Astronomiya

Helium-3-ün neçə faizi ulduzlarda istehsal olunan və ilkindir

Helium-3-ün neçə faizi ulduzlarda istehsal olunan və ilkindir



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.

Araşdırmağa çalışdım, amma tapdıqlarım olduqca məhduddur. İlk maddənin çox kiçik, lakin sıfır olmayan bir faizi Helium-3 və ya 3He idi.

Ulduzlar proton-proton zəncirinin bir hissəsi olaraq 3He istehsal edir, eyni zamanda 3He istehlak edirlər. Günəşimizdə təxminən 400 illik yarım ömrü var. Vikipediyadan.

Günəşdə bu reaksiyalarda əmələ gələn hər helium-3 nüvəsi helium-4-ə çevrilmədən əvvəl təxminən 400 il mövcuddur. [6] Helium-3 istehsal edildikdən sonra 4He yaratmaq üçün dörd yol var

Sualım 2 qatdır. İlkin miqdarda olan 3He, ulduzların tac kütləsi tullantıları ilə çıxardığı və ya dumanlıqlara sovurduğu ilə müqayisədə əhəmiyyətli və ya əhəmiyyətsizdirmi və bu məhsulun daxili istiliyi və reaksiya sürəti və kütlələrinə daha çox 3He çıxartması səbəbindən spesifik ulduzlar varmı? boşaltma.

Məsələn, qırmızı cırtdanların ətrafındakı havasız, qayalı, maqnit sahəsiz dünyalar 3He ilə daha doymuş olardımı və ya daha sürətli qaynaşan daha böyük, daha isti ulduzlar ətrafında daha çox şey tapardınız? He3 mədənçiliyinə getmək istəsəydim, gəmimi qırmızı cırtdan sistemə, yoxsa mavi ulduz sistemə və ya dumanlığa qurardım?

Kitab və ya başqa bir şey üçün deyil, şəxsən mənə maraqlıdır, çünki 3H potensial olaraq çox faydalı şeylərdir.

Əvvəlcədən yığmağın asan olmadığını bilirəm, çünki qazlı və ilkin hər hansı bir şey yayılaraq yalnız böyük cazibə quyularında, qaz nəhənglərində və ya daha böyüklərdə toplanar. Lakin ilkin 3O, məsələn, Yupiterdə və ya Saturnda meydana gəlmədən mövcud ola bilərdi, baxmayaraq ki, maqnit sahələrinin əmələ gəlməsi onların ulduzlardan atılanları mənimsəməsinə mane olur. Bu səbəbdən ilkin və ulduz xaric olunan nisbət və ən çox sual yaradan ulduz növü bir-biri ilə əlaqəlidir, buna görə iki sualdan daha çox bir sual düşündüm, amma istənildiyi təqdirdə iki suala bölünə bilərəm.


Sualım 2 qatdır:

1. İlkin məbləğlərdir $^3$Ulduzların tac kütləsi tullantıları və ya dumanlıqlara sovuraraq çıxardıqları ilə müqayisədə əhəmiyyətli və ya əhəmiyyətsizdir və ...

The $^3$CME-lərin tərkibi əhəmiyyətli dərəcədə dəyişə bilər, bax: "ACE-də SWICS ilə müşahidə olunan 2-3 May 1998 CME-də günəş küləyinin qeyri-adi tərkibi" (Jan 1999), G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler və RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"Erkən iş [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; və Zwickl et al., 1982] O və daha ağır elementlərin olduğunu göstərdi. həddən artıq CME-lərdə və inkişaf etmiş O var$^{+}$. SWICS alətinin Ulysses üzərində apardığı müşahidələr CME-lərdə bəzi yüksək kompozisiya fərqlərini aşkar etdi.$^{7+}/,$O$^{6+}$ nisbət, tacda əhəmiyyətli dərəcədə istiləşmə olduğunu göstərir [Galvin, 1997].

SWICS günəş küləyini ölçmək üçün xüsusilə əlverişlidir $^4$O$^+$ və izotopik helium nisbəti, $^3$O$^{++}/,^4$O$^{++}$, Gloeckler 'və Geiss [1998a] tərəfindən təsvir edildiyi kimi. "

2. daxili istilik və reaksiya dərəcəsi sayəsində məhsul və daha çox xaric olan spesifik ulduzlar var $^3$O, onların kütləvi çıxarılmasına.

Çoxu $^3$Əvvəlcə ulduz prosesləri tərəfindən istehsal edilmişdir, ancaq yuxarıdakı cavabımı da görün. Hər ulduz müxtəlif vaxtlarda müxtəlif miqdarda istehsal edir, bax: "Heliumun və digər işıq elementlərinin mənşəyi" (4 Noyabr 1998), G. Burbidge və F. Hoyle:

