Najwięcej jest wodoru i tlenu. Litu, berylu, boru jest dużo mniej („pierwiastki deficytowe”)
Te o parzystych liczbach atomowych są częstsze, bo są trwalsze i mają zwykle więcej izotopów.
Teoria Big Bang
temperatura na początku = 1012 kelwinów w pierwszych 1012
sekundy. gęstość 1029 g/cm3
Początek syntezy pierwiastków nastąpił 510
minut od wybuchu. Stało się to 1220
mld lat temu.
Cała materia była sciśnięta do jednego punktu. Co było wcześniej → nie wiadomo.
Era hadronowa → wszystkie cząstki w jednym miejscu. Powstają oddziaływania silne. Ze względu na
zbyt wysoką temperaturę nie ma jeszcze atomów. Z czasem temperatura i gęstość maleją.
Era leptonowa → pojawia się oddziaływanie słabe → powstają cząstki elementarne. Era trwa od
piątej do dziesiątej minuty. Powstają wtedy jądra atomowe (→ proton, neutron).
Reakcje z udziałem cząstek elementarnych:
proton + neutron → 2
1H (deuter) + cząstka gamma
deuter + neutron → 3
1H (tryt nietrwały)
+ cząstka gamma
tryt + proton → 3
2He + cząstka gamma
Reakcje z udziałem jąder atomowych:
deuter + deuter → 4
2He (hel) + cząstka gamma
deuter + tryt → hel + neutron
deuter + 3
1He → 4
2He + proton
Dalsze reakcje są utrudnione ze względu na nietrwałość jąder o liczbach masowych 5 i 7
np. tryt + 4
2 He → 7
3Li + cząstka gamma; lub 4
2He + 4
2He → 8
4Be (nietrwały) + cz. gamma
ale dalej 7
3Li + 7
3Li → 14
6C + gamma → te reakcje są z kolei hamowane przez wzrastającą barierę
coulombowską związaną z jednoimiennością ładunków. Im ciała są większe tym silniej się
odpychają. Temperatura i gęstość maleją wciąż, co także utrudnia dalszą nukleosyntezę.
W bezpośrednim efekcie Wielkiego Wybuchu powstają zatem: 1
1H, 2
1H, 3
1H, 3
2He, 4
2He, 7
3Li.
Teoretycznie i obserwacyjnie stwierdzono, ze im galaktyka dalsza tym szybciej się oddala
(stwierdzone z efektu Dopplera). Widmo światła jest przesunięte w stronę podczerwieni. Im szybciej
się oddala, tym większa przemiana długość fali.
Fale EM (kwanty gamma) istnieją we Wszechświecie występując w temperaturze 2,8 kelwina (od
zera bezwzględnego). Obecność materii ciemnej zwiększa ogólną masę materii Wszechświata, co
wg teoretyków może doprowadzić do jego kolapsji zamiast wiecznego rozszerzania granic.
Nukleosynteza w gwiazdach
Powstająca materia najpierw była nieuporządkowana. Później wskutek sił grawitacji zaczeła się
skupiać . Powstawały gazowe kule o zwiększonej gęstości. Innym skutkiem był wzrost temperatury,
pozwalający w pewnym momencie znów prowadzić reakcje nukleosyntezy.
Zaczynają powstawać gwiazdy, które w końcu doprowadzją do reakcji termojądrowych.
Gwiazdy pierwszego pokolenia
Cykl pp
(temperatura 1017 k)
Gałąź główna:
41
1H → 4
2He + 2e+ + 2ve + 2gamma + E=26,7MeV
proces powolny 1
1H + 1
1H → 2
1H + ... → 7
4Be (nietrwały)
proces szybki 1
1H + 2
1H → 3
2He + gamma ; lub 3
2He + 3
2He → 4
2He + 21
1H
Gałęzie boczne:
3
2He +4
2He → 7
4Be (nietrwały) + gamma
7
4Be + e→
7
3Li + Ve
7
3Li + 1
1H → 2 4
2He
II Gałąź boczna
1
1H + 1
1H → 2
1H +Ve
1
1H +2
1H → 3
2He + gamma
3
2He + 4
2He → 7
4Be + gamma
7
4Be + 1
1H → 8
5B (nietrwały) + gamma
8
5B → 8
4B (nietrwały) + e+ (pozyton) + Ve
8
4Be → 24
2He
Cykl węglowoazotowy
→ gwiazdy młodych pokoleń (mam tu chyba błędy)
12
6C + 1
1H → 13
7N + gamma
13
7N → 13
6C + e+ + Ve
13
6C + 1
1H → 14
7N + gamma
14
7N + 1
1H → 15
8O + gamma
15
8O → 15
7N + e+ + Ve
15
7N + 1
1H → 12
6C + 4
2He
Proces 3 alfa temp 108k
W tym procesie 12
6C jest katalizatorem. Cykl ten przeważa w wysokich temp. i dużych gwiazdach.
W tych reakcjach pomija się Li, Be, B. Nie tworzą się one w gwiazdach (pierwiastki deficytowe).
Tworzy się trwały węgiel. Gdy to nastąpi możliwe są następne reakcje np z cząstką alfa → tlen.
34
2He → 12
6C + gamma
mechanizm:
4
2He + 4
2He → 8
4Be (nietrwały)
8
4Be + 4
2He → 12
6C + gamma + E (7 MeV)
Wzrost temperatury prowadzi do reakcji:
12
6C + 4
2He → 16
8O + gamma
16
8O + 4
2He → 20
10Ne + gamma
Temperatura wzrasta. Przy 300mln kelwinów zachodzą reakcje:
12
6C + 12
6C → 20
10Ne + 4
2He
12
6C + 12
6C → 23
11Na + 1
1H
12
6C + 12
6C → 24
12Mg + gamma
W temperaturze miliarda K napala się tlen
16
8O + 16
8O → 28
14Si + 4
2He
16
8O + 16
8O → 21
15P +1
1H
16
8O + 16
8O → 31
16S + neutron
16
8O + 16
8O → 32
16S + gamma
Ilość, jakość i szybkość reakcji zależy od masy gwiazdy. Proces ten może trwać 10mld100mln
lat.
Im gwiazda większa tym reakcje zachodzą szybciej (większe temperatury itd).
Jeśli jest za duża to może się tak rozrosnąć w wyniku reakcji że wybuchnie Supernowa.
Nasze Słońce → gdy już bardzo dużo wodoru przejdzie w hel to gwiazda się rozszerzy (pochłonie
Merkurego) i przejdzie w czerwonego karła neutronowego. Dlaczego nie nastanie tutaj wybuch
Supernowej → bo za małe.
Nukleosynteza podczas eksplozji Supernowych
1) Gdy w końcowym etapie gwiazdy wypali się już w niej tlen, możliwy jest proces równowagi
(„proces e”) w temp. 2mld kelwinów. Mamy wtedy odpowiednie ku temu temp. i ciśnienie.
Następuje wtedy synteza pierwiastków z protonami i neutronami do grupy żelazowców
→ praktycznie od chromu po cynk (ostatni zaliczany do lekkich pierwiastków).
(proces powstawania pierw. ciężkich jest możliwy tylko w trakcie wybuchu Supernowej)
2) Proces wychwytu neutronów
proces
powolnego wychwytu neutronów (proces „S”) synteza
ciężkich pierw. do 209
83Bi.
pr.
szybkiego wychwytu neutronów (proces „r”)Synteza nuklidów U, Th i np.124Sn i 204Hg
Nietrwałe produkty wychwytu muszą dalej przejąć kolejne neutrony tworząc w ten sposób
nowe pierwiastki. Tą metodą można otrzymać nie mal wszystkie pierwiastki.
3) Proces wychwytu protonów (proces „p”) rzadszy
Synteza niektórych lekkich izotopów takich jak pierwiastki Sn, czy Hg, których nie można
otrzymać przez wychwyt neutronów. Są to jednak nieliczne nuklidy.
4) Proces kruszenia jąder (proces L)
Synteza nuklidów pierwiastków deficytowych (Li, Be, B)
Pod wpływem wysokoenergetycznego protonu jakie współtowarzyszą powstaniu Supernowej
następuje rozbicie jądra tlenu 16
8O i powstanie owych pierwiastków.
16
8O + 1
1H → 6
3Li + 10
5B + 1
1H
Wodór i hel to 99% materii we Wszechświecie.