Astronomiya

Kainatın genişlənməsindən nükleosentez cavabdehdirmi?

Kainatın genişlənməsindən nükleosentez cavabdehdirmi?

İki böyük genişlənmə dövrünün nükleosentez dövrlərinə yaxın olması yalnız təsadüfdür?

  1. Big Bang nükleosentezi inflyasiya dövrünə çox yaxın bir zamanda meydana gəldi.

  2. Supernova və ulduz nükleosentezi, ulduzlar öldükcə daha ağır elementlər yaratdı və kainat sürətlənməyə başladı.

Əlavə düşüncələr:
Kainatın genişlənməsinə bənzəyən metafora tez-tez şişirilən bir balon kimi təsvir edilir, ancaq genişlənməni, cazibə sahəsi içərisindəki digər maddənin xaricində öz cazibə quyusuna düşən maddə kimi düşünmək eyni dərəcədə etibarlı ola bilərmi? Yerin cazibə qüvvəsi özünü sonsuzluqdan uzaqlaşdırması ilə maddənin özünü yaydığı təsiri. Ağır elementlər daha güclü bir cazibə sahəsi yaratdıqları kimi, ağır elementlər də daha sürətli bir dərəcədə çəkisi sahəsindəki digər maddəni çıxaraq sonsuzluqdan uzaqlaşacaqlar.

Nəhayət, kosmik miqyasda, atom çürüməsi məhdud enerjini sərbəst buraxacaq və enerji sonsuzluğa qayıdaraq Böyük Partlayışı yenidən başlatan bir daralma kainatının görünüşünü meydana gətirəcəkdir. Bu fikir reallıqdırsa, geodeziya baxımından tam bir kosmologiya yaradacaqdır.


Böyük partlayış nukleosentezi "inflyasiya dövrünə yaxın" bir şəkildə baş vermədi. inflyasiya təxminən $ 10 ^ {- 36} $ s səviyyəsində baş verdi. Nucleosynthisis təxminən 10 saniyədən baş verdi.

Nisbi baxımdan, kainatın yaşının indi 10 saniyəyə olan nisbəti, 10 saniyədən $ 10 ^ {- 36} $ s nisbətinə nisbətən çox azdır. Və nüvə sintezi əhəmiyyətli dərəcədə inflyasiyadan sonra meydana gəldi, buna görə inflyasiyanın səbəbi ola bilməz.

Qaranlıq enerjiyə gəldikdə, heç kimin bunun üçün real bir modeli yoxdur. Hər hansı bir nəzəriyyənin sınağı onun empirik olaraq nə dərəcədə yaxşı olmasıdır. Göründüyü kimi, heç bir riyazi model və ya analiz olmadan bir ev heyvanı nəzəriyyəsini inkişaf etdirmisiniz.


Kainatın genişlənməsindən nükleosentez cavabdehdirmi? - Astronomiya

Beynəlxalq Astronomiya Jurnalı

“Kosmoloji Sabiti” nin yanında “Qravitasiya Sabiti” nin Dəyişməsi ilə Böyük Partlayış Nükleosentezi

S. Kalita, K. Duorah, H. L. Duorah

Gauhati Universiteti Fizika Bölümü, Guwahati, 781014, Assam

Yazışma: S. Kalita, Fizika Bölümü, Gauhati Universiteti, Guwahati, 781014, Assam.

Elektron poçt:

Müəllif hüquqları © 2012 Scientific & Academic Publishing. Bütün hüquqlar qorunur.

Qaranlıq enerji üçün müşahidə baxımından qənaətbəxş bir namizəd olan “kosmoloji sabit” vakuumun daimi enerji sıxlığı kimi qəbul edilir. İlkin Kainat dövründə həm “cazibə sabitinin” həm də “kosmoloji sabitin” mümkün dəyişiklikləri Big Bang Nükleosentezi (BBN) tərəfindən məhdudlaşdırılmışdır. BBN, əslində “cazibə sabitliyi” nin yanında “kosmoloji sabitinin” idarə etdiyi Kainatın başlanğıc sürətinə yüksək dərəcədə həssasdır. Bu helium üçün elementar bolluqların (və litiumun (neytron-proton dondurma temperaturunun yüksəldilməsi ilə) dəyişməsində özünü göstərir. Bu yüksəklik neytron-proton kütlə fərqinin (Q) azalmasına bərabərdir. Effektiv "cazibə sabitliyi" onu “kosmoloji sabit” və arxa plan enerji sıxlığı baxımından ifadə etməklə əmələ gəlir. “kosmoloji sabitinin” icazə verilən diapazonu “qravitasiya sabitinin” dəyişməsini məhdudlaşdırmaq üçün istifadə edilən ilkin helyuma gətirib çıxarır.

