Astronomija

Kiek procentų helio-3 yra pirminis ir gaminamas žvaigždėse

Kiek procentų helio-3 yra pirminis ir gaminamas žvaigždėse


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bandžiau tyrinėti, bet tai, ką radau, yra gana ribota. Labai mažas, bet nulis nulinis pirminės medžiagos procentas buvo helis-3 arba 3He.

Žvaigždės gamina 3He kaip protonų-protonų grandinės dalį, tačiau jos taip pat vartoja 3He. Jo saulėje pusinės eliminacijos laikas yra apie 400 metų. Iš Vikipedijos.

Saulėje kiekvienas šiose reakcijose susidaręs helio-3 branduolys egzistuoja tik apie 400 metų, kol jis virsta helio-4. [6] Pagaminus helį-3, yra keturi galimi keliai 4He generavimui

Mano klausimas yra 2 kartus. Ar pirminiai 3He kiekiai yra reikšmingi ar nereikšmingi, palyginti su tuo, ką žvaigždės gamina ir išstumia iš koroninės masės išmetimo ar pūtimo į ūkus, ir ar yra specifinių žvaigždžių dėl to produkto vidinės šilumos ir reakcijos greičio ir išmeta daugiau 3He į savo masę išmetimai.

Pavyzdžiui, ar be oro, uolų, magnetinio lauko be raudonųjų nykštukų pasauliai būtų labiau prisotinti 3He, ar rastumėte daugiau aplink didesnes, karštesnes žvaigždes, kurios greičiau susilieja. Jei norėčiau eiti į He3 kasybą, ar savo laivą nustatyčiau į raudonos nykštukės sistemą, ar į mėlynos žvaigždės sistemą, ar į ūką?

Tai nėra skirta knygai ar pan., Man tiesiog smalsu, nes „3He“ yra labai naudinga medžiaga.

Aš žinau, kad pirminę medžiagą nėra ypač lengva surinkti, nes viskas, kas yra dujinė ir pirminė, pasklistų ir kauptųsi tik dideliuose gravitaciniuose šuliniuose, dujų milžinuose ar didesniuose. Tačiau pirmapradis 3Jis gali, pavyzdžiui, egzistuoti Jupiteryje ar Saturne nuo susidarymo, nors jų magnetinių laukų susidarymas greičiausiai neleidžia jiems sugerti iš žvaigždžių išmestų. Taigi pirminis ir išstumtas žvaigždės santykis ir žvaigždės tipas, dėl kurio kilo daugiausiai klausimų, yra šiek tiek susiję, todėl maniau, kad vienas klausimas yra ne du, bet, jei norite, galiu padalyti į du klausimus.


Mano klausimas yra 2 kartus:

1. Ar pirminiai kiekiai $^3$Jis reikšmingas ar nereikšmingas, palyginti su tuo, ką žvaigždės gamina ir išstumia vainikinius masinius išmetimus ar pūtimą į ūkus, ir…

The $^3$CME sudėtis gali labai skirtis, žr .: „Neįprasta saulės vėjo sudėtis 1998 m. Gegužės 2–3 d. CME, stebint SWICS on ACE“ (1999 m. Sausis), autorius G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler ir RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

Ankstyvasis darbas [Bame ir kt., 1979; Schwennas ir kt., 1980; ir Zwicklis ir kt., 1982] parodė, kad Jis ir sunkesni elementai yra per daug CME ir yra patobulintas Jis$^{+}$. SWICS instrumento stebėjimai Ulise atskleidė kai kuriuos CME kompozicijos skirtumus, pavyzdžiui, aukštą O$^{7+}/,$O$^{6+}$ santykis, rodantis reikšmingą vainiko kaitinimą [Galvin, 1997].

SWICS ypač tinka saulės vėjui matuoti $^4$Jis$^+$ ir izotopinio helio santykis, $^3$Jis$^{++}/,^4$Jis$^{++}$, kaip aprašė Gloeckler 'ir Geiss [1998a]. "

2. ar yra specifinių žvaigždžių, dėl vidinės šilumos ir reakcijos greičio tas produktas išmeta daugiau $^3$Jis į jų masinius išmetimus.

Dauguma $^3$Iš pradžių jis buvo gaminamas žvaigždžių procesais, bet taip pat žiūrėkite mano atsakymą aukščiau. Kiekviena žvaigždė gamina skirtingą kiekį skirtingu metu, žr. G. Burbidge ir F. Hoyle: „Helio kilmė ir kiti šviesos elementai“ (1998 m. Lapkričio 4 d.):

4. D ir $^3$Jis
Šviesos izotopas $^3$Jis gaminamas dideliais kiekiais nykštukinėse žvaigždėse, kur masės nėra tokios didelės, kad ją galėtų sunaikinti $^3$Jis ($^3$Jis, 2$ p $) $^4$Jis. Taip pat yra žvaigždžių klasė, kurioje, atlikus izotopų poslinkio matavimus, nustatyta, kad didžioji dalis jų atmosferoje esančio helio yra $^3$Jis. Tarp šių žvaigždžių yra 21 „Aquilae“, trys „Centaurus A“ ir keletas kitų (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov ir Iliev 1998). Žvaigždės yra savitos A, F ir B žvaigždės, turinčios He / H gausų $ sim frac {1} {10} $ normalaus helio gausos. The $^3$Jis$/,^4$Jo santykis gali svyruoti nuo 2,7 iki 0,5. Šios žvaigždės užima siaurą juostą $ g $, T.$ _ {eff} $) lėktuvas tarp B žvaigždžių su stipriomis helio linijomis ir tų, kurių silpnosios helio linijos nerodo įrodymų, kad yra $^3$Jis. Tačiau aptikti $^3$Jis iš izotopų poslinkio nepavyks, jei $^3$Jis$/,^4$Jis santykis yra $ le $ 0.1. Taigi daugelis silpnų helio linijos žvaigždžių gali turėti $^3$Jis$/,^4$Jo gausos santykis yra daug didesnis už gausos santykį, kuris, kaip manoma, paprastai yra, būtent: $^3$Jis$/,^4$Jis $ maždaug $ 2 x 10$^{-4}$.

Didelis $^3$G. Michaudas ir jo kolegos priskyrė jį šiose žvaigždėse difuzijai (Michaud et al. 1979 ir ankstesnės nuorodos). Nesvarbu, ar tai teisingas paaiškinimas, ką šie rezultatai mums sako, yra tai, kad žvaigždžių vėjas iš tokių žvaigždžių praturtins tarpžvaigždines dujas su juo dideliais kiekiais. Tai $^3$Jis yra be $^3$Tas, kurį suleis iš nykštukinių žvaigždžių. Galutinis reikalingas gausumas yra $^3$Jis$/,$H $ ; maždaug ; $ 2 x 10$^{-5}$. Tuo įrodinėjo tie, kurie tuo tiki $^3$Jis yra didžiojo sprogimo nukleosintezės produktas, kurį dar nebuvo laiko sukurti reikiamą gausą astrofiziniais procesais.

Tačiau ne tik mes ne dabar koks yra žvaigždžių įpurškimo greitis, tačiau QSSC viso šio žvaigždžių apdorojimo laikas yra $ sim 10 ^ {11} $ o ne H$_0^{-1}$ $ maždaug $ 10$^{-10}$ m. Taigi mes manome, kad jis galėjo būti sukurtas žvaigždžių procesais.

Kita jūsų klausime nepaminėta „Wikipedia“ nuoroda yra: „Helis-3 - natūrali gausa - Saulės ūko (pirmapradžio) gausa“:

"Saulės ūko (pirmapradės) gausa

Vienas ankstyvas pirminio santykio įvertinimas $^3$Jis į $^4$Saulės ūkyje jis matavo jų santykį Jupiterio atmosferoje, matuojamas Galileo atmosferos įėjimo zondo masių spektrometru. Šis santykis yra apie 1: 10 000,$^{[43]}$ arba 100 dalių $^3$Jis vienam milijonui dalių $^4$Jis. Tai yra maždaug toks pat izotopų santykis, kaip ir mėnulio regolite, kuriame yra 28 ppm helio-4 ir 2,8 ppb helio-3 (kuris yra apatiniame tikrojo mėginio matavimo gale, kuris svyruoja nuo maždaug 1,4 iki 15 ppb). Tačiau sausumos izotopų santykis yra 100 kartų mažesnis, daugiausia dėl mantijos helio-4 atsargų praturtėjimo milijardais metų alfa irimo iš urano ir torio metų.

Sausumos gausa
Pagrindinis straipsnis: Izotopų geochemija

$^3$Jis yra pirmapradė medžiaga Žemės mantijoje, laikoma, kad planetos formavimosi metu ji buvo įstrigusi Žemėje. Santykis $^3$Jis į $^4$Žemės plutoje ir mantijoje jis yra mažesnis nei darant prielaidas apie saulės disko sudėtį, gautą iš meteorito ir mėnulio mėginių, o antžeminėse medžiagose paprastai yra žemesnės $^3$Jis$/,^4$Jis santykis dėl įaugimo $^4$Jis nuo radioaktyvaus skilimo.

$^3$Jo kosmologinis santykis yra 300 atomų milijonui atomų $^4$Jis (p. Ppm),$^{[44]}$ todėl daroma prielaida, kad susidarius Žemei pradinis šių pirmapradžių dujų santykis mantijoje buvo apie 200–300 ppm. Daug $^4$Jį sukūrė alfa dalelių urano ir torio skilimas, o dabar mantijoje yra tik apie 7% pirminio helio,$^{[44]}$ sumažinant bendrą 3He / 4He santykį iki maždaug 20 ppm. Santykis $^3$Jis$/,^4$Jis viršija atmosferą rodo indėlį $^3$Jis nuo mantijos ... ".

[43]„Galileo zondo masinis spektrometras: Jupiterio atmosferos sudėtis“ (Mokslas 1996 m. Gegužės 10 d.: 272 tomas, 5263 leidimas, p. 846–849), autoriai Hasso B. Niemannas, Sushil K. Atreya, George R. Carignan, Thomas M. Donahue, John A. Haberman, Dan N. Harpold, Richard E. Hartle, Donald M. Hunten, Wayne T. Kasprzak, Paul R. Mahaffy, Tobias C. Owen, Nelson W. Spencer ir Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / mokslas.272.5263.846

[44]„Ne Mėnulis $ pabraukite {^ 3} $Jis išteklius “(pristatyta antrajame Viskonsino simelyje„ Helis-3 ir sintezės jėga “, 1993 m. Liepos 19–21 d., Madison WI), autorius LJ Wittenbergas - fti.neep.wisc.edu


Didžiojo sprogimo nukleosintezė

Fizinėje kosmologijoje Didžiojo sprogimo nukleosintezė (sutrumpinta BBN, taip pat žinomas kaip pirmapradė nukleosintezė, archeonukleosintezė, archonukleosintezė, protonukleosintezė ir paleonukleosintezė) [1] yra branduolių, išskyrus lengviausio vandenilio izotopo (vandenilis-1, 1 H, turintis vieną protoną kaip branduolį), gamyba ankstyvosiose Visatos fazėse. Manoma, kad daugumos kosmologų pirminė nukleosintezė įvyko maždaug nuo 10 sekundžių iki 20 minučių po Didžiojo sprogimo [2], ir skaičiuojama, kad ji yra atsakinga už daugumos Visatos helio, kaip izotopo helio-4, susidarymą. (4 He), kartu su nedideliais kiekiais vandenilio izotopo deuterio (2 H arba D), helio izotopo helio-3 (3 He) ir labai mažo ličio izotopo ličio-7 (7 Li) kiekio. Be šių stabilių branduolių, taip pat buvo pagaminti du nestabilūs arba radioaktyvūs izotopai: sunkusis vandenilio izotopas tritis (3 H arba T) ir berilio izotopas berilis-7 (7 Be), tačiau vėliau šie nestabilūs izotopai suyra į 3 He ir 7 Li , atitinkamai, kaip nurodyta aukščiau.

Iš esmės visi elementai, sunkesni už ličio, buvo sukurti žymiai vėliau, žvaigždžių nukleosintezės būdu besivystančiose ir sprogstančiose žvaigždėse.


Turinys

Manoma, kad patys pirmapradžiai nukleonai susidarė iš kvarko – gluono plazmos Didžiojo sprogimo metu, kai ji atvėso žemiau dviejų trilijonų laipsnių. Po kelių minučių, pradedant tik protonais ir neutronais, susidarė branduoliai iki ličio ir berilio (abiejų masė 7), tačiau vargu ar buvo kitų elementų. Šiuo metu galėjo būti susiformavęs šiek tiek boras, tačiau procesas buvo sustabdytas, kol nebuvo galima susidaryti reikšmingos anglies, nes šiam elementui reikalingas kur kas didesnis helio tankio ir laiko produktas, nei buvo trumpojo Didžiojo sprogimo nukleosintezės laikotarpiu. Tas sintezės procesas iš esmės nutrūko maždaug 20 minučių dėl temperatūros ir tankio kritimo visatai vis plečiantis. Šis pirmasis procesas, Didžiojo sprogimo nukleosintezė, buvo pirmasis visatoje įvykęs nukleogenezės tipas, sukūręs vadinamuosius pirminius elementus.

Ankstyvojoje visatoje susiformavusi žvaigždė sukuria sunkesnius elementus, sujungdama savo lengvesnius branduolius - vandenilį, helį, ličio, berilio ir boro - kurie buvo rasti pradinėje tarpžvaigždinės terpės sudėtyje, taigi ir žvaigždė. Tarpžvaigždinėse dujose yra mažėjanti šių šviesos elementų gausa, kurių yra tik dėl jų nukleosintezės Didžiojo sprogimo metu, taip pat dėl ​​kosminių spindulių plitimo. Todėl manoma, kad šie lengvesni elementai dabartinėje visatoje buvo sukurti per milijardus metų kosminio spindulio (daugiausia didelės energijos protonų) tarpininkaujant sunkesniems elementams, atsirandantiems žvaigždžių dujose ir dulkėse. Šių kosminių spindulių susidūrimų fragmentai apima helį-3 ir stabilius šviesos elementų ličio, berilio ir boro izotopus. Anglis nebuvo pagaminta Didžiojo sprogimo metu, tačiau vėliau ji buvo gaminama didesnėse žvaigždėse trigubos alfa būdu.

Vėlesnė sunkesnių elementų nukleosintezė (Z ≥ 6, anglies ir sunkesni elementai) reikalinga aukščiausia temperatūra ir slėgis, atsirandantis žvaigždėse ir supernovose. Šie procesai prasidėjo, kai vandenys ir helis iš Didžiojo sprogimo žlugo į pirmąsias žvaigždes po maždaug 500 milijonų metų. Nuo to laiko galaktikose žvaigždės formavosi nuolat. Visa šių dienų visatoje randamų elementų ir izotopų įvairovė buvo sukurta Didžiojo sprogimo nukleosintezės, žvaigždžių nukleosintezės, supernovos nukleosintezės ir nukleosintezės metu egzotiškuose įvykiuose, pavyzdžiui, neutroninių žvaigždžių susidūrimuose. Žemėje maišymas ir garavimas pakeitė šią kompoziciją į vadinamąją natūralią žemės kompoziciją. Po Didžiojo sprogimo pagamintų sunkesnių elementų atomų skaičius svyruoja nuo Z = 6 (anglis) iki Z = 94 (plutonis). Šių elementų sintezė įvyko vykdant branduolines reakcijas, apimančias stiprią ir silpną branduolių sąveiką, vadinamą branduolių sinteze (įskaitant greitą ir lėtą daugkartinį neutronų surinkimą), taip pat apima branduolio dalijimąsi ir radioaktyvius skilimus, tokius kaip beta skilimas. Skirtingo dydžio ir sudėties atomų branduolių stabilumas (t. Y. Neutronų ir protonų skaičius) vaidina svarbų vaidmenį galimose reakcijose tarp branduolių. Todėl kosminė nukleosintezė tiriama tarp astrofizikos ir branduolinės fizikos („branduolinės astrofizikos“) tyrinėtojų.

