Ydinsynteesi

Wikipedia
Ohjattu sivulta Nukleosynteesi
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Ydinsynteesi eli nukleosynteesi on tapahtuma, jossa uusi atomi muodostuu olemassa olevista vapaista nukleoneista eli protoneista ja neutroneista. Ensimmäiset nukleonit syntyivät alkuräjähdyksessä gluonien avulla, kun maailmankaikkeuden lämpötila oli laskenut alle kymmenen miljoonan celsiusasteen lämpötilaan. Suurin osa nukleosynteeseistä tapahtuu tähdissä, jotka ovat tuottaneet ja tuottavat edelleen kaikki heliumia raskaammat alkuaineet.

Alkuräjähdyksen ydinsynteesi[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdyksen ensimmäisinä kolmena minuuttina syntyi nukleosynteesillä maailmankaikkeuden kevyiden alkuaineiden varastot, vety, helium sekä jonkin verran deuteriumia ja litiumia. Näistä alkuaineista deuterium ja litium tuhoutuu tähdissä, joten niiden määrä vähenee maailmankaikkeuden ikääntyessä. Vaikka alkuräjähdyksessä syntyi alkuaineita vain muutamia, on alkuräjähdyksen synnyttämien alkuaineiden kokonaismäärä maailmankaikkeuden atomeista nykytiedolla 98–99 prosenttia.

Tähtien ydinsynteesi[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Tähden ydinsynteesi

Tähtien energiaa vapauttavissa nukleosynteeseissä syntyy suurin osa muista alkuaineista. Massaltaan suuremmat kuin 0,08 auringon massaa pystyvät kehittämään vedyn polttamiseksi vaadittavan kymmenen miljoonan kelvinin lämpötilan. Polttaakseen heliumia, tähti tarvitsee massaa jo 0,25 auringon verran, jolloin lämpotila voi kymmenkertaistua ja laukaista heliumfuusion. Mitä pidemmälle alkuaineiden jaksollisessa järjestelmässä mennään, sitä suurempi on oltava tähden massa kunnes lopulta tulee rauta, alkuaine jolla on alhaisin sidosenergia hiukkasta kohden ja johon fuusioreaktio pysähtyy. Rautaan fuusioitumista varten tähden tulee olla massaltaan suurempi kuin 8 aurinkoa.

Neutronisieppaus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Luonnossa esiintyy myös rautaa raskaampia alkuaineita, joita syntyy niin ikään tähdissä. Näissä tapauksissa kyseessä ei kuitenkaan ole enää raudan fuusioituminen, vaan energiaa kuluttava hidas- tai nopea neutronisieppaus (myös s-prosessi jossa s on slow ja r-prosessi jossa r on rapid). Prosessissa vahva ydinvoima sieppaa irtoneutroneita, ja kasvattaa atomin kokoa. Useasti heikko ydinvoima hajottaa näin kasvatetun atomin protoneiksi ja elektroneiksi, jota kutsutaan myös beetahajoamiseksi. Neutronin muuntuminen protoniksi sitoutuneissa ytimissä mahdollistaa raskaampien alkuaineiden synnyn lisäämällä ytimen stabiiliutta ja kasvattamalla atomin järjestyslukua. Prosessien tehoeroja voidaan verrata atomipainoltaan lähes identtisiin platinaan (atomipaino 195) ja lyijyyn (atomipaino 207). Mikäli prosessit olisivat yhtä tehokkaita, platina olisi maailmankaikkeudessa yleisempää kuin lyijy. Kuitenkin platinaa syntyy ainoastaan r-prosessissa, eli prosessissa joka käynnistyy vain tähden luhistumisen hetkellä. Lyijyä taas syntyy s-prosessissa, joka on hitaampi mutta joka kokonaisuudessaan pystyy tuottamaan enemmän ytimiä kuin r-prosessi. Uusimpien tietojen mukaan alkuaineita tinasta eteenpäin tuottavat muut kuin neuronisieppaukset.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tämä tähtitieteeseen liittyvä artikkeli on tynkä. Voit auttaa Wikipediaa laajentamalla artikkelia.