Açar sözlər: Cazibə Sabit, Kosmoloji Sabit, Dondurma, Vakum Enerjisi


Döteryum bolluğu

Neytronların protonlar tərəfindən tutulması nəticəsində əmələ gələn bütün deyeriumun helium meydana gətirməsi üçün reaksiya verilməyəcəkdir. Kainatın bir neçə dəqiqəlik yaşı olduğu zaman kainatda mövcud olan adi maddənin sıxlığından həssas olaraq dəqiq bir hissə olan kiçik bir qalığın qalması gözlənilir. Problemi çevirə bilərik: Döteryum bolluğunun ölçülmüş dəyərləri (müxtəlif təsirlər üçün düzəldilir) verildikdə, 10 9 K temperaturda adi maddənin hansı sıxlığının olması lazımdır ki, nüvə reaksiya hesablamaları ölçülmüş döteryum bolluğunu təkrarlasın? Cavab məlumdur və adi maddənin bu sıxlığı 10 9 K şüalanma temperaturundan 2.735 K-yə qədər sadə miqyaslı əlaqələr ilə genişləndirilə bilər. Bu, adi maddənin indiki sıxlığını verir və çıxarılan sıxlıqla müqayisə edilə bilər. ortalama böyük bölgələrdə ortalama qalaktikalarda mövcuddur. İki rəqəm bir-birinin az hissəsinə bərabərdir. Başqa sözlə, deyerium hesablaması, kainatdakı adi maddələrin çoxunun müşahidə edilə bilən qalaktikalarda görülməsini nəzərdə tutur. Adi maddə kainatın gizli kütləsi ola bilməz.


Böyük Partlayış Nükleosentezi


Kainatdakı bariyonların sıxlığının bir funksiyası olaraq, hidrogendən daha ağır elementlərin proqnozlaşdırılan bolluğu (barionlarda kritik sıxlığın hissəsi, Omega_B və Hubble sabitində ifadə edilir).

1950-60-cı illərdə Kainatda kimyəvi elementlərin əmələ gəlməsinə dair üstünlük təşkil edən nəzəriyyə G.Burbidge, M.Burbidge, Fowler və Hoyle-un işləri ilə əlaqəli idi. BBFH nəzəriyyəsi, məlum olduğu kimi, bütün elementlərin ya ulduz içərisində, ya da supernova partlayışları zamanı istehsal olunduğunu irəli sürdü. Bu nəzəriyyə nisbi uğur qazansa da, bəzi vacib cəhətlərdən əskik olduğu aşkar edildi. Başlamaq üçün, Ulduz nüvə reaksiyalarının yeganə istehsal mənbəyi olsaydı, Kainatda yalnız az miqdarda maddənin helyumdan ibarət olacağı təxmin edilirdi. Əslində Kainatın cəmi maddəsinin 25% -dən yuxarı hissəsinin helyumdan ibarət olduğu --- nəzəriyyənin proqnozlaşdırdığından çox daha çox olduğu müşahidə edilir! Bənzər bir müəmma deuterium üçün mövcuddur. Ulduz nəzəriyyəsinə görə, deyerium ulduzların içərisində istehsal edilə bilməz, deyteriyum ulduzların içərisində məhv olur. Beləliklə, BBFH fərziyyəsi Kainatda müşahidə olunan helium və döteryum bolluğunu kifayət qədər izah edə bilmədi.

George Gamow və onun əməkdaşlarının qabaqcıl səyləri sayəsində, indi Kainatın başlanğıcında işıq elementlərinin istehsalına dair qənaətbəxş bir nəzəriyyə mövcuddur. Ən erkən Kainatda temperatur o qədər yüksək idi ki, bütün maddələr tamamilə ionlaşmış və ayrılmışdı. Böyük Partlayışdan təxminən üç dəqiqə sonra Kainatın temperaturu fövqəladə 10 ^ 32 Kelvindən təxminən 10 ^ 9 Kelvinə qədər sürətlə soyudu. Bu temperaturda nükleosentez və ya yüngül elementlərin istehsalı baş verə bilər. Qısa bir zaman aralığında protonlar və neytronlar toutuşaraq deuterium meydana gətirdi (bir proton bir neytronla əlaqəli). Deyteriyumun əksəriyyəti helium və az miqdarda tritium (bir proton və iki neytron) istehsal etmək üçün digər proton və neytronlarla toqquşdu. Lityum 7 eyni zamanda bir tritium və iki deuterium nüvəsinin birləşməsini əmələ gətirə bilər.

