nükleosentez - Nucleosynthesis

"Nükleogenez" Burada yönlendirir. Vangelis'in şarkısı için bkz. Albedo 0.39 .

Nükleosentez , önceden var olan nükleonlardan (protonlar ve nötronlar) ve çekirdeklerden yeni atom çekirdeği oluşturan süreçtir . Mevcut teorilere göre, ilk çekirdekler Big Bang'den birkaç dakika sonra, Big Bang nükleosentez adı verilen bir süreçte nükleer reaksiyonlar yoluyla oluştu . Yaklaşık 20 dakika sonra, evren genişledi ve nükleonlar arasındaki bu yüksek enerjili çarpışmaların sona erdiği bir noktaya kadar soğudu, bu yüzden yalnızca en hızlı ve en basit reaksiyonlar meydana geldi ve evrenimiz kütlece yaklaşık %75 hidrojen ve %24 helyum içeriyordu . Gerisi, lityum ve hidrojen izotopu gibi diğer elementlerin izleridir. döteryum . Yıldızlardaki nükleosentez ve patlamaları daha sonra kozmik kimyasal evrim adı verilen bir süreçte bugün sahip olduğumuz çeşitli element ve izotopları üretti. Hidrojen ve helyumdan (astrofizikçiler tarafından 'metaller' olarak adlandırılır) daha ağır elementlerdeki toplam kütle miktarları küçük kalır (yüzde birkaç), böylece evren hala yaklaşık olarak aynı bileşime sahiptir.

Yıldızlar , çekirdeklerinde hafif elementleri daha ağır elementlerle kaynaştırarak , yıldız nükleosentez olarak bilinen süreçte enerji verirler . Nükleer füzyon reaksiyonları , en büyük kütleli yıldızlardaki demir ve nikel de dahil olmak üzere, daha hafif elementlerin çoğunu oluşturur. Yıldız nükleosentez ürünleri, yıldız rüzgarları ve patlamalar yoluyla fırlatılmadıkça, yıldız çekirdeklerinde ve kalıntılarında sıkışıp kalır. Nötron yakalama reaksiyonları r-işlem ve s-işlemi yukarı demir, ağır elemanları oluşturur.

Patlayan yıldızlar içindeki süpernova nükleosentezi , oksijen ve rubidyum arasındaki elementlerden büyük ölçüde sorumludur : yıldız nükleosentezi sırasında üretilen elementlerin fırlatılmasından; süpernova patlaması sırasında patlayıcı nükleosentez yoluyla; ve patlama sırasındaki r-işleminden (çoklu nötronların emilmesi).

Nötron yıldız birleşmeleri , r-sürecinde üretilen elementlerin yakın zamanda keşfedilen ana kaynağıdır . İki nötron yıldızı çarpıştığında, önemli miktarda nötronca zengin madde dışarı fırlayabilir ve bu da hızla ağır elementler oluşturur.

Kozmik ışın parçalanması , kozmik ışınların çekirdekleri etkilediği ve onları parçaladığı bir süreçtir . Yıldız nükleosentezi tarafından oluşturulmayan özellikle 3 He, 9 Be ve 10,11 B olmak üzere daha hafif çekirdeklerin önemli bir kaynağıdır . Kozmik ışın patlaması yıldızlararası ortamda , asteroitler ve meteoroidlerde veya Dünya'da atmosferde veya yerde meydana gelebilir . Bu, kozmojenik nüklidlerin Dünya'daki varlığına katkıda bulunur .

Dünya'da yeni çekirdekler, uranyum, toryum ve potasyum-40 gibi uzun ömürlü, ilkel radyonüklidlerin çürümesi olan radyogenez tarafından da üretilir .

Zaman çizelgesi

Her bir elementin şu anda inanılan kökenlerini gösteren periyodik tablo. Yüklü parçacık füzyon reaksiyonları ile tüm kütlelerdeki yıldızlarda karbondan kükürte kadar elementler yapılabilir. Demir grubu elementleri çoğunlukla termonükleer süpernova patlamalarındaki nükleer-istatistiksel denge sürecinden kaynaklanır. Demirin ötesindeki elementler, yüksek kütleli yıldızlarda yavaş nötron yakalama ( s-işlemi ) ve r-sürecinde hızlı nötron yakalama ile yapılır, kökenleri ender süpernova varyantları ve kompakt yıldız çarpışmaları arasında tartışılır. Bu grafiğin, birçok açık soru içeren aktif bir araştırma alanının birinci dereceden basitleştirilmesi olduğuna dikkat edin.

İlkel nükleonların , Big Bang sırasında iki trilyon derecenin altına soğurken kuark-gluon plazmasından oluştuğu düşünülmektedir . Birkaç dakika sonra, sadece protonlar ve nötronlardan başlayarak , lityum ve berilyuma kadar çekirdekler (ikisi de kütle numarası 7 olan) oluştu, ancak neredeyse hiç başka element yoktu. Bu sırada bir miktar bor oluşmuş olabilir, ancak bu element, Büyük Patlama'nın kısa nükleosentez periyodunda mevcut olandan çok daha yüksek bir helyum yoğunluğu ve zaman ürünü gerektirdiğinden, önemli karbon oluşamadan işlem durduruldu . Bu füzyon süreci, evren genişlemeye devam ederken sıcaklık ve yoğunluktaki düşüşler nedeniyle esasen yaklaşık 20 dakikada kapandı. Bu ilk süreç, Big Bang nükleosentez , evrende meydana gelen ilk nükleogenez tipiydi ve sözde ilkel elementleri yarattı .

Erken evrende oluşan bir yıldız  , yıldızlararası ortamın ve dolayısıyla yıldızın ilk bileşiminde bulunan daha hafif çekirdeklerini ( hidrojen , helyum , lityum , berilyum ve bor) birleştirerek daha ağır elementler üretir . Bu nedenle yıldızlararası gaz, yalnızca Büyük Patlama sırasında nükleosentezleri sayesinde mevcut olan bu hafif elementlerin azalan bolluklarını ve ayrıca kozmik ışın parçalanmasını içerir . Bu nedenle, mevcut evrendeki bu daha hafif elementlerin, binlerce milyonlarca yıllık kozmik ışın (çoğunlukla yüksek enerjili proton) aracılığıyla, daha ağır elementlerin yıldızlararası gaz ve toz içinde parçalanması yoluyla üretildiği düşünülmektedir . Bu kozmik ışın çarpışmalarının parçaları, helyum-3'ü ve hafif elementler lityum, berilyum ve boron'un kararlı izotoplarını içerir. Karbon, Big Bang'de yapılmadı, ancak daha sonra üçlü alfa işlemiyle daha büyük yıldızlarda üretildi .

Daha ağır elementlerin ( Z  ≥ 6, karbon ve daha ağır elementler) sonraki nükleosentezi, yıldızlar ve süpernovalarda bulunan aşırı sıcaklıkları ve basınçları gerektirir . Bu süreçler, Büyük Patlama'dan gelen hidrojen ve helyumun yaklaşık 500 milyon yıl sonra ilk yıldızlara çökmesiyle başladı. O zamandan beri galaksilerde yıldız oluşumu sürekli olarak meydana gelmektedir. Primordial nüklidler, Big Bang nükleosentezi , yıldız nükleosentezi , süpernova nükleosentezi ve nötron yıldızı çarpışmaları gibi egzotik olaylardaki nükleosentez tarafından yaratıldı . 40 Ar gibi diğer nüklidler daha sonra radyoaktif bozunma yoluyla oluşmuştur. Yeryüzünde, karıştırma ve buharlaşma, ilkel bileşimi, doğal karasal bileşim olarak adlandırılan şeye değiştirmiştir. Büyük Patlama aralığından sonra üretilen ağır elementler atom numaraları arasından Z  = 6 ( karbon için) , Z  = 94 ( plütonyum ). Bu elemanların sentezi çekirdekleri arasında güçlü ve zayıf etkileşimi içeren nükleer reaksiyonlar yoluyla meydana gelen ve adı nükleer füzyon (her ikisi de dahil olmak üzere, hızlı ve yavaş çoklu nötron yakalama) ve aynı zamanda dahil nükleer fizyon ve bu şekilde radyoaktif bozulmalara beta bozunması . Farklı büyüklük ve bileşimdeki atom çekirdeğinin kararlılığı (yani nötron ve proton sayıları), çekirdekler arasındaki olası reaksiyonlarda önemli rol oynar. Bu nedenle kozmik nükleosentez, astrofizik ve nükleer fizik (" nükleer astrofizik ") araştırmacıları arasında incelenir .

Nükleosentez teorisinin tarihi

Nükleosentez hakkındaki ilk fikirler, basitçe, kimyasal elementlerin evrenin başlangıcında yaratıldığıydı, ancak bunun için hiçbir rasyonel fiziksel senaryo tanımlanamadı. Yavaş yavaş, hidrojen ve helyumun diğer elementlerden çok daha bol olduğu ortaya çıktı. Geri kalan her şey, Güneş Sistemi'nin ve diğer yıldız sistemlerinin kütlesinin %2'sinden daha azını oluşturur. Aynı zamanda, oksijen ve karbonun sonraki en yaygın iki element olduğu ve ayrıca hafif elementlerin, özellikle de tam sayılarda helyum-4 çekirdeğinden oluşan izotoplara sahip olanların ( alfa) yüksek bolluğuna yönelik genel bir eğilim olduğu açıktı. nüklidler ).

Arthur Stanley Eddington ilk olarak 1920'de yıldızların enerjilerini hidrojeni helyumla birleştirerek elde ettiklerini öne sürdü ve daha ağır elementlerin yıldızlarda da oluşabileceği olasılığını gündeme getirdi. Nükleer mekanizma anlaşılmadığı için bu fikir genel olarak kabul görmedi. II. Dünya Savaşı'ndan hemen önceki yıllarda, Hans Bethe hidrojenin helyuma dönüşmesini sağlayan nükleer mekanizmaları ilk kez açıkladı.

Fred Hoyle'un yıldızlardaki daha ağır elementlerin nükleosentezi konusundaki orijinal çalışması, II. Dünya Savaşı'ndan hemen sonra gerçekleşti. Çalışmaları, hidrojenden başlayarak tüm ağır elementlerin üretimini açıkladı. Hoyle, hidrojenin evrende evrensel bir başlangıca ihtiyaç duymadan boşluktan ve enerjiden sürekli olarak yaratıldığını öne sürdü.

Hoyle'un çalışması, gökada yaşlandıkça elementlerin bolluğunun zamanla nasıl arttığını açıkladı. Daha sonra, Hoyle'un resmi 1960'larda William A. Fowler , Alastair GW Cameron ve Donald D. Clayton'ın katkılarıyla genişletildi ve ardından diğer pek çok kişi geldi. EM Burbidge , GR Burbidge , Fowler ve Hoyle tarafından hazırlanan 1957 tarihli ufuk açıcı inceleme makalesi , alanın 1957'deki durumunun iyi bilinen bir özetidir. Bu makale, yıldızların içinde bir ağır çekirdeğin diğerlerine dönüşümü için yeni süreçleri tanımladı. astronomlar tarafından belgelenmelidir.

Big Bang'in kendisi 1931'de, bu dönemden çok önce , Belçikalı bir fizikçi olan Georges Lemaître tarafından ortaya atılmıştı. daha fazla sözleşme yapamayana kadar. Bu, Evrenin tüm kütlesini tek bir noktaya, bir "ilkel atom"a, daha önce zaman ve uzayın olmadığı bir duruma getirecektir. Hoyle, 1949 BBC radyo yayını sırasında "Big Bang" terimini ortaya atarak, Lemaître'nin teorisinin "evrendeki tüm maddenin uzak geçmişte belirli bir zamanda tek bir büyük patlamada yaratıldığı hipotezine dayandığını" söyledi. " Popüler olarak Hoyle'un bunu aşağılayıcı olmayı amaçladığı bildirildi, ancak Hoyle bunu açıkça reddetti ve bunun sadece iki model arasındaki farkı vurgulamayı amaçlayan çarpıcı bir görüntü olduğunu söyledi. Helyum ve karbon arasındaki döteryum ve nüklidlerin varlığının yanı sıra yalnızca yıldızlarda değil, aynı zamanda yıldızlararası uzayda da temelde yüksek miktarda bulunan helyumun varlığını açıklamak için Lemaître'nin modeline ihtiyaç vardı. Olduğu gibi, evrendeki element bolluğunu açıklamak için hem Lemaitre hem de Hoyle'un nükleosentez modellerine ihtiyaç duyulacaktı.

Nükleosentez teorisinin amacı, kimyasal elementlerin ve bunların çeşitli izotoplarının çok farklı bolluklarını doğal süreçler perspektifinden açıklamaktır. Bu teorinin gelişiminin birincil uyarıcısı, elementlerin atom numarasına karşı bolluk grafiğinin şekliydi. Bu bolluklar, atom numarasının bir fonksiyonu olarak bir grafikte çizildiklerinde, on milyona kadar çarpanlara göre değişen tırtıklı bir testere dişi yapısına sahiptir. Nükleosentez araştırmalarına yönelik çok etkili bir uyarıcı, evrimleşmemiş göktaşlarında bulunan uçucu olmayan elementlerin bölünmemiş bolluklarına dayanan Hans Suess ve Harold Urey tarafından oluşturulan bir bolluk tablosuydu . Bollukların böyle bir grafiği, dramatik olarak pürüzlü yapının, bu grafiğin dikey ölçeğinde yayılan on'un birçok kuvveti tarafından görsel olarak bastırıldığı, aşağıda logaritmik bir ölçekte görüntülenir.

Güneş Sistemindeki kimyasal elementlerin bolluğu. Hidrojen ve helyum, Big Bang paradigması içinde en yaygın kalıntılardır. Sonraki üç element (Li, Be, B), Big Bang'de ve ayrıca yıldızlarda yetersiz sentezlendiklerinden nadirdir. Geri kalan yıldız kaynaklı elementlerdeki iki genel eğilim şunlardır: (1) elementlerin çift veya tek atom numaralarına sahip olmalarına göre bolluk değişimi ve (2) elementler ağırlaştıkça bollukta genel bir azalma. Bu eğilim içinde demir ve nikel bolluğunda bir tepe vardır ve bu özellikle ondan daha az kuvveti kapsayan logaritmik bir grafikte, örneğin logA=2 (A=100) ve logA=6 (A=1,000,000) arasında görülür.

süreçler

Nükleosentezden sorumlu olduğuna inanılan bir dizi astrofiziksel süreç vardır. Bunların çoğu yıldızlarda meydana gelir ve bu nükleer füzyon süreçlerinin zinciri hidrojen yanması ( proton-proton zinciri veya CNO döngüsü yoluyla ), helyum yanması , karbon yanması , neon yanması , oksijen yanması ve silikon yanması olarak bilinir . Bu işlemler, demir ve nikele kadar ve dahil olmak üzere elementler oluşturabilir. Bu, nükleon başına en yüksek bağlanma enerjisine sahip izotopların oluşturulduğu nükleosentez bölgesidir . Daha ağır elementler, yıldızların içinde, s süreci olarak bilinen bir nötron yakalama işlemi ile veya süpernova ve nötron yıldızı birleşmeleri gibi patlayıcı ortamlarda, bir dizi başka işlemle birleştirilebilir. Bunlardan bazıları , hızlı nötron yakalamalarını içeren r-işlemi , rp-işlemi ve mevcut çekirdeklerin ışıkla parçalanmasıyla sonuçlanan p-işlemini (bazen gama işlemi olarak bilinir) içerir.

Büyük tipler

Büyük Patlama nükleosentez

Ana madde: Big Bang nükleosentez

Big Bang nükleosentezi, evrenin başlangıcından itibaren ilk üç dakika içinde meydana geldi ve 1 H ( protium ), 2 H (D, döteryum ), 3 He ( helyum-3 ) ve 4 He ( ) bolluğunun çoğundan sorumludur. helyum-4 ). 4 He, yıldız füzyonu ve alfa bozunmaları ile üretilmeye devam etse ve eser miktarda 1 H, parçalanma ve bazı radyoaktif bozunma türleri tarafından üretilmeye devam etse de, evrendeki izotopların kütlesinin çoğunun, evrende üretildiği düşünülmektedir. Büyük Patlama . Bu elementlerin çekirdeklerinin, yaklaşık 7 Li ve 7 Be ile birlikte, ilkel kuark-gluon plazmasının protonları ve nötronları oluşturmak üzere donduğu Büyük Patlama'dan 100 ila 300 saniye sonra oluştuğu düşünülmektedir . Nükleosentezin genleşme ve soğuma ile durdurulmasından önceki çok kısa süreden dolayı (yaklaşık 20 dakika), berilyumdan (veya muhtemelen bordan ) daha ağır hiçbir element oluşamadı . Bu süre zarfında oluşan elementler plazma halindeydi ve çok sonrasına kadar nötr atomların durumuna soğumadı.

