Nucleosynthesis 기존 핵, 양성자 및 중성자로부터 새로운 원자 핵을 만드는 과정입니다. 본질적으로, 그것은주기적인 테이블의 요소를 만드는 것입니다. 원자 핵 형태는 더 작은 핵과 핵 (양성자 및 중성자)을 융합 시키거나 핵분열, 방사성 붕괴 및 기타 과정을 통해 더 큰 핵을 분리하는 것입니다.
빅뱅 핵 합성 과정에서 빅뱅 동안 형성된 처음 몇 개의 가벼운 요소. 나중에, 별과 별의 폭발로 새로운 요소가 형성되었다. R- 프로세스, 우주 광선 스펠레이션, 핵분열 및 방사선 형성에서 중성자 별 합병에서 더 많은 원소가 형성된 더 많은 요소. 초강력 합성 요소는 기존 초강성 핵과 다른 핵 또는 핵 사이의 원자력에 의해 형성됩니다.
핵 합성 과정
Big Bang Nucleosynthesis 및 stellar nucleosynthesis는 대부분의 요소의 생성을 설명하지만 실제로 여러 프로세스가 발생합니다.
- Big Bang Nucleosynthesis :빅뱅은 오늘날 우주에서 발견되는 대부분의 양성자 (수소 -1), 중수소 (수소 -2), 헬륨 -3 및 헬륨 -4를 생성합니다. 소량의 리튬 -7 및 베릴륨 -7이 빅뱅 후 처음 100 ~ 300 초 안에 형성되었습니다. 아마도 일부 붕소가 형성되었습니다. 그러나 처음 20 분 후, 첫 번째 별이 태어날 때까지 새로운 요소가 형성되지 않았습니다. 오늘날, 이러한 동위 원소 중 일부는 다른 과정을 통해 형성됩니다.
- 항성 뉴 클레오스 합성 :별 뉴 클레오스 합성은 별에 의한 새로운 핵의 형성이다. 별은 수소와 헬륨을 더 무거운 핵으로 융합합니다. 모든 별은 트리플 알파 공정을 통해 탄소를 생산합니다. 탄소는 중성자 캡처 또는 S- 프로세스를 공급하는 중성자를 방출합니다. S- 프로세스는 니켈과 철보다 무거운 원소를 생성합니다.
- 초신성 핵 신생 :초신성은 산소와 루비듐 사이에 많은 중간 질량 원소를 생성합니다. 빠른 양성자 캡처 (RP- 프로세스)도 발생할 수 있지만, 여기에는 빠른 중성자 캡처가 포함됩니다.
- 중성자 스타 충돌 :이진 중성자 별의 충돌은 빠른 중성자 캡처 또는 R- 프로세스 요소의 주요 공급원입니다. 이 요소에는 금 및 중금속이 포함됩니다. R- 프로세스를 통한 철 형태보다 무거운 원자 핵의 약 절반.
- 블랙홀 accretion 디스크 :블랙홀의 강렬한 중력은 핵과 핵을 하나로 모아 요소를 형성합니다.
- 우주 광선 스탈레이션 :우주 광선 (주로 양성자)은 성간 매체 및 행성 대기와 상호 작용합니다. 이 과정은 충격 단편으로서, Li, BE, B 및 탄소, 질소 및 산소와 같은 가벼운 요소를 생성합니다. .
- 방사성 붕괴 :방사성 또는 방사성 붕괴는 딸 뉴 클라이드를 형성합니다. 이들 핵종 중 일부는 마침내 안정적인 동위 원소가되기 전에 여러 중간 원소로 붕괴되었다. 지구상, 라돈, 폴로늄, 헬륨 -4 및 아르곤 -40은 크게 더 무거운 요소의 부패로 인해 발생합니다.
- 자발적 핵분열 :Thorium-232, Uranium-235 및 Uranium-238은 자발적인 핵분열을 겪어 천연 테크 네티움 및 프로 메이트를 형성합니다.
- 다른 원자력 :우주 광선으로 인한 중성자-캡처 및 반응은 하나의 핵을 다른 핵으로 바꿉니다. 일부 네온 -21, 네온 -22, 카본 -14 및 요오드 -129는 이들 반응으로부터 형태를 형성한다. 열핵 무기 폭발은 아인슈타이 늄 및 페르미움과 같은 무거운 원소를 형성하는 제한된 R- 프로세스를 생성합니다.
요소 형성의 타임 라인
- 138 억 년 전 :빅뱅 후 처음 20 분 안에 수소, 헬륨, 리튬, 베릴륨 및 붕소가 형성 될 수 있습니다. 이것들은 원시 요소입니다.
- 13.795 억년 전 현재까지 :별은 빅뱅 이후 약 5 억 년을 형성하기 시작했습니다. 별, 폭발 및 우주 광선 핵분열로 인해 원자 번호 90까지의 탄소 및 가장 무거운 요소. Niobium 및 무거운 요소까지 중성자 별 병합에서 Atomic Number 94 형태. 방사성 붕괴 및 핵분열은 더 무거운 핵으로부터 지속적으로 가벼운 원소를 형성합니다.
- 현재까지 20 세기 :원자 번호 95 (Americium)에서 118 (Oganesson)까지의 테크 네티움 및 요소는 실험실에서 합성됩니다. Stars do 테크네륨과 무거운 방사성 요소를 생산하지만 행성이 형성되기 전에 부패합니다.
발견의 역사
19 세기 후반과 20 세기 초에 과학자들은 우주의 시작 부분에 요소가 형성되었다고 믿었습니다. 점차적으로 연구원들은 요소 풍부에 대한 데이터를 수집했습니다. 수소와 헬륨은 가장 풍부한 요소이며, 물질의 약 98%를 차지합니다. 다음 두 개의 풍부한 원소는 산소와 탄소입니다.
1920 년 Arthur Stanley Eddington은 별이 수소를 융합시키고 헬륨을 만드는 것을 제안했습니다. 그는 과정이 다른 요소의 형성을 설명 할 수 있다고 제안했다. 그러나 핵 물리학이 매우 새로운 분야이기 때문에 아이디어는 인기가 없었습니다. 1 차 세계 대전 전에 한스 베테는 수소 융합 메커니즘을 헬륨으로 설명했다. Georges Lemaître는 1931 년에 빅뱅을 제안했습니다. 제 2 차 세계 대전 이후 프레드 호일은 더 무거운 요소를 만드는 메커니즘과 시간이 지남에 따라 우주의 구성이 어떻게 변하는지를 설명했습니다. Hans Seuss와 Harold Urey는 Oddo-Harkins 규칙을 보여주는 요소 풍부의 그래프를 준비했습니다. 기본적으로, 원자 숫자조차도 풍부한 요소는 주기율표의 양쪽에 홀수 요소의 풍부함보다 큽니다. Big Bang Nucleosynthesis와 별의 핵 합성 이론은 경험적 데이터를지지했습니다.
그러나, 뉴 클레오스 합성은 여전히 활발한 연구 분야로 남아있다. 과학자들은 요소 형성의 자연 과정을 풀고 새로운 요소를 계속 합성하려고합니다.
참조
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