WikiDer > Nukleosynthese

Der Ursprung der verschiedenen Elemente

Entstehung der Lichtelemente im Universum.

Bindungsenergie in den Atomkernen

Nukleosynthese (Kern ist Latein für Kern, Sonne ist griechisch für Komposition) ist in der Physik Die Konstruktion von Atomkerne von schwerer Elemente von leichter. In einem Star finden Kernreaktionen unter dem Einfluss der enormen Druck und sehr hoch Temperatur Ort, woher WasserstoffHelium entsteht, und dann aus Helium Kohlenstoff, und dann aus Carbon noch schwerere Elemente. Auf diese Weise entstehen innerhalb eines Sterns die unterschiedlichsten Elemente.

Welche Atomkerne in einem Stern zu einem bestimmten Zeitpunkt am stärksten gebildet werden, hängt von der Phase im Evolution vom Stern. Es gibt Sterne von drei verschiedene Populationen, die jeweils eine separate Phase beschreiben. Der größte Teil der Synthese neuer Atomkerne erfolgt durch Kernfusion Platz, nur in Supernovae Atomkerne werden teilweise gebildet durch Kernspaltung.

Geschichte

Die Nukleosynthese wurde vom Physiker durchgeführt Fred Hoyle der in den 1950er Jahren die Entstehung chemischer Elemente in Sternen erforschte. Aus dieser Arbeit entstand ein Artikel von Geoffrey und Margaret Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle.^[1]Ihr Artikel erklärt die Mechanismen, durch die leichtere Elemente im Inneren der Sterne in schwerere Elemente umgewandelt werden. Hoyle war der Theoretiker: Er entwickelte die komplexen mathematischen Modelle, mit denen die Geschwindigkeit von Kernreaktionen berechnet wird. Dies könnte auch erklären, warum bestimmte Elemente im Universum in größeren oder kleineren Mengen vorkommen als andere.

Hoyle hat es auch geschafft Triple-Alpha-Prozess Erklären Sie den Prozess, bei dem Heliumkerne in Kohlenstoffkerne umgewandelt werden können. Ihre Arbeit würde zu dem Nobelpreis für Physik wurde 1983 an William Fowler verliehen. Seltsamerweise wurde Hoyle dann überrascht, wahrscheinlich weil er in wissenschaftlichen Kreisen zu einer umstrittenen Figur geworden war, weil er einige ausgefallene Theorien vertrat.

Auftritt nach dem Urknall

Kurz nach dem Urknall sind die leichtesten Elemente, die während der Urknall Nukleosynthese: Deuterium, Tritium, Helium-3, Helium-4 und Lithium-7.

Das Üblichste Kernreaktionen für die Entstehung der leichten Elemente im Universum sind in der obigen Grafik dargestellt. Oben links, a Neutron${displaystyle {ce {n}}}$ zu einer Proton${displaystyle {ce {p}}}$, ein Elektron${displaystyle {ce {e}}}$ und ein Elektron-Antineutrino. Oben rechts bilden ein Proton und ein Neutron zusammen a deuteron${displaystyle {ce {D}}}$, schwerer Wasserstoff, wobei gamma Strahlen veröffentlicht. In der zweiten Zeile trifft dieses Deuteron auf ein Proton, um sich zu verbinden Helium${displaystyle {ce {Er}}}$ zu formen...und so weiter, bis unten rechts Lithium${displaystyle {ce {Li}}}$ gebildet.

Auftritt in Sternen

Die erste Stufe, die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium über die Proton-Proton-Zyklus, findet in allen Sternen statt. Die anderen Stadien treten nur in den massereicheren Sternen auf. Dann bildet sich ein Kern mit Schalen um ihn herum: In der äußeren Schicht wird bei Temperaturen ab 10 Millionen Grad Wasserstoff in Helium umgewandelt ${displaystyle {ce {4 ^1H -> ^4He}}}$, in der darunter liegenden Schicht wird bei deutlich höherer Temperatur ab 100 Millionen Grad und unter höherem Druck Helium durch die Triple-Alpha-Prozess${displaystyle {ce {3 ^4He -> ^{12}C}}}$ in Kohlenstoff umgewandelt. In den noch weiter innen liegenden Schichten wird sukzessive bei immer höheren Temperaturen und Drücken Kohlenstoff mit Helium konvertiert zu Sauerstoff${displaystyle {ce {^{16}O}}}$ und Neon-${displaystyle {ce {^{20}Ne}}}$, Neon mit Helium in Magnesium${displaystyle {ce {^{24}Mg}}}$, Silizium${displaystyle {ce {^{28}Si}}}$, Schwefel${displaystyle {ce {^{32}S}}}$ und Kalzium${displaystyle {ce {^{40}Ca}}}$ und endlich in Eisen${displaystyle {ce {^{56}Fe}}}$.

Handeln in Supernovas

Elemente schwerer als Eisen sind in iron Supernovae stammen. Bis zur Bildung von Eisen wird Energie freigesetzt. Um Elemente zu bilden, die schwerer als Eisen sind, wird Energie benötigt. Diese Elemente werden erstellt von Neutroneneinfang. Dadurch kann sich der Atomkern in ein Isotop verwandeln, das Beta minus Zerfall und rückt damit im Periodensystem eine Stelle weiter.

Der Graph mit der Bindungsenergie für Atomkerne zeigt, wie stark die Bindung der einzelnen Teilchen Nukleonen: das Neutronen und Protonen ist. Vertikal ist die Bindungsenergie der Atomkerne pro Atomkern in einem Atomkern in MeV, Millionen Elektronenvolt, aufgetragen gegen die Horizontale der Nukleonenzahl.

Aus dem Graphen kann abgeleitet werden, dass die Kombination von Kernteilchen zunächst Energie bis zum oberen Rand des Graphen bei Eisen (Fe-56, mit 56 Nukleonen) erreicht. Wenn wir schwerere Atomkerne bauen wollen, müssen wir Energie hinzufügen. Infolgedessen sind diese Elemente schwerer als Eisen, das im Universum relativ selten ist. Supernovas haben die zusätzliche Energie bereitgestellt, um diese schweren Elemente aus leichteren zu produzieren. Umgekehrt liefert Kernspaltung dieser schweren Atomkerne in leichteren Atomkernen Energie zurück.

Generationen von Stars

Ein Stern ist eigentlich eine Art Fabrik, in der chemische Elemente hergestellt werden. Alle Elemente schwerer als Wasserstoff, Helium und LithiumMit anderen Worten, die meisten Bestandteile der Erde wurden einst durch Nukleosynthese innerhalb eines Sterns gebildet. Sie sind übrigens nicht in der Sonne entstanden, sondern viel früher in anderen, größeren Sternen, die eines Tages zu einem Supernova entwickelt, mit einem großen Teil der schwerere Elemente wurde in den Weltraum geworfen. Unsere Sonne ist nie über die Umwandlung von Wasserstoff in Helium mit Nukleosynthese hinausgekommen.^[2]

Daher wird angenommen, dass die Sonne ein Stern der zweiten Generation ist, dh aus Gas gebildet wird, das mit Überresten explodierter älterer Sterne vermischt ist. Die im Sonnensystem schwereren Elemente als Wasserstoff und Helium verdanken ihren Ursprung also der Nukleosynthese in älteren Sternen. Dies erklärt, warum es im Sonnensystem deutlich mehr Eisen und andere schwere Elemente gibt als in viel älteren Sternen.