Nucleosynthesis ist der Prozess, neue Atomkerne von vorher existierenden Nukleonen (Protone und Neutronen) zu schaffen. Es wird gedacht, dass die primordialen Nukleonen selbst vom Plasma des Quarks-gluon vom Urknall gebildet wurden, weil es unter zwei Trillionen Graden kühl geworden ist. Ein paar Minuten später, mit nur Protonen und Neutronen, Kernen bis zu Lithium und Beryllium (beide mit der Massenzahl 7) anfangend, wurden gebildet, aber nur in relativ kleinen Beträgen. Etwas Bor kann in dieser Zeit gebildet worden sein, aber der Prozess hat angehalten, bevor bedeutender Kohlenstoff gebildet werden konnte, weil dieses Element ein viel höheres Produkt der Helium-Dichte und Zeit verlangt, als in der kurzen nucleosynthesis Periode des Urknalls da gewesen sind. Der Urknall-Fusionsprozess hat im Wesentlichen wegen Fälle in der Temperatur und Dichte zugemacht, als das Weltall fortgesetzt hat sich auszubreiten. Dieser erste Prozess von primordialem nucleosynthesis war der erste Typ von nucleogenesis, um im Weltall vorzukommen.

Der nachfolgende nucleosynthesis der schwereren Elemente hat schwere Sterne und Supernova-Explosionen verlangt. Das theoretisch zufällig als Wasserstoff und Helium vom Urknall hat sich in die ersten Sterne 500 Millionen Jahre nach dem Urknall verdichtet. Die primordialen Elemente präsentieren noch auf der Erde, die einmal in der Sternnucleosynthesis-Reihe in Atomnummern von 6 (Kohlenstoff) zu 94 (Plutonium) geschaffen wurden. Die Synthese dieser schwereren Elemente kommt irgendein bei der Kernfusion (sowohl einschließlich der schnellen als auch einschließlich langsamen vielfachen Neutronfestnahme) oder durch die Atomspaltung vor, die manchmal vom Beta-Zerfall gefolgt ist.

Im Vergleich neigen viele Sternprozesse wirklich dazu, schweren Wasserstoff und Isotope von Beryllium, Lithium und Bor zu zerstören, die sich in Sternen nach ihrer primordialen Bildung im Urknall versammelt haben. Diese wirksame Zerstörung geschieht über die Umwandlung dieser Elemente zu höheren Atomarten. Wie man deshalb denkt, sind Mengen dieser leichteren Elemente im gegenwärtigen Weltall hauptsächlich im Laufe Milliarden von Jahren des kosmischen Strahls gebildet worden (größtenteils energiereiches Proton) hat Bruch von schwereren Elementen vermittelt, die in interstellarem Benzin und Staub wohnen.

Zusätzlich zu den Hauptprozessen von primordialem nucleosynthesis im Urknall, den Sternprozessen und dem kosmischen Strahl nucleosynthesis im Raum, setzen viele geringe natürliche Prozesse fort, kleine Beträge von neuen Elementen auf der Erde zu erzeugen. Diese nuclides werden auf einer ständigen Basis über den Zerfall von langlebigen primordialen Radionukliden (über radiogenesis), von natürlichen Kernreaktionen in der kosmischen Strahl-Beschießung von Elementen auf der Erde (cosmogenic nuclides), und von anderen natürlichen Kernreaktionen natürlich erzeugt, die durch Partikeln vom radioaktiven Zerfall, angetrieben sind (nucleogenic nuclides erzeugend).

Geschichte

Die ersten Ideen auf nucleosynthesis bestanden einfach darin, dass die chemischen Elemente an den Anfängen des Weltalls geschaffen wurden, aber kein erfolgreiches physisches Drehbuch dafür konnte identifiziert werden. Wasserstoff und Helium waren klar viel reichlicher als einige der anderen Elemente (dessen ganzer Rest weniger als 2 % der Masse des Sonnensystems, und vermutlich der anderen Sternsysteme ebenso eingesetzt hat). Zur gleichen Zeit war es klar, dass Kohlenstoff das folgende allgemeinste Element, und auch war, dass es eine allgemeine Tendenz zum Überfluss an leichten Elementen, besonders diejenigen gab, die aus ganzen Zahlen von Helium 4 Kerne zusammengesetzt sind.

Arthur Stanley Eddington hat zuerst 1920 vorgeschlagen, dass Sterne ihre Energie durch das Schmelzen von Wasserstoff zu Helium erhalten, aber diese Idee wurde nicht allgemein akzeptiert, weil es an Kernmechanismen Mangel gehabt hat. In den Jahren sofort vor dem Zweiten Weltkrieg hat Hans Bethe zuerst jene Kernmechanismen zur Verfügung gestellt, durch die Wasserstoff in Helium verschmolzen wird. Jedoch hat keine dieser frühen Arbeiten an der Sternmacht den Ursprung der Elemente gerichtet, die schwerer sind als Helium.

Die ursprüngliche Arbeit von Fred Hoyle an nucleosynthesis von schwereren Elementen in Sternen ist gerade nach dem Zweiten Weltkrieg vorgekommen. Diese Arbeit hat Produktion aller schwereren Elemente zugeschrieben, die in Sternen während der Kernevolution ihrer Zusammensetzungen gebildet sind, von Wasserstoff anfangend. Hoyle hat vorgeschlagen, dass Wasserstoff unaufhörlich im Weltall vom Vakuum und der Energie ohne Bedürfnis für den universalen Anfang geschaffen wird.

Die Arbeit von Hoyle hat erklärt, wie der Überfluss an den Elementen mit der Zeit als die Milchstraße im Alter davon zugenommen hat. Nachher wurde das Bild von Hoyle während der 1960er Jahre durch kreative Beiträge von William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron und Donald D. Clayton, und dann durch viele andere ausgebreitet. Die kreative 1957-Übersicht von E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler und Hoyle (sieh Bezüglich der Liste), ist eine wohl bekannte Zusammenfassung des Staates des Feldes 1957. Dieses Papier hat neue Prozesse definiert, um einen schweren Kern in andere innerhalb von individuellen Sternen, Prozesse zu ändern, die von Astronomen dokumentiert werden konnten.

Der Urknall selbst war 1931, lange vor dieser Periode, von Georges Lemaître, einem belgischen Physiker und dem Römisch-katholischen Priester vorgeschlagen worden, der vorgeschlagen hat, dass die offensichtliche Vergrößerung des Weltalls in der Vorwärtszeit verlangt hat, dass das Weltall zusammengezogen umgekehrt rechtzeitig, und fortsetzen würde, so zu tun, bis es sich nicht weiter zusammenziehen konnte, die ganze Masse des Weltalls in einen einzelnen Punkt, ein "urzeitliches Atom" an einem Punkt rechtzeitig bringend, vor dem Zeit und Raum nicht bestanden hat. Hoyle hat später dem Modell von Lemaître den spöttischen Begriff des Urknalls gegeben, nicht begreifend, dass das Modell von Lemaître erforderlich war, um die Existenz von schwerem Wasserstoff und nuclides zwischen Helium und Kohlenstoff zu erklären, sowie der im Wesentlichen hohe Betrag von Helium nicht nur in Sternen, sondern auch in interstellarem Benzin präsentiert. Wie es geschehen ist, wären sowohl Lemaître als auch die Modelle von Hoyle von nucleosynthesis erforderlich, um elementaren Überfluss im Weltall zu erklären.

Prozesse

In der modernen Theorie gibt es mehrere Astrophysical-Prozesse, die, wie man glaubt, für nucleosynthesis im Weltall verantwortlich sind. Die Mehrheit von diesen kommt innerhalb der heißen Sache innerhalb von Sternen vor. Die aufeinander folgenden Kernfusionsprozesse, die innerhalb von Sternen vorkommen, sind als das Wasserstoffbrennen (über die Protonenproton-Kette oder den CNO Zyklus), Helium-Brennen, Kohlenstoff-Brennen, Neonbrennen, Sauerstoff-Brennen und Silikonbrennen bekannt. Diese Prozesse sind im Stande, Elemente bis zu Eisen und Nickel, dem Gebiet der Isotope zu schaffen, die die höchste Bindungsenergie pro Nukleon haben. Schwerere Elemente können innerhalb von Sternen durch einen Neutronfestnahme-Prozess gesammelt werden, der als der S-Prozess oder in explosiven Umgebungen wie supernovae durch mehrere Prozesse bekannt ist. Einige der wichtigeren von diesen schließen den R-Prozess ein, der mit schnellen Neutronfestnahmen, dem Rp-Prozess verbunden ist, der mit schnellen Protonenfestnahmen und dem P-Prozess (manchmal bekannt als der Gammaprozess) verbunden ist, der Photozerfall von vorhandenen Kernen einschließt.

