Ero sivun ”Ydinsynteesi” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
p Botti lisäsi: pt:Nucleossíntese |
pEi muokkausyhteenvetoa |
||
| Rivi 1: | Rivi 1: | ||
'''Nukleosynteesi''' on tapahtuma, jossa muodostuu uusi [[atomi]] olemassa olevista vapaista [[nukleoni|nukleoneista]] eli [[protoni|protoneista]] ja [[neutroni|neutroneista]]. Ensimmäiset nukleonit |
'''Nukleosynteesi''' on tapahtuma, jossa muodostuu uusi [[atomi]] olemassa olevista vapaista [[nukleoni|nukleoneista]] eli [[protoni|protoneista]] ja [[neutroni|neutroneista]]. Ensimmäiset nukleonit syntyivät [[alkuräjähdys|alkuräjähdyksessä]] [[gluoni]]en avulla, kun [[maailmankaikkeus|maailmankaikkeuden]] lämpötila oli laskenut alle kymmenen miljoonan [[celsius]]asteen lämpötilaan. Suurin osa nukleosynteeseistä tapahtuu [[tähti|tähdissä]], jotka ovat tuottaneet ja tuottavat kaikki [[helium]]ia raskaammat [[alkuaine]]et. |
||
==Alkuräjähdyksen nukleosynteesi== |
==Alkuräjähdyksen nukleosynteesi== |
||
Versio 16. maaliskuuta 2008 kello 22.58
Nukleosynteesi on tapahtuma, jossa muodostuu uusi atomi 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 kaikki heliumia raskaammat alkuaineet.
Alkuräjähdyksen nukleosynteesi
- Pääartikkeli: Alkuräjähdyksen nukleosynteesi
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 nukleosynteesi
- Pääartikkeli: Tähden nukleosynteesi
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
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 myös beetahajoamiseksi kutsutaan. 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.