Pirmosios idėjos apie nukleosintezę buvo tos, kad cheminiai elementai buvo sukurti visatos pradžioje, tačiau racionalaus fizinio scenarijaus tam nebuvo galima nustatyti. Palaipsniui paaiškėjo, kad vandenilio ir helio yra daug daugiau nei bet kuriame kitame elemente. Visa kita sudaro mažiau nei 2% Saulės sistemos ir kitų žvaigždžių sistemų masės. Tuo pačiu metu buvo aišku, kad deguonis ir anglis yra kiti du dažniausiai pasitaikantys elementai, taip pat kad vyrauja tendencija, kad gausu šviesos elementų, ypač tų, kurių izotopai yra sudaryti iš viso helio-4 branduolių (alfa) nuklidai).

Pirmą kartą 1920 m. Arthuras Stanley Eddingtonas pasiūlė, kad žvaigždės gautų savo energiją, sulydydamos vandenilį į helį, ir iškėlė galimybę, kad sunkesni elementai gali susiformuoti ir žvaigždėse. [1] [2] Ši idėja nebuvo visuotinai priimta, nes branduolinis mechanizmas nebuvo suprantamas. Per metus prieš pat Antrąjį pasaulinį karą Hansas Bethe pirmiausia išsiaiškino tuos branduolinius mechanizmus, kuriais vandenilis susilieja į helį.

Originalus Fredo Hoyle'o darbas apie sunkesnių žvaigždžių elementų nukleosintezę buvo sukurtas iškart po Antrojo pasaulinio karo. [3] Jo darbe paaiškinta visų sunkesnių elementų gamyba, pradedant vandeniliu. Hoyle'as pasiūlė, kad vandenilis nuolat susidarytų visatoje iš vakuumo ir energijos, nereikalaujant visuotinio prado.

Hoyle'o darbas paaiškino, kaip senstant galaktikai elementų gausa didėjo. Vėliau 1960-aisiais Hoyle'o paveikslas buvo išplėstas Williamo A. Fowlerio, Alastairo G. W. Camerono ir Donaldo D. Claytono, paskui daugelio kitų, indėliu. EM Burbidge'o, GR Burbidge'o, Fowlerio ir Hoyle'o svarbiausias 1957 m. Apžvalgos dokumentas [4] yra gerai žinoma 1957 m. Lauko būklės santrauka. Šiame dokumente buvo apibrėžti nauji vienos sunkiosios branduolio transformacijos į kitus žvaigždėse procesai, procesus, kuriuos astronomai galėtų dokumentais pagrįsti.

Pats Didysis sprogimas 1931 m., Gerokai prieš šį laikotarpį, buvo pasiūlytas belgų fiziko Georgeso Lemaître'o, kuris pasiūlė, kad akivaizdus Visatos plėtimasis laiku reikalautų, kad Visata, jei ji susitrauktų laiku atgal, ir toliau tai darytų kol nebegalėjo susitraukti. Tai atves visą Visatos masę į vieną tašką, „pirmykštį atomą“, į būseną, prieš kurią nebuvo laiko ir erdvės. Hoyle'as įskaitomas už tai, kad 1949 m. BBC radijo laidoje sugalvojo terminą „Didysis sprogimas“, sakydamas, kad Lemaître'o teorija buvo „paremta hipoteze, kad visa visatos materija buvo sukurta vienu dideliu sprogimu tam tikru laiku tolimoje praeityje. " Visuotinai skelbiama, kad Hoyle tai sumanė vertinti paniekinamai, tačiau Hoyle tai aiškiai neigė ir teigė, kad tai tik ryškus vaizdas, skirtas pabrėžti skirtumą tarp dviejų modelių. Lemaître'o modelis buvo reikalingas norint paaiškinti deuterio ir nuklidų tarp helio ir anglies egzistavimą, taip pat iš esmės didelį helio kiekį ne tik žvaigždėse, bet ir tarpžvaigždinėje erdvėje. Kaip tai įvyko, elementų gausai visatoje paaiškinti prireiks ir Lemaître'o, ir Hoyle'o nukleosintezės modelių.

Nukleosintezės teorijos tikslas yra natūralių procesų požiūriu paaiškinti labai skirtingas cheminių elementų ir jų kelių izotopų gausas. Pirmasis stimulas šios teorijos vystymuisi buvo gausų diagramos forma, palyginti su elementų atominiu skaičiumi. Tos gausos, kai grafike pavaizduotos kaip atominio skaičiaus funkcija, turi dantytą pjūklelių struktūrą, kuri skiriasi veiksniais iki dešimties milijonų. Labai įtakingas stimulas nukleosintezės tyrimams buvo gausos lentelė, sukurta Hanso Suesso ir Haroldo Urey'o, kuri buvo pagrįsta nefrakcionuota nepastovių elementų gausa, randama neišsivysčiusiuose meteorituose. [5] Toks gausumo grafikas rodomas žemiau esančioje logaritminėje skalėje, kur dramatiškai dantytą struktūrą vizualiai slopina daugybė dešimties galių, įtvirtintų šio grafiko vertikalioje skalėje.

Manoma, kad yra keletas astrofizinių procesų, kurie yra atsakingi už nukleosintezę. Dauguma jų įvyksta žvaigždėse, o tų branduolių sintezės procesų grandinė yra žinoma kaip vandenilio deginimas (per protonų – protonų grandinę arba CNO ciklą), helio deginimas, anglies deginimas, neono deginimas, deguonies deginimas ir silicio deginimas. Šie procesai gali sukurti elementus iki geležies ir nikelio, imtinai. Tai yra nukleosintezės sritis, kurioje susidaro izotopai, turintys didžiausią vieno nukleono jungimosi energiją. Sunkesni elementai gali būti surenkami žvaigždėse neutronų gaudymo procesu, vadinamu s procesu, arba sprogioje aplinkoje, pavyzdžiui, supernovose ir neutronų žvaigždžių susijungimuose, atliekant daugybę kitų procesų. Kai kurie iš tų kitų apima r procesą, kuris apima greitą neutronų gaudymą, rp procesą ir p procesą (kartais vadinamą gama procesu), kuris lemia esamų branduolių fotodisintegraciją.

Didžiojo sprogimo nukleosintezė Redaguoti

Didžiojo sprogimo nukleosintezė [7] įvyko per pirmąsias tris visatos pradžios minutes ir yra atsakinga už didžiąją dalį 1 H (protium), 2 H (D, deuterio), 3 He (helio-3) ir 4 Jis (helis-4). Nors 4 Jį ir toliau gamina sintezė žvaigždėse ir alfa skilimas, o 1 H pėdsakai ir toliau susidaro dėl spallation ir tam tikrų rūšių radioaktyvaus skilimo, manoma, kad didžioji visatos izotopų masės dalis buvo sukurta Didysis sprogimas. Manoma, kad šių elementų branduoliai, kartu su kai kuriais 7 Li ir 7 Be, susidarė praėjus 100–300 sekundžių po Didžiojo sprogimo, kai pirmykštė kvarko – gluono plazma sustingo, kad susidarytų protonai ir neutronai. Dėl labai trumpo laikotarpio, per kurį nukleosintezė įvyko iki jos sustabdymo išsiplėtus ir atvėsus (apie 20 minučių), sunkesnių už berilio (arba galbūt boro) elementų susidaryti negalėjo. Per šį laiką susiformavę elementai buvo plazmos būsenoje ir iki daugiausiai vėliau atvėso iki neutralių atomų būsenos. [ reikalinga citata ]

Žvaigždžių nukleosintezė Redaguoti

Žvaigždžių nukleosintezė yra branduolinis procesas, kurio metu gaminami nauji branduoliai. Jis įvyksta žvaigždėse evoliucijos metu. Jis yra atsakingas už galaktikos elementų gausą nuo anglies iki geležies. Žvaigždės yra termobranduolinės krosnys, kuriose H ir Jis susilieja į sunkesnius branduolius vis aukštesnėje temperatūroje, kai vystosi šerdies sudėtis. [8] Ypač svarbu yra anglis, nes jos susidarymas iš Jo yra viso proceso kliūtis. Anglis gaminama trigubos alfa būdu visose žvaigždėse. Anglis taip pat yra pagrindinis elementas, sukeliantis laisvų neutronų išsiskyrimą žvaigždėse, sukeldamas s procesą, kurio metu lėtas neutronų absorbavimas geležį paverčia sunkesniais už geležį ir nikelį elementais. [9] [10]

Žvaigždžių nukleosintezės produktai paprastai pasklinda į tarpžvaigždines dujas per masės praradimo epizodus ir mažos masės žvaigždžių žvaigždžių vėjus. Masinės netekties įvykius šiandien galima stebėti mažos masės žvaigždžių evoliucijos planetos ūkų fazėje ir sprogstančioje žvaigždžių, vadinamų supernovomis, gale tų, kurių masė viršija aštuonias Saulės masę.

Pirmasis tiesioginis įrodymas, kad nukleosintezė vyksta žvaigždėse, buvo astronominis stebėjimas, kad laikui bėgant tarpžvaigždinės dujos praturtėjo sunkiaisiais elementais. Dėl to žvaigždės, kurios iš jos gimė vėlai galaktikoje, susiformavo su daug didesne pradinių sunkiųjų elementų gausa nei tos, kurios buvo susiformavusios anksčiau. 1952 m. [11] aptikus techneciją raudonos milžiniškos žvaigždės atmosferoje spektroskopijos būdu, buvo pateikti pirmieji branduolinio aktyvumo žvaigždėse įrodymai. Kadangi technecis yra radioaktyvus, jo pusinės eliminacijos laikas yra daug trumpesnis nei žvaigždės amžius, jo gausa turi atspindėti naujausią jos sukūrimą toje žvaigždėje. Ne mažiau įtikinami žvaigždžių sunkiųjų elementų atsiradimo įrodymai yra didelis specifinių stabilių elementų gausa, randama žvaigždžių asimptotinių milžiniškų šakų žvaigždžių atmosferose. Stebint maždaug 20–50 kartų didesnį bario kiekį, esantį neišsivysčiusiose žvaigždėse, galima įrodyti s proceso veikimą tokiose žvaigždėse. Daugelį šiuolaikinių žvaigždžių nukleosintezės įrodymų pateikia žvaigždžių dulkių, kietų grūdelių, kondensuotųsi iš atskirų žvaigždžių dujų ir kurie buvo išgauti iš meteoritų, izotopinės kompozicijos. Žvaigždžių dulkės yra viena kosminių dulkių sudedamoji dalis ir dažnai vadinamos presolariniais grūdeliais. Išmatuotos žvaigždžių dulkių izotopų kompozicijos rodo daugybę nukleosintezės aspektų žvaigždėse, iš kurių grūdai kondensavosi žvaigždės vėlyvojo gyvenimo masės praradimo epizodų metu. [12]

Sprogstamoji nukleosintezė Redaguoti

Supernovos nukleosintezė įvyksta supernovų energetinėje aplinkoje, kurioje elementai tarp silicio ir nikelio yra sintetinami pusiau pusiausvyroje [13], nustatytoje greito sintezės metu, kuri prisiriša abipusiai subalansuotomis branduolinėmis reakcijomis prie 28 Si. Galima galvoti apie pusiausvyrą beveik pusiausvyra išskyrus karštligiškai degančio mišinio 28 Si branduolių gausą. Ši koncepcija [10] buvo svarbiausias tarpinės masės elementų nukleosintezės teorijos atradimas nuo Hoyle'o 1954 m. Straipsnio, nes jis suteikė visapusišką supratimą apie gausius ir chemiškai svarbius elementus tarp silicio (A = 28) ir nikelio (A = 60). Tai pakeitė neteisingą, nors ir daug cituojamą B 2 FH popieriaus alfa procesą, kuris netyčia užgožė Hoyle 1954 m. Teoriją. [14] Gali vykti tolesni nukleosintezės procesai, visų pirma r procesas (greitas procesas), aprašytas B 2 FH dokumente ir kurį pirmiausia apskaičiavo Seegeris, Fowleris ir Claytonas, [15] kuriame daugiausia neutronų turintys sunkesnių elementų izotopai nei nikelis susidaro greitai absorbuojant laisvuosius neutronus. Laisvų neutronų sukūrimas elektronais gaudant greitai suspaudžiant supernovos šerdį kartu su kai kurių daug neutronų turinčių sėklų branduolių daro r procesą pirminis procesasir toks, kuris gali atsirasti net gryno H ir Jis žvaigždėje. Tai prieštarauja proceso B 2 FH priskyrimui a antrinis procesas. Šis perspektyvus scenarijus, nors ir paprastai palaikomas supernovų ekspertų, dar turi pasiekti patenkinamą r proceso gausos skaičiavimą. Pirminį r procesą patvirtino astronomai, kurie stebėjo senas žvaigždes, kurios gimė, kai galaktikos metališkumas dar buvo mažas, kad vis dėlto yra jų r proceso proceso branduolių papildas, taip parodydamas, kad metališkumas yra vidinio proceso produktas. R procesas yra atsakingas už mūsų natūralią radioaktyviųjų elementų, tokių kaip uranas ir toris, kohortą, taip pat už daugiausiai neutronų turinčius kiekvieno sunkiojo elemento izotopus.

RP procesas (greitas protonas) apima greitą laisvųjų protonų ir neutronų absorbciją, tačiau jo vaidmuo ir jo egzistavimas nėra toks tikras.

Sprogstamoji nukleosintezė įvyksta per greitai, kad radioaktyvus skilimas sumažintų neutronų skaičių, todėl silicio pusiausvyros procese sintezuojama daugybė gausių izotopų, kurių protonų ir neutronų skaičius yra vienodas ir lygus. [13] Šio proceso metu deginant deguonį ir silicį susilieja branduoliai, kurie patys turi vienodą protonų ir neutronų skaičių, kad susidarytų nuklidai, susidedantys iš viso helio branduolių skaičiaus, iki 15 (tai reiškia 60 Ni). Tokie daugelio alfa dalelių nuklidai yra visiškai stabilūs iki 40 Ca (pagaminti iš 10 helio branduolių), tačiau sunkesni branduoliai, turintys vienodą ir lygų protonų ir neutronų skaičių, yra glaudžiai surišti, bet nestabilūs. Beveik pusiausvyros metu susidaro radioaktyvieji izobarai 44 Ti, 48 Cr, 52 Fe ir 56 Ni, kurie (išskyrus 44 Ti) susidaro gausiai, bet po sprogimo irsta ir palieka stabiliausią atitinkamo elemento izotopą, esant tam pačiam atominiam svoriui. . Tokiu būdu pagamintų elementų labiausiai paplitę ir išlikę 48 Ti, 52 Cr ir 56 Fe izotopai. Šiuos skilimus lydi gama spinduliai (spinduliuotė iš branduolio), kurių spektroskopinėmis linijomis galima nustatyti skilimo sukurtą izotopą. Šių emisijos linijų aptikimas buvo svarbus ankstyvas gama spindulių astronomijos produktas. [16]

Įtikinamiausias sprogstamosios supernovos nukleosintezės įrodymas įvyko 1987 m., Kai buvo aptiktos tos gama spindulių linijos, atsirandančios iš 1987A supernovos. Gama spindulių linijos, identifikuojančios 56 Co ir 57 Co branduolius, kurių pusinės eliminacijos laikas riboja jų amžių maždaug vienais metais, įrodė, kad tėvai juos sukūrė radioaktyviuoju kobaltu. Šis branduolinės astronomijos stebėjimas buvo numatytas 1969 m. [16] kaip būdas patvirtinti sprogstamą elementų nukleosintezę, ir ši prognozė suvaidino svarbų vaidmenį planuojant NASA „Compton“ gama ir spindulių observatoriją.

Kiti sprogstamosios nukleosintezės įrodymai randami žvaigždžių dulkių grūdeliuose, kurie išsiplėtę ir atvėsę sutirštėjo supernovų interjere. Žvaigždžių dulkių grūdai yra vienas kosminių dulkių komponentas. Visų pirma, buvo nustatyta, kad supernovos žvaigždžių dulkių grūduose buvo labai daug radioaktyviųjų 44 Ti tuo metu, kai jie kondensavosi plečiantis supernovai. [12] Tai patvirtino 1975 m. Supernovos žvaigždžių dulkių (SUNOCON), tapusių presolinių grūdų panteonu, identifikavimo prognozes. Kiti neįprasti šių grūdų izotopiniai santykiai atskleidžia daug specifinių sprogstamosios nukleosintezės aspektų.

Neutroninės žvaigždės susidūrimas Redaguoti

Manoma, kad dabar neutroninių žvaigždžių susidūrimai yra pagrindinis r proceso elementų šaltinis. [17] Buvo apibrėžta, kad šio tipo susidūrimai, kaip apibrėžta, yra turtingi neutronais, yra tokių elementų šaltinis, tačiau galutinių įrodymų gauti buvo sunku. 2017 m. Atsirado rimtų įrodymų, kai LIGO, VIRGO, „Fermi“ gama spindulių kosminis teleskopas ir „INTEGRAL“ kartu su daugelio pasaulio observatorijų bendradarbiavimu aptiko gravitacines bangas ir elektromagnetinius tikėtino neutroninės žvaigždės susidūrimo parašus GW170817, o vėliau aptikti daugelio sunkiųjų elementų, pavyzdžiui, aukso, signalai, kai išstumta degeneracinė medžiaga suyra ir atvėsta. [18]

Juodosios skylės akrecijos disko nukleosintezė Redaguoti

Kosminių spindulių spallation Redaguoti

Kosminių spindulių plitimo procesas sumažina tarpžvaigždinės medžiagos atominę masę, susidūręs su kosminiais spinduliais, kad gautų keletą lengviausių elementų, esančių visatoje (nors ir ne daug deuterio). Manoma, kad spalling yra atsakingas už beveik visų 3 He ir elementų ličio, berilio ir boro susidarymą, nors
Li
ir 7
Būk
manoma, kad jie buvo sukurti Didžiojo sprogimo metu. Spallation procesas atsiranda dėl kosminių spindulių (dažniausiai greitų protonų) poveikio tarpžvaigždinei terpei. Šie poveikiai fragmentuoja anglies, azoto ir deguonies branduolius. Proceso metu šviesos elementai berilis, boras ir liitis kosmose yra daug didesni, nei jų yra saulės atmosferoje. Šviesos elementų 1 H ir 4 He kiekiai, susidarantys dėl spragų, yra nereikšmingi, palyginti su jų pirminiu gausumu.

Žvaigždžių sintezės procesuose berilis ir boras nėra reikšmingai gaminami, nes 8 Be nėra susijęs su dalelėmis.

Nukleosintezės teorijos yra tikrinamos apskaičiuojant izotopų gausą ir lyginant tuos rezultatus su pastebėtais gausumais. Izotopų gausa paprastai apskaičiuojama pagal perėjimo greitį tarp izotopų tinkle. Dažnai šiuos skaičiavimus galima supaprastinti, nes kelios pagrindinės reakcijos kontroliuoja kitų reakcijų greitį. [ reikalinga citata ]

Dirbtinėmis priemonėmis Žemėje susidaro nedidelis kiekis tam tikrų nuklidų. Tai yra pagrindinis mūsų, pavyzdžiui, technecio šaltinis. Tačiau kai kurie nuklidai taip pat gaminami naudojant daugybę natūralių priemonių, kurios tęsėsi po to, kai buvo nustatyti pirmapradžiai elementai. Jie dažnai kuria naujus elementus būdais, kurie gali būti naudojami uolienoms datuoti ar geologinių procesų šaltiniui atsekti. Nors šie procesai nesukuria gausių nuklidų, manoma, kad jie yra visas esamo natūralaus tų nuklidų tiekimo šaltinis.


Kiek procentų helio-3 yra pirminis ir gaminamas žvaigždėse - astronomija

Einšteino lygtis E = mc 2 sako, kad masė gali būti paversta energija ir atvirkščiai. Jei ekstrapoliuosite Visatos plėtimosi greitį ir temperatūrą daug arčiau Didžiojo sprogimo nei tada, kai buvo sukurtas kosminis mikrobangų fonas, pastebėsite, kad per kelias pirmąsias sekundes fotonų energija buvo pakankamai didelė, kad būtų sukurtos tokios dalelės kaip elektronai ir protonai. Tačiau kartu su įprastomis dalelėmis fotonai sukūrė ir antimaterija dalelių atitikmenys, pvz., antielektronai (vadinami pozitronais) ir antiprotonai. Antimaterija trumpai aptariama branduolio sintezės ir kito skyriaus neutrino sekcijų kontekste.

Paprastosios dalelės antimaterijos atitikmuo turi tą pačią masę ir priešingą paprastosios dalelės krūvį (jei jis nėra neutralus). Kai susiduria įprasta dalelė ir jos antimaterijos atitikmuo, jie visiškai sunaikina vienas kitą, kad sukurtų fotonus. Procesą galima pakeisti, jei fotonai turi pakankamai energijos (t. Y. Yra didelės energijos gama spindulių fotonai). Per pirmąją mikrosekundę (10–6 sekundės) visata buvo pakankamai karšta, kad fotonų spinduliuotė galėtų atlikti šios materijos ir antimaterijos dalelių transformaciją, naudodama masines daleles, tokias kaip protonai ir neutronai. Kai temperatūra po Didžiojo sprogimo per vieną mikrosekundę nukrito iki maždaug 10 13 K, protonams šis procesas sustojo, tačiau tęsėsi mažiau masyvioms dalelėms, tokioms kaip elektronai. Neutronai nebuvo sukurti energijos ir materijos konversijos procese, tačiau kai kurie buvo sukurti protonams ir elektronams susiliejus.

Kai visata išsiplėtė dar kelioms sekundėms, ji atvėso iki „tik“ 6 & # 215 10 9 K temperatūros ir elektrono-pozitrono gamyba ir sunaikinimas nutrūko. Tai taip pat laikas, kai neutronų skaičius nustojo didėti dėl protonų ir elektronų susiliejimo proceso. Neutronų skaičius buvo fiksuotas santykiu 1 neutronas kiekvieniems 5 protonams. Dėl ne iki galo suprastų priežasčių antimaterijos buvo labai nedaug (maždaug 1 dalis iš 10 9). Štai kodėl visokios antimaterijos buvo sunaikintos, vis dar liko paprastų dalykų. (Taip turi būti, kitaip tavęs čia nebūtų!) Visi materijos protonai, neutronai ir elektronai šiandien buvo sukurti per kelias pirmąsias sekundes po Didžiojo sprogimo.

The extreme conditions described above have been reproduced in high-energy particle accelerators on Earth and the experiments have confirmed this description. For times much closer to the moment of the Big Bang we need to extend the theory beyond direct experimental bounds to much higher energies and temperatures. At a time of 10 -38 to 10 -36 second after the Big Bang, most early universe models say there was an ultra-fast expansion called "inflation".

Cosmic Abundance of Helium and Hydrogen

The deuterium nucleus is the weak link of the chain process, so the fusion chain reactions could not take place until the universe had cooled enough. The exact temperature depends sensitively on the density of the protons and neutrons at that time. Extremely small amounts of Lithium-7 were also produced during the early universe nucleosynthesis process. After about 15 minutes from the Big Bang, the universe had expanded and cooled so much that fusion was no longer possible. The composition of the universe was 10% helium and 90% hydrogen (or if you use the proportions by mass, then the proportions are 25% helium and 75% hydrogen).

Except for the extremely small amounts of the Lithium-7 produced in the early universe, the elements heavier than helium were produced in the cores of stars. Stars do produce some of the helium visible today, but not most of it. If all the helium present today was from stars, then the nuclear reaction rates would have to be extremely high and the galaxies should be much brighter than they are.

The deuterium nucleus is a nucleus of special importance because of the sensitivity of its production to the density of the protons and neutrons and temperature in the early universe. The number of deuterium nuclei that do not later undergo fusion reaction to make Helium-3 nuclei also depends sensitively on the temperature and density of the protons and neutrons. A denser universe would have had more deuterium fused to form helium. A less dense universe would have had more deuterium remaining. The amount of the final Helium-4 product is not as sensitive to the ordinary matter density of the early universe, so the amount of the remaining deuterium seen today is used as a probe of the early density. Therefore, measurement of the primordial deuterium can show if there is enough ordinary matter to make the universe positively-curved and eventually stop the expansion. Current measurements of the primordial deuterium show that the density of ordinary matter is about only 5% of the kritinis tankis&mdashthe boundary between having too little to stop the expansion and enough to eventually stop the expansion.

Measuring the abundances of the primordial material and comparing it with what is predicted in the Big Bang theory provides a crucial test of the theory. Astronomers have measured the abundances of primordial material in unprocessed gas in parts of the universe where there are no stars around to contaminate the gas when the stars die. The observed abundances match the predicted abundances very well.

The Big Bang nucleosynthesis also turns out to place great constraints on the variation of G, the gravitational constant, because a different value of G in those first few minutes than what we see today would have significantly changed the expansion rate of the universe and that would have significantly (measurably) altered the relative abundances of the primordial elements. The gravitational constant G appears to truly be constant. The Big Bang nucleosynthesis also provides constraints in the number of types of neutrinos in the universe. It shows that there cannot be more than the three types of neutrinos already given by the Standard Model of Particle Physics. More than three families of particles would also have significantly changed the expansion rate of the early universe to produce abundances of the primordial elements much different than what we observe. This result also constrains the possibilities for the nature of dark matter. Measuring the masses of galaxies and galaxy clusters through several independent methods shows us that the overall density of matter in the universe is about 30% of the kritinis tankis but Big Bang nucleosynthesis shows us that the density of ordinary matter is just 5% of the kritinis tankis. The dark matter must be made of particles that are not the usual protons, neutrons, electrons, etc. of ordinary matter. In fact, the dark matter must be made of particles not within the three families of particles in the Standard Model.

A nice interactive to get a handle on the stages of the Universe's history and its future (in preparation for the next major section of this chapter) is History of the Universe interactive from NOVA's Origins series that was broadcast on PBS (selecting the link will bring it up in a new window either in front of or behind this window).


The Sun's Energy Doesn't Come From Fusing Hydrogen Into Helium (Mostly)

The Sun is the sources of the overwhelming majority of light, heat, and energy on Earth's surface, . [+] and is powered by nuclear fusion. But less than half of that, surprisingly, is the fusion of hydrogen into helium.

If you start with a mass of hydrogen gas and bring it together under its own gravity, it will eventually contract once it radiates enough heat away. Bring a few million (or more) Earth masses' worth of hydrogen together, and your molecular cloud will eventually contract so severely that you'll begin to form stars inside. When you pass the critical threshold of about 8% our Sun's mass, you'll ignite nuclear fusion, and form the seeds of a new star. While it's true that stars convert hydrogen into helium, that's neither the greatest number of reactions nor the cause of the greatest energy release from stars. It really is nuclear fusion that powers the stars, but not the fusion of hydrogen into helium.

A portion of the digitized sky survey with the nearest star to our Sun, Proxima Centauri, shown in . [+] red in the center. While sun-like stars like our own are considered common, we're actually more massive than 95% of stars in the Universe, with a full 3-out-of-4 stars in Proxima Centauri's 'red dwarf' class.

David Malin, UK Schmidt Telescope, DSS, AAO

All stars, from red dwarfs through the Sun to the most massive supergiants, achieve nuclear fusion in their cores by rising to temperatures of 4,000,000 K or higher. Over large amounts of time, hydrogen fuel gets burned through a series of reactions, producing, in the end, large amounts of helium-4. This fusion reaction, where heavier elements are created out of lighter ones, releases energy owing to Einstein's E = mc 2 . This occurs because the product of the reaction, helium-4, is lower in mass, by about 0.7%, than the reactants (four hydrogen nuclei) that went into creating it. Over time, this can be significant: over its 4.5 billion year lifetime thus far, the Sun has lost approximately the mass of Saturn through this process.

Saulės spindesys nuo mūsų Saulės, kuris išmeta materiją nuo mūsų pagrindinės žvaigždės ir į Saulę. [+] Sistema yra „nykstanti“ branduolių sintezės požiūriu, dėl kurios Saulės masė sumažėjo iš viso 0,03% jos pradinės vertės: nuostoliai prilygsta Saturno masei.

NASA Saulės dinamikos observatorija / GSFC

But the way it gets there is complicated. You can never have more than two objects collide-and-react at once you can't simply put four hydrogen nuclei together and turn them into a helium-4 nucleus. Instead, you need to go through a chain reaction to build up to helium-4. In our Sun, that involves a process called the proton-proton chain, where:

  • Two protons fuse together to form a diproton: a highly-unstable configuration where two protons temporarily create helium-2,
  • A tiny fraction of the time, one-in-10,000,000,000,000,000,000,000,000,000 times, that diproton will decay to deuterium, a heavy isotope of hydrogen,
  • And it happens so quickly that humans, who can only view the initial reactants and the final products, the diproton lifetime is so small that they’d only see two protons fuse either scatter off of each other, or fuse into a deuteron, emitting a positron and a neutrino.

When two protons meet each other in the Sun, their wavefunctions overlap, allowing the temporary . [+] creation of helium-2: a diproton. Almost always, it simply splits back into two protons, but on very rare occasions, a deuteron (hydrogen-2) is produced.

E. Siegel / Beyond The Galaxy

  • Then that deuteron can easily combine with another proton to fuse into helium-3, a much more energetically favorable (and faster) reaction,
  • And then that helium-3 can proceed in one of two ways:
    • It can either fuse with a second helium-3, producing a helium-4 nucleus and two free protons,

    The most straightforward and lowest-energy version of the proton-proton chain, which produces . [+] helium-4 from initial hydrogen fuel. Note that only the fusion of deuterium and a proton produces helium from hydrogen all other reactions either produce hydrogen or make helium from other isotopes of helium.

    Sarang / Wikimedia Commons

      • Or it can fuse with a pre-existing helium-4, producing beryllium-7, which decays to lithium-7, which then fuses with another proton to make beryllium-8, which itself immediately decays to two helium-4 nuclei.

      A higher-energy chain reaction, involving the fusion of helium-3 with helium-4, is responsible for . [+] 14% of the conversion of helium-3 into helium-4 in the Sun. In more massive, hotter stars, it can dominate.

      Uwe W. and Xiaomao123 / Wikimedia Commons

      So those are the four possible overall steps available to the components that make up then entire "hydrogen fusing into helium" process in the Sun:

      1. Two protons (hydrogen-1) fuse together, producing deuterium (hydrogen-2) and other particles plus energy,
      2. Deuterium (hydrogen-2) and a proton (hydrogen-1) fuse, producing helium-3 and energy,
      3. Two helium-3 nuclei fuse together, producing helium-4, two protons (hydrogen-1), and energy,
      4. Helium-3 fuses with helium-4, producing beryllium-7, which decays and then fuses with another proton (hydrogen-1) to yield two helium-4 nuclei plus energy.

      And I want you to note something very interesting, and perhaps surprising, about those four possible steps: only step #2, where deuterium and a proton fuse, producing helium-3, is technically the fusion of hydrogen into helium!

      Only brown dwarfs, like the pair shown here, achieve 100% of their fusion energy by turning hydrogen . [+] into helium. Because deuterium fusion (deuterium+hydrogen=helium-3) occurs at temperatures of just 1,000,000 K, 'failed stars' that don't reach 4,000,000 K get their energy exclusively from the deuterium they're formed with.

      Everything else either fuses hydrogen into other forms of hydrogen, or helium into other forms of helium. Not only are those steps important and frequent, they're daugiau important, energetically, and a greater overall percentage of the reactions than the hydrogen-into-helium reaction. In fact, if we look at our Sun, in particular, we can quantify what percentage of energy and of the number of reactions in each step is. Because the reactions are both temperature dependent and some of them (like the fusion of two helium nuclei) require multiple examples of proton-proton fusion and deuterium-proton fusion to occur, we have to be careful to account for all of them.

      The classification system of stars by color and magnitude is very useful. By surveying our local . [+] region of the Universe, we find that only 5% of stars are as massive (or more) than our Sun is. More massive stars have additional reactions, like the CNO cycle and other avenues for the proton-proton chain, that dominate at higher temperatures.

      Kieff/LucasVB of Wikimedia Commons / E. Siegel

      In our Sun, helium-3 fusing with other helium-3 nuclei produces 86% of our helium-4, while the helium-3 fusing with helium-4 through that chain reaction produces the other 14%. (Other, much hotter stars have additional pathways available to them, including the CNO cycle, but those all contribute insignificantly in our Sun.) When we take into account the energy liberated in each step, we find:

      1. Proton/proton fusion into deuterium accounts for 40% of the reactions by number, releasing 1.44 MeV of energy for each reaction: 10.4% of the Sun's total energy.
      2. Deuterium/proton fusion into helium-3 accounts for 40% of the reactions by number, releasing 5.49 MeV of energy for each reaction: 39.5% of the Sun's total energy.
      3. Helium-3/helium-3 fusion into helium-4 accounts for 17% of the reactions by number, releasing 12.86 MeV of energy for each reaction: 39.3% of the Sun's total energy.
      4. And helium-3/helium-4 fusion into two helium-4s accounts for 3% of the reactions by number, releasing 19.99 MeV of energy for each reaction: 10.8% of the Sun's total energy.

      Ši išpjova demonstruoja įvairius Saulės paviršiaus ir interjero regionus, įskaitant. [+] šerdis, kur vyksta branduolio sintezė. Although hydrogen is converted into helium, the majority of reactions and the majority of the energy that powers the Sun comes from other sources.

      „Wikimedia Commons“ vartotojas Kelvinsongas

      It might surprise you to learn that hydrogen-fusing-into-helium makes up less than half of all nuclear reactions in our Sun and that it's also responsible for less than half of the energy that the Sun eventually outputs. There are strange, unearthly phenomena along the way: the diproton that usually just decays back to the original protons that made it, positrons spontaneously emitted from unstable nuclei, and in a small (but important) percentage of these reactions, a rare mass-8 nucleus, something you’ll never find naturally occurring here on Earth. But that’s the nuclear physics of where the Sun gets its energy from, and it's so much richer than the simple fusion of hydrogen into helium!


      ヘリウム3の何パーセントが原始的であるか、星で生成されているか

      CME の 3 He組成は大幅に異なる可能性があります。「1998年5月2〜3日の太陽風の異常な組成は、ACEのSWICSで観測されました」(1999年1月)、G。Gloeckler、LA Fisk、S。Hefti、 NA Schwadron、TH Zurbuchen、FM Ipavich、J。Geiss、P。Bochsler、およびRF Wimmer-Schweingruber、DOI:10.1029 / 1998GL900166 3

      「初期の研究[Bame et al。、1979 Schwenn et al。、1980 and Zwickl et al。、1982]は、Heおよびより重い元素がCMEに過剰に存在し、He + が強化されていることを示しました。ユリシーズは、高O 7 + / などのCMEの組成の違いを明らかにしました + 7 + / 6 +

      .

      SWICSは、太陽風測定に特に適しています。 4 + 3 + + / 4 + +

      3
      3 3 3 p 4 3 ∼ 1 10 3 / 4 g e f f 3 3 3 / 4 ≤ 3 / 4 3 / 4 ≈ − 4

      3 3 3 3 / H ≈ − 5 3

      ∼ 10 11 0 − 1 ≈ − 10

      " 太陽系星雲(原始)の豊富さ

      3 4 [ 43 ] 3 4 彼。これは、28 ppmのヘリウム4と2.8 ppbのヘリウム3(実際のサンプル測定の下端にあり、約1.4〜15 ppbで変動)を含む、月のレゴリスとほぼ同じ同位体の比率です。しかし、主にウランとトリウムからの数十億年に及ぶアルファ崩壊によるマントル内のヘリウム4貯蔵の濃縮により、同位体の地球比は100倍低くなります。

      陸生存在度
      主な記事:同位体地球化学

      3 3 4 3 / 4 4

      3 4 [ 44 ] 4 [ 44 ] 3 / 4 3

      [43] " ガリレオプローブ質量分析計:木星の大気の組成 "(1996年5月10日の科学:Vol。272、第5263号、846-849ページ)Hasso B. Niemann、Sushil K. Atreya、George R. Carignan、Thomas M. Donahue、John A. Haberman、Dan N. Harpold、Richard E. Hartle、Donald M. Hunten、Wayne T. Kasprzak、Paul R. Mahaffy、Tobias C. Owen、Nelson W. Spencer、およびStanley H. Way、DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

      [44] 3 _


      What is helium-3?

      Starting with the high school basics: helium is the second most abundant element in the universe. It’s colorless, tasteless and odorless. Around 24 percent of the universe is helium. The most common type of helium is known as helium-4, due to its having two neutrons and two protons.

      Helium-4 is pretty much humanity’s experience with the element, considering that 99.99986 percent of all helium on Earth is like this. But in 1934, experimenting with that’s known as heavy hydrogen, the Australian scientist Mark Oliphant hypothesized that what many had thought was a radioactive isotope would in fact be found in natural helium. Oliphant was proposing that a stable isotope of helium, with two protons but only one neuton, existed. In 1939, American physicists Luis Alvarez and Robert Cornog confirmed his suspicions with the definitive discovery of 1939.

      Helium-3 is primordial, dating back to a planetary body’s earliest days. On Earth, it formed in the mantle of the planet, above the core and below the crust. While it can be made artificially, it’s an incredibly rare substance on Earth: a report from 2011 showed that, in total, .01 metric tons of helium 3 exist on Earth, and it only comprises .0001 percent of the American government’s helium reserve.

      It’s possible to make helium-3 artificially — it occurs whenever a nuclear weapon is dismantled, for example. But the United States stopped making it back in 1988.


      An Eternal and Uncreated Universe or the Big Bang?

      T he observations of the deep sky over the past century have taught us that the observable Universe extends over billions of light-years and is made up of countless billions of galaxies, distributed more or less evenly throughout the sky. We also discovered that the Universe is continually expanding and becoming colder on average.

      But what is its origin? Where do all the matter and radiation that pervade it come from? In short, how did the Universe come about? Science’s answers to this formidable question have not always been in agreement. There was a time, for example, around the middle of the last century, when scientists were divided into two opposing fields: the steady-state advocates, led by Fred Hoyle, and the Big Bang advocates, led by George Gamow.

      For steady-state advocates, the Universe is infinite in time and space. It has always existed and will exist forever, keeping its general characteristics of homogeneity and density unchanged. But Hubble had already shown in the late 1920s that galaxies move away from each other. How can density remain constant if the intergalactic spaces expand? Hoyle and the other steady-state advocates responded with the theory of continuous creation the expansion of space is balanced by a constant creation of matter, which causes the average density to remain constant. To this end, a very low rate would be sufficient, the creation of 1 hydrogen atom per cubic meter of space every billion years.

      The theory embraced by Gamow proposed instead a completely different vision, developed starting from an idea formulated in 1927 by the Belgian priest and astronomer Georges Lemaître. According to this theory, the expansion and cooling of the Universe is the trace of an evolution lasting billions of years, which, traced back, brings to an initial condition in which all the matter and radiation that fill the cosmos today were enclosed in a “primeval atom” inconceivably hot and dense. From that sort of cosmic egg, the Universe originated. Over a very long time, space expanded in all directions, and the temperature and density of matter decreased proportionally. Countless galaxies gradually formed under the push of gravity, which, due to successive mergers and aggregations, finally reached the evolutionary stage that we can observe today in the local Universe. It was the “Big Bang” hypothesis, as steady-state advocate Fred Hoyle had sarcastically labeled it in 1949.

      How to decide which of the two theories was the best? Until the 1960s, there was no strong enough evidence to declare the success of one of the two positions and the defeat of the other. But things changed suddenly in 1964, the year in which Arno Penzias and Robert W. Wilson, two Bell Laboratories radio astronomers, accidentally came across cosmic microwave background or CMB, a discovery that brought them the Nobel prize for physics in 1978.