Die Haupttypen von nucleosynthesis

Urknall nucleosynthesis

Urknall nucleosynthesis ist innerhalb der ersten drei Minuten des Anfangs des Weltalls vorgekommen und ist für viel vom Überfluss an H (protium), H (D, schwerer Wasserstoff), Er (Helium 3) und Er (Helium 4) im Weltall verantwortlich. Obwohl Er fortsetzt, durch andere Mechanismen erzeugt zu werden (wie Sternfusion und Alpha-Zerfall) und Spur-Beträge von H fortsetzen, durch spallation und bestimmte Typen des radioaktiven Zerfalls (Protonenemission und Neutronemission), der grösste Teil der Masse dieser Isotope im Weltall erzeugt zu werden, und alle außer den unbedeutenden Spuren von Ihm und schwerem Wasserstoff im Weltall, das durch seltene Prozesse wie Traube-Zerfall erzeugt ist, gedacht werden, im Urknall erzeugt worden zu sein. Wie man betrachtet, sind die Kerne dieser Elemente, zusammen mit einem Li, und Sein gebildet worden, als das Weltall zwischen 100 und 300 alten Sekunden war, nachdem das primordiale Plasma des Quarks-gluon hinausgeekelt hat, um Protone und Neutronen zu bilden. Wegen der sehr kurzen Periode, in der Urknall nucleosynthesis vorgekommen ist, bevor er bei der Vergrößerung angehalten wird und (ungefähr 20 Minuten nach dem Urknall) kühl wird, konnten keine Elemente, die schwerer sind als Beryllium (oder vielleicht Bor), gebildet werden. (Elemente gebildet waren während dieser Zeit im Plasmastaat, und sind zum Staat von neutralen Atomen bis viel später nicht kühl geworden).

Stellarer nucleosynthesis

Stellarer nucleosynthesis kommt in Sternen während des Prozesses der Sternevolution vor. Es ist für die Generation von Elementen von Kohlenstoff bis Eisen durch Kernfusionsprozesse verantwortlich. Sterne sind die Kernbrennöfen, in denen H und Er in schwerere Kerne, ein Prozess verschmolzen werden, der bei der Protonenproton-Kette im Sternkühler vorkommt als die Sonne, und durch den CNO Zyklus in Sternen, die massiver sind als die Sonne.

Der besonderen Wichtigkeit ist Kohlenstoff, weil seine Bildung von Ihm ein Engpass im kompletten Prozess ist. Kohlenstoff wird durch den Prozess des dreifachen Alphas in allen Sternen erzeugt. Kohlenstoff ist auch das Hauptelement, das in der Produktion von freien Neutronen innerhalb der Sterne verwendet ist, den S-Prozess verursachend, der mit der langsamen Absorption von Neutronen verbunden ist, um Elemente zu erzeugen, die schwerer sind als Eisen und Nickel (Fe und Ni).

Die Produkte von stellarem nucleosynthesis werden allgemein ins Weltall durch Massenverlust-Episoden und Sternwinde in Sternen verteilt, die von der niedrigen Masse, als in der planetarischen Nebelfleck-Phase der Evolution, sowie durch explosive Ereignisse sind, die supernovae im Fall von massiven Sternen hinauslaufen.

Der erste direkte Beweis, dass nucleosynthesis in Sternen vorkommt, war die Entdeckung des Technetiums in der Atmosphäre eines roten Riesen am Anfang der 1950er Jahre, die für die Klasse von Tc-rich Sternen archetypisch sind. Weil Technetium, mit der Hälfte des Lebens viel weniger radioaktiv ist als das Alter des Sterns, muss sein Überfluss seine Entwicklung innerhalb dieses Sterns während seiner Lebenszeit widerspiegeln. Weniger dramatische aber ebenso überzeugende Beweise sind des großen Übermaßes von spezifischen stabilen Elementen in einer Sternatmosphäre. Ein historisch wichtiger Fall war Beobachtung des Barium-Überflusses, der ungefähr 20-50mal größer ist als in unentwickelten Sternen, der Beweise der Operation des S-Prozesses innerhalb dieses Sterns ist. Viele moderne Beweise erscheinen in der isotopic Zusammensetzung von stardust, feste Körner, die sich vom Benzin von individuellen Sternen verdichtet haben, und die aus Meteorsteinen herausgezogen worden sind. Stardust ist ein Bestandteil von kosmischem Staub. Die gemessenen isotopic Zusammensetzungen demonstrieren viele Aspekte von nucleosynthesis innerhalb der Sterne, von denen sich die stardust Körner verdichtet haben.

Explosivstoff nucleosynthesis

Das schließt Supernova nucleosynthesis ein, und erzeugt die Elemente, die schwerer sind als Eisen durch einen intensiven Ausbruch von Kernreaktionen dass normalerweise letzte bloße Sekunden während der Explosion des Supernova-Kerns. In explosiven Umgebungen von supernovae werden die Elemente zwischen Silikon und Nickel durch die schnelle Fusion synthetisiert. Auch in supernovae weiter nucleosynthesis Prozesse kann wie der R-Prozess vorkommen, in dem die neutronreichsten Isotope von Elementen, die schwerer sind als Nickel, durch die schnelle Absorption von freien während der Explosionen veröffentlichten Neutronen erzeugt werden. Es ist für unsere natürliche Kohorte von radioaktiven Elementen, wie Uran und Thorium, sowie die neutronreichsten Isotope jedes schweren Elements verantwortlich.

Der Rp-Prozess ist mit der schnellen Absorption von freien Protonen sowie Neutronen verbunden, aber seine Rolle ist weniger sicher.

Explosivstoff nucleosynthesis kommt zu schnell für den radioaktiven Zerfall vor, um die Anzahl gegen Neutronen zu reduzieren, so dass viele reichliche Isotope, die gleiche gerade Zahlen von Protonen und Neutronen haben, durch den Alpha-Prozess synthetisiert werden, um nuclides zu erzeugen, die aus ganzen Zahlen von Helium-Kernen, bis zu 16 (das Vertreten von Ge) bestehen. Solche nuclides sind bis zu Ca stabil (gemacht aus 10 Helium-Kernen), aber schwerere Kerne mit gleichen Anzahlen von Protonen und Neutronen sind radioaktiv. Jedoch setzt der Alpha-Prozess fort, Produktion von Isobaren dieser nuclides zu beeinflussen, einschließlich mindestens radioaktiven nuclides Ti, Cr, Fe, Ni, Zn und Ges, werden die meisten von denen (retten Ti und Zn), in solchem Überfluss geschaffen wie, um nach der Explosion zu verfallen, um das reichlichste stabile Isotop des entsprechenden Elements an jedem Atomgewicht zu schaffen. So sind die entsprechenden allgemeinsten (reichlichen) Isotope von Elementen erzeugt auf diese Weise Ti, Cr, Fe und Zn. Vieler solcher Zerfall wird durch die Emission von Gammastrahl-Linien begleitet, die dazu fähig sind, das Isotop zu identifizieren, das gerade in der Explosion geschaffen worden ist.

Der am meisten überzeugende Beweis von Explosivstoff nucleosynthesis in supernovae ist 1987 vorgekommen, als Gammastrahl-Linien entdeckt wurden, aus der Supernova 1987A erscheinend. Gammastrahl-Linien sich identifizierende Co and Co, deren radioaktive Halbwertzeiten ihr Alter auf ungefähr ein Jahr beschränken, haben bewiesen, dass Fe und Fe von radioaktiven Eltern geschaffen wurden. Diese Kernastronomie wurde 1969 als eine Weise vorausgesagt, Explosivstoff nucleosynthesis der Elemente zu bestätigen, und diese Vorhersage hat eine wichtige Rolle in der Planung für die erfolgreiche Gammastrahl-Sternwarte von Compton der NASA gespielt.

