Мистер Гамов, юная Вселенная и начало алфавита


Ядерные процессы
Радиоактивный распад
  • Альфа-распад
  • Бета-распад
  • Кластерный распад
  • Двойной бета-распад
  • Электронный захват
  • Двойной электронный захват
  • Гамма-излучение
  • Внутренняя конверсия
  • Изомерный переход
  • Нейтронный распад
  • Позитронный распад
  • Протонный распад
  • Спонтанное деление

Нуклеосинтез

  • Термоядерная реакция Протон-протонный цикл
  • CNO-цикл
  • Тройная гелиевая реакция
  • Гелиевая вспышка
  • Ядерное горение углерода
  • Углеродная детонация
  • Ядерное горение неона
  • Ядерное горение кремния
  • Нейтронный захват
    • r-процесс
    • s-процесс
  • Захват протонов:
    • p-процесс
    • rp-процесс
  • Нейтронизация
  • Реакции скалывания

Нуклеоси́нтез

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

В астрофизике

В астрофизике различают первичный нуклеосинтез

, проходивший на начальных стадиях существования Вселенной в процессе Большого Взрыва и
звёздный нуклеосинтез
.

Первичный нуклеосинтез

Сюда перенаправляется запрос «Первичный нуклеосинтез». На эту тему нужна отдельная статья.

В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает следующее соотношение элементов: — 75 %, 4He — 25 %, — 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

Основная статья: Звёздный нуклеосинтез

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

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

Нерешенные проблемы нуклеосинтеза

Современные представления об образовании химических элементов в процессе эволюции Вселенной (четыре схемы Дженнифера Джонсона, профессора астрономии в Университете штата Огайо)

Нерешенной проблемой нуклеосинтеза является определение основного местоположения r-процессов (вспышки сверхновых или слияние нейтронных звезд). Во многом это связано с тем, что события слияния нейтронных звезд являются крайне редкими. Считается, что они происходят примерно в тысячу раз реже, чем взрывы сверхновых первого и второго типа (то есть в обычной галактике они происходят в среднем один раз в 100 тысяч лет). Тем не менее, в последние годы, избыток трансурановых элементов в Солнечной Системе по сравнению с другими звездами пытаются объяснить с помощью теории, которая предполагает образование Солнечной Системы из осколков близкого слияния нейтронных звезд. Теоретически это предположение может стать одним из главных объяснений наблюдаемой редкости технологических цивилизаций в нашей галактике (парадокс Ферми).

С другой стороны интересным является вопрос химического состава первых звезд Вселенной, обнаружение и подробное исследование которых ещё предстоит в будущем (в настоящее время активно изучаются старейшие звезды в гало нашей галактики, где содержание железа может быть в миллион раз меньше, чем содержится у нашего Солнца). Кроме того до сих пор сложно экспериментально подтвердить достоверность теоретических расчетов ядерных реакций происходящих при вспышках сверхновых (образование элементов у железного пика с помощью термоядерных реакций, а также при p и r-процессах). Так некоторые теории предполагают, что в недрах звезд происходит образование химических элементов не только до железа, но и до никеля-56, который потом распадается до железа.

Аналогично существуют сомнения в правильной интерпретации реакций первичного нуклеосинтеза (особенно это актуально в случае других значений фундаментальных констант в ранней Вселенной). Проверка в этой области осуществляется с помощью спектроскопии далеких объектов (к примеру, квазаров с большим красным смещением).

Другой интересной проблемой является необычный химический состав некоторых звезд (их называют пекулярными). Среди них выделяется звезда Пшибыльского с большим количеством трансурановых элементов (в частности на ней встречается америций, который больше не обнаружен ни у одной другой звезды). Предполагается, что аномальный состав этой звезды можно объяснить тем, что звезда является частью двойной системы, где второй компонент представляет собой нейтронную звезду (измерения лучевой скорости аномальной звезды не подтверждают эту теорию). Другим объяснением является теория, которая считает, что аномальная звезда образовалась в бывшей системе слившихся нейтронных звезд. В этом смысле аномальным является и химический состав Солнечной Системы, где так же наблюдается повышенное содержание радиоактивных элементов (об этом уже говорилось выше). У других пекулярных звезд наблюдается повышенное содержание редкоземельных элементов, в связи с чем предполагается что это может быть вызвано особенностями процессов перераспределения вещества внутри звезд.

А Вы смотрели: Виртуальный онлайн планетарий

Другой интересной проблемой нуклеосинтеза является повышенное содержание лития у некоторых звезд. Его пытаются объяснить случаями падения горячих юпитеров (у планет первичный литий не сгорает в термоядерных реакциях, так как температура недр планет намного меньше чем недр звезд).

Интересным моментом является тот факт, что и человеческая цивилизация в начале 20 века овладела возможностью и технологиями нуклеосинтеза. Впервые это удалось Эрнесту Резерфорду в 1919 году. Реакция заключалась в облучении альфа-частицами атомов азота-14, в ходе этой реакции проходило образование протонов и кислорода-17. Тем самым фактически сбылась мечта средневековых алхимиков о превращении свинца в золото. Естественно процессы искусственного нуклеосинтеза проводят в ускорителях элементарных частиц, ядерных и термоядерных реакторах, и совсем не похожи на примитивные лаборатории средневековых химиков. Так масса образующихся химических элементов в ускорителях ограничена долями миллиграммов, и лишь в реакторах может достигать объема в несколько килограмм или даже тонн. Все установки по искусственному синтезу являются крайне опасными для любой формы жизни на Земле из-за большого уровня различных типов высокоэнергетических излучений, и поэтому содержат многометровую защиту из железобетона (их общий вес может достигать многие тысячи тонн).

С помощью реакций искусственного синтеза появляется возможность получения трансурановых элементов, которые не наблюдаются в природе. Подобные элементы являются крайне опасными из-за значительного радиоактивного излучения по причине небольшого периода полураспада — именно по этой причине данные элементы не встречаются в природе. Особенно много таких элементов образуется после работы ядерных реакторов. Проблема переработки и захоронения подобных отходов является крайне сложной. В связи с этим рассматривается возможность захоронения радиоактивных отходов в космосе, и даже на поверхности Солнца. Если подобные технологии освоены внеземными цивилизациями, то теоретически их существование может быть обнаружено на основе регистрации аномальных радиоактивных элементов у спектров некоторых других звезд. Это связано с тем, что захоронение радиоактивных отходов на Солнце (с использованием гравитационного маневра у Юпитера) называется одним из самых перспективных способов утилизации этих вредных веществ для земной биосферы (наряду с замкнутым циклом ядерной энергетики). Интересно отметить в теме нуклеосинтеза вопрос антиматерии. Открытия ядерных физиков 20 века показали, что у каждой заряженной элементарной частицы есть частица-близнец с аналогичной массой и противоположным электрическим зарядом. К примеру, у протона — это антипротон, у электрона — это позитрон. Более того существуют античастицы и у нейтрально заряженных элементарных частиц, к примеру у нейтрона — это антинейтрон. Ядерные реакции между античастицами также приводят к образованию своеобразных химических элементов (антипротон, антигелий и т. д.). У антивещества также существует 4 вида взаимодействий, которые (как считается) абсолютно аналогичны этим взаимодействиям у обычного вещества. Кроме того считается, что и спектры антивещества идентичны спектрам обычного вещества. Теоретически не исключено, что образование антиматерии во Вселенной может привести к образованию из них даже планет, звезд и галактик. Однако антивещества в нашей Вселенной крайне мало. Одной из причин этого называется её быстрая аннигиляция с обычным веществом (данная реакция обладает самым высоким КПД во Вселенной, в ходе неё 100% всей массы преобразуется в энергии). Современная теория Большого взрыва предполагает, что при возрасте Вселенной в доли секунды обычные частицы превосходили античастицы только на одну миллиардную долю (точное значение этой величины до сих экспериментально определить не удалось). В результате процессов аннигиляции количество обычных частиц уменьшилось в миллиард раз, античастиц практически не осталось, а образовавшийся условный «миллиард» гамма-фотонов позже трансформировался в реликтовое излучение (когда Вселенная стала прозрачной для электромагнитного излучения). Экспериментальное сравнение свойств вещества и антивещества до сих пор является сложнейшей проблемой, так как получение и хранение антивещества в земных условиях является крайне дорогостоящим мероприятием. Так по оценке 1999 года один грамм антиводорода стоит 62,5 триллиона долларов (по оценке 2006 года цена одного грамма позитронов равна примерно 25 миллиардов долларов). Современные технологии позволяют хранить лишь несколько тысяч атомов антивещества в течение небольшого по длительности времени. Тем не менее с антивеществом связаны как большие надежды создания стабильного и экологически чистого источника энергии (более перспективного чем даже термоядерный реактор), так и большим потенциалом возможных крупных открытий в фундаментальной физике элементарных частиц и космологии.

Нуклеосинтез во Вселенной

Краткая схема структуры современной Вселенной

Кроме того косвенной проблемой современного нуклеосинтеза остаётся тот факт, что на обычную материю во Вселенной сегодня приходится только около 5 процентов всей массы нашей Вселенной. Остальная масса представляет собой слабоизученную темную материю и энергию, физическая природа которой остаётся практически неизвестной (факт существования этих материй был доказан лишь в последние несколько десятилетий с помощью косвенных методов изучения Вселенной). Многие теоретики предполагают, что и у темной материи и энергии существуют особые реакции превращений (в том числе и в обычную материю или наоборот).

Источник

Литература

  • НУКЛЕОСИНТЕЗ // Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
  • [arxiv.org/pdf/astro-ph/0406320v1.pdf BBN For Pedestrians] // New J.Phys. 6 (2004) 117
  • [nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/ Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь «Нуклеосинтез во вселенной»] — М., Изд-во Московского университета. 1998.
  • arXiv:1505.01076
Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её.
Это заготовка статьи о ядерной физике. Вы можете помочь проекту, дополнив её.

Отрывок, характеризующий Нуклеосинтез

– А я стал втрое богаче, – сказал Пьер. Пьер, несмотря на то, что долги жены и необходимость построек изменили его дела, продолжал рассказывать, что он стал втрое богаче. – Что я выиграл несомненно, – сказал он, – так это свободу… – начал он было серьезно; но раздумал продолжать, заметив, что это был слишком эгоистический предмет разговора. – А вы строитесь? – Да, Савельич велит. – Скажите, вы не знали еще о кончине графини, когда остались в Москве? – сказала княжна Марья и тотчас же покраснела, заметив, что, делая этот вопрос вслед за его словами о том, что он свободен, она приписывает его словам такое значение, которого они, может быть, не имели. – Нет, – отвечал Пьер, не найдя, очевидно, неловким то толкование, которое дала княжна Марья его упоминанию о своей свободе. – Я узнал это в Орле, и вы не можете себе представить, как меня это поразило. Мы не были примерные супруги, – сказал он быстро, взглянув на Наташу и заметив в лице ее любопытство о том, как он отзовется о своей жене. – Но смерть эта меня страшно поразила. Когда два человека ссорятся – всегда оба виноваты. И своя вина делается вдруг страшно тяжела перед человеком, которого уже нет больше. И потом такая смерть… без друзей, без утешения. Мне очень, очень жаль еe, – кончил он и с удовольствием заметил радостное одобрение на лице Наташи. – Да, вот вы опять холостяк и жених, – сказала княжна Марья. Пьер вдруг багрово покраснел и долго старался не смотреть на Наташу. Когда он решился взглянуть на нее, лицо ее было холодно, строго и даже презрительно, как ему показалось. – Но вы точно видели и говорили с Наполеоном, как нам рассказывали? – сказала княжна Марья. Пьер засмеялся. – Ни разу, никогда. Всегда всем кажется, что быть в плену – значит быть в гостях у Наполеона. Я не только не видал его, но и не слыхал о нем. Я был гораздо в худшем обществе. Ужин кончался, и Пьер, сначала отказывавшийся от рассказа о своем плене, понемногу вовлекся в этот рассказ. – Но ведь правда, что вы остались, чтоб убить Наполеона? – спросила его Наташа, слегка улыбаясь. – Я тогда догадалась, когда мы вас встретили у Сухаревой башни; помните? Пьер признался, что это была правда, и с этого вопроса, понемногу руководимый вопросами княжны Марьи и в особенности Наташи, вовлекся в подробный рассказ о своих похождениях. Сначала он рассказывал с тем насмешливым, кротким взглядом, который он имел теперь на людей и в особенности на самого себя; но потом, когда он дошел до рассказа об ужасах и страданиях, которые он видел, он, сам того не замечая, увлекся и стал говорить с сдержанным волнением человека, в воспоминании переживающего сильные впечатления. Княжна Марья с кроткой улыбкой смотрела то на Пьера, то на Наташу. Она во всем этом рассказе видела только Пьера и его доброту. Наташа, облокотившись на руку, с постоянно изменяющимся, вместе с рассказом, выражением лица, следила, ни на минуту не отрываясь, за Пьером, видимо, переживая с ним вместе то, что он рассказывал. Не только ее взгляд, но восклицания и короткие вопросы, которые она делала, показывали Пьеру, что из того, что он рассказывал, она понимала именно то, что он хотел передать. Видно было, что она понимала не только то, что он рассказывал, но и то, что он хотел бы и не мог выразить словами. Про эпизод свой с ребенком и женщиной, за защиту которых он был взят, Пьер рассказал таким образом: – Это было ужасное зрелище, дети брошены, некоторые в огне… При мне вытащили ребенка… женщины, с которых стаскивали вещи, вырывали серьги… Пьер покраснел и замялся. – Тут приехал разъезд, и всех тех, которые не грабили, всех мужчин забрали. И меня. – Вы, верно, не все рассказываете; вы, верно, сделали что нибудь… – сказала Наташа и помолчала, – хорошее. Пьер продолжал рассказывать дальше. Когда он рассказывал про казнь, он хотел обойти страшные подробности; но Наташа требовала, чтобы он ничего не пропускал. Пьер начал было рассказывать про Каратаева (он уже встал из за стола и ходил, Наташа следила за ним глазами) и остановился.

Первичный нуклеосинтез начало химической эволюции вселенной

Астрономия > Нуклеосинтез

Нуклеосинтез

Нуклеосинтез – естественный процесс формирования ядер элементов, тяжелее водорода. Изучите эпоху первичного нуклеосинтеза Вселенной, реакции, звездные процессы.

Приставка «нуклео» дословно переводится как «иметь дело с ядрами», а «синтез» – «делать». Поэтому нуклеосинтез – создание атомных ядер.

В астрономии разделяют две главных разновидности: нуклеосинтез Большого Взрыва (первичный) и звездный.

Теория Большой Взрыва концентрируется на том, что ранняя Вселенная представляла собою раскаленное и плотное место. В процессе расширения температура падала, а кварк-глюонная плазма «замерла» в нейтронах и протонах. Они яростно контактировали и создавали ядерные реакции. Температурная отметка опускалась ниже и вскоре стала недостаточной для создания новых ядерных реакций. Изотопы со слабой устойчивостью распадались на нейтроны. Большая часть материи представляла собою водород (протоны и электроны не схватывались для создания атомов) и гелий-4 с примесями дейтерия, гелия-3 и лития-7. Так прошла эпоха первичного нуклеосинтеза во Вселенной.

Атомы в нашем теле (если не считать водород) появились из-за звездного нуклеосинтеза. Звезда главной последовательности получает энергию от внутренних ядерных реакций. Есть несколько реакционных циклов (например, тройной альфа, протон-протонная цепочка, CNO), но в итоге все заканчивается слиянием водорода (и гелия), что формирует углерод, кислород, азот и группу железа (никель, железо, кобальт). На этапе красного гиганта большая часть этого материала выплескивается в пространство и однажды становится частичкой вас.

Помимо этих способов создания новых ядер есть и другие. Если высокоэнергетическая частичка (космический луч) столкнется с ядром в межзвездной среде (или земной атмосфере), то он разорвет ее на части (расщепление). Из-за этого сформируются литий, бор и бериллий.

Стоит также вспомнить о сверхновых, которые переживают коллапс и быстро синтезируют огромное количество ядер из-за нейтронов. Из-за этого создается огромный поток тяжелых элементов, превосходящих группу железа. И это происходит само собой или же из-за реактивного распада лишенных стабильности изотопов. Теперь вы знаете, что такое нуклеосинтез Вселенной и какие элементы образовались в космосе.

Источник: v-kosmose.com

Понедельник, 11 декабря 2020 года, 19:30, Москва, Культурно-просветительский .

Культурно-просветительский приглашает на курс лекций Ольги Сильченко «Эволюция галактик».

Тема четвертой лекции: «Первичный нуклеосинтез и происхождение химических элементов».

Четвертая лекция курса будет посвящена происхождению химических элементов во Вселенной, от водорода до урана. Самые легкие элементы, водород, гелий и литий, сформировались в эпоху первичного нуклеосинтеза — в первые 20 минут после Большого Взрыва, когда ни звезд, ни галактик еще не было. Все остальные химические элементы обязаны своим происхождением реакциям в недрах звезд; и соответственно, их количество в разных галактиках связано с историей их звездообразования.

О лекторе:

Ольга Касьяновна Сильченко

, доктор физико-математических наук, заведующая отделом физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ МГУ, доцент кафедры экспериментальной астрономии физического факультета МГУ.

О курсе лекций «Эволюция галактик»:

На лекциях мы поговорим о концепциях образования галактик, рассмотрим как классические концепции, разработанные в 70-х годах, так и современную концепцию иерархического собирания галактик из мелких фрагментов в результате множественных слияний темных гало.

дельная лекция будет посвящена теории динамической эволюции галактик и перспективной идее «вековой» эволюции. Следующий большой раздел — методы исследования истории звездообразования в галактиках по наблюдениям близких объектов. Основной метод исследования фотометрической и спектральной эволюции галактик — это метод эволюционного синтеза.

Отдельная фундаментальная проблема — это химическая эволюция галактик. Отдельные лекции будут посвящены актуальным вопросам эволюции галактик, вызывающим сейчас особый интерес и далеким от разрешения, и актуальным вопросам эволюции галактик, вызывающим сейчас особый интерес и далеким от разрешения. Самая модная тема в этом вопросе — это сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик.

Лекции проводятся с 23 октября по понедельникам в 19:30.

Стоимость одной лекции : 500 руб.

Скидки: студенты (50%), школьники (70%) Абонемент на 5 лекций — 2200 рублей (позволяет посетить любые пять лекций курса) [студенты — 1250 руб.; школьники — 750 руб.] Абонемент на весь курс 8 лекций — 3500 рублей [студенты — 2000 руб.; школьники — 1200 руб.]

По всем вопросам относительно лекции

обращайтесь: по телефону.

Записаться на курс

вы можете по электронной почте (при записи на курс укажите ФИО и название курса), по телефону (495) 088-92-81 или заполнив форму.

Будет организована интернет-трансляция. Стоимость трансляции одной лекции 200 р.

Оплатить можно через TimePad.

Задать вопросы и оплатить трансляцию другим способом можно, написав на почту

Адрес:

Москва, м. Спортивная, ул. Малая Пироговская, дом 29. E-mail:
Проезд:
до станции метро «Спортивная». Центр располагается в здании Физического факультета МПГУ (бывш. МПГИ им. Ленина), напротив Новодевичьего монастыря. Схема проезда

Подробнее о лекции «Первичный нуклеосинтез и происхождение химических элементов» Подробнее о курсе «Эволюция галактик»

Источник: elementy.ru

Вселе́нная

— фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое, включает в себя весь окружающий мир[1][2][3]. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами[4].

Вселенная напоминает надувной шарик, на котором нарисованы галактики и, как на глобусе, нанесены параллели и меридианы для определения положения точек; но в случае Вселенной для определения положения галактик необходимо использовать не два, а три измерения.

обы оценить полное количество в-ва во Вселенной, нужно просто подсчитать все галактики вокруг нас. Поступая таким образом, мы получим в-ва меньше, чем необходимо, чтобы, согласно Эйнштейну, замкнуть «воздушный шарик» Вселенной. Существует теория, что во Вселенной имеется не только в-во в виде галактик, но и невидимое в-во в количестве, необходимом, чтобы Вселенная была замкнута; полемика по этому поводу до сих пор не затихает. Спустя миллиард лет после «большого взрыва» началось образование галактик. К этому моменту вещ-во уже успело охладиться и стали появляться стабильные флуктуации плотности среди облаков газа, равномерно заполнявших космос. Локальное увеличение плотности в-ва оказывается стабильным, если плотность достаточно велика, так как в этом случае создаётся локальное гравитационное поле, способствующее сохранению в-ва в сжатом виде. Продолжая сжиматься и теряя при этом энергию на излучение, уплотнившееся в-во в результате своей эволюции превращалось в современные галактики.

Первичный (космологический) нуклеосинтез. Нуклеосинтез –синтез нуклонов (объединение протонов и нейтронов в составные ядра атомов). Он протекает с участием ядерных сил, радиус действия кот не превышает 10-13 см. Для сближения нуклонов на такие расстояния необходимо по крайней мере выполнение двух условий: свободные нуклоны должны обладать энергией, позволяющей им сблизится до указанных расстояний; их энергия при этом не должна превышать энергии связи нуклонов в ядре, иначе объединение не сможет устойчиво существовать.

этому нуклеосинтез может протекать в интервале температур с верхней границей порядка 1 млрд. градусов. Электрические заряды протонов препятствуют их прямому объединению, для преодоления электростатического отталкивания требуются высокие энергии. В условиях же Вселенной на этапе нуклеосинтеза образование составных ядер возможно только на основе соединений протонов с нейтронами. Соединение протона с нейтроном создаёт ядро дейтерия, с двумя нейтронами – ядро трития. Это два известных изотопа водорода. Образование же ядер других эл-тов требует, казалось бы, невозможного – объединения двух и большего числа протонов. В конце 20-х годов учёные указали возможный путь нуклеосиинтеза, в его основе лежит процесс нерезонансного захвата нейтрона протоном. В таком процессе захваченный нейтрон распадается на протон, электрон и антинейтрино (бета-распад) и образуется устойчивое ядро из двух протонов, к которым присоединяется ещё один или два нейтрона, т.е. возникает ядро с атомным числом 3 или 4 одного из двух изотопов гелия. В природе переходы от простого к сложному нередко отличаются от наиболее прямых и, в нашем представлении, логичных путей. Так произошло и в случае нуклеосинтеза в ранней Вселенной. На пути его прямого развития встали эл-ты с «магическими» числами 5 и 8. ло в том, что любая комбинация протонов и нейтронов, образующая ядро с атомами 5 или 8, оказывается нежизнеспособной, она распадается быстрее, чем образуется. Тем самым цепочка присоединения нейтронов к ядру с последующим их превращением в протоны и последовательным увеличением заряда ядра на единицу обрывается в самом начале, не оставляя надежды на получение ядер с числом нуклонов, превышающим 4. этот барьер на пути нуклеосинтеза физ назвали «щелью массы». Таким образом, нуклеосинтез в начальной фазе развития Вселенной не мог образовать наблюдаемого в сегодняшней Вселенной разнообразия химич эл-тов, поэтому его назвали первичным нуклеосинтезом.

Реликтовое излучение.. Делая выводы из теории горячей Вселенной, приходим к тому, что темп-ра в-ва была велика и падала с расширением Вселенной. Теория предсказывала, что в-во, из которого формировались первые звёзды и галактики, должно состоять в основном из водорода (75%) и гелия (25%), примесь других химич эл-тов незначительна. Другой вывод теории – в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнитное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и высокой темп-ры в-ва. Такое излучение в ходе расширения Вселенной было названо реликтовым излучением. В своей структуре реликтовое излучение сохранило «память» о структуре барионного в-ва в момент разделения (барионное в-во – ничтожная часть Вселенной, её основными компонентами были фотоны (69% по эквивалентной массе) и нейтрино (31%)).

наши дни темп-ра реликтового излучения составляет примерно 3,0 К, что соответствует равновесному излучению абсолютно чёрного тела на длинах волн в области примерно от 10 до 0,05 см с максимумом на длине волны около 0,1 см. Изучение пр-венного распределения реликтового излучения даёт важную информацию о заключительной фазе начального периода развития мироздания. В частности, оно подтверждает, что к моменту протекания рекомбинации барионное в-во во Вселенной распределялось исключительно однородно и изотропно.

Источник: StudFiles.net

Первичный нуклеосинтез начало химической эволюции вселенной

Всем многообразием химических элементов существующих в природе мы обязаны звёздам. Ведь в самом начале существования Вселенной первичный ядерный синтез подарил Вселенной только водород и гелий.

Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.

Как работает внутризвёздная алхимия?

Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды.

результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.

Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.

По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.

Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Почему сверхновые так важны?

Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.

Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.

Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?

Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.

Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.

Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.

Источник: habr.com

Все статьи о космосе:

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: