Ядро түзiлу процесi мен элементтердiң пайда болуы

Кіріспе

Жаңа атом ядроларын бұрыннан бар нуклеондардан – негізінен протон мен нейтрондардан құрайтын процесс.

Нуклеосинтез – бұл жаңа атом ядроларын бұрыннан бар нуклеондар (протон және нейтрондар) мен ядролардан құрайтын процесс. Қазіргі теорияларға сәйкес, алғашқы ядролар Ұлы жарылыстан кейінгі бірнеше минуттар ішінде, Ұлы жарылыс нуклеосинтезі деп аталатын процесте ядролық реакциялар арқылы пайда болды. Шамамен 20 минуттан кейін ғалам кеңейіп, салқындап, нуклондар арасындағы жоғары энергиялы соқтығыстар аяқталды, сондықтан тек ең жылдам және қарапайым реакциялар ғана жүзеге асты, нәтижесінде ғаламда сутек пен гелий қана қалды. Қалғаны – литий және сутегінің изотопы дейтерий сияқты басқа элементтердің іздері. Жұлдыздардағы нуклеосинтез және олардың жарылыстары кейіннен бізге белгілі әртүрлі элементтер мен изотоптарды жасады, бұл процесс ғарыштық химиялық эволюция деп аталады. Сутек пен гелийден ауыр элементтердің (астрофизиктер «металлдар» дейді) жалпы массасының үлесі аз (бірнеше пайыз) болып қалады, сондықтан ғаламның құрамы шамамен сол күйінде сақталады. Жұлдыздар өздерінің ядроларында жеңіл элементтерді ауыр элементтерге айналдырады, бұл жұлдыздық нуклеосинтез деп аталатын процесте энергияны бөліп шығарады. Ядролық синтез реакциялары ең массивті жұлдыздардағы темір мен никельге дейін көптеген жеңіл элементтерді жасайды. Жұлдыздық нуклеосинтездің өнімдері жұлдыздық желдер мен жарылыстар арқылы сыртқа шығарылмаса, жұлдыздық ядролар мен қалдықтарында қалып қояды. r және s процестерінің нейтрондық тұтқындау реакциялары темірден бастап ауыр элементтерді жасайды. Жарылатын жұлдыздардағы суперновалық нуклеосинтез оттегі мен рубидий арасындағы элементтердің пайда болуына басты жауапкер: жұлдыздық нуклеосинтез кезінде түзілген элементтердің шығарылуы; суперновалық жарылыс кезіндегі жарылғыш нуклеосинтез арқылы; және жарылыс кезіндегі r процесінен (көптеген нейтрондардың сіңірілуі). Нейтронды жұлдыздардың бірігуі – r процесінде түзілген элементтердің жақында ғана ашылған маңызды көзі. Екі нейтронды жұлдыз соқтығысқанда, нейтронға толы материяның көп мөлшері шығарылуы мүмкін, ол кейіннен ауыр элементтерді құрайды. Ғарыштық сәулелердің шашырауы – бұл процесс, онда ғарыштық сәулелер ядроларға тиіп, оларды бөліп жібереді. Бұл жұлдыздық нуклеосинтез арқылы жасалмаған, әсіресе 3He, 9Be және 10,11B жеңіл ядроларының маңызды көзі болып табылады. Ғарыштық сәулелердің шашырауы жұлдызаралық кеңістікте, астероидтер мен метеориттерде, немесе Жерде атмосферада немесе жер астында жүруі мүмкін. Бұл Жерде космогендік нуклидтердің болуына себепшілік етеді. Жерде жаңа ядролар радиогенез арқылы да пайда болады, яғни уран, торий және калий-40 сияқты ұзақ өмір сүретін бастапқы радионуклидтердің ыдырауы арқылы.

Nucleosynthesis is the process that creates new atomic nuclei from pre existing nucleons (protons and neutrons) and nuclei. According to current theories, the first nuclei were formed a few minutes after the Big Bang, through nuclear reactions in a process called Big Bang nucleosynthesis. After about 20 minutes, the universe had expanded and cooled to a point at which these high energy collisions among nucleons ended, so only the fastest and simplest reactions occurred, leaving our universe containing hydrogen and helium. The rest is traces of other elements such as lithium and the hydrogen isotope deuterium. Nucleosynthesis in stars and their explosions later produced the variety of elements and isotopes that we have today, in a process called cosmic chemical evolution. The amounts of total mass in elements heavier than hydrogen and helium (called 'metals' by astrophysicists) remains small (few percent), so that the universe still has approximately the same composition. Stars fuse light elements to heavier ones in their cores, giving off energy in the process known as stellar nucleosynthesis. Nuclear fusion reactions create many of the lighter elements, up to and including iron and nickel in the most massive stars. Products of stellar nucleosynthesis remain trapped in stellar cores and remnants except if ejected through stellar winds and explosions. The neutron capture reactions of the r process and s process create heavier elements, from iron upwards. Supernova nucleosynthesis within exploding stars is largely responsible for the elements between oxygen and rubidium: from the ejection of elements produced during stellar nucleosynthesis; through explosive nucleosynthesis during the supernova explosion; and from the r process (absorption of multiple neutrons) during the explosion. Neutron star mergers are a recently discovered major source of elements produced in the r process. When two neutron stars collide, a significant amount of neutron rich matter may be ejected which then quickly forms heavy elements. Cosmic ray spallation is a process wherein cosmic rays impact nuclei and fragment them. It is a significant source of the lighter nuclei, particularly 3He, 9Be and 10,11B, that are not created by stellar nucleosynthesis. Cosmic ray spallation can occur in the interstellar medium, on asteroids and meteoroids, or on Earth in the atmosphere or in the ground. This contributes to the presence on Earth of cosmogenic nuclides. On Earth new nuclei are also produced by radiogenesis, the decay of long lived, primordial radionuclides such as uranium, thorium, and potassium 40.

Уақыт шкаласы

Сонымен, бастапқы нуклондар шамамен 13,8 миллиард жыл бұрын, Үлкен жарылыс кезінде кварк-глюондық плазмадан пайда болды деп есептеледі, ол екі триллион градустан төмен температураға дейін салқындағанда. Бірнеше минуттан кейін, тек протондар мен нейтрондардан бастап, литий мен бериллийге (екісінің де массалық саны 7-ге тең) дейінгі ядролар пайда болды, бірақ басқа элементтердің көлемі шамалы болды. Осы кезеңде қандай да бір көлемде бор да пайда болған болуы мүмкін, бірақ көміртек пайда болуға дейін процесс тоқтады, себебі бұл элементке гелий тығыздығы мен уақыттың Үлкен жарылыстың қысқа нуклеосинтез кезеңіндегіден әлдеқайда жоғары деңгейі қажет. Бұл синтез процесі шамамен 20 минуттан кейін температура мен тығыздық төмендегеніне байланысты тоқтады, ал ғалам кеңейе берді. Бұл алғашқы процесс, Үлкен жарылыс нуклеосинтезі, ғаламдағы нуклеогенездің алғашқы түрі болды және «бастапқы элементтерді» жасады. Алғашқы ғаламда пайда болған жұлдыздар, жұлдызаралық ортаның бастапқы құрамында болған және демек жұлдыздың құрамындағы сутек, гелий, литий, бериллий және борды біріктіре отырып, ауыр элементтерді өндірді. Сондықтан жұлдызаралық газдың құрамында осы жеңіл элементтердің мөлшері азайып барады, олар тек Үлкен жарылыс кезіндегі нуклеосинтез арқасында және ғарыш сәулелерінің шашырауы нәтижесінде ғана кездеседі. Осылайша, қазіргі ғаламдағы бұл жеңіл элементтердің пайда болуы, ғарыш сәулелерінің (көбінесе жоғары энергиялы протонның) мыңдаған миллион жылдар бойы жұлдызаралық газ бен шаңдағы ауыр элементтерді ыдыратуының нәтижесі деп есептеледі. Бұл ғарыш сәулелерінің соқтығысуынан пайда болған фрагменттерге гелий-3 және жеңіл элементтердің – литий, бериллий және бордың тұрақты изотоптары кіреді. Көміртек Үлкен жарылыста пайда болған жоқ, бірақ кейіннен үлкен жұлдыздарда үш альфа процесі арқылы пайда болды. Ауыр элементтердің (Z ≥ 6, көміртек және одан ауыр элементтер) келесі нуклеосинтезіне жұлдыздар мен сверхноваларда кездесетін экстремалды температуралар мен қысымдар қажет. Бұл процестер шамамен 500 миллион жылдан кейін, Үлкен жарылыстан пайда болған сутек пен гелийдің алғашқы жұлдыздарға құлауынан басталды. Сол кезден бері галактикаларда жұлдыздардың пайда болуы үздіксіз жалғасып келеді. Бастапқы нуклидтер Үлкен жарылыс нуклеосинтезі, жұлдыздық нуклеосинтез, сверхновалық нуклеосинтез және нейтрон жұлдыздарының соқтығысуы сияқты экзотикалық құбылыстардағы нуклеосинтез арқылы пайда болды. Ар сияқты басқа нуклидтер радиоактивті ыдырау арқылы кейін пайда болды. Жерде араласу және булану бастапқы құрамын табиғи жер құрамы деп аталатын күйге өзгертті. Үлкен жарылыстан кейін пайда болған ауыр элементтердің атомдық саны Z = 6 (көміртек) -ден Z = 94 (плутоний) -ге дейін. Бұл элементтердің синтезі ядролар арасындағы күшті және әлсіз өзара әрекеттесулерді қамтитын ядролық реакциялар арқылы жүзеге асты және ядролық синтез деп аталады (тез және баяу көптеген нейтрондарды ұстап алуды қоса алғанда), сондай-ақ ядролық бөліну және бета-ыдырау сияқты радиоактивті ыдыраулар да кіреді. Әр түрлі мөлшердегі және құрамдағы (яғни нейтрондар мен протондар саны) атом ядроларының тұрақтылығы ядролар арасындағы ықтимал реакцияларда маңызды рөл атқарады. Сондықтан ғарыштық нуклеосинтез астрофизика және ядролық физика («ядролық астрофизика») салаларының зерттеушілері тарапынан зерттеледі.

