космология
Нуклеосинтез:
Как развивалась Вселенная?
Как развивалась Вселенная?
Человека с давних времен интересует вопрос возникновения и развития Вселенной. Как буквально ВСЁ вокруг нас возникло из НИЧЕГО? Современная наука полагает, что Вселенная родилась около 14 млрд. лет назад в результате Большого взрыва. В этой статье поговорим о нуклеосинтезе, благодаря которому появились мы, маленькие песчинки в бесконечной Вселенной.
Что такое нуклеосинтез?
Нуклеосинтез — образование атомных ядер в естественных условиях. Атомные ядра вещества образуются в ядерных реакциях. В ассортименте ядерного состава Вселенной примерно 300 нуклидов, из которых состоит наблюдаемая материя. Нуклиды — атомные ядра с различным числом протонов Z и нейтронов N.
Механизмы нуклеосинтеза тесно связаны с процессами образования нашей Вселенной. Понимая процессы образования ядер, можно объяснить распространенность определенных элементов во Вселенной.
Нуклеосинтез продолжается и сейчас, в каждую секунду и в каждый миг образуются новые ядра вещества.
Существуют три главных механизма нуклеосинтеза: космологический (или дозвёздный) нуклеосинтез, синтез ядер в звёздах и при взрывах звёзд, нуклеосинтез под действием космических лучей.
Нуклеосинтез — образование атомных ядер в естественных условиях. Атомные ядра вещества образуются в ядерных реакциях. В ассортименте ядерного состава Вселенной примерно 300 нуклидов, из которых состоит наблюдаемая материя. Нуклиды — атомные ядра с различным числом протонов Z и нейтронов N.
Механизмы нуклеосинтеза тесно связаны с процессами образования нашей Вселенной. Понимая процессы образования ядер, можно объяснить распространенность определенных элементов во Вселенной.
Нуклеосинтез продолжается и сейчас, в каждую секунду и в каждый миг образуются новые ядра вещества.
Существуют три главных механизма нуклеосинтеза: космологический (или дозвёздный) нуклеосинтез, синтез ядер в звёздах и при взрывах звёзд, нуклеосинтез под действием космических лучей.
Космологический нуклеосинтез
Космологический нуклеосинтез — это синтез ядер на ранних этапах жизни нашей Вселенной, происходивший до образования звезд.
В самом начале своего возникновения (после Большого взрыва) Вселенная, состоящая тогда из элементарных частиц и излучения, была очень маленькой, очень плотной и очень горячей. Она стремительно расширялась и остывала (продолжает и сейчас, но уже не стремительно).
Современные космологические теории рассматривают эволюцию Вселенной начиная с планковского момента
Космологический нуклеосинтез — это синтез ядер на ранних этапах жизни нашей Вселенной, происходивший до образования звезд.
В самом начале своего возникновения (после Большого взрыва) Вселенная, состоящая тогда из элементарных частиц и излучения, была очень маленькой, очень плотной и очень горячей. Она стремительно расширялась и остывала (продолжает и сейчас, но уже не стремительно).
Современные космологические теории рассматривают эволюцию Вселенной начиная с планковского момента
$$
t_{\mathrm{pl}}=\sqrt{\frac{G \hbar}{c^5}}=5,4 \cdot 10^{-44} \mathrm{c}
$$
Диаметр Вселенной в этот момент оценивается всего лишь в несколько микрон. Привычные представления о пространстве и времени вряд ли применимы к столь экстремальным условиям. Происходит распад на кванты единого непрерывного пространства-времени. Квантовые флуктуации пространства-времени, по-видимому, лишают смысла понятия «прошлое», «будущее», «причинность».
Дальнейшее развитие Вселенной кратко изложено в таблице (подробнее в [1]).
Изображение из [1].
Условия для космологического нуклеосинтеза возникли во Вселенной в период 1 - 300 с после Большого взрыва. Она состояла в основном из фотонов, электронов (позитронов), нейтрино (антинейтрино) и сравнительно небольшого количества легчайших барионов - протонов и нейтронов, оставшихся после объединения кварков в адроны (кварк-адронного фазового перехода), произошедшего во Вселенной примерно через 1 мкс после Большого взрыва.
Стартовой реакцией первичного нуклеосинтеза является реакция образования дейтерия. Соударение двух ядер дейтерия открывает путь к возникновению гелия. Цепочка основных реакций синтеза гелия представлена ниже. Для каждой реакции указана выделяющаяся энергия Q.
Стартовой реакцией первичного нуклеосинтеза является реакция образования дейтерия. Соударение двух ядер дейтерия открывает путь к возникновению гелия. Цепочка основных реакций синтеза гелия представлена ниже. Для каждой реакции указана выделяющаяся энергия Q.