4. D və $^3$O
İşıq izotopu $^3$Kütlələrin məhv ediləcəyi qədər böyük olmayan cırtdan ulduzlarda çox miqdarda istehsal olunur $^3$O ($^3$O, 2$ p $) $^4$O. İzotop sürüşməsinin ölçmələrindən atmosferdəki heliumun böyük hissəsinin olduğu bir ulduz sinfi olduğu da belədir. $^3$O. Bu ulduzlar arasında 21 Aquilae, üç Centaurus A və daha bir neçəsi var (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov, & Iliev 1998). Ulduzlar he / H bolluğuna sahib olan özünəməxsus A, F və B ulduzlarıdır $ sim frac {1} {10} $ normal helium bolluğunun. The $^3$O$/,^4$O nisbəti 2,7 ilə 0,5 arasında dəyişə bilər. Bu ulduzlar (log.) Dar zolağı tutur $ g $, T$ _ {eff} $) - güclü helium xəttləri olan B ulduzları ilə zəif helium xətləri olanlar arasındakı təyyarə $^3$O. Ancaq təsbit $^3$İzotop dəyişikliyindən isə müvəffəq olmaz $^3$O$/,^4$O nisbət $ le $ 0.1. Beləliklə, zəif helium xəttindəki ulduzların çoxu yaxşı ola bilər $^3$O$/,^4$Bolluq nisbətləri, normal olaraq mövcud olduğu güman edilən bolluq nisbətindən qat-qat yüksəkdir, yəni $^3$O$/,^4$O $ təqribən $ 2 x 10$^{-4}$.

Yüksək bolluq $^3$Bu ulduzlardakı şəxs G. Michaud və həmkarları tərəfindən diffuziya ilə əlaqələndirilmişdir (Michaud et al. 1979 və daha əvvəlki istinadlar). Doğru izahın olub-olmamasından asılı olmayaraq, bu nəticələrin bizə verdiyi şey budur ki, bu cür ulduzlardan gələn ulduz küləkləri Ulduzlararası qazı böyük miqdarda Zənginləşdirəcəkdir. Bu $^3$O əlavə olaraq $^3$Cırtdan ulduzlardan vurulacaq. Tələb olunan son bolluq $^3$O$/,$H $ ; təqribən ; $ 2 x 10$^{-5}$. Buna inananlar tərəfindən mübahisə edilmişdir $^3$Astrofizik proseslərlə lazımi bolluğu yığmağa vaxt olmadığı, böyük partlayış nukleosentezinin məhsuludur.

Lakin, yalnız biz deyil bilmirəm ulduzlardan inyeksiya sürəti nə qədərdir, lakin QSSC-də bu ulduz işlənməsinin hamısı üçün zaman ölçüsüdür $ sim 10 ^ {11} $ daha çox H$_0^{-1}$ $ təqribən $ 10$^{-10}$ il Beləliklə, inanırıq ki, O, çox yaxşı bir şəkildə ulduz prosesləri ilə yaradılıb.

Sualınızda qeyd olunmayan başqa bir Wikipedia bağlantısı: "Helium-3 - Təbii bolluq - Günəş dumanı (ilkin) bolluq":

"Günəş dumanı (ilkin) bolluq

İlkin nisbətinin bir erkən təxminidir $^3$O $^4$O, Günəş dumanlığında Yupiterin atmosferindəki nisbətlərinin ölçülməsi, Galileo atmosfer giriş zondunun kütlə spektrometri ilə ölçülməsi olmuşdur. Bu nisbət təxminən 1: 10,000,$^{[43]}$ və ya 100 hissəsi $^3$O, milyon hissəyə düşdü $^4$O. Bu təqribən 28 ppm helium-4 və 2,8 ppb helium-3 (təxminən 1,4 ilə 15 ppb arasında dəyişən həqiqi nümunə ölçmələrinin aşağı ucundadır) olan ay regolitindəki izotopların nisbətinə bərabərdir. Bununla birlikdə, izotopların quru nisbətləri, əsasən uran və toryumdan milyardlarla illik alfa çürüməsi ilə mantiyada olan helium-4 ehtiyatlarının zənginləşdirilməsi səbəbindən 100 dəfə azdır.

Yerdəki bolluq
Əsas məqalə: İzotop geokimyası

$^3$O, planetin əmələ gəlməsi zamanı Yer kürəsinə qapıldığı düşünülən Yer mantiyasındakı ilkin bir maddədir. Nisbəti $^3$O $^4$Yer qabığı və mantiya içərisində olan yer, meteorit və ay nümunələrindən əldə edilən günəş diskinin tərkibi fərziyyələri ilə müqayisədə daha azdır; $^3$O$/,^4$Boğulma səbəbiylə nisbətləri $^4$Radioaktiv çürümədən.

$^3$Bir milyon atomuna 300 atom olan kosmoloji nisbəti var $^4$O (at. Ppm),$^{[44]}$ Bu ilkin qazların mantiyada olan orijinal nisbətinin Yer əmələ gəldiyi zaman 200-300 ppm ətrafında olduğu fərziyyəsinə səbəb olur. Çoxlu $^4$Alfa-hissəcikli uran və toryum parçalanması ilə əmələ gəlmişdir və indi mantiya yalnız% 7 ilkin helyuma malikdir,$^{[44]}$ ümumi 3He / 4He nisbətini 20 ppm-ə endirmək. Əmsalları $^3$O$/,^4$Atmosferi aşan bir qatqının göstəricisidir $^3$O mantodan ... ".