      The existence of this cosmic background, detectable in all areas of the sky in the microwave region, was predicted in 1948 by two American scientists, Ralph Alpher and Robert Herman, who had calculated what temperature and spectrum this radiation should have had.

      But what exactly is the CMB? We can consider it as the light echo of the Big Bang. In the beginning, the temperature was too high for protons, neutrons, and electrons to combine to form neutral atoms. All matter existed in the state of plasma, i.e., ionized particles, and light remained trapped in that plasma photons — the quanta of light, mediators of the electromagnetic force — were continuously absorbed and re-emitted by free electrons. It was a Universe potentially full of light, but paradoxically dark, because the light did not have the possibility of freely propagating in space.

      The situation changed entirely around 380,000 years after the Big Bang, an epoch that cosmologists call the era of recombination. Space had continued to expand from the Big Bang onwards continuously, and, as a result of this, the global temperature had dropped to the point where atomic nuclei and electrons could bind to each other forming neutral atoms. It allowed the photons to propagate in space without being continuously absorbed and re-emitted. In fact, unlike the free electrons diffused in the primordial plasma, the neutral atoms absorb only photons of particular wavelengths, leaving all the others to pass undisturbed. After the phase transition of the primeval plasma into a gas of neutral atoms, the collisions of photons with subatomic particles drastically decreased. The space filled in every direction with photons bearing the imprint of the last interactions with matter, occurred prieš tai it cooled beyond the critical threshold that caused the phase transition from the plasma state to the neutral gas state.

      Those photons have traveled the space for nearly 14 billion years and today form the CMB, the distant echo of the turmoil of that primordial era in the history of the Universe. Although not having interacted with other matter throughout the very long time elapsed since their freeing, the photons of the CMB have suffered a significant loss of energy, caused by the uninterrupted expansion of space happened in the meantime they have moved to the red end of the electromagnetic spectrum. That’s why today they are only detectable in the microwave region, with wavelengths that correspond to a temperature of fewer than three degrees above absolute zero.

      With the discovery of the CMB, the cosmological model based on the Big Bang hypothesis became, in fact, the most plausible explanation for the origin of the Universe. But the steady-state theorists were not discouraged. They conjectured that the background radiation was not the echo of a hypothetical Big Bang, but only the light of distant stars absorbed and re-emitted in the microwave region by dust diffused in the intergalactic space.

      According to the predictions of the Big Bang theorists, the background radiation should have had the spectrum of a black body, that is, a particular energy distribution curve determined solely by temperature. But stars also emit radiation with a spectrum that is a good approximation of a black body. The peak intensity of the flow from the CMB had been measured in 400 Megajansky per steradian (a measure of the amount of radiation received per unit of the celestial surface observed). If the CMB was starlight absorbed and re-emitted by dust, then deviations of the order of 10 Megajansky per steradian should have been found concerning the spectral distribution of the radiation emitted by an ideal black body.

      At the time of the discovery of the CMB and in the years immediately following, instruments capable of such precise observations were not yet available. But they became available later. Thanks to the launch of three artificial satellites (COBE in 1989, WMAP in 2001, and Planck in 2009), it was finally possible to record the tiny variations of the CMB with the highest level of detail, without suffering the blurring caused by the filter of the Earth’s atmosphere.

      The measurements made by the three satellites showed that the cosmic background radiation perfectly matches the characteristics predicted by the Big Bang hypothesis:

      • it comes from all directions of the sky
      • has an almost identical temperature everywhere, equal to 2.725 K, with an uncertainty of only 470 microkelvins
      • has the spectrum of a black body.

      As for the latter item, as early as 1992, the results of the observations made by the COBE satellite indicated that the energy distribution of the CMB was that of an almost perfect blackbody, with variations of no more than 0.01 megajansky per steradian. It was equivalent to a funeral prayer for the hypothesis of the steady-state.

      The theoretical model of the Big Bang can also boast two other important successes: the prediction of the expansion of the Universe, confirmed by the Hubble-Lemaître law, and the prediction of the abundances of the various chemical elements produced during the so-called primordial nucleosynthesis. In the first minutes after the Big Bang, and only for a short time, the temperature was so high as to allow the formation by nuclear fusion of hydrogen, helium and lithium isotopes, but of no other heavier element (oxygen, iron, gold, etc. were created only much later, inside the first stars and during multiple supernovae explosions). Observations made in 2011 spectacularly confirmed this prediction the analysis of the footprint left in the spectra of distant quasars by the gas of primordial intergalactic clouds crossed by their light made it possible to establish that the Universe began (in terms of mass) with 76% hydrogen, 24% helium-4 and minuscule percentages of deuterium, helium-3, and lithium-7.

      Almost all physicists and cosmologists agree today that the Big Bang cosmological model is the only hypothesis that can make sense of the observational data available.

      What you read is the first part of a four-part story. Read other three parts here:


      Where is Helium Found

      Helium is the second lightest element in the known universe. It is also the second most abundant. According to some estimates helium accounts for as much as 24 percent of the Universe’s mass. This element is also plentiful since it is a prime product of fusion nuclear reactions involving hydrogen. So if it is so plentiful where is Helium found?

      The problem is that just because an element is common in the universe at large does not mean that it is common on Earth. Helium is an element that fits this scenario. Helium only accounts for 0.00052% of the Earth’s atmosphere and the majority of the helium harvested comes from beneath the ground being extracted from minerals or tapped gas deposits. This makes it one of the rarest elements of any form on the planet.

      Like mentioned before Helium is rare on Earth but there are places where it is readily found. If you look at space the majority of helium is in stars and the interstellar medium. This is due to the fusion reaction that powers most stars fusing single hydrogen atoms to create helium atoms. This process balanced with a star’s gravity is what helps it to stay stable for billions of years. On Earth the majority of helium found comes from radioactive decay. This is the opposite nuclear reaction called fission that splits atoms. For this reason radioactive minerals in the lithosphere like uranium are prime sources for helium.

      On Earth there are key locations where concentrated helium can be harvested. The United States produces the majority of the world’s helium supply at 78%. The rest of the world’s helium is harvested in North Africa, The Middle East, and Russia. The interesting thing is that thanks to these deposits the world’s demand for helium is being met regularly. Also unlike petroleum which can decades to form from organic material, 3000 metric tons of Hydrogen is produced yearly. Until helium demand reaches at least the same level of demand as petroleum there it little chance of that demand outpacing supply.

      Helium is looking to be a major player in the near future. Governments are looking into using the gas as source of hydrogen for fuel cells and other transportation technologies. At the moment the promise is still tentative but at least with better surveying and knowledge of gas deposits there will be a supply waiting if becomes the next major element to power human civilization. In the meanwhile ours is still a planet beholden to carbon.

      We have written many articles about Helium for Universe Today. Here’s an article about the discovery of Helium, and here’s an article about composition of the Sun.

      We’ve also recorded an episode of Astronomy Cast all about planet Earth. Listen here, Episode 51: Earth.


      Radiation Detectors

      Neutron detectors

      Neutrons are usually detected by absorption or elastic scattering. For example, helium-3 can absorb a low-energy neutron with a large cross section and emit a proton and a tritium. The energy release of 764 keV is carried away by the two daughters. A 3 He proportional counter uses helium gas as the working medium and measures the energy of the daughters ( Fig. 12 ). Similarly, 6 Li and 10 B are used for neutron absorption measurements. The isotopes can be loaded in scintillators (solid or liquid) or form gaseous compounds (e.g., 10 BF3) as the detector medium. To distinguish neutrons from other types of radiation in scintillators, special scintillators are developed to have different pulse shape responses by the radiation type. Fast neutrons can be slowed down with a moderator and then absorbed in a detector. A Bonner sphere, a lithium iodide scintillator wrapped inside a polyethylene shell moderator, can be sensitive to neutrons of different energy by varying its shell thickness. Fast neutrons can also be detected by elastic scattering, especially on light nuclei, such as hydrogen in organic scintillators.

      Fig. 12 . A selection of commercial helium-3 neutron detectors from VacuTec.


      Žiūrėti video įrašą: Could Helium-3 Power Our Future? Part 2 (Vasaris 2023).