It is thought that the primordial nucleons themselves were formed from the quark–gluon plasma around 13.8 billion years ago during the Big Bang as it cooled below two trillion degrees. A few minutes afterwards, starting with only protons and neutrons, nuclei up to lithium and beryllium (both with mass number 7) were formed, but hardly any other elements. Some boron may have been formed at this time, but the process stopped before significant carbon could be formed, as this element requires a far higher product of helium density and time than were present in the short nucleosynthesis period of the Big Bang. That fusion process essentially shut down at about 20 minutes, due to drops in temperature and density as the universe continued to expand. This first process, Big Bang nucleosynthesis, was the first type of nucleogenesis to occur in the universe, creating the so called primordial elements. A star formed in the early universe produces heavier elements by combining its lighter nucleihydrogen, helium, lithium, beryllium, and boronwhich were found in the initial composition of the interstellar medium and hence the star. Interstellar gas therefore contains declining abundances of these light elements, which are present only by virtue of their nucleosynthesis during the Big Bang, and also cosmic ray spallation. These lighter elements in the present universe are therefore thought to have been produced through thousands of millions of years of cosmic ray (mostly high energy proton) mediated breakup of heavier elements in interstellar gas and dust. The fragments of these cosmic ray collisions include helium 3 and the stable isotopes of the light elements lithium, beryllium, and boron. Carbon was not made in the Big Bang, but was produced later in larger stars via the triple alpha process. The subsequent nucleosynthesis of heavier elements (Z ≥ 6, carbon and heavier elements) requires the extreme temperatures and pressures found within stars and supernovae. These processes began as hydrogen and helium from the Big Bang collapsed into the first stars after about 500 million years. Star formation has been occurring continuously in galaxies since that time. The primordial nuclides were created by Big Bang nucleosynthesis, stellar nucleosynthesis, supernova nucleosynthesis, and by nucleosynthesis in exotic events such as neutron star collisions. Other nuclides, such as Ar, formed later through radioactive decay. On Earth, mixing and evaporation has altered the primordial composition to what is called the natural terrestrial composition. The heavier elements produced after the Big Bang range in atomic numbers from Z = 6 (carbon) to Z = 94 (plutonium). Synthesis of these elements occurred through nuclear reactions involving the strong and weak interactions among nuclei, and called nuclear fusion (including both rapid and slow multiple neutron capture), and include also nuclear fission and radioactive decays such as beta decay. The stability of atomic nuclei of different sizes and composition (i. e. numbers of neutrons and protons) plays an important role in the possible reactions among nuclei. Cosmic nucleosynthesis, therefore, is studied among researchers of astrophysics and nuclear physics ("nuclear astrophysics").

Нуклеосинтез теориясының тарихы

Нуклеосинтез туралы алғашқы идеялар химиялық элементтердің ғаламның пайда болу кезінде қалыптасқаны туралы болды, бірақ мұндай процеске қатысты нақты физикалық сценарийды анықтау мүмкін болмады. Бірте-бірте сутегі мен гелийдің басқа элементтерге қарағанда едәуір көп екендігі анықталды. Қалған элементтердің барлығы Күн жүйесінің және басқа жұлдыз жүйелерінің массасының 2%-дан аспайды. Сонымен бірге, оттегі мен көміртектің ең көп таралған екі элемент екендігі, сондай-ақ жеңіл элементтердің, әсіресе гелий-4 ядроларынан (альфа-бөлшектерден) тұратын изотоптарының көп болуы байқалды. Артур Стэнли Эддингтон 1920 жылы жұлдыздардың энергиясын сутегін гелийге қосып синтездеу арқылы алатынын болжады және ауыр элементтердің де жұлдыздарда пайда болуы мүмкін екенін айтты. Бұл идея кең қолдау таппады, себебі ядролық механизмдар толыққанды түсініксіз болды. Екінші дүниежүзілік соғысқа дейін Ханс Бете сутегінің гелийге айналуының ядролық механизмдерін алғаш рет түсіндірді. Фред Хойлдың жұлдыздардағы ауыр элементтердің нуклеосинтезі жөніндегі алғашқы жұмысы Екінші дүниежүзілік соғыстан кейін жарық көрді. Оның еңбегі сутектен басталатын барлық ауыр элементтердің қалыптасуын түсіндірді. Хойл сутегінің ғаламда вакуум мен энергиядан үздіксіз пайда болатынын, оның пайда болуы үшін бастапқы жағдайдың қажет емес екенін ұсынды. Хойлдың жұмысы галактика қартайған сайын элементтердің мөлшерінің қалай өсетінін түсіндірді. Кейіннен 1960 жылдары Уильям А. Фаулер, Аластер Г.В. Камерон және Дональд Д. Клейтонның еңбектері Хойлдың тұжырымдамасын кеңейтті. Э.М. Бербидж, Г.Р. Бербидж, Фаулер және Хойлдың 1957 жылғы мақаласы осы саланың 1957 жылғы жағдайын толыққанды көрсететін маңызды шолу болды. Бұл мақалада жұлдыздар ішіндегі ауыр ядролардың басқа ядроларға айналуының жаңа процестері сипатталды, оларды астрономдар зерттей алды. Үлкен жарылыс теориясы 1931 жылы бельгиялық физик Жорж Леметр тарапынан ұсынылды, бұл кезеңнен бұрын. Ол Ғаламның кеңеюі, егер кері бағытта қарастырылса, одан әрі жиырылатынын, соңында барлық массаны бір нүктеге, «алғашқы атомға» шоғырландыратынын айтты, онда уақыт пен кеңістік болмаған. «Биг Бенг» терминін 1949 жылы BBC радио хабарында Фред Хойл қолданды, Леметрдің теориясының «барлық материя бір үлкен жарылыста пайда болды» деген гипотезаға негізделгенін айтты. Көптеген адамдар Хойлдың бұл терминді сындарлы мағынада қолданғанын айтады, бірақ ол мұны жоққа шығарды және бұл екі модельдің арасындағы айырмашылықты көрсететін әсерлі образ болғанын мәлімдеді. Леметрдің моделі дейтерийдің және гелий мен көміртегі арасындағы нуклидтердің болуын, сондай-ақ жұлдыздарда ғана емес, жұлдызаралық кеңістікте де гелийдің көп мөлшерін түсіндіруге қажет болды. Шындығында, ғаламдағы элементтердің мөлшерін түсіндіру үшін Леметрдің де, Хойлдың да нуклеосинтез модельдері қажет болды. Нуклеосинтез теориясының мақсаты – химиялық элементтердің және олардың изотоптарының әртүрлі мөлшерін табиғи процестер тұрғысынан түсіндіру. Бұл теорияны дамытуға ынталандырған маңызды фактор – элементтердің атомдық санына тәуелді мөлшерінің графигінің пішіні. Атомдық санға байланысты мөлшерінің графигі тік тісті құрылымды көрсетеді, ондағы айырмашылықтар он миллион есеге жетеді. Нуклеосинтез зерттеулеріне үлкен әсер еткен фактор Ханс Сюсс пен Гарольд Юри жасаған, эволюцияламаған метеориттердегі ұшпа элементтердің фракцияланбаған мөлшеріне негізделген мөлшерлік кесте болды. Мұндай мөлшерлік графиктің мысалы төмендегі логарифмдік шкалада көрсетілген, онда тік тісті құрылым вертикаль шкаласындағы ондық күштердің көп санына байланысты көрінбейді.