Andere Beweise von Explosivstoff nucleosynthesis werden innerhalb der stardust Körner gefunden, die sich innerhalb des Inneres von supernovae verdichtet haben, als sie sich ausgebreitet haben und kühl geworden sind. Körner von Stardust sind ein Bestandteil von kosmischem Staub. Insbesondere radioaktiver Ti wurde gemessen, um innerhalb der Supernova stardust Körner zurzeit sehr reichlich zu sein, sie haben sich während der Supernova-Vergrößerung verdichtet, eine 1975-Vorhersage bestätigend, um Supernova stardust zu identifizieren. Andere ungewöhnliche isotopic Verhältnisse innerhalb dieser Körner offenbaren viele spezifische Aspekte von Explosivstoff nucleosynthesis.

Kosmischer Strahl spallation

Kosmischer Strahl spallation erzeugt etwas von der leichtesten Element-Gegenwart im Weltall (obwohl nicht bedeutender schwerer Wasserstoff). Wie man glaubt, ist am meisten namentlich spallation für die Generation von fast allem von Ihm und dem Element-Lithium, Beryllium und Bor verantwortlich (einige, und werden gedacht, im Urknall erzeugt worden zu sein). Der Spallation-Prozess ergibt sich aus dem Einfluss von kosmischen Strahlen (größtenteils schnelle Protone) gegen das interstellare Medium. Diese Einflüsse Bruchstück-Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff-Kerne präsentieren in den kosmischen Strahlen und auch diesen Elementen, die durch Protone in kosmischen Strahlen schlagen werden. Der Prozess läuft auf diese leichten Elemente hinaus (B, und Li sein), in kosmischen Strahlen am viel höheren Verhältnis da seiend, als sie in Sonnenatmosphären vertreten werden, wohingegen H und Er Kerne in kosmischen Strahlen mit ungefähr dem primordialen Überfluss hinsichtlich einander vertreten werden.

Beryllium und Bor werden in Sternfusionsprozessen nicht bedeutsam erzeugt, weil die Instabilität von irgendwelchem, von zwei gebildet Werden, Er Kerne einfachen 2-Partikeln-Reaktionsaufbau dieser Elemente verhindert.

Empirische Beweise

Theorien von nucleosynthesis werden durch das Rechnen des Isotop-Überflusses und das Vergleichen mit beobachteten Ergebnissen geprüft. Isotop-Überfluss wird normalerweise von den Übergang-Raten zwischen Isotopen in einem Netz berechnet. Häufig können diese Berechnungen vereinfacht werden, weil einige Schlüsselreaktionen die Rate anderer Reaktionen kontrollieren.

Geringe Mechanismen und Prozesse

Beträge von bestimmtem nuclides werden auf der Erde durch künstliche Mittel erzeugt, und das ist ihre Hauptquelle (zum Beispiel, Technetium). Jedoch sind einige nuclides auch durch mehrere natürliche Mittel, die nach der primordialen Produktion von Elementen weitergegangen haben, hat oben, aufgehört besprochen. Häufig handeln diese, um neue Elemente auf Weisen zu erzeugen, die verwendet werden können, um auf Felsen oder Kontrolle über das Timing oder die Quelle von geologischen Prozessen zu datieren. Obwohl diese Prozesse gewöhnlich nicht Hauptquellen von nuclides in den Fällen der kurzlebigen natürlich vorkommenden nuclides sind, die Halbwertzeiten ausstellen, die zu kurz sind, um primordial zu sein (sieh Liste von nuclides), diese Prozesse sind die komplette Quelle der vorhandenen natürlichen Versorgung des nuclide.

Diese Mechanismen schließen ein:

• Radioaktiver Zerfall, der zu spezifischer radiogenic Tochter nuclides führt. Der Kernzerfall von vielen langlebigen primordialen Isotopen, besonders Uran 235, Uran 238, und Thorium 232 erzeugt viele Zwischentochter nuclides, einige von ihnen ziemlich kurzlebig vor dem Endverfallen zu Isotopen der Leitung. Die natürliche Versorgung der Erde von Elementen wie radon und Polonium ist über diesen Mechanismus. Die Versorgung der Atmosphäre von Argon 40 ist größtenteils zum radioaktiven Zerfall des Kaliums 40 in der Zeit seit der Bildung der Erde erwartet, so ist der grösste Teil dieses atmosphärischen Argons nicht primordial. Im Fall vom Alpha-Zerfall wird Helium 4 direkt durch den Alpha-Zerfall erzeugt, und so ist das in der Kruste der Erde gefangene Helium auch größtenteils nichtprimordial. In anderen Typen des radioaktiven Zerfalls, wie Traube-Zerfall, werden andere Typen von Kernen vertrieben (zum Beispiel, Neon 20), und diese werden schließlich kürzlich gebildete neutrale Atome.
• Radioaktiver Zerfall, der zu spontaner Spaltung führt. Das ist nicht Traube-Zerfall, weil die Spaltungsprodukte unter fast jedem Typ des Atoms gespalten werden können. Uran 235 und Uran 238 ist beide primordiale Isotope, die spontane Spaltung erleben. Natürliches Technetium und Promethium werden auf diese Weise erzeugt.
• Kernreaktionen. Natürlich vorkommende durch den radioaktiven Zerfall angetriebene Kernreaktionen verursachen so genannten nucleogenic nuclides. Dieser Prozess geschieht, wenn eine energische Partikel von einem radioaktiven Zerfall, häufig ein Alphateilchen, mit einem Kern eines anderen Atoms reagiert, um den Kern in einen anderen nuclide zu ändern. Dieser Prozess kann auch Produktion von weiteren subatomaren Partikeln wie Neutronen verursachen. Neutronen können auch in der spontanen Spaltung und durch die Neutronemission (ein Typ des radioaktiven Zerfalls) erzeugt werden. Diese Neutronen können dann fortsetzen, anderen nuclides über die neutronveranlasste Spaltung, oder durch die Neutronfestnahme zu erzeugen. Zum Beispiel werden einige stabile Isotope wie Neon 21 und Neon 22 in mehreren Wegen der nucleogenic Synthese erzeugt, und so ist nur ein Teil ihres Überflusses primordial.
• Kernreaktionen wegen kosmischer Strahlen. Durch die Tagung werden diese Reaktionsprodukte "nucleogenic" nuclides, aber eher cosmogenic nuclides nicht genannt. Kosmische Strahlen setzen fort, neue Elemente auf der Erde durch dieselben Cosmogenic-Prozesse zu erzeugen, die über diesem erzeugten primordialen Beryllium und Bor besprochen sind. Ein wichtiges Beispiel ist Kohlenstoff 14, erzeugt vom Stickstoff 14 in der Atmosphäre durch kosmische Strahlen. Siehe auch Jod 129 für ein anderes Beispiel.

Siehe auch

• Sternevolution
• Supernova nucleosynthesis
• Kosmischer Staub
• Metallicity

Weiterführende Literatur

• E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthese der Elemente in Sternen, Hochwürdigem. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (Artikel an der Physischen Rezension Online-Archiv (Abonnement erforderlich)).
• F. Hoyle, Monatsbenachrichtigungen Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
• F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
• D. D. Clayton, "Grundsätze von Stellar Evolution und Nucleosynthesis", McGraw-Hügel, 1968; Universität der Chikagoer Presse, 1983, internationale Standardbuchnummer 0-226-10952-6
• C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Große Kessel im Weltall, Univ. der Chikagoer Presse, 1988, internationale Standardbuchnummer 0-226-72457-3.
• D. D. Clayton, "Handbuch von Isotopen im Weltall", Universität von Cambridge Presse, 2003, internationale Standardbuchnummer 0-521-82381-1.
• C. Iliadis, "Kernphysik von Sternen", Wiley-VCH, 2007, internationale Standardbuchnummer 978-3-527-40602-9