[43]"Galileo Probe Kütlə Spektrometresi: Yupiter Atmosferinin Tərkibi" (Elm 10 May 1996: Cild 272, Sayı 5263, s. 846-849) tərəfindən 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 və Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / elm.272.5263.846

[44]"Aysal olmayan $ altından {^ 3} $He Resources "(Helium-3 and Fusion Power, Wisconsin ikinci simpoziumunda təqdim edilmişdir, 19-21 iyul 1993, Madison WI), LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu


Böyük partlayış nükleosentezi

Fiziki kosmologiyada Böyük partlayış nükleosentezi (qısaldılmış BBN, başqa adla ilkin nükleosentez, arxeonükleosentez, arxonükleosentez, protonükleosentezpaleonükleosentez) [1], Kainatın ilk mərhələlərində hidrogenin ən yüngül izotopundan (hidrogen-1, 1 H, nüvə olaraq tək bir protona sahib olan) xaricində nüvə istehsalıdır. İlk nükleosentezin əksər kosmoloqlar tərəfindən Böyük Partlayışdan təxminən 10 saniyə ilə 20 dəqiqə aralığında reallaşdığına inanılır [2] və kainat helyumunun böyük hissəsinin izotop helium-4 kimi meydana gəlməsindən məsul olduğu hesab edilir. (4 He) az miqdarda hidrogen izotop deuterium (2 H və ya D), helyum izotop helyum-3 (3 He) və lityum izotop lityum-7 (7 Li) çox az miqdarda. Bu sabit nüvələrə əlavə olaraq iki qeyri-sabit və ya radioaktiv izotop da istehsal edilmişdir: ağır hidrogen izotop tritium (3 H və ya T) və berilyum izotop berilyum-7 (7 Be), lakin bu qeyri-sabit izotoplar daha sonra 3 He və 7 Li-ə çürüdü müvafiq olaraq yuxarıdakı kimi.

Lityumdan daha ağır olan elementlərin hamısı, daha sonra inkişaf edən və partlayan ulduzlarda ulduz nükleosentezi ilə yaradılmışdır.


Mündəricat

İlkin nüklonların özlərinin də Big Bang zamanı iki trilyon dərəcədən aşağı soyuduğu zaman kvark-qluon plazmasından meydana gəldikləri düşünülür. Bir neçə dəqiqə sonra yalnız proton və neytronlardan başlayaraq litium və berilyuma qədər nüvələr (hər ikisi kütlə sayı 7 ilə) meydana gəldi, ancaq başqa elementlər çətin idi. Bu anda bəzi borlar əmələ gəlmiş ola bilər, lakin bu proses, Böyük Partlayışın qısa nukleosentez dövründə olduğundan daha çox helyum sıxlığı və vaxt məhsulu tələb etdiyindən əhəmiyyətli karbon meydana gəlmədən əvvəl proses dayandı. Bu füzyon prosesi, kainat genişlənməyə davam etdikcə istilik və sıxlığın düşməsi səbəbindən təxminən 20 dəqiqədə dayandırıldı. Bu ilk əməliyyat, Big Bang nükleosentezi, kainatda meydana gələn, ilk sözdə elementləri yaradan ilk nükleogenez növü idi.

İlk kainatda yaranan bir ulduz, ulduzlararası mühitin və bu səbəblə ulduzun ilkin tərkibində olan daha yüngül nüvələrini - hidrogen, helyum, lityum, berilyum və boru birləşdirərək daha ağır elementlər istehsal edir. Ulduzlararası qaz bu səbəbdən yalnız Böyük Partlayış dövründəki nükleosentezləri və kosmik şüaların dağılması ilə mövcud olan bu işıq elementlərinin azalan bolluğunu ehtiva edir. Bu səbəbdən indiki kainatdakı bu yüngül elementlərin milyardlarla illik kosmik şüa (əsasən yüksək enerjili proton) vasitəsi ilə ağır elementlərin ulduzlar arası qaz və tozda parçalanması nəticəsində meydana gəldiyi düşünülür. Bu kosmik şüa toqquşmalarının parçaları arasında helium-3 və litium, berilyum və borun yüngül elementlərinin sabit izotopları vardır. Karbon Böyük Partlayışda hazırlanmamış, daha sonra üçlü alfa prosesi yolu ilə daha böyük ulduzlarda istehsal edilmişdir.

Daha ağır elementlərin sonrakı nükleosentezi (Z ≥ 6, karbon və daha ağır elementlər) ulduzlar və supernovalar içərisində olan həddindən artıq temperatur və təzyiq tələb edir. Bu proseslər, Big Bang’dən hidrogen və helyumun təxminən 500 milyon ildən sonra ilk ulduzlara çökməsi ilə başladı. Ulduz meydana gəlməsi o zamandan bəri qalaktikalarda davamlı olaraq baş verir. Bugünkü kainatda tapılan elementlərin və izotopların bütün çeşidi Big Bang nükleosentezi, ulduz nükleosentezi, supernova nukleosentezi və neytron ulduzlarının toqquşması kimi ekzotik hadisələrdə nukleosentezlə yaradılmışdır. Yer üzündə qarışdırma və buxarlanma bu kompozisiyanı təbii quru tərkibi deyilənə dəyişdirdi. Böyük partlayışdan sonra istehsal olunan daha ağır elementlər atom ədədləri arasındadır Z = 6 (karbon) ilə Z = 94 (plutonyum). Bu elementlərin sintezi nüvələr arasındakı güclü və zəif qarşılıqlı təsirləri əhatə edən və nüvə birləşməsi adlanan nüvə reaksiyaları nəticəsində meydana gəldi (həm sürətli həm də yavaş çox neytron tutma daxil olmaqla) və nüvə parçalanma və beta çürüməsi kimi radioaktiv çürümələr. Müxtəlif ölçülü və tərkibli atom nüvələrinin sabitliyi (yəni neytron və proton sayı) nüvələr arasında mümkün reaksiyalarda mühüm rol oynayır. Buna görə kosmik nukleosentez astrofizika və nüvə fizikası tədqiqatçıları arasında ("nüvə astrofizikası") öyrənilir.

Nükleosentezlə bağlı ilk fikirlər sadəcə kimyəvi elementlərin kainatın başlanğıcında yaradıldığı idi, lakin bunun üçün heç bir rasional fiziki ssenari müəyyən edilə bilməzdi. Tədricən hidrogen və helyumun digər elementlərdən daha çox olduğu aydın oldu. Qalanların hamısı Günəş Sisteminin və digər ulduz sistemlərinin kütləsinin% 2-dən azını təşkil edir. Eyni zamanda oksigen və karbonun sonrakı iki ən yaygın element olduğu və eyni zamanda çox sayda helyum-4 nüvəsindən (alfa) ibarət izotopları olan işıq elementlərinin çoxluğuna dair ümumi bir tendensiya olduğu da açıq idi. nuklidlər).

Arthur Stanley Eddington ilk dəfə 1920-ci ildə ulduzların hidrogenləri helyuma birləşdirərək enerjisini əldə etməsini təklif etdi və daha ağır elementlərin də ulduzlarda meydana gəlmə ehtimalını artırdı. [1] [2] Nüvə mexanizmi başa düşülmədiyi üçün bu fikir ümumiyyətlə qəbul edilmədi. İkinci Dünya Müharibəsindən dərhal əvvəl, Hans Bethe əvvəlcə hidrogenin helyuma birləşdirildiyi nüvə mexanizmlərini aydınlaşdırdı.

Fred Hoyle-un ulduzlarda daha ağır elementlərin nükleosentezinə dair orijinal işi II Dünya Müharibəsindən dərhal sonra baş verdi. [3] Onun işləri hidrogendən başlayaraq bütün ağır elementlərin istehsalını izah etdi. Hoyle, hidrogenin kainatdakı fasiləsiz olaraq vakum və enerjidən yaradıldığını, ümumdünya başlanğıcına ehtiyac duyulmadığını irəli sürdü.

Hoyleun işləri, qalaktika yaşlandıqca elementlərin bolluğunun zaman keçdikcə necə artdığını izah etdi. Daha sonra, Hoyle-un şəkli 1960-cı illərdə William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron və Donald D. Clayton'un və sonra başqalarının töhfələri ilə genişləndi. EM Burbidge, GR Burbidge, Fowler və Hoyle [4] tərəfindən hazırlanan 1957-ci il yekun icmal sənədi, sahənin 1957-ci ildəki vəziyyətinin məşhur bir xülasəsidir. Bu sənəd bir ağır nüvənin ulduzlar daxilində digərlərinə çevrilməsi üçün yeni prosesləri müəyyənləşdirdi, astronomlar tərəfindən sənədləşdirilə bilən proseslər.

Böyük Partlayışın özü, bu dövrdən xeyli əvvəl, 1931-ci ildə, Belçikalı bir fizik Georges Lemaître tərəfindən təklif edilmişdi ki, Kainatın zamanla açıq şəkildə genişlənməsi, Kainatın vaxtında geriyə doğru müqavilə bağlasa, bunu davam etdirməsini tələb edir. bundan sonra müqavilə bağlaya bilməyincə. Bu, Kainatın bütün kütlələrini tək bir nöqtəyə, "ilkin atom" a, zaman və məkanın mövcud olmadığı bir vəziyyətə gətirərdi. Hoyle, 1949-cu ildə bir BBC radio yayımında "Big Bang" terminini irəli sürdüyünə görə Lemaître'nin nəzəriyyəsinin "kainatdakı bütün maddələrin uzaq keçmişin müəyyən bir zamanında böyük bir partlayışda yaradıldığı fərziyyəsinə əsaslandığını" söylədi. " Xalq arasında Hoyleun bunun təhqiramiz olduğunu düşündüyü bildirilir, lakin Hoyle bunu açıq şəkildə inkar etdi və bunun iki model arasındakı fərqi vurğulamaq üçün sadəcə təəccüblü bir görüntü olduğunu söylədi. Lemaître modeli, helyum və karbon arasındakı döteryum və nuklidlərin mövcudluğunu, həm də yalnız ulduzlarda deyil, həm də ulduzlararası məkanda olduqca yüksək miqdarda helyum olduğunu izah etmək üçün lazım idi. Olduğu kimi, Kainatdakı elementar bolluğu izah etmək üçün həm Lemaître, həm də Hoyle’ın nükleosentez modellərinə ehtiyac duyulurdu.

Nükleosentez nəzəriyyəsinin məqsədi kimyəvi elementlərin və onların bir neçə izotopunun təbii proseslər nöqteyi-nəzərindən çox fərqli olduğunu izah etməkdir. Bu nəzəriyyənin inkişafına əsas stimul elementlərin atom sayına qarşı çoxluqlar şəklinin şəkli idi. Bu bolluqlar, bir qrafada atom sayının bir funksiyası olaraq qurulduqda, on milyona qədər amillərə görə dəyişən mişar dişli quruluşa sahibdirlər. Nükleosentez tədqiqatlarına çox təsirli bir stimul, Hans Suess və Harold Urey tərəfindən yaradılan, inkişaf etməmiş meteoritlərdə tapılan uçucu olmayan elementlərin qırılmamış bolluğuna əsaslanan bir bolluq cədvəli idi. [5] Bərəkətlərin belə bir qrafiki, aşağıda göstərilən loqaritmik miqyasda göstərilir ki, burada kəskin dərəcədə kəsikli quruluş bu qrafikin şaquli miqyasında yayılan on gücün çoxu tərəfindən əyani şəkildə bastırılır.

Nükleosentezdən məsul olduğuna inanan bir sıra astrofizik proseslər var. Bunların əksəriyyəti ulduzlar içində meydana gəlir və bu nüvə birləşmə proseslərinin zənciri hidrogen yanması (proton-proton zənciri və ya CNO dövrü ilə), helyum yanması, karbon yanması, neon yanması, oksigen yanması və silikon yanması kimi tanınır. Bu proseslər dəmir və nikel daxil olmaqla elementlər yarada bilər. Bu, hər bir nüklon üçün ən yüksək bağlanma enerjisinə malik izotopların yaradıldığı nükleosentez bölgəsidir. Daha ağır elementlər ulduzlar içərisində s prosesi olaraq bilinən bir neytron tutma prosesi və ya partlayış mühitləri, məsələn supernova və neytron ulduz birləşməsi kimi bir sıra digər proseslərlə birləşdirilə bilər. Digərlərindən bəzilərinə sürətli neytron tutmağı ehtiva edən r prosesi, rp prosesi və mövcud nüvələrin fotodinteqrasiyası ilə nəticələnən p prosesi (bəzən qamma prosesi kimi də bilinir) daxildir.

Big Bang nükleosintezi Düzenle

Big Bang nükleosentezi [7] kainatın başlanğıcından ilk üç dəqiqə ərzində meydana gəldi və 1 H (protium), 2 H (D, deuterium), 3 He (helium-3) və 4 O (helium-4). 4 O, ulduz füzyonu və alfa parçalanması ilə istehsal olunmağa davam etsə də, 1 H miqdarda izolma və müəyyən radioaktiv çürümələr nəticəsində istehsal olunmağa davam etsə də, kainatdakı izotopların kütlələrinin böyük hissəsinin, Böyük partlayış. Bu elementlərin nüvələri, bəzi 7 Li və 7 Be ilə birlikdə Böyük Patlamadan 100 ilə 300 saniyə əvvəl ibtidai kvark-qluon plazma donaraq proton və neytron meydana gətirdiyi zaman əmələ gəldi. Nükleosentezin genişlənmə və soyutma ilə dayandırılmadan əvvəl meydana gəldiyi çox qısa müddət (təxminən 20 dəqiqə) olduğundan berilyumdan (və ya ehtimal bordan) daha ağır heç bir element meydana gəlmədi. Bu dövrdə əmələ gələn elementlər plazma vəziyyətində idi və neytral atomların vəziyyətinə qədər soyumadı. [ alıntıya ehtiyac var ]

Ulduz nükleosintezi Düzəliş edin

Ulduz nükleosentez, yeni nüvələrin istehsal olunduğu nüvə prosesidir. Ulduz təkamülü zamanı ulduzlarda meydana gəlir. Karbondan dəmirə qədər olan elementlərin qalaktik bolluğundan məsuldur. Ulduzlar, H və O'nun nüvənin tərkibi inkişaf etdikcə getdikcə yüksək temperaturla daha ağır nüvələrə qovuşduğu termonükleer sobalardır. [8] Xüsusi əhəmiyyət daşıyan şey karbondur, çünki O-dan əmələ gəlməsi bütün prosesdə bir darlıqdır. Karbon bütün ulduzlarda üçqat alfa prosesi ilə istehsal olunur. Karbon eyni zamanda ulduzlar içərisində sərbəst neytronların sərbəst buraxılmasına səbəb olan və neytronların yavaş mənimsənilməsinin dəmirin dəmirdən və nikeldən daha ağır elementlərə çevrildiyi s prosesi meydana gətirən əsas elementdir. [9] [10]

Ulduz nukleosintezin məhsulları ümumiyyətlə kütlə itkisi epizodları və aşağı kütləli ulduzların ulduz küləkləri vasitəsilə ulduzlararası qaza yayılır. Kütləvi itki hadisələrinə bu gün aşağı kütləli ulduz təkamülünün planetar dumanlıq fazasında və Günəş kütləsinin səkkiz qatından artıq olanların supernova adlanan partlayıcı sonluğuna şahid olmaq mümkündür.

Nükleosentezin ulduzlarda meydana gəldiyinin ilk birbaşa sübutu, ulduzlararası qazın zaman keçdikcə ağır elementlərlə zənginləşdiyini astronomik müşahidə etmək idi. Nəticədə, qalaktikanın sonlarında ondan doğan ulduzlar, əvvəllər meydana gəldiklərindən daha çox ilkin ağır element bolluğu ilə meydana gəldi. 1952-ci ildə qırmızı nəhəng bir ulduzun atmosferində texnetsiyanın [11] spektroskopiya yolu ilə aşkarlanması, ulduzlar içərisində nüvə fəaliyyətinin ilk sübutunu verdi. Technetsium radioaktiv olduğundan, yarım ömrü ulduzun yaşından xeyli azdır, bolluğu bu ulduzun içindəki son yaradılışını əks etdirməlidir. Ağır elementlərin ulduz mənşəyinin eyni dərəcədə inandırıcı sübutu, asimptotik nəhəng budaqlı ulduzların ulduz atmosferində olan müəyyən sabit elementlərin böyük həddən artıq olmasıdır. Barium bolluğunun müşahidə olunmamış bir ulduzda tapıldığından 20-50 dəfə çox olması, s-prosesinin bu cür ulduzlar içərisində işləməsinin sübutudur. Ulduz nukleosentezin bir çox müasir sübutu, ayrı-ayrı ulduzların qazlarından yoğunlaşmış və meteoritlərdən çıxarılan bərk dənələrin izotopik tərkibi ilə təmin olunur. Stardust kosmik tozun bir hissəsidir və tez-tez presolar dənələr adlanır. Ulduz dənəciklərindəki ölçülmüş izotopik kompozisiyalar, ulduzun ömrünün son dövrü olan kütləvi itki epizodları zamanı dənələrin yoğunlaşdığı ulduzlardakı nukleosentezin bir çox cəhətlərini nümayiş etdirir. [12]

Partlayıcı nükleosintez Düzenle

Supernova nukleosentezi, silikon və nikel arasındakı elementlərin balanslı nüvə reaksiyalarını 28 Si-yə qarşılıqlı olaraq birləşdirən sürətli birləşmə zamanı qurulmuş kvazi tarazlıqda sintez edildiyi supernovalarda enerjili bir mühitdə meydana gəlir. Kvaziv tarazlıq kimi düşünmək olar demək olar ki, tarazlıq hərarətlə yanan qarışıqdakı 28 Si nüvənin yüksək bir bolluğu xaric. Bu konsepsiya [10], Hoyleun 1954-cü il məqaləsindən bəri ara kütlə elementlərinin nükleosentez nəzəriyyəsindəki ən mühüm kəşf idi, çünki silikon arasında bol və kimyəvi cəhətdən əhəmiyyətli elementlərin geniş bir anlayışını təmin etmişdir (A = 28) və nikel (A = 60). Hoyleun 1954 nəzəriyyəsini səhvən gizlədən B 2 FH sənədinin çox göstərilən alfa prosesini səhv etdi. [14] Əlavə nükleosentez prosesləri, xüsusilə B 2 FH kağızı ilə təsvir olunan və əvvəlcə Seeger, Fowler və Clayton tərəfindən hesablanan r-prosesi (sürətli proses) baş verə bilər [15], elementlərin ən neytronla zəngin izotopları daha ağırdır. sərbəst neytronların sürətli bir şəkildə udulması ilə nikel istehsal olunur. Bəzi neytron zəngin toxum nüvələrinin yığılması ilə birlikdə supernova nüvəsinin sürətli bir şəkildə sıxılması zamanı elektron tutaraq sərbəst neytronların yaradılması r prosesini əsas prosesvə saf H və O ulduzunda belə meydana gələ bilən. Bu, prosesin a. B 2 FH təyin edilməsindən fərqli olaraq ikinci proses. Bu ümidverici ssenari, ümumiyyətlə supernova mütəxəssisləri tərəfindən dəstəklənsə də, r prosesi bolluğunun qənaətbəxş hesablanmasına nail ola bilmədi. Birincil r prosesi qalaktik metallik hələ kiçik olanda yaranmış köhnə ulduzları müşahidə etmiş astronomlar tərəfindən təsdiqlənmişdir, bununla birlikdə metalikliyin daxili bir prosesin məhsulu olduğunu nümayiş etdirən r prosesi nüvələrini tamamlayır. R prosesi uran və toryum kimi təbii radioaktiv elementlər qrupumuzdan və hər bir ağır elementin ən neytronla zəngin izotoplarından məsuldur.

RP-prosesi (sürətli proton) neytronlarla yanaşı sərbəst protonların da sürətli mənimsənilməsini əhatə edir, lakin rolu və mövcudluğu daha az şübhəlidir.

Partlayıcı nükleosentez, radioaktiv çürümənin neytronların sayını azaltması üçün çox sürətlə baş verir, beləliklə bərabər və bərabər sayda proton və neytron olan çoxlu izotoplar silikon kvazi tarazlıq prosesi ilə sintez olunur. [13] Bu müddət ərzində oksigen və silikonun yandırılması, özlərinin bərabər sayda proton və neytrona sahib olduqları helyum nüvələrindən ibarət olan 15-ə qədər (60 Ni təmsil edən) nuklidlər istehsal etmək üçün bərabər sayda proton və neytrona sahib olan nüvələri birləşdirir. Bu cür çox alfa hissəcikli nuklidlər 40 Ca-ya qədər tamamilə sabitdir (10 helyum nüvəsindən hazırlanır), lakin bərabər və bərabər sayda proton və neytron olan daha ağır nüvələr bir-birinə möhkəm bağlanır, lakin qeyri-sabitdir. Yarım tarazlıq, 44 Ti, 48 Cr, 52 Fe və 56 Ni radioaktiv izobarları meydana gətirir (bunlar (44 Ti xaricində) bolca yaranır, lakin partlayışdan sonra çürüyür və eyni atom ağırlığında müvafiq elementin ən sabit izotopunu tərk edir. . Bu şəkildə istehsal olunan elementlərin ən çox və mövcud izotopları 48 Ti, 52 Cr və 56 Fe-dir. Bu parçalanmalara spektroskopik xətləri ilə çürümənin yaratdığı izotopu müəyyənləşdirmək üçün istifadə edilə bilən qamma şüalarının (nüvədən radiasiya) yayılması müşayiət olunur. Bu emissiya xətlərinin aşkarlanması gamma-şüa astronomiyasının vacib bir məhsulu idi. [16]

Supernovalardakı partlayıcı nukleosentezin ən inandırıcı sübutu 1987-ci ildə supernovadan çıxan gamma-şüa xətləri aşkar edildikdə meydana gəldi. Yarım ömrü yaşlarını təxminən bir il ilə məhdudlaşdıran 56 Co və 57 Co nüvələrini təyin edən qamma-şüa xətləri, radioaktiv kobalt valideynlərinin onları yaratdığını sübut etdi. Bu nüvə astronomiya müşahidəsi 1969-cu ildə elementlərin partlayıcı nukleosentezini təsdiqləyən bir yol olaraq proqnozlaşdırıldı və bu proqnoz NASA-nın Compton Gamma-Ray Rəsədxanasının planlaşdırılmasında mühüm rol oynadı.

Partlayıcı nükleosentezin digər sübutları, genişləndikdə və soyuduqca supernovaların içərisində sıxlaşan ulduz dənəciklərində tapılır. Ulduz dənələri kosmik tozun bir hissəsidir. Xüsusilə, radioaktiv 44 Ti, supernovanın genişlənməsi zamanı yoğunlaşdıqları anda supernova ulduz tozları içərisində çox bol olduğu ölçüldü. [12] Bu, 1975-ci ildə presolar taxıl panteonunun bir hissəsi olan supernova stardustun (SUNOCON) müəyyənləşdirilməsinə dair 1975-ci il proqnozunu təsdiqlədi. Bu taxıl içərisindəki digər qeyri-adi izotopik nisbətlər partlayıcı nükleosentezin bir çox spesifik cəhətlərini ortaya qoyur.

Neytron ulduz toqquşması Düzenle

İndi neytron ulduz toqquşmalarının r-proses elementlərinin əsas mənbəyi olduğuna inanılır. [17] Tərifinə görə neytronla zəngin olduğu üçün bu tip toqquşmaların bu cür elementlərin mənbəyi olduğu şübhələnilsə də, qəti dəlil əldə etmək çətin idi. 2017-ci ildə LIGO, VIRGO, Fermi Gamma-Ray Kosmik Teleskopu və INTEGRAL, dünyanın bir çox rəsədxanasının əməkdaşlığı ilə birlikdə həm cazibə dalğasını, həm də ehtimal olunan neytron ulduzlarının toqquşması GW170817-in həm cazibə dalğasını, həm də elektromaqnit imzalarını aşkar etdikdə güclü dəlillər ortaya çıxdı. atılan degenerativ maddənin çürüməsi və soyuması kimi qızıl kimi çoxsaylı ağır elementlərin siqnallarını təsbit etdi. [18]

Qara dəlik yığılma disk nükleosintezi Düzenle

Kosmik şüaların dağılması Düzəliş edin

Kosmik şüaların dağılması prosesi, kainatdakı bəzi yüngül elementləri (əhəmiyyətli dərəcədə deuterium olmasa da) istehsal etmək üçün kosmik şüalarla təsir edərək ulduzlararası maddənin atom ağırlığını azaldır. Ən çox diqqətəlayiq şəkildə dağılmanın, demək olar ki, 3 O və litium, berilyum və bor elementlərinin yaranmasına cavabdeh olduğu düşünülür, baxmayaraq ki, 7
Li
və 7
Ol
Big Bang-də istehsal edildiyi düşünülür. Yayılma prosesi kosmik şüaların (əksərən sürətli protonlar) ulduzlararası mühitə təsirindən yaranır. Bu təsirlər karbon, azot və oksigen nüvələrinin mövcud olduğunu göstərir. Proses, kosmosdakı berilyum, bor və litiumun yüngül elementlərinin günəş atmosferində olduğundan daha çox bolluqla nəticələnir. Dalma nəticəsində yaranan 1 H və 4 He işıq elementlərinin miqdarı, onların ilkin bolluğuna görə cüzidir.

Berilyum və bor, ulduz füzyon prosesləri ilə əhəmiyyətli dərəcədə istehsal olunmur, çünki 8 Be hissəciklərlə əlaqəli deyil.

Nükleosentez nəzəriyyələri izotop bolluğunu hesablamaq və bu nəticələri müşahidə olunan bolluqla müqayisə etməklə sınaqdan keçirilir. İzotop bolluğu ümumiyyətlə bir şəbəkədəki izotoplar arasındakı keçid nisbətlərindən hesablanır. Çox vaxt bu hesablamalar sadələşdirilə bilər, çünki bir neçə əsas reaksiya digər reaksiyaların sürətini idarə edir. [ alıntıya ehtiyac var ]

Süni yollarla yer üzündə az miqdarda müəyyən nuklidlər istehsal olunur. Bunlar, məsələn texnetsiumun əsas mənbəyimizdir. Bununla birlikdə, bəzi nuklidlər, ilkin elementlər yerində olduqdan sonra davam edən bir sıra təbii yollarla da istehsal olunur. Bunlar tez-tez süxurları tarixləndirmək və ya geoloji proseslərin mənbəyini izləmək üçün istifadə edilə bilən üsullarla yeni elementlər yaratmaq üçün hərəkət edirlər. Bu proseslər bol miqdarda nuklid istehsal etməsə də, bu nuklidlərin mövcud təbii tədarükünün bütün mənbəyi olduğu düşünülür.


Helium-3-ün neçə faizi ibtidai və vs ulduzlarda istehsal olunur - Astronomiya

Einşteyn tənliyi E = mc 2 kütlənin enerjiyə çevrilə biləcəyini söyləyir və əksinə. Kainatın genişlənmə sürətini və istiliyini Big Bang-ə kosmik mikrodalğalı fon istehsal edildiyi zamandan çox yaxın bir şəkildə ekstrapolyasiya etsəniz, ilk bir neçə saniyə içində fotonların enerjisinin elektronlar kimi hissəciklər meydana gətirəcək qədər böyük olduğunu görərsiniz. və protonlar. Ancaq adi hissəciklərlə yanaşı fotonlar da yaratdı antimaddə hissəciklərin tərəfdaşları, məsələn, anti-elektronlar (pozitronlar adlanır) və anti-protonlar. Antimatter qısa müddətdə nüvə birləşməsi və başqa bir fəslin neytrin bölmələri kontekstində müzakirə olunur.

Adi hissəciklərin antimaddə qarşılığı, adi hissəciklərin eyni kütləsinə və əks yükünə malikdir (neytral deyilsə). Adi bir hissəcik və antimaddə qarşılığı toqquşduqda, fotonlar yaratmaq üçün bir-birlərini tamamilə məhv edirlər. Fotonlar kifayət qədər enerjiyə sahib olduqda (yəni yüksək enerjili qamma şüaları fotonları olduqda) proses geri çevrilə bilər. İlk mikrosaniyədə (10-6 saniyə) kainat foton radiasiyasının proton və neytron kimi kütləvi hissəciklərdən istifadə edərək maddə-antimaddə hissəcik çevrilməsinə məruz qalması üçün kifayət qədər isti idi. Böyük partlayışdan sonra bir mikrosaniyədə temperatur təxminən 10 13 K-yə düşdükdə, bu proses protonlar üçün dayandı, ancaq elektronlar kimi daha az kütləvi hissəciklər üçün davam etdi. Neytronlar enerji-maddə çevrilmə prosesində deyil, bəziləri proton və elektronların birləşməsi nəticəsində meydana gəldi.

Kainat bir neçə saniyə daha genişləndikdə, "yalnız" 6 & # 215 10 9 K temperaturda soyudu və elektron-pozitron istehsalı və məhv edilməsi prosesi dayandırıldı. Bu, eyni zamanda neytronların sayının proton-elektron birləşmə prosesindən artmağı dayandırdığı zamandır. Neytronların sayı hər 5 proton üçün 1 neytron nisbətində təyin olundu. Tamamilə başa düşülməyən səbəblərə görə adi maddənin antimaddə üzərində çox az bir miqdarı var idi (10 9-da təxminən 1 hissə). Buna görə bütün antimaddə məhv edildikdə hələ bir sıra adi maddə qalmışdı. (Bu belə olmalıdır, əks halda burada olmazdın!) Bu gün maddədəki bütün protonlar, neytronlar və elektronlar Böyük Partlayışdan sonrakı ilk saniyələrdə yaradıldı.

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 bu gün 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 critical density&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 critical density but Big Bang nucleosynthesis shows us that the density of ordinary matter is just 5% of the critical density. 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.

A solar flare from our Sun, which ejects matter out away from our parent star and into the Solar . [+] System, is dwarfed in terms of 'mass loss' by nuclear fusion, which has reduced the Sun's mass by a total of 0.03% of its starting value: a loss equivalent to the mass of Saturn.

NASA’s Solar Dynamics Observatory / 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,

    Proton-proton zəncirinin istehsal edən ən sadə və ən aşağı enerjili versiyası. [+] helium-4 ilkin hidrogen yanacağından. 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 daha çox 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.

      This cutaway showcases the various regions of the surface and interior of the Sun, including the . [+] core, which is where nuclear fusion occurs. 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 user Kelvinsong

      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 əvvəl 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. Oxuyun the 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.


      Videoya baxın: Could Helium-3 Power Our Future? Part 2 (Avqust 2022).