Evrende gözlemlenen hafif atom çekirdeklerinin göreceli bolluğundan sorumlu başlıca nükleer reaksiyonlar .

yıldız nükleosentez

Ana maddeler: Yıldız nükleosentezi , Proton-proton zinciri , Üçlü alfa süreci , CNO döngüsü , s süreci , p süreci ve foto parçalanma

Yıldız nükleosentez, yeni çekirdeklerin üretildiği nükleer süreçtir. Yıldız evrimi sırasında yıldızlarda meydana gelir . Bu gelen elemanların galaktik bolluklarının sorumludur karbona için demir . Yıldızlar, çekirdeğin bileşimi geliştikçe artan yüksek sıcaklıklarla H ve He'nin daha ağır çekirdeklere kaynaştığı termonükleer fırınlardır. Karbon özellikle önemlidir, çünkü He'den oluşumu tüm süreçte bir darboğazdır. Karbon, tüm yıldızlarda üçlü alfa işlemiyle üretilir . Karbon aynı zamanda yıldızlarda serbest nötronların salınmasına neden olan ve nötronların yavaş emiliminin demiri demir ve nikelden daha ağır elementlere dönüştürdüğü s-işlemine yol açan ana elementtir .

Yıldız nükleosentezinin ürünleri genellikle kütle kaybı olayları ve düşük kütleli yıldızların yıldız rüzgarları yoluyla yıldızlararası gaza dağılır. Kütle kaybı olaylarına bugün , düşük kütleli yıldız evriminin gezegenimsi bulutsu evresinde ve Güneş'in kütlesinin sekiz katından fazla kütleye sahip yıldızların süpernova adı verilen patlayıcı sonlanmasında tanık olunabilir .

Yıldızlarda nükleosentezin gerçekleştiğinin ilk doğrudan kanıtı, yıldızlararası gazın zaman geçtikçe ağır elementlerle zenginleştiğine dair astronomik gözlemdi. Sonuç olarak, galaksinin sonlarında ondan doğan yıldızlar, daha önce oluşanlardan çok daha yüksek başlangıç ​​ağır element bolluklarıyla oluştu. 1952'de kırmızı bir dev yıldızın atmosferinde teknetyumun spektroskopi ile saptanması, yıldızlardaki nükleer aktivitenin ilk kanıtını sağladı. Çünkü teknetyum yıldızın yaşına göre çok daha az bir yarılanma ömrü ile, radyoaktif ise, kendi bolluk bu yıldızın içindeki son oluşturulmasını yansıtmalıdır. Ağır elementlerin yıldız kökenli olduğuna dair eşit derecede ikna edici kanıt, asimptotik dev dal yıldızlarının yıldız atmosferlerinde bulunan belirli kararlı elementlerin fazlalığıdır . Evrimleşmemiş yıldızlarda bulunandan 20-50 kat daha fazla baryum bolluğunun gözlemlenmesi, bu tür yıldızlarda s-sürecinin işleyişinin kanıtıdır . Yıldız nükleosentez Çoğu modern deliller tarafından sağlanan izotopik bileşimlerinde yıldız tozu , ayrı ayrı yıldızlı gazlardan yoğunlaştırılır ve adres katı taneler meteorlardan ekstre edilmiştir. Yıldız tozu , kozmik tozun bir bileşenidir ve sıklıkla güneş öncesi taneler olarak adlandırılır . Yıldız tozu tanelerindeki ölçülen izotopik bileşimler, yıldızın yaşam süresinin sonlarına doğru kütle kaybı epizodları sırasında tanelerin yoğunlaştığı yıldızlardaki nükleosentezin birçok yönünü gösterir.

patlayıcı nükleosentez

Ana maddeler: r-işlemi , rp-işlemi ve Süpernova nükleosentezi

Supernova nükleosentez silikon ile nikel arasındaki elemanları tarafından tutunabilmektedir nükleer reaksiyonlar dengeli ileri geri hareket eden bu kadar hızlı füzyon sırasında kurulan quasiequilibrium sentezlenir ki burada üstnovalarının enerjik bir ortamda gerçekleştirilir, ve 28 Si. Quasiequilibrium , hararetle yanan karışımda 28 Si çekirdeğinin yüksek bolluğu dışında neredeyse denge olarak düşünülebilir . Bu kavram, Hoyle'un 1954 tarihli makalesinden bu yana orta kütleli elementlerin nükleosentez teorisindeki en önemli keşifti çünkü silikon ( A = 28) ve nikel ( A = 60) arasındaki bol ve kimyasal olarak önemli elementlerin kapsayıcı bir anlayışını sağladı . Çok anılan rağmen yanlış ikame alfa işlemi ve B 2 FH kağıt yanlışlıkla Hoyle'un 1954 teori belirsiz,. Bundan başka nükleosentez işlemleri, özellikle de oluşabilir r-işlem (hızlı yöntem) B ile tanımlanan 2 FH kağıt ve birinci nikel daha ağır elementler en nötron zengin izotoplar hızlı tarafından üretildiği Seeger, Fowler, Clayton, hesaplanmıştır serbest nötronların emilimi . Bazı nötron bakımından zengin tohum çekirdeklerinin bir araya gelmesiyle birlikte süpernova çekirdeğinin hızlı sıkıştırılması sırasında elektron yakalama yoluyla serbest nötronların yaratılması , r sürecini birincil bir süreç haline getirir ve bir saf H ve He yıldızında bile meydana gelebilir. . Bu, işlemin ikincil bir işlem olarak B 2 FH tanımının aksinedir . Bu umut verici senaryo, genel olarak süpernova uzmanları tarafından desteklenmesine rağmen, henüz tatmin edici bir r-süreç bolluğu hesaplamasını başaramadı. Birincil r-süreci, galaktik metaliklik hala küçükken doğan yaşlı yıldızları gözlemleyen gökbilimciler tarafından doğrulandı , ancak yine de r-süreci çekirdeklerinin tamamlayıcılarını içeriyorlar; böylece metalikliğin bir iç işlemin ürünü olduğunu gösterir. R-prosesi, uranyum ve toryum gibi doğal radyoaktif elementler grubumuzun yanı sıra her bir ağır elementin en nötronca zengin izotoplarından sorumludur.

Rp-işlem (hızlı protonu) serbest hızlı şekilde emilmesini içerir proton olarak nötron ama rolü ve varlığı daha az kesindir.

Patlayıcı nükleosentez, radyoaktif bozunmanın nötron sayısını azaltması için çok hızlı gerçekleşir, böylece eşit ve çift sayıda proton ve nötron içeren birçok izotop silikon yarı-denge süreci ile sentezlenir. Bu işlem sırasında, oksijen ve silikonun yanması, eşit sayıda proton ve nötrona sahip olan çekirdekleri kaynaştırarak 15'e kadar ( 60 Ni'yi temsil eden ) tam sayıda helyum çekirdeğinden oluşan nüklidler üretir . Bu tür çoklu alfa parçacıklı nüklidler, 40 Ca'ya kadar (10 helyum çekirdeğinden yapılmış) tamamen kararlıdır , ancak eşit ve çift sayıda proton ve nötron içeren daha ağır çekirdekler sıkıca bağlıdır ancak kararsızdır. Yarı-denge, radyoaktif izobarlar 44 Ti , 48 Cr, 52 Fe ve 56 Ni üretir , bunlar ( 44 Ti hariç ) bolca oluşturulur, ancak patlamadan sonra bozulur ve karşılık gelen elementin en kararlı izotopunu aynı atom ağırlığında bırakır. . Bu şekilde üretilen elementlerin en bol ve mevcut izotopları 48 Ti, 52 Cr ve 56 Fe'dir. Bu bozunmalara, spektroskopik çizgileri bozunma tarafından yaratılan izotopu tanımlamak için kullanılabilen gama ışınlarının (çekirdekten gelen radyasyon) emisyonu eşlik eder . Bu emisyon çizgilerinin tespiti, gama ışını astronomisinin önemli bir erken ürünüydü.