The first ideas on nucleosynthesis were simply that the chemical elements were created at the beginning of the universe, but no rational physical scenario for this could be identified. Gradually it became clear that hydrogen and helium are much more abundant than any of the other elements. All the rest constitute less than 2% of the mass of the Solar System, and of other star systems as well. At the same time it was clear that oxygen and carbon were the next two most common elements, and also that there was a general trend toward high abundance of the light elements, especially those with isotopes composed of whole numbers of helium 4 nuclei (alpha nuclides). Arthur Stanley Eddington first suggested in 1920, that stars obtain their energy by fusing hydrogen into helium and raised the possibility that the heavier elements may also form in stars. This idea was not generally accepted, as the nuclear mechanism was not understood. In the years immediately before World War II, Hans Bethe first elucidated those nuclear mechanisms by which hydrogen is fused into helium. Fred Hoyle's original work on nucleosynthesis of heavier elements in stars, occurred just after World War II. His work explained the production of all heavier elements, starting from hydrogen. Hoyle proposed that hydrogen is continuously created in the universe from vacuum and energy, without need for universal beginning. Hoyle's work explained how the abundances of the elements increased with time as the galaxy aged. Subsequently, Hoyle's picture was expanded during the 1960s by contributions from William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron, and Donald D. Clayton, followed by many others. The seminal 1957 review paper by E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler and Hoyle is a well known summary of the state of the field in 1957. That paper defined new processes for the transformation of one heavy nucleus into others within stars, processes that could be documented by astronomers. The Big Bang itself had been proposed in 1931, long before this period, by Georges Lemaître, a Belgian physicist, who suggested that the evident expansion of the Universe in time required that the Universe, if contracted backwards in time, would continue to do so until it could contract no further. This would bring all the mass of the Universe to a single point, a "primeval atom", to a state before which time and space did not exist. Hoyle is credited with coining the term "Big Bang" during a 1949 BBC radio broadcast, saying that Lemaître's theory was "based on the hypothesis that all the matter in the universe was created in one big bang at a particular time in the remote past." It is popularly reported that Hoyle intended this to be pejorative, but Hoyle explicitly denied this and said it was just a striking image meant to highlight the difference between the two models. Lemaître's model was needed to explain the existence of deuterium and nuclides between helium and carbon, as well as the fundamentally high amount of helium present, not only in stars but also in interstellar space. As it happened, both Lemaître and Hoyle's models of nucleosynthesis would be needed to explain the elemental abundances in the universe. The goal of the theory of nucleosynthesis is to explain the vastly differing abundances of the chemical elements and their several isotopes from the perspective of natural processes. The primary stimulus to the development of this theory was the shape of a plot of the abundances versus the atomic number of the elements. Those abundances, when plotted on a graph as a function of atomic number, have a jagged sawtooth structure that varies by factors up to ten million. A very influential stimulus to nucleosynthesis research was an abundance table created by Hans Suess and Harold Urey that was based on the unfractionated abundances of the non volatile elements found within unevolved meteorites. Such a graph of the abundances is displayed on a logarithmic scale below, where the dramatically jagged structure is visually suppressed by the many powers of ten spanned in the vertical scale of this graph.

Процестер

Нуклеосинтез үшін жауапты деп саналатын бірнеше астрофизикалық процестер бар. Олардың көпшілігі жұлдыздардың ішінде жүреді, ал осы ядролық синтез процестерінің тізбегі – сутегінің жануы (протон-протон тізбегі немесе CNO циклі арқылы), гелийдің жануы, көміртек, неон, оттегі және кремнийдің жануы деп аталады. Бұл процестер темір мен никельге дейінгі элементтерді жасауға мүмкіндік береді. Бұл – ядроға шағылысатын энергиясы ең жоғары изотоптардың пайда болатын нуклеосинтез аймағы. Ауыр элементтер жұлдыздардың ішінде s-процесі деп аталатын нейтронды сіңіру арқылы немесе жарылыс ортасында, мысалы, суперновалар мен нейтронды жұлдыздардың қосылуы сияқты басқа процестер арқылы жиналады. Олардың ішінде r-процесі (жылдам нейтронды сіңіруді қамтитын), rp-процесі және p-процесі (кейде гамма-процесі деп те аталады), ол қолданыстағы ядролардың фотодизинтеграциясына алып келеді.

Үлкен жарылыс ядролық синтезі

Үлкен жарылыс ядролық синтезі ғаламның пайда болуының алғашқы үш минутында болды және (протий), (D, дейтерий), (гелий-3) және (гелий-4) мөлшерінің көп бөлігіне жауапты. Жұлдыздық синтез және альфа-ыдырау арқылы тудырылатын болса, сондай-ақ шпаллация және радиоактивті ыдыраудың белгілі бір түрлері арқылы шамалы мөлшерде тудырыла береді, бірақ ғаламдағы изотоптардың көп бөлігі Үлкен жарылыста пайда болған деп саналады. Бұл элементтердің ядролары, сондай-ақ кейбір литий және бериллий, Үлкен жарылыстан кейін 100-300 секунд аралығында, бастапқы кварк-глюон плазмасы протондар мен нейтрондарға айналып қатаңдалған кезде пайда болған деп есептеледі. Ядролық синтез кеңею мен салқындау салдарынан тоқтатылғанға дейін өте қысқа уақыт ішінде болғандықтан (шамамен 20 минут), бериллийден (немесе мүмкін бордан) ауыр элементтер пайда болған жоқ. Осы кезеңде пайда болған элементтер плазма күйінде болды және көп уақыт өткен соң ғана бейтарап атомдар күйіне дейін салқындады.

