- Нуклеосинтез
-
Нуклеоси́нтез — процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода в ходе реакции ядерного синтеза (слияния).
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
- Тройной альфа-процесс
- Гелиевая вспышка
- Горение углерода
- Углеродная детонация
- Горение неона
- Горение кремния
- Нейтронный захват
- Захват протонов:
- Нейтронизация
- Реакции скалывания
Содержание
В астрофизике
В астрофизике различают первичный нуклеосинтез, проходивший на начальных стадиях существования Вселенной в процессе Большого Взрыва и звёздный нуклеосинтез.
Первичный нуклеосинтез
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
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):
- 4He + 4He = 8Be,
- 8Be + 4He = 12C.
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.
См. также
Ссылки
- ↑ Постнов К.А. Лекции по общей астрофизике для физиков. Архивировано из первоисточника 24 августа 2011.
Категории:- Астрофизика
- Термоядерные реакции
- Ядерная физика
Wikimedia Foundation. 2010.