Süpernovalarda patlayıcı nükleosentezin en inandırıcı kanıtı, 1987'de süpernova 1987A'dan çıkan gama ışını çizgileri tespit edildiğinde meydana geldi . Yarı ömürleri yaşlarını yaklaşık bir yıl ile sınırlayan 56 Co ve 57 Co çekirdeğini tanımlayan gama ışını çizgileri , radyoaktif kobalt ebeveynlerinin onları yarattığını kanıtladı. Bu nükleer astronomi gözlemi, elementlerin patlayıcı nükleosentezini doğrulamanın bir yolu olarak 1969'da tahmin edildi ve bu tahmin, NASA'nın Compton Gamma-Ray Gözlemevi'nin planlanmasında önemli bir rol oynadı .

Patlayıcı nükleosentezin diğer kanıtları, genişledikçe ve soğudukça süpernovaların içlerinde yoğunlaşan yıldız tozu taneciklerinde bulunur. Yıldız tozu taneleri, kozmik tozun bir bileşenidir . Özellikle radyoaktif 44 Ti'nin, süpernova genişlemesi sırasında yoğunlaştıkları sırada süpernova yıldız tozu taneleri içinde çok bol olduğu ölçülmüştür. Bu, güneş öncesi tanelerin panteonunun bir parçası haline gelen süpernova yıldız tozunun (SUNOCON'lar) tanımlanmasına ilişkin 1975 tarihli bir öngörüyü doğruladı . Bu taneler içindeki diğer olağandışı izotop oranları, patlayıcı nükleosentezin birçok özel yönünü ortaya koymaktadır.

Nötron yıldızı çarpışması

Nötron yıldız çarpışmalarının artık r-proses elemanlarının ana kaynağı olduğuna inanılıyor . Tanım olarak nötron açısından zengin olan bu tür çarpışmaların bu tür elementlerin kaynağı olduğundan şüpheleniliyordu, ancak kesin kanıt elde etmek zordu. 2017 yılında, LIGO , VIRGO , Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu ve INTEGRAL , dünya çapındaki birçok gözlemevinin işbirliğiyle, olası bir nötron yıldızı çarpışmasının, GW170817'nin hem yerçekimi dalgası hem de elektromanyetik imzalarını tespit ettiğinde güçlü kanıtlar ortaya çıktı ve ardından atılan dejenere madde bozunur ve soğurken altın gibi çok sayıda ağır elementin algılanan sinyalleri .

Kara delik yığılma diski nükleosentez

Nükleosentez , kara deliklerin toplanma disklerinde gerçekleşebilir .

kozmik ışın parçalanması

Ana madde: Kozmik ışın parçalanması

Kozmik ışın parçalanma süreci, evrende bulunan en hafif elementlerden bazılarını (önemli miktarda döteryum olmasa da) üretmek için kozmik ışınlarla çarpma yoluyla yıldızlararası maddenin atom ağırlığını azaltır . En dikkate değer olanı, 3 He'nin neredeyse tamamının ve lityum , berilyum ve bor elementlerinin oluşumundan parçalanmanın sorumlu olduğuna inanılıyor , ancak bazıları.7
Li
 ve 7
olmak
Big Bang'de üretildiği düşünülüyor. Parçalanma süreci, kozmik ışınların (çoğunlukla hızlı protonlar) yıldızlararası ortama etkisinden kaynaklanır . Bu etkiler, mevcut karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerini etkiler. Süreç, kozmostaki hafif elementler berilyum, bor ve lityum ile güneş atmosferlerinde bulunanlardan çok daha fazla bollukla sonuçlanır. Parçalanma ile üretilen hafif elementler 1 H ve 4 He'nin miktarları, ilkel bolluklarına göre ihmal edilebilir.

Berilyum ve bor, 8 Be taneciklere bağlı olmadığından , yıldız füzyon süreçleri tarafından önemli ölçüde üretilmez .

Ampirik kanıtlar

Nükleosentez teorileri, izotop bollukları hesaplanarak ve bu sonuçları gözlemlenen bolluklarla karşılaştırarak test edilir . İzotop bolluğu tipik olarak bir ağdaki izotoplar arasındaki geçiş hızlarından hesaplanır. Birkaç anahtar reaksiyon diğer reaksiyonların hızını kontrol ettiğinden, bu hesaplamalar genellikle basitleştirilebilir.

Küçük mekanizmalar ve süreçler

Yapay yollarla Dünya'da çok küçük miktarlarda belirli nüklidler üretilir. Bunlar, örneğin teknesyum için birincil kaynağımızdır . Bununla birlikte, bazı nüklidler, ilkel elementler yerleştikten sonra devam eden bir dizi doğal yolla da üretilir. Bunlar genellikle kayaları tarihlemek veya jeolojik süreçlerin kaynağını izlemek için kullanılabilecek yollarla yeni elementler yaratmaya yarar. Bu süreçler nüklidleri bol miktarda üretmese de, bu nüklidlerin mevcut doğal kaynağının tamamının kaynağı oldukları varsayılır.

Bu mekanizmalar şunları içerir:

  • Radyoaktif bozunma , radyojenik yavru nüklidlere yol açabilir . Birçok uzun ömürlü ilkel izotopun, özellikle uranyum-235 , uranyum-238 ve toryum-232'nin nükleer bozunması, sonunda kurşun izotoplarına bozunmadan önce birçok ara yavru nüklid üretir. Dünyanın radon ve polonyum gibi elementlerin doğal kaynağı bu mekanizma aracılığıyladır. Atmosferin argon-40 arzı, çoğunlukla , Dünya'nın oluşumundan bu yana geçen sürede potasyum-40'ın radyoaktif bozunmasından kaynaklanmaktadır . Atmosferik argonun çok azı ilkeldir. Helyum-4 , alfa bozunmasıyla üretilir ve Dünya'nın kabuğunda hapsolmuş helyum da çoğunlukla ilkel değildir. Küme bozunması gibi diğer radyoaktif bozunma türlerinde, daha büyük çekirdek türleri (örneğin neon-20) fırlatılır ve bunlar sonunda yeni oluşan kararlı atomlar haline gelir.
  • Radyoaktif bozunma kendiliğinden fisyona yol açabilir . Bu, küme bozunması değildir, çünkü fisyon ürünleri hemen hemen her tür atom arasında bölünebilir. Toryum-232, uranyum-235 ve uranyum-238, kendiliğinden fisyona uğrayan ilkel izotoplardır. Doğal teknesyum ve prometyum bu şekilde üretilir.
  • Nükleer reaksiyonlar . Radyoaktif bozunma tarafından desteklenen doğal olarak meydana gelen nükleer reaksiyonlar, sözde nükleojenik nüklidlere yol açar . Bu süreç, radyoaktif bozunmadan kaynaklanan enerjik bir parçacık, genellikle bir alfa parçacığı, çekirdeği başka bir nüklide dönüştürmek için başka bir atomun çekirdeği ile reaksiyona girdiğinde gerçekleşir. Bu süreç ayrıca nötronlar gibi başka atom altı parçacıkların üretimine de neden olabilir. Nötronlar, kendiliğinden fisyon ve nötron emisyonu ile de üretilebilir . Bu nötronlar daha sonra nötron kaynaklı fisyon veya nötron yakalama yoluyla başka nüklidler üretmeye devam edebilir . Örneğin, neon-21 ve neon-22 gibi bazı kararlı izotoplar, çeşitli nükleojenik sentez yolları ile üretilir ve bu nedenle, bolluklarının yalnızca bir kısmı ilkeldir.
  • Kozmik ışınlar nedeniyle nükleer reaksiyonlar. Geleneksel olarak, bu reaksiyon ürünleri "nükleojenik" nüklidler olarak değil, kozmojenik nüklidler olarak adlandırılır . Kozmik ışınlar, ilkel berilyum ve bor üreten yukarıda tartışılan aynı kozmojenik süreçlerle Dünya üzerinde yeni elementler üretmeye devam ediyor. Önemli bir örnek, atmosferdeki nitrojen-14'ten kozmik ışınlar tarafından üretilen karbon-14'tür . İyot-129 başka bir örnektir.

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar