Nukleosinteza

Nukleogeneza preusmerava ovde. Za pesmu Vangelisa pogledajte stranicu Albedo 0.39.

Nukleosinteza je proces kojim se stvaraju nova atomska jezgra iz već postojećih nukleona, primarno protona i neutrona. Prvi nukleusi su formirani oko tri minuta nakon Velikog praska, procesom koji se zove nukleosinteza Velikog praska. Tada su vodonik, helijum i litijum formirani da bi postali sadržajem prvih zvezda, a ovaj prastari proces odgovoran je za sadašnji odnos vodonika i helijuma u kosmosu.

Formacijom zvezda, teži nukleusi su stvoreni iz vodonika i helijuma stelarnom nukleosintezom, procesom koji se i danas nastavlja. Neki od ovih elemenata, pogotovo oni lakši od gvožđa, nastavljaju da budu izvedeni iz interstelarnom medijuma kada zvezde male mase izbace svoj spoljni omotač pre nego što kolabiraju da bi nastali beli patuljci. Ostaci njihovih izbačenih masa formiraju planetarne nebule koje se mogu posmatrati našom galaksijom.

Nukleosinteza supernove unutar zvezda koje eksplodiraju spajanjem ugljenika i kiseonika odgovorni su za zastupljenosti elemenata između magnezijuma (atomski broj 12) i nikla (atomski broj 28). Za nukleosintezu supernove se takođe misli da je odgovorna za kreaciju ređih elemenata težih od gvožđa i nikla, u nekoliko poslednjih sekundi događaja supernove tipa II. Sinteza ovih težih elemenata apsorbuje energiju (endotermički proces) kako se isti stvaraju, od energije proizvedene tokom eksplozije supernove. Neki od ovih elemenata nastaju od apsorpcije više neutrona (proces R) u periodu od nekoliko sekundi tokom eksplozije. Elementi koji nastaju u supernovama uključuju najteže poznate elemente, kao što su dugoživeći elementi uranijum i torijum.

Spalacija kosmičkih zraka, uzrokovana kada kosmičke zrake utiču na interstelarni medijum i fragmentuju veće atomske vrste, značajan je izvor lakših jezgara, posebno ³He, ⁹Be i ^10,11B — koji ne nastaju stelarnom nukleosintezom.

Pored procesa fuzije odgovornih za rastuće zastupljenosti elemenata u univerzumu, nekoliko manjih prirodnih procesa nastavlja da proizvodi veoma mali broj nuklida na Zemlji. Ovi nuklidi doprinose malo njihovoj zastupljenosti, ali mogu da budu odgovorni za postojanje specifičnog novog jezgra. Ovi nuklidi se proizvode preko radiogeneze (raspada) dugoživećih, teških, primordijalnih radionuklida kao što su uranijum i torijum. Bombardovanje elemenata kosmičkim zrakama na Zemlji takođe doprinosi postojanju retkih, kratkoživećih atomskih vrsta koje se zovu kosmogenični nuklidi.

Literatura

• Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1. 10. 1957). „Synthesis of the Elements in Stars”. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547—650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
• Meneguzzi, M.; Audouze, J.; Reeves, H. (1971). „The Production of the Elements Li, Be, B by Galactic Cosmic Rays in Space and its Relation with Stellar Observations”. Astronomy and Astrophysics. 15: 337—359. Bibcode:1971A&A....15..337M. 
• F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
• F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
• D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press. 1983. ISBN 978-0-226-10952-7.
• C. E. Rolfs; W. S. Rodney (1988). Cauldrons in the Cosmos. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72457-7. 
• D. D. Clayton (2003). Handbook of Isotopes in the Cosmos. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82381-4. 
• C. Iliadis, "Nuclear Physics of Stars", Wiley-VCH. 2007. ISBN 978-3-527-40602-9.

Spoljašnje veze

• Dolina stabilnosti (video) — nukleosinteza objašnjena preko nuklidnog čarta, CEA (Francuska) (jezik: engleski)