Nukleosynteza - Polski Serwis Naukowy

Nukleosynteza jest procesem, w którym powstają nowe jądra atomowe w wyniku łączenia się nukleonów czyli protonów i neutronów lub istniejących już jąder atomowych i nukleonów. Obecny skład izotopowy Wszechświata jest skutkiem naturalnej nukleosyntezy.

Typy nukleosyntezy:

Nukleony to wspólna nazwa protonów i neutronów, czyli podstawowych cząstek tworzących jądro atomu. Nukleony składają się z kwarków. Choć przez obecne teorie cząstek protony i neutrony nie są uznawane za cząstki elementarne, ale z historycznych względów zalicza się je do cząstek elementarnych.

Foton (gr. φως – światło, w dopełniaczu – φοτος) jest cząstką elementarną nie posiadającą ładunku elektrycznego ani momentu magnetycznego, o masie spoczynkowej równej zero (m0 = 0), liczbie spinowej s = 1 (fotony są zatem bozonami). Fotony są nośnikami oddziaływań elektromagnetycznych, a ponieważ wykazują dualizm korpuskularno-falowy są równocześnie falą elektromagnetyczną.

Pierwotna nukleosynteza

Osobny artykuł: Pierwotna nukleosynteza.

W ciągu kilku-kilkunastu minut po Wielkim Wybuchu powstał wodór (H), deuter (H), hel-3 (He), hel-4 (He) oraz małe ilości litu i berylu. Na początku ery radiacyjnej Wszechświat składał się z protonów, neutronów, elektronów, neutrin i fotonów. Pierwszym jądrem złożonym było jądro deuteru, czyli deuteron.

Energia wiązania – energia potrzebna do rozdzielenia układu na jego elementy składowe i oddalenia ich od siebie tak, by przestały ze sobą oddziaływać.

Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

$\operatorname{p + n \rightarrow ~ ^{2}_{1}D + \gamma}$

Ponieważ jest ono jądrem dość słabo związanym (energia wiązania ~2,2 MeV), mogło powstać dopiero wtedy, gdy średnia energia promieniowania tła spadła poniżej tej wartości, gdyż inaczej proces rozpadu jądra pod wpływem promieniowania przeważa nad procesem jego kreacji. Powstałe deuterony reagowały z protonami i neutronami tworząc jądra trytu i helu-3.

Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny, niemetal z bloku s układu okresowego. Jest to najprostszy możliwy pierwiastek o liczbie atomowej 1, składający się z jednego protonu i jednego elektronu.

Pierwotna nukleosynteza – nukleosynteza, która zachodziła we wczesnej fazie ewolucji Wszechświata, w wyniku czego doszło do powstania jąder atomowych innych niż proton (jądro wodoru 1H).

$\operatorname{^{2}_{1}D + n \rightarrow ~ ^{3}_{1}T + \gamma}$ $\operatorname{^{2}_{1}D + p \rightarrow ~ ^{3}_{2}He + \gamma}$

Następnie powstałe nuklidy reagowały ze sobą tworząc jądra helu-4. $\operatorname{^{2}_{1}D + ^{2}_{1}D \rightarrow ~ ^{4}_{2}He + \gamma}$ $\operatorname{^{2}_{1}D + ^{3}_{1}T \rightarrow ~ ^{4}_{2}He + n}$ $\operatorname{^{2}_{1}D + ^{3}_{2}He \rightarrow ~ ^{4}_{2}He + p}$

Oprócz helu powstały też niewielkie ilości litu i berylu. $\operatorname{^{4}_{2}He + ^{3}_{1}T \rightarrow ~ ^{7}_{3}Li + \gamma}$ $\operatorname{^{4}_{2}He + ^{3}_{2}He \rightarrow ~ ^{7}_{4}Be + \gamma}$

W procesie pierwotnej nukleosyntezy nie powstały cięższe nuklidy, gdyż brak stabilnych nuklidów o masach atomowych 5 i 8, mogących być pomostem ku wytworzeniu cięższych jąder. Dodatkowym faktem jest, że rozszerzanie się Wszechświata zahamowało pierwotną nukleosyntezę, gdyż spadek gęstości materii oznaczał coraz mniejsze prawdopodobieństwo zajścia reakcji jądrowych. Wyższe nuklidy powstały dopiero po zagęszczeniu się materii w postaci gwiazd.

Wielki Wybuch (ang. Big Bang) – model ewolucji Wszechświata uznawany za najbardziej prawdopodobny. Według tego modelu ok. 13,75 (±0,11) mld lat temu[1] dokonał się Wielki Wybuch – z bardzo gęstej i gorącej osobliwości początkowej wyłonił się Wszechświat (przestrzeń, czas, materia, energia i oddziaływania).

Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny, z grupy gazów szlachetnych w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4·10-7% w górnych warstwach atmosfery).

Gwiezdna nukleosynteza

W gwiazdach ciągu głównego na diagramie H-R hel jest syntetyzowany z wodoru na dwa możliwe sposoby: w ciągu reakcji zwanych cyklem protonowym (mało masywne gwiazdy), lub też w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym (bardziej masywne gwiazdy).

W olbrzymach i nadolbrzymach następuje spalanie helu i synteza węgla, a następnie tlenu, neonu i magnezu, w procesach z udziałem cząstek alfa (jąder helu-4). Wyższe nuklidy, od krzemu aż do niklu, powstają w wyniku fuzji C, O, Ne, Mg i He. Nuklidy o nieparzystych liczbach atomowych powstają w wyniku wychwytu neutronów lub protonów.

Proton, p <(gr.) πρῶτον – "pierwsze" (l.poj., rodz. nijaki)> - trwała cząstka elementarna z grupy barionów o ładunku +1 i masie spoczynkowej równej ok. 1 u. Protony są głównym składnikiem pierwotnego promieniowania kosmicznego. Protony wraz z neutronami (→ nukleony) tworzą jądra atomowe pierwiastków chemicznych. Liczba protonów w jądrze danego atomu jest równa jego liczbie atomowej, która z kolei jest podstawą uporządkowania atomów w układzie okresowym pierwiastków.

Promieniowanie kosmiczne – promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.

Nukleosynteza w supernowych

Podczas wybuchu supernowych powstają nuklidy cięższe od niklu, m.in. w procesie szybkiego wychwytu neutronów.

Spalacja

Wysokoenergetyczne promieniowanie kosmiczne (składające się głównie z protonów) powoduje kruszenie jąder atomowych napotkanych obiektów, m.in. atomów w ziemskiej atmosferze. Promieniowanie kosmiczne jest odpowiedzialne za syntezę nuklidów Li, Be, B które nie powstają podczas nukleosyntezy w gwiazdach, oraz za powstawanie niektórych cięższych jąder (np. węgla-14)

Neon (Ne, łac. neon) - pierwiastek chemiczny z grupy gazów szlachetnych w układzie okresowym. Jego zawartość w górnych warstwach Ziemi wynosi 5 × 10-7%. Stabilne izotopy neonu to 20Ne, 21Ne i 22Ne. Jest to bezwonny i bezbarwny gaz. Stosuje się go do wypełniania lamp neonowych, jako tańszy od helu środek chłodniczy oraz w laserach.

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) - cykl przemian jąder atomowych, których efektem jest przemiana wodoru w hel oraz powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem energii dla masywnych gwiazd, ponieważ może zachodzić tylko w bardzo dużych temperaturach (rzędu 20 milionów kelwinów).

Bibliografia

Bronisław Kuchowicz, Kosmochemia, Warszawa, PWN, 1979