$$
\begin{aligned}
&\begin{aligned}
& p+n \rightarrow{ }_1^2 \mathrm{H}+\gamma+2,22 \mathrm{MэB} \\
& p+{ }_1^2 \mathrm{H} \rightarrow{ }_2^3 \mathrm{He}+\gamma+5,49 \mathrm{M} э \mathrm{~B} \\
& { }_1^2 \mathrm{H}+{ }_1^2 \mathrm{H} \rightarrow\left\{\begin{array}{l}
{ }_1^3 \mathrm{H}+p+4,03 \mathrm{MэB} ; \\
{ }_2^3 \mathrm{He}+n+3,27 \mathrm{MэB}
\end{array}\right. \\
& { }_1^2 \mathrm{H}+{ }_1^3 \mathrm{H} \rightarrow{ }_2^4 \mathrm{He}+n+17,59 \mathrm{M} B \\
& { }_1^2 \mathrm{H}+{ }_2^3 \mathrm{He} \rightarrow{ }_2^4 \mathrm{He}+p+18,35 \mathrm{MэB}
\end{aligned}\\
&p+n \rightarrow{ }_1^2 \mathrm{H}+\gamma+2,22 \mathrm{MэB}\\
&p+{ }_1^2 \mathrm{H} \rightarrow{ }_2^3 \mathrm{He}+\gamma+5,49 \mathrm{M} э \mathrm{~B}\\
&{ }_1^2 \mathrm{H}+{ }_1^2 \mathrm{H} \rightarrow\left\{\begin{array}{l}
{ }_1^3 \mathrm{H}+p+4,03 \mathrm{MэB} ; \\
{ }_2^3 \mathrm{He}+n+3,27 \mathrm{MэB}
\end{array}\right.\\
&{ }_1^2 \mathrm{H}+{ }_1^3 \mathrm{H} \rightarrow{ }_2^4 \mathrm{He}+n+17,59 \mathrm{M} B\\
&{ }_1^2 \mathrm{H}+{ }_2^3 \mathrm{He} \rightarrow{ }_2^4 \mathrm{He}+p+18,35 \mathrm{MэB}
\end{aligned}
$$
Космологический синтез гелия — основной механизм его образования во Вселенной
Синтез ядер в звёздах и при взрывах звёзд
Более тяжелые ядра образовались лишь через миллиарды лет после Большого взрыва в процессе звездной эволюции.
В 1957 году ученые М. Бербидж, Г. Бербидж, В. Фаулер, Ф. Хойл дали описание основных процессов звездной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер.
В процессе горения водорода в звезде образуется и накапливаются ядра гелия. В центре звезды образуется гелиевое ядро. Когда условия для горения водорода не выполняются, ядро звезды сжимается, температура в ядре начинает расти. Запускается процесс горения гелия. В результате образуются ядра углерода.
Более тяжелые ядра образовались лишь через миллиарды лет после Большого взрыва в процессе звездной эволюции.
В 1957 году ученые М. Бербидж, Г. Бербидж, В. Фаулер, Ф. Хойл дали описание основных процессов звездной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер.
В процессе горения водорода в звезде образуется и накапливаются ядра гелия. В центре звезды образуется гелиевое ядро. Когда условия для горения водорода не выполняются, ядро звезды сжимается, температура в ядре начинает расти. Запускается процесс горения гелия. В результате образуются ядра углерода.
$$
\begin{aligned}
& { }_2^4 \mathrm{He}+{ }_2^4 \mathrm{He} \rightarrow{ }_4^8 \mathrm{Be}+\gamma-0,09 \mathrm{M} э \mathrm{~B} \\
& { }_2^4 \mathrm{He}+{ }_4^8 \mathrm{Be} \rightarrow{ }_6^{12} \mathrm{C}+\gamma+7,37 \mathrm{MэB} .
\end{aligned}
$$
Аналогично, в ядре в процессе горения гелия образуется углерод. Термоядерные реакции замедляются, и начинаются заново после увеличения температуры за счет гравитационного сжатия ядра звезды, После этого (если звезда достаточно массивная) начинается α-процесс, при котором образуются ядра кислорода, неона, магния и кремния (α-кратные ядра).
$$
{ }_6^{12} \mathrm{C} \xrightarrow{\alpha}{ }_8^{16} \mathrm{O} \xrightarrow{\alpha}{ }_{10}^{20} \mathrm{Ne} \xrightarrow{\alpha}{ }_{12}^{24} \mathrm{Mg} \xrightarrow{\alpha}{ }_{14}^{28} \mathrm{Si}
$$
При достижении температуры 5·109 K в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций (например е-процесс), в результате чего образуются атомные ядра вплоть до железа и никеля. Ядра с массовым числом A ~ 60 - наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.
Изображение из [1].
Каждый новый этап образования более тяжелых ядер начинается с гравитационного сжатия ядра, которое разжигает ядро и создает условия для термоядерных реакций
Ядра тяжелее Fe образуются в s-процессе (медленной процесс), которые представляется собой последовательного захвата нейтронов с последующим β--распадом.
Изображение из [3].
Также возможен r-процесс (быстрый процесс). Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости β--распада атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь затем, в результате последовательной цепочки β--распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
Нуклеосинтез под действием космических лучей
Механизм образования легких ядер Li, Be, B в то время не был известен. Образовавшись в звездах, эти ядра должны были интенсивно разрушаться в реакциях под воздействием протонов. В настоящее время полагают, что эти элементы образуются в реакциях расщепления (скалывания) при взаимодействии галактических космических лучей с веществом межзвездной среды.
Механизм образования легких ядер Li, Be, B в то время не был известен. Образовавшись в звездах, эти ядра должны были интенсивно разрушаться в реакциях под воздействием протонов. В настоящее время полагают, что эти элементы образуются в реакциях расщепления (скалывания) при взаимодействии галактических космических лучей с веществом межзвездной среды.
Вот так выглядит таблица Менделеева с учетом происхождения элементов.
Изображение из [5].
Список литературы:
- Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, Н.П. Юдин. Частицы и атомные ядра, 2019
- Ядерная физика в интернете. Шпаргалка для отличника: Нуклеосинтез во Вселенной. Ядерные реакции в звездах
- Б.C. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А. Тутынь. Нуклеосинтез во вселенной: Реакции под действием нейтронов. s-процесс, 1998
- Б.C. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А. Тутынь. Нуклеосинтез во вселенной: Реакции под действием нейтронов. r-процесс, 1998
- Википедия. Взрывной нуклеосинтез
Автор: Семёнова Софья, студентка физического факультета МГУ