Big Bang Nükleosentez nəzəriyyəsi, Kainatın kütləsinin təxminən% 25-nin Helyumdan ibarət olduğunu təxmin edir. Ayrıca% 0.01 deuterium və daha az miqdarda lityum proqnozlaşdırır. Vacib məqam ondan ibarətdir ki, proqnoz nüvə sintezi zamanı barionların (yəni neytronlar və protonlar) sıxlığından kritik şəkildə asılıdır. Bundan əlavə, bu barion sıxlığının bir dəyəri bütün bolluğu bir anda izah edə bilər. Maddənin günümüzdəki kritik sıxlığı baxımından, bariyonların tələb olunan sıxlığı yüzdə bir neçə-dir (dəqiq dəyər Hubble sabitinin qəbul edilmiş dəyərindən asılıdır). Bu nisbətən aşağı dəyər, qaranlıq maddənin hamısının baronik ola bilməyəcəyi deməkdir, yəni daha ekzotik hissəcik namizədlərini nəzərdən keçirmək məcburiyyətindəyik.

Heliumun heç bir yerdə% 23-dən aşağı bir bolluğa sahib olmaması, Kainatın erkən isti bir mərhələdən keçdiyinə dair çox güclü bir dəlildir. Bu, Hot Big Bang modelinin təməl daşlarından biridir. Əlavə dəstək, müəyyən bir bariyon sıxlığı üçün digər yüngül element bolluğunun tutarlılığından və kosmik mikrodalğalı fon radiasiyasındakı anizotroplardan baryon sıxlığının müstəqil ölçülməsindən qaynaqlanır. Görünən odur ki, Kainatın təkamülünün ilk dəqiqələrində baş verən fiziki prosesləri həqiqətən başa düşürük!


Nükleosentezin əsas növləri

Böyük partlayış nükleosentezi

Big Bang nükleosentezi kainatın başlanğıcından ilk üç dəqiqə içində meydana gəldi və 1 H (protium), 2 H (D, deuterium), 3 He (helium-3) və 4 He ( helium-4). 4 Onun ulduz füzyonu və alfa çürümələri ilə istehsalına davam etsə də, 1 H-nin iz miqdarı dağılma və bəzi radioaktiv çürümələr nəticəsində istehsal olunmağa davam etsə də, kainatdakı izotopların kütlələrinin böyük bir 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 nükleosentez

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 dəmiri dəmirdən və nikeldən daha ağır elementlərə çevirdiyi s prosesi meydana gətirən əsas elementdir. [9]

Ulduz nukleosintezin məhsulları ümumiyyətlə kütlə itkisi epizodları və aşağı kütləli ulduzların ulduz küləkləri vasitəsilə ulduzlararası qaza yayılır. Kütlə itkisi hadisələrinə bu gün aşağı kütləli ulduz təkamülünün planet dumanlıqları mərhələsində və Günəş kütləsinin səkkiz qatından çox 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 ulduz atmosferində texnetsiyanın [10] spektroskopiya yolu ilə aşkarlanması, ulduzlar içərisində nüvə fəaliyyətinin ilk sübutunu təqdim etdi. Technetsium radioaktiv olduğundan, yarım ömrü ulduzun yaşından xeyli azdır, bolluğu bu ulduzun içindəki son yaradılışını əks etdirməlidir. Ağır elementlərin ulduz mənşəli olduğuna dair eyni dərəcədə inandırıcı dəlil, asimptotik nəhəng budaq ulduzlarının ulduz atmosferlərində tapılan spesifik sabit elementlərin böyük həddən artıq olmasıdır. Barium bolluğunun müşahidə olunmamış bir ulduzda tapıldığından 20-50 qat daha çox olması, s-prosesinin bu cür ulduzlar içərisində işləməsinin sübutudur. Ulduz nukleosentezin bir çox müasir sübutu, ayrı-ayrı ulduzların qazlarından yoğunlaşan 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 dövrlərində kütləvi itki epizodları zamanı dənələrin yoğunlaşdığı ulduzlardakı nukleosentezin bir çox cəhətlərini nümayiş etdirir. [11]

Partlayıcı nükleosentez

Supernova nukleosentezi, silikon və nikel arasındakı elementlərin balanslaşdırılmış 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 xaricində. Bu konsepsiya [13], silikon (A = 28) və nikel (A = 60) və nikel arasındakı bol və kimyəvi cəhətdən əhəmiyyətli elementlərin geniş bir anlayışını təmin etdiyi üçün Hoyle-un 1954-cü il sənədindən bəri ara kütlə elementlərinin nukleosentez nəzəriyyəsindəki ən vacib kəşf idi. . Hoyle-un daha yaxşı 1954 nəzəriyyəsini səhvən gizlədən B2FH kağızının çox göstərilən alfa prosesini səhv etdi. [14] Əlavə nükleosentez prosesləri, xüsusilə B2FH kağızı ilə təsvir olunan və əvvəlcə Seeger, Fowler və Clayton tərəfindən hesablanan r-prosesi (sürətli proses) baş verə bilər [15], elementlərin nikeldən daha ağır izotoplarının nikeldən daha ağır olduğu sərbəst neytronların sürətli bir şəkildə udulması ilə istehsal olunur. Supernova nüvəsinin sürətli bir şəkildə sıxılması zamanı elektronların tutulması ilə sərbəst neytronların yaradılması və bəzi neytronla zəngin toxum nüvələrinin yığılması r-prosesi bir əsas prosesvə saf H və O ulduzunda belə meydana gələ bilən. Bu, prosesin B2FH a kimi təyin edilməsindən fərqli olaraq ikinci proses. Bu ümidverici ssenari, ümumiyyətlə supernova mütəxəssisləri tərəfindən dəstəklənsə də, r prosesi bolluğunun tamamilə qənaətbəxş hesablanmasına nail ola bilmədi. Birincil r prosesi qalaktik metallik hələ kiçik olanda yaranan köhnə ulduzları müşahidə edən 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 müəyyənləşdirilir.

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 tarazlığı prosesi ilə sintez olunur. [16] Bu müddət ərzində oksigen və silikonun yandırılması, özlərinin bərabər sayda proton və neytrona sahib olduqları helyum nüvələrindən 15-ə qədər (60 Ni təmsil edən) nuklidlər meydana gətirmək üçün bərabər sayda olan nüvələri. 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. Kvazibazlıq, 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 buraxır. Bu şəkildə istehsal olunan elementlərin ən çox və mövcud izotopları 48 Ti, 52 Cr və 56 Fe-dir. Bu parçalanmalar spektroskopik xətləri ilə çürümənin yaratdığı izotopu müəyyənləşdirmək üçün istifadə oluna bilən qamma şüalarının (nüvədən radiasiya) yayılması ilə müşayiət olunur. Bu emissiya xətlərinin aşkarlanması gamma-şüa astronomiyasının vacib bir məhsulu idi. [17]

Supernovalardakı partlayıcı nukleosentezin ən inandırıcı sübutu 1987-ci ildə supernovadan çıxan gamma-şüa xətləri aşkar edildikdə meydana gəldi. Radioaktiv yarı ömürləri yaşlarını təxminən bir il ilə məhdudlaşdıran 56 Co və 57 Co nüvələrini təyin edən qamma şüaları, onların radioaktiv kobalt valideynləri tərəfindən yaradıldığını 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 olduqca bol olduğu ölçüldü. [19] 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.

Kosmik şüalanma

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 başlıcası, dağılmanın 3 He və litium, berilyum və bor elementlərinin demək olar ki hamısının meydana gəlməsindən məsul olduğu düşünülür, baxmayaraq ki, bəzi 7 Li və 7 Be'nin 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. İşıq elementləri 1 H və 4 He nüvələri dağılma məhsulu deyil və kosmosda təxminən ilkin bolluqla təmsil olunurlar.

İki 4 He nüvəsindən əmələ gələn hər hansı bir 8 Be'nin qeyri-sabitliyi səbəbindən berilyum və bor, ulduz füzyon prosesləri ilə əhəmiyyətli dərəcədə istehsal olunmur.


