wd wp Пошук:

Ядзерны сінтэз

Табліца паходжання атамаў хімічных элементаў

Ядзерны сінтэз — працэс утварэння ядраў хімічных элементаў цяжэй вадароду ў ходзе рэакцыі ядзернага сінтэзу (зліцця).

У астрафізіцы

У астрафізіцы адрозніваюць першасны ядзерны сінтэз, які праходзіў на пачатковых стадыях існавання Сусвету ў працэсе Вялікага Выбуху і зорны ядзерны сінтэз.

Першасны ядзерны сінтэз

Ядзерныя рэакцыі пры першасным ядзерным сінтэзе.

У працэсе першаснага ядзернага сінтэзу ўтвараюцца элементы не цяжэй літыю, стандартная мадэль Вялікага Выбуху прадказвае наступнае суадносіны элементаў: H — 75 % , 4He — 25%, D — 3×10−5,, 3He — 2×10−5, 7Li — ×10−9, што добра ўзгадняецца з эксперыментальнымі дадзенымі вызначэння складу рэчыва ў аб’ектах з вялікім чырвоным зрушэннем (па лініях ў спектрах квазараў)[1].

Зорны ядзерны сінтэз

Частка самых лёгкіх ядраў, акрамя першаснага ядзернага сінтэзу, ўтвараюцца ў зорках. Асноўнай крыніцай энергіі зорак галоўнай паслядоўнасці з’яўляецца сінтэз гелію-4 з вадароду ў пратон-пратонным цыкле і (для зорак, больш цяжкіх, чым Сонца) у CNO-цыкле. У pp-цыкле, як прамежкавыя прадукты, утвараюцца дэйтэрый, гелій-3 і літый-7. Гелій-4 утворыцца таксама пры гарэнні першаснага дэйтэрыю, якое можа адбывацца нават у карычневых карлікаў, дзе яшчэ немагчымы pp-працэс з-за занадта малой тэмпературы і ціску ў цэнтры .

Сінтэз больш цяжкіх ядраў таксама адбываецца ў зорках. Вуглярод-12 напрацоўваецца ў патройнай геліевай рэакцыі (уключаючы яе выбухападобную праяву, вядомую як геліевая ўспышка, у ядрах чырвоных гігантаў):

2

4

He

2

4

He

4

8

Be

{\displaystyle {}_{2}^{4}{\textrm {He}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}}

\{\displaystyle \{\}\{2\}^\{4\}\{\textrm \{He\}\}+\{\}\{2\}^\{4\}\{\textrm \{He\}\}\rightarrow \{\}_\{4\}^\{8\}\{\textrm \{Be\}\}\},

4

8

Be

2

4

He

6

12

C

{\displaystyle {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}

\{\displaystyle \{\}\{4\}^\{8\}\{\textrm \{Be\}\}+\{\}\{2\}^\{4\}\{\textrm \{He\}\}\rightarrow \{\}_\{6\}^\{12\}\{\textrm \{C\}\}\} Некаторыя іншыя лёгкія ядры (да фтору 19F уключна) могуць сінтэзавацца ў нетрах адносна маламасіўных зорак у CNO-цыкле.

Ядры да жалеза 56Fe сінтэзуюцца шляхам зліцця больш лёгкіх ядраў у нетрах масіўных зорак. У залежнасці ад умоў, тут задзейнічаны такія працэсы, як гарэнне вугляроду (уключаючы выбухападобнае), кіслароду, неону, крэмнію, захоп ядрамі альфа-часціц (альфа-працэс).

Сінтэз цяжкіх і звышцяжкіх ядраў ідзе шляхам павольнага або хуткага нейтроннага захопу (гл. s-працэс, r-працэс), імаверна ў прадзвышновых і пры выбухах звышновых. Утварэнне нейтронадэфіцытных цяжкіх ядраў ідзе праз p-працэс і rp-працэс (павольны і хуткі захоп пратонаў).

Эксперыментальным пацвярджэннем факта зорнага ядзернага сінтэзу служыць нізкае ўтрыманне цяжкіх элементаў у старых зорках, якія ўзніклі на ранніх стадыях эвалюцыі Сусвету з матэрыі, якая ўтварылася ў ходзе першаснага ядзернага сінтэзу і хімічны склад якой не зменены зорным ядзерным сінтэзам.

Выбухны ядзерны сінтэз

Адбываецца пры ўспышках звышновых і іншых хуткабежных працэсаў, звязаных з стратай зоркай гідрастатычнай раўнавагі.[2]

Зноскі

  1. Постнов К.А. Лекции по общей астрофизике для физиков(нявызн.). Архівавана з першакрыніцы 23 жніўня 2011. Праверана 10 лютага 2014.
  2. Взрывной нуклеосинтез - Физическая энциклопедия

Літаратура

Тэмы гэтай старонкі (3):
Катэгорыя·Астрафізіка
Катэгорыя·Ядзерная фізіка
Катэгорыя·Тэрмаядзерныя рэакцыі