Жұлдыздық нуклеосинтез

Жұлдыздық нуклеосинтез – жаңа ядролардың түзілуіне жауапты ядролық процесс. Ол жұлдыздар эволюциясы барысында жүзеге асады. Көміртектен темірге дейінгі элементтердің галактикалық мөлшері осы процеске байланысты. Жұлдыздар – термоядролық пештер, олардың ішінде ядро құрамы өзгере келе температураның артуы нәтижесінде сутегі мен гелий ауыр ядроларға айналады. Көміртектің ерекше маңызы бар, себебі оның гелийден түзілуі бүкіл процесте шектеуші фактор болып табылады. Көміртектің түзілуі барлық жұлдыздарда үш альфа процесі арқылы жүзеге асады. Сондай-ақ, көміртектің жұлдыздарда еркін нейтрондардың бөлінуіне себеп болатын негізгі элемент екені белгілі, бұл s-процесіне әкеледі, онда нейтрондардың баяу сіңірілуі темірді темір мен никельден ауыр элементтерге айналдырады. Жұлдыздық нуклеосинтездің өнімдері әдетте масса жоғалту эпизодтары және төмен массалы жұлдыздардың жұлдыздық желдері арқылы жұлдызаралық кеңістікке таралады. Бұл масса жоғалту оқиғаларын төмен массалы жұлдыздың эволюциясының планеталық тұмандықтар фазасында және Күн массасынан сегіз есе салмағы жоғары жұлдыздардың супернова деп аталатын жарылыспен аяқталуында байқауға болады. Жұлдызда нуклеосинтез жүзеге асатынының алғашқы тікелей дәлелі – жұлдызаралық газдың уақыт өте келе ауыр элементтермен байығатыны туралы астрономиялық байқау болды. Осының салдарынан, галактиканың соңына қарай пайда болған жұлдыздар, ертерек пайда болған жұлдыздарға қарағанда, бастапқыда ауыр элементтердің жоғары мөлшерімен сипатталады. 1952 жылы спектроскопиялық зерттеулер арқылы қызыл алып жұлдыз атмосферасында техноцийдің табылуы жұлдыздағы ядролық белсенділіктің алғашқы куәсі болды. Техноций радиоактивті элемент болғандықтан және оның жартылай ыдырау периоды жұлдыздың жасынан әлдеқайда қысқа болғандықтан, оның мөлшері сол жұлдыздың ішінде жақында пайда болғанын көрсетеді. Ауыр элементтердің жұлдыздық тегіне сенімді дәлел – асимптотикалық алып тармақ жұлдыздарының атмосферасында кездесетін тұрақты элементтердің жоғары концентрациясы. Дамымаған жұлдыздардағыдан 20-50 есе артық барий мөлшерінің байқалуы осындай жұлдыздарда s-процесінің жүріп жатқанын көрсетеді. Жұлдыздық нуклеосинтездің көптеген қазіргі заманғы дәлелдері жұлдыз шаңының изотоптық құрамымен қамтамасыз етіледі, ол жеке жұлдыздардың газдарынан конденсатталған және метеориттерден алынған қатты бөлшектер болып табылады. Жұлдыз шаңы – ғарыш шаңының бір бөлігі және оны көбінесе пресолярлық бөлшектер деп атайды. Жұлдыз шаңы бөлшектеріндегі изотоптық құрамдар жұлдыздардағы нуклеосинтездің көптеген аспектілерін көрсетеді, олар жұлдыздың өмірінің соңғы кезеңдерінде бөлшектердің пайда болуына себеп болды.

Stellar nucleosynthesis is the nuclear process by which new nuclei are produced. It occurs in stars during stellar evolution. It is responsible for the galactic abundances of elements from carbon to iron. Stars are thermonuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei by increasingly high temperatures as the composition of the core evolves. Of particular importance is carbon because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the triple alpha process in all stars. Carbon is also the main element that causes the release of free neutrons within stars, giving rise to the s process, in which the slow absorption of neutrons converts iron into elements heavier than iron and nickel. The products of stellar nucleosynthesis are generally dispersed into the interstellar gas through mass loss episodes and the stellar winds of low mass stars. The mass loss events can be witnessed today in the planetary nebulae phase of low mass star evolution, and the explosive ending of stars, called supernovae, of those with more than eight times the mass of the Sun. The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the astronomical observation that interstellar gas has become enriched with heavy elements as time passed. As a result, stars that were born from it late in the galaxy, formed with much higher initial heavy element abundances than those that had formed earlier. The detection of technetium in the atmosphere of a red giant star in 1952, by spectroscopy, provided the first evidence of nuclear activity within stars. Because technetium is radioactive, with a half life much less than the age of the star, its abundance must reflect its recent creation within that star. Equally convincing evidence of the stellar origin of heavy elements is the large overabundances of specific stable elements found in stellar atmospheres of asymptotic giant branch stars. Observation of barium abundances some 20–50 times greater than found in unevolved stars is evidence of the operation of the s process within such stars. Many modern proofs of stellar nucleosynthesis are provided by the isotopic compositions of stardust, solid grains that have condensed from the gases of individual stars and which have been extracted from meteorites. Stardust is one component of cosmic dust and is frequently called presolar grains. The measured isotopic compositions in stardust grains demonstrate many aspects of nucleosynthesis within the stars from which the grains condensed during the star's late life mass loss episodes.

Жарылғыш нуклеосинтез

Суперновалық нуклеосинтез суперновалардың энергетикалық ортасында жүреді, онда кремний мен никель арасындағы элементтер 28Si-ге теңгерімді ядролық реакцияларды қайталау арқылы жалғасатын жылдам синтез кезінде қалыптасқан квазикеңестікте синтезделеді. Квазисалмақтылық 28Si ядроларының жоғары мөлшерін қызу күйдірілген қоспадан басқа, теңгерімге жақын деп қарастыруға болады. Бұл түсінікке сәйкес, одан әрі нуклеосинтез процестері жүруі мүмкін, әсіресе B2FH мақаласында сипатталған және алғаш рет Сейгер, Фаулер және Клейтон есептеген r процесі (жедел процесс), онда никельден ауыр элементтердің нейтрондарға бай изотоптары еркін нейтрондардың тез сіңірілуімен түзіледі. Суперновалық ядроның жылдам қысылуы кезінде электронды тұтқындау арқылы еркін нейтрондардың пайда болуы және кейбір нейтронға бай ядролардың қалыптасуы r процесін негізгі процесс етеді, тіпті таза H және He жұлдыздарында да орын алуы мүмкін. Бұл B2FH процесін екінші реттік процесс деп санауына қайшы келеді. Бұл перспективалы сценарийді супернова сарапшылары қолдайды, бірақ r процесінің мөлшерін қанағаттанарлықтай есептеу әлі де қиындық тудырып отыр. Бастапқы r процесін астрономдар растады, олар галактикалық металдық аз болған кезде туған ескі жұлдыздарды байқаған, бірақ олардың құрамында r процесінің ядролары бар екенін анықтады, бұл металдық ішкі процестің нәтижесі екенін көрсетеді. r процесі уран мен торий сияқты радиоактивті элементтердің табиғи жиынтығына, сондай-ақ әрбір ауыр элементтің нейтрондарға бай изотоптарына жауап береді. rp процесі (жедел протон) еркін протон мен нейтрондардың тез сіңірілуін қамтиды, бірақ оның рөлі мен болуы әлдеқайда белгісіз. Жарылыс нуклеосинтезі радиоактивті ыдырауға нейтрондар санын азайту үшін тым жылдам жүреді, сондықтан кремнийдің квази тепе-теңдік процесінде протон мен нейтронның тең және жұп саны бар көптеген изотоптар түзіледі. Суперновалардағы жарылыс нуклеосинтезінің ең сенімді дәлелі 1987 жылы 1987A суперновасынан шыққан гамма-сәуле сызықтарының анықталуы болды. 56Co және 57Co ядроларын анықтаған гамма-сәуле сызықтарының жартылай өмір мерзімі шамамен бір жылға дейін шектелгендіктен, оларды радиоактивті кобальт ата-аналары жасағаны дәлелденді. Бұл ядролық астрономиялық байқау 1969 жылы болжаған. Нейтронға бай болғандықтан, осындай элементтердің көзі ретінде осы типтегі бірігулер күдік тудырды, бірақ нақты дәлелдерді алу қиын болды. 2017 жылы LIGO, VIRGO, Fermi Gamma ray Space Telescope және INTEGRAL, сондай-ақ әлемдегі көптеген обсерваториялардың ынтымақтастығы GW170817 нейтрондық жұлдыздың бірігуінің гравитациялық толқындарын және электромагниттік белгілерін анықтады, содан кейін ыдыраған және салқындаған дегенеративті заттардан алтын сияқты көптеген ауыр элементтердің сигналдары анықталды. Нейтрон жұлдызы мен қара тесіктің (NSBH) бірігуінің алғашқы анықталуы 2021 жылдың шілдесінде және одан кейін болды, бірақ талдаулар ауыр металл өндірісіне негізгі үлес қосатын NSBH-ға қарағанда BNS-ді жақтырады.

