёзд в CNO-цикле.

Ядра до железа 56Fe синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд. В зависимости от условий, здесь задействованы такие процессы, как горение углерода (включая взрывообразное), кислорода, неона, кремния, захват ядрами альфа-частиц (альфа-процесс).

Синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём медленного или быстрого нейтронного захвата (см. s-процесс, r-процесс), вероятно в предсверхновых и при взрывах сверхновых. Образование нейтронодефицитных тяжёлых ядер идёт через p-процесс и rp-процесс (медленный и быстрый захват протонов).

Экспериментальным подтверждением факта звёздного нуклеосинтеза служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, которая образовалась в ходе первичного нуклеосинтеза и химический состав которой не изменён звёздным нуклеосинтезом.

Взрывной нуклеосинтез[править | править вики-текст]

Происходит при вспышках сверхновых и других быстропротекающих процессов, связанных с потерей звездой гидростатического равновесия.[2]

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

Литература[править | править вики-текст]