Neytron Dağılımı - Əsaslar

Francisco J. Bermejo, Fernando Sordo, Fizika Elmlərində Eksperimental Metodlar, 2013

2.9.2 Nüvə fizikası və mühəndisliyi: Astropartikul fizikası, nüvə quruluşu və reaksiyaları və nüvə tullantılarının dəyişdirilməsi

Həm reaktor, həm də sürətləndirici əsaslı obyektlərdə bir sıra Nüvə Fizikası tətbiqləri hazırlanmışdır və hazırda istifadə olunur. Bunların arasında ulduz nükleosentezi ilə bağlı işlər xüsusilə cəlbedicidir. Qırmızı nəhənglərdə niyə dəmir nükleosentez üçün dəmir həddi kimi əsas suallara bəzi cavablar var? və dəmirdən daha ağır elementlər haradan gəldi? neytron istehsal mənbələrində aparılan təcrübələrdən əldə edilə bilər. Əslində, kənarda olan nüvələr üzərində ulduz sintezinə aparan proseslər haqqında məlumatımız Z = 50 (Fe), onları mövcud neytronların sabitlik vadisi boyunca (yavaş proses olaraq bilinən) yanan addımlardan yaranan enerjisi 100 keV-dən aşağı olan bir Maxwellian spektri nümayiş etdirdiyi ulduz mühitindəki neytron tutma və parçalanma addımları baxımından təsvir edir. supernovalar içində baş verə biləcəyi sabitlikdən uzaqdır (sürətli proses deyilir). Reaktor əsaslı mənbələrdə və həmçinin aşağı enerjili (2-5 MeV) proton şüasının 7 Li kimi aşağı enerjili neytron istehsal hədəfinə təsir göstərdiyi sürətləndirici qurğularda aparılan təcrübələrin bunlardan bəzilərinə işıq göstərməsi gözlənilir. suallar.

Proton və neytronun cüt sayları olan nüvələrdə sabitlikdən uzaq olan nüvələrin həyəcanlı vəziyyətləri, neytronların sayı 58-dən 60-a qədər artdıqda meydana gələn sferikdən deformasiya olunmuş bir forma keçid göstərir. Bu forma dəyişməsi nüvənin bütün formasını və sadəcə iki neytronun əlavə etdiyi əlavə səs sayəsində deyil. Bu deformasiyanın başlanğıcı Sr və Zr nüvələrində xüsusilə birdən baş verir. ILL-də aparılan as-ray spektroskopiya vasitələrindən istifadə edilən təcrübələr bu cür nüvələrin quruluşunu anlamağımıza əhəmiyyətli dərəcədə kömək etmişdir.

Nüvə reaksiyalarla əlaqəli əsas qanunlar və fiziki hadisələrə dair işlər həm əsas elm, həm də mümkün tətbiqetmələr tərəfindən böyük diqqət çəkməyə davam edir. Bir tərəfdən, bölünmə prosesləri ilə bağlı işlər indi olduqca zərif bir səviyyəyə çatıb. Əslində, neytron tutulması zamanı parçalanma sisteminin kollektiv nüvə hərəkətləri və bundan sonra 10 - 21 s sıralarındakı zaman aralığında baş verən sonrakı proseslər kimi dinamik hadisələrə dair işlər hazırda spektrlərin detallı təhlili yolu ilə aparılır. reaktor müəssisələrində ölçülən bölünmə məhsullarının. Digər tərəfdən, ümumiyyətlə dağılma reaksiyaları olaraq adlandırılan nüvə içi və nüvə proseslərinin təfərrüatları ilə əlaqədar işlər, bəzi kiçik müəssisələrdə aparılmağa davam edir.

Nüvə reaktorlarında istehsal olunan radioaktiv tullantıların sabit izotoplara və ya daha az təhlükəli və daha qısa ömürlü radionuklidlərə çevrilməsi fikri 1958-ci ildən bəri açıq ədəbiyyatda müzakirə edilmişdir [131]. O tarixdən bəri, bir neçə transmutasiya konsepsiyası müzakirə edildi və istilik və sürətli bölünmə reaktorlarının və yüksək intensivlikli hissəcik sürətləndiricilərinin istifadəsini əhatə etdi. Son siniflər obyektlərinin son icmalı Ref. [132].

MLSF mənbəyinin aparıcısı olan J-PARC kimi yeni sürətləndirici qurğuların bəzilərində bu cür səylərə həsr olunmuş bir obyekt də var. Bundan əlavə, MYRRHA kimi təyinatlı tikililər (bax Cədvəl 2.6) hazırda layihənin hazırlanması mərhələsindədir.


Kainatın genişlənməsindən nükleosentez cavabdehdirmi? - Astronomiya

Böyük partlayış zamanı genişlənmə sürəti işıq sürətindən çox olsaydı, biləcəyikmi? bütün görünən kainat təxminən 10-20 milyard işıq ilində bitdiyindən (ya da oxuduğumdan) sonra genişlənmə o dövrdən əvvəl işıq sürətindən çox olduğu üçün üfüqümüzün sonu ola bilməzmi?

Bu, həqiqətən yaxşı (və çətin) bir sualdır. Kosmologiya haqqında oxuduğunuzda kosmik mikrodalğalı fon (CMB) haqqında oxumuş ola bilərsiniz. CMB meydana gəlməzdən əvvəl kainat işığa qeyri-şəffaf idi. Deməli, heç vaxt QMİ-nin hüdudlarından kənarda görə bilmərik və buna görə də Böyük Partlayış anında görə bilmərik. Nəticə olaraq, genişlənmənin işıq sürətindən biraz daha sürətli olub olmadığını söyləməyin birbaşa yolu yoxdur. Ancaq erkən kainat haqqında sizə məlumat verəcək bir neçə dolayı dəlil var.

Ancaq əvvəlcə bir an əvvəl kainat işıq sürətindən daha sürətli genişlənsə nə baş verəcəyini sizə deyim. Bu vəziyyətdə, işarə etdiyiniz kimi, üfüq məsafəsi genişlənmənin “üfüqümüzün sonu” dediyiniz nöqtənin işıq sürətində olduğu nöqtə olacaqdır.

Deməli, kainat heç vaxt işıq sürətindən daha sürətli genişlənməyibsə, o dövrdən əvvəl işığı bağlayan CMB olmasaydı, Böyük Partlayışa qədər görə bilərik. Ancaq bir nöqtədə işıq sürətindən daha sürətli genişlənsə, "üfüqümüzün sonuna" qədər görəcəyik.

Standart Big Bang kosmologiyasında "inflyasiya" (işıq sürətindən daha sürətli olacaq kainatın eksponent genişlənməsi) ilə həll edilə bilən bir neçə problem var. Standart kosmologiya ilə bağlı problemlər (a) düzlük problemi (b) üfüq problemi və (c) sıxlıq dalğalanmalarının mənşəyi (bu gün qalaktikalara və ulduzlara qədər böyümüşdür).

Onlar bir az texniki və bu problemlər barədə keyfiyyətli bir izahat görmək üçün kitablara baxa bilərsiniz. Daha çox bilmək istəyirsinizsə, geri yazın və mən ətraflı danışa bilərəm. İnflyasiya kosmologiyası bu problemləri bu şəkildə həll edir: kainatın başlanğıc mərhələsində inflyasiya adlı bir mərhələdən keçdi və bu dövrdə kainat 10-dan az bir zaman miqyasında 10 50-dən çox bir faktorla genişləndi. -30 saniyə. Beləliklə, kainatın işıq sürətindən daha sürətli bir genişlənmə dövrü keçdiyini göstərən bəzi dəlillər var. Ancaq gördüyünüz kimi, dəlillər olduqca dolayıdır və birbaşa görə biləcəyimiz bir şey deyil.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

Müəllif haqqında

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep, Arecibo radio teleskopu üçün 6 ilə 8 GHz arasında işləyən yeni bir qəbuledici hazırladı. Galaxy-də 6.7 GHz metanol maserləri üzərində işləyir. Bu maserlər kütləvi ulduzların doğulduğu yerlərdə olur. 2007-ci ilin yanvarında Cornell-dən doktorluq dissertasiyasını almış və Almaniyada Max Planck Radio Astronomiya İnstitutunda doktoranturada çalışmışdı. Bundan sonra Hawaii Universitetindəki Astronomiya İnstitutunda Submillimeter Postdoctoral Təqaüdçüsü olaraq çalışdı. Cagadheep hazırda Hindistanın Kosmik Sektor və Texnologiya İnstitutundadır.


UIUC Astronomiyasında DES və SPT ilə kosmologiya tədqiqatları

CMB, SZ Təsiri və Güclü Lensasiya

Coğrafi cənub qütbündə yerləşən 10 metrlik bir dalğa teleskopu olan Cənubi Qütb Teleskopu (SPT) son on ilin ən qabaqcıl kosmoloji təcrübələrindən biri olmuşdur. SPT ilə CMB kiçik miqyaslı anizotropiyaların ilk həssas ölçmələrini, məhdud kosmoloji parametrlərini, Sunyaev-Zel'dovich Effekti ilə qalaktika klasterlərinin ilk kəşfini etdik, yüksək qırmızı sürüşmə güclü linzalı qalaktikaları kəşf etdik və CMB lenslərini ölçdük - ilk dəfə rejimlər. İndi SPT üçün üçüncü nəsil kameranı yerləşdirdik və məlumatları analiz edirik.

Tədqiqat qruplarına və təsislərinə bağlantılar: Joaquin Vieira, SPT

İLK Qravitasiya dalğaları

SPT və SPIDER daxil olmaqla fərqli teleskoplardan alınan ilk cazibə dalğa ölçmələri

"İnflyasiya" adı verilən erkən kainatdakı sürətli bir genişlənmə dövrünün kosmik quruluşun təkamülünə zəmin yaratdığını düşünürlər. Bu proses eyni zamanda kainatı bu gün aşkarlanmayan, ancaq kosmik mikrodalğalı fonun (QMB) qütbləşməsində zəif bir nümunə olaraq görünən zərif bir ilkin cazibə dalğası ilə səpməliydi. İllinoys, Cənubi Qütbdən (BİCEP) və stratosferik şarlardan (SPIDER) tutulmayan bu imzanı məhdudlaşdırmaq istəyən aparıcı qruplar üçün alətlər və məlumatların təhlili, habelə yeni aşağı temperatur detektoru texnologiyası ilə fundamental fizikanı araşdırmaq üçün gələcək səylər üzərində işləyir.

Tədqiqat qruplarına və təsislərinə istinadlar: Jeffrey Filippini, SPIDER

İlkin Nükleosentez və Parçacıq Qaranlıq Maddə

Erkən Kainatda meydana gələn elementlər

Kainatdakı ən yüngül və bol elementlər kosmik zamanın ilk üç dəqiqəsində subatomik hissəciklərin ilkin bir şorbasından hazırlandı. Qrupumuz, elementlərin ilkin bolluğunun ən son hesablamalarını həyata keçirir. Bu nəzəri proqnozları işıq elementlərinin və kosmik mikrodalğalı fon radiasiyasının astronomik müşahidələri ilə birləşdirərək, kosmosun ən etibarlı zondunu istifadə edirik. Daha əvvəlki dövrlərdə də daha yüksək enerji qarşılıqlı təsirləri, ehtimal ki, bu gün qaranlıq maddə yaradan ekzotik hissəciklər meydana gətirdi. Qaranlıq maddə hissəcikləri fizikasını araşdırmaq üçün ilkin nükleosentez və digər astrofizik müşahidələrdən istifadə edirik.


Böyük Partlayış Nükleosentezi

Gamow, Alpher və Herman, isti Big Bang’i bütün elementləri istehsal etmək üçün bir vasitə olaraq təklif etdilər. Bununla birlikdə atom ağırlığı 5 və ya 8 olan sabit nüvələrin olmaması, Böyük Partlayışı hidrogen və helyum istehsal etməklə məhdudlaşdırdı. Burbidge, Burbidge, Fowler və Hoyle ulduzlarda gedən nükleosentez proseslərini işləyib hazırladılar ki, burada daha çox sıxlıq və daha uzun zaman tərəziləri üçlü alfa prosesinin (He + He + He - & gt C) davam etməsinə və elementləri ağırlaşdırmasına imkan verir. heliumdan daha çox. Ancaq BBFH kifayət qədər helyum istehsal edə bilmədi. İndi bilirik ki, hər iki proses də baş verir: helyumun çoxu Böyük Partlayışda, karbon və daha ağır hər şey ulduzlarda istehsal olunur. Çox lityum və berilyum, kosmos şüalarının toqquşması nəticəsində ulduzlarda istehsal olunan karbonun bir hissəsini parçalayaraq istehsal olunur.

Kainatın ilk dəqiqələrində aşağıdakı mərhələlər baş verir:

Böyük Partlayışdan 1 saniyədən az müddətdə sağda göstərilən reaksiyalar istilik tarazlığında neytron: proton nisbətini qoruyur. Böyük Partlayışdan təxminən 1 saniyə sonra temperatur neytron-proton kütlə fərqindən bir qədər azdır, bu zəif reaksiyalar Kainatın genişlənmə sürətindən daha yavaş olur və neytron: proton nisbəti təxminən 1: 6-da donur.
1 saniyədən sonra neytronların sayını nəzərəçarpacaq dərəcədə dəyişdirən tək reaksiya sağda göstərilən neytron çürüməsidir. Neytronun yarılma ömrü 615 saniyədir. Sabit nüvələrdə neytronları qorumaq üçün əlavə reaksiyalar olmasa, Kainat saf hidrogen olardı.
Neytronları qoruyan reaksiya deuteron əmələ gəlməsidir. Deyteron hidrogenin ağır forması olan deyteriumun nüvəsidir (H 2). Bu reaksiya 2,2 MeV enerji fərqi ilə ekzotermikdir, lakin fotonlar protonlardan milyard qat çox olduğundan, Kainatın temperaturu təxminən 100 saniyədən sonra Kainatın temperaturu 1 milyard K və ya kT = 0,1 MeV-ə düşənə qədər reaksiya getmir. böyük partlayış. Bu zaman neytron: proton nisbəti təxminən 1: 7-dir.
Deuteron əmələ gəldikdən sonra, helyum nüvələrinə çevrilmək üçün əlavə reaksiyalar davam edir. Həm yüngül helium (He 3), həm də normal helium (He 4), hidrogenün radioaktiv forması (H 3) ilə birlikdə hazırlanır. Bu reaksiyalar burada göstərildiyi kimi fotoreaksiyalar ola bilər. Helium nüvəsi, deuteronlardan 28 MeV daha çox bağlı olduğundan və temperatur indiyə qədər kT = 0.1 MeV-yə qədər düşmüş olduğundan, bu reaksiyalar yalnız bir tərəfə gedir.
Sağdakı reaksiyalar da helium meydana gətirir və nisbətən yavaş foton emissiyası prosesini əhatə etmədiyi üçün ümumiyyətlə daha sürətli gedirlər.
Xalis effekt sağda göstərilir. Nəticədə istilik o qədər aşağı olur ki, deuteronların elektrostatik itələməsi reaksiyanın dayanmasına səbəb olur. Deyteron: reaksiyalar dayandıqda proton nisbəti olduqca kiçik və proton və neytronlardakı ümumi sıxlıqla tərs mütənasibdir. Kainatdakı demək olar ki, bütün neytronlar normal helium nüvələrində olur. Deyteron əmələ gəldiyi zaman neytron: proton nisbəti 1: 7 olduqda kütlənin% 25-i heliumda bitir.

Müxtəlif izotoplardakı kütlə payı və zamana qarşı sağda göstərilir. Deuterium, Big Bangdən 100 saniyə sonra zirvəyə çatır və daha sonra sürətlə helium nüvələrinə sürüşür. Çox az sayda helium nüvəsi daha ağır nüvələrə birləşir və Böyük Partlayışdan gələn az miqdarda Li 7 verir. Bu qrafik bu LBL səhifəsindən birinin düzəldilmiş versiyasıdır. Qeyd edək ki, H 3, 12 illik yarım ömrü ilə He 3-ə çürüyür, buna görə H 3 indiyə qədər qalmır və Be 7, 53 günlük yarım ömrü ilə Li 7-ə çürüyür və eyni zamanda yaşamır.

Yuxarıdakı qrafik bir az daha yüksək barion sıxlığı üçün işıq elementlərinin bolluğunun zaman təkamülünü göstərir. Bu rəqəm Burles, Nollett & amp Turner (1999) məlumatlarına əsaslanır. Bu hesablama üçün asimptotik D / H nisbəti [sayına görə] Omega B h 2 = 0.029-a uyğun olan 1.78 * 10 -5-dir. Ən yaxşı cari qiymətləndirmə kvazar udma xətti sistemlərində ölçülən D / H nisbətindən Omega B h 2 = 0.0214 +/- 0.002, açısal gücdəki akustik zirvələrin amplitüdlərindən Omega B h 2 = 0.0224 +/- 0.001. QMİ anizotropiyasının spektri.

Deuterium, He 3, He 4 və Li 7 bolluğu, proton və neytronlardan hazırlanan adi maddənin cari sıxlığının tək parametrindən asılıdır: bariyonik maddə. Yuxarıdakı qrafik bu yüngül izotoplar üçün baryon sıxlığına qarşı proqnozlaşdırılan bolluğu əyrilər, müşahidə olunan bolluqlar üfüqi zolaqlar kimi və əldə edilmiş barion sıxlığını şaquli zolaq kimi göstərir. Baryon sıxlığının tək bir dəyəri eyni anda 4 bolluğa uyğundur. Uyğunluq yaxşıdır, lakin mükəmməl deyil. There has been a dispute about the actual primordial helium abundance in the Universe: either 23.4 or 24.4 percent by mass, with both broups claiming 0.2 percent accuracy so this is 5 sigma discrepancy between the different observational camps. And a new measurement of the free neutron lifetime is 6 sigma smaller that the previous world average, giving a new prediction of the helium abundance of 24.6 percent. The observed lithium abundance in stars is less than the predicted lithium abundance, by a factor of about 2. But stars destroy lithium so it is hard to assess the significance of this difference.


Videoya baxın: Kainat yaranıb yoxsa yaradılıb? (Sentyabr 2021).