Supernova nucleosynthesis occurs in the energetic environment in supernovae, in which the elements between silicon and nickel are synthesized in quasiequilibrium established during fast fusion that attaches by reciprocating balanced nuclear reactions to 28Si. Quasiequilibrium can be thought of as almost equilibrium except for a high abundance of the 28Si nuclei in the feverishly burning mix. This concept Further nucleosynthesis processes can occur, in particular the r process (rapid process) described by the B2FH paper and first calculated by Seeger, Fowler and Clayton, in which the most neutron rich isotopes of elements heavier than nickel are produced by rapid absorption of free neutrons. The creation of free neutrons by electron capture during the rapid compression of the supernova core along with the assembly of some neutron rich seed nuclei makes the r process a primary process, and one that can occur even in a star of pure H and He. This is in contrast to the B2FH designation of the process as a secondary process. This promising scenario, though generally supported by supernova experts, has yet to achieve a satisfactory calculation of r process abundances. The primary r process has been confirmed by astronomers who had observed old stars born when galactic metallicity was still small, that nonetheless contain their complement of r process nuclei; thereby demonstrating that the metallicity is a product of an internal process. The r process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron rich isotopes of each heavy element. The rp process (rapid proton) involves the rapid absorption of free protons as well as neutrons, but its role and its existence are less certain. Explosive nucleosynthesis occurs too rapidly for radioactive decay to decrease the number of neutrons, so that many abundant isotopes with equal and even numbers of protons and neutrons are synthesized by the silicon quasi equilibrium process. The most convincing proof of explosive nucleosynthesis in supernovae occurred in 1987 when those gamma ray lines were detected emerging from supernova 1987A. Gamma ray lines identifying 56Co and 57Co nuclei, whose half lives limit their age to about a year, proved that their radioactive cobalt parents created them. This nuclear astronomy observation was predicted in 1969 Being neutron rich by definition, mergers of this type had been suspected of being a source of such elements, but definitive evidence was difficult to obtain. In 2017 strong evidence emerged, when LIGO, VIRGO, the Fermi Gamma ray Space Telescope and INTEGRAL, along with a collaboration of many observatories around the world, detected both gravitational wave and electromagnetic signatures of a likely neutron star merger, GW170817, and subsequently detected signals of numerous heavy elements such as gold as the ejected degenerate matter decays and cools. The first detection of the merger of a neutron star and black hole (NSBHs) came in July 2021 and more after but analysis seem to favor BNSs over NSBHs as the main contributors to heavy metal production.

Қара тесіктің аккрециялық дискісінің нуклеосинтезі

Ядролық синтез қара тесіктердің аккрециялық дискілерінде жүзеге асуы мүмкін.

Космикалық сәулелер шашырауы

Космикалық сәулелердің шашырау процесі ғаламдық сәулелердің әсерінен жұлдызаралық материяның атомдық салмағын азайтады, соның нәтижесінде ғаламдағы ең жеңіл элементтердің кейбірі (бірақ деутерийдің маңызды мөлшері емес) пайда болады. Ең маңыздысы, шашырау 3He және литий, бериллий және бор элементтерінің көбісінің пайда болуына жауапты деп саналады, алайда литий-7 және бериллий-7-нің бір бөлігі Ұлы жарылыс кезінде түзілген деп есептеледі. Шашырау процесі негізінен жылдам протондардан тұратын ғарыштық сәулелердің жұлдызаралық ортаға соқтығысуынан туындайды. Бұл соқтығысулар көміртек, азот және оттегі ядроларын фрагменттейді. Нәтижесінде, бериллий, бор және литий элементтері ғарышта Күн атмосферасындағыдан әлдеқайда көп мөлшерде кездеседі. Шашырау арқылы түзілген 1H және 4He жеңіл элементтерінің мөлшері олардың алғашқы мөлшерімен салыстырғанда мардымсыз. Бериллий мен бор жұлдыздық синтез процестерінде маңызды мөлшерде түзілмейді, себебі 8Be-нің жартылай ыдырау периоды өте қысқа – 8,2 x 10 17 секунд.

Эмпирикалық дәлелдер

Нуклеосинтез теориялары изотоптардың мөлшерін есептеу және осы нәтижелерді байқалған мөлшермен салыстыру арқылы тексеріледі. Изотоптардың мөлшері әдетте желідегі изотоптар арасындағы өту жылдамдықтарынан есептеледі. Көбінесе бұл есептеулерді қарапайымдастыруға болады, себебі бірнеше маңызды реакциялар басқа реакциялардың жылдамдығын анықтайды.