Nukleogeneze

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Nukleogeneze je odborný termín pro vznik (vytváření) chemických prvků ve vesmíru.

Obsah

Kosmologická nukleogeneze

Kosmologická nukleogeneze (kosmologická nukleosyntéza) proběhla v prvých minutách na samotném počátku vesmíru, dokud se nerozpadly všechny neutrony.

Hvězdná nukleogeneze

Hvězdná nukleogeneze (hvězdná nukleosyntéza) probíhá ve hvězdách hlavní posloupnosti, ve stárnoucích hvězdách i při jejich zániku. Sled termonukleárních reakcí se stoupající teplotou v nitru hvězdy je znázorněn na obr. ... Ve všech hvězdách na hlavní posloupnosti probíhá hoření vodíku, při němž se mění vodík v helium. Po vyhoření vodíku ve středové oblasti hvězdy dochází za teplot 100 mil. K k hoření helia (neboli 3a-reakci), a to spojením 3 alfa-částic v uhlíkové jádro. Při vyšší teplotě se k jádru uhlíku připojí alfa- částice a vznikne jádro kyslíku, a dále jádro neonu. Hoření uhlíku probíhá při teplotách kolem 800 mil. K. Při hoření kyslíku se kyslíková jádra skládají v prvky, které najdeme v periodické soustavě prvků kolem křemíku. Hoření křemíku a jiných těžkých jader jsou složité procesy, které budují prvky s největší vazebnou energií, tj. až po skupinu železa. Hoření křemíku je zdrojem zářivosti masivních hvězd na konci jejich termonukleárního vývoje. Za teplot kolem 3,5 mld. K probíhají rychle termonukleární reakce, které směřují ke stavu jaderné rovnováhy. Tyto rovnovážné reakce, souborně nazývané e-procesy, „vymačkávají“ poslední zbytky jaderné energie v jádru hvězdy. Výsledkem je hojnost atomů kolem železa (viz údolí nuklidů), které mají největší vazebnou energii na nukleon. Při výstavbě atomů těžších než železo má důležitou roli pomalé zachycení neutronů (tzv. s-proces). Protože hvězda vyčerpala všechnu svou jadernou energii, dojde ke gravitačnímu kolapsu. Při něm, tj. v supernově, se hvězdné plazma zahřeje na teplotu řádově 100 mld. K, proběhne mnoho termonukleárních reakcí, jádra dříve vybudovaná jsou tříštěna na fragmenty a nukleony. V mohutných tocích volných energetických protonů a neutronů dochází k pestré směsici termonukleárních reakcí a ke vzniku dalších chemických prvků (přesněji řečeno jejich jader). Mezi dvěma zachyceními neutronu uplyne tak kratičká doba, že nemůže dojít k beta rozpadu. Procesy, při nichž jádro zachytává neutrony rychle po sobě, se nazývají rychlé zachytávání neutronů (r-proces). Je to endotermický proces, při němž se zmenšuje vazebná energie na jeden nukleon a tvoří se těžká jádra za bismutem (A > 209) a jádra bohatá na neutrony.

Tříštění atomových jader

V mezihvězdném prostoru dochází ke vzniku (nukleogenezi) lehkých jader z jader těžších. Při srážce s částicí kosmického záření je jádro roztříštěno na několik lehkých fragmentů. Tak vznikají jádra deuteria, lithia, berylia a boru. Bez tříštění těžších jader na lehčí v mezihvězdném prostoru by tyto prvky prakticky neexistovaly. Vyhoří totiž v prahvězdě při teplotách 5 × 105 K až 4 × 106 K, tedy dříve, než při teplotě 7 mil. K začne hoření vodíku a prahvězda se stane hvězdou.

Atmosférická nukleosyntéza

Atmosférická nukleosyntéza probíhá ve hvězdných atmosférách. Protony hvězdné atmosféry jsou urychlovány proměnlivým magnetickým polem do takových energií, že pronikají potenciálovým valem jader atomů a vstupují s nimi do jaderných reakcí. Ve větším měřítku probíhá atmosférická nukleosyntéza pouze na magnetických proměnných hvězdách. Tento mechanismus má v atmosféře hvězdy lokální význam a projevuje se místní chemickou anomálií. Tak mohou v některých oblastech na hvězdě vzniknout místa, kde je výskyt prvků (např. vzácných zemin) až 1000× vyšší, než je normální chemické složení.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje