nukleosinteza

nukleosinteza (nukleo- + sinteza), stvaranje novih atomskih jezgara od protona, neutrona i postojećih atomskih jezgara. Većinom se odvija fuzijskim nuklearnim reakcijama u zvijezdama, tijekom eksplozija supernova, pri sudarima neutronskih zvijezda, a dogodila se i u ranoj fazi razvoja svemira.

Prvotna nukleosinteza

Prvotna nukleosinteza (Big Bang nucleosynthesis) stvaranje je lakih atomskih jezgara koje se odvilo od treće do dvadesete minute neposredno nakon velikoga praska, prije nego što se svemir proširio i ohladio. U tom razdoblju formirale su se atomske jezgre masenoga broja do sedam (A ≤ 7), na primjer:

p + n → ²D + γ,

²D + p → ³He + γ,

³He + n → ³T + p,

²D + ²D → ³T + p,

³T + ₁²D → ⁴He + n,

³T + ⁴He → ⁷Li + γ,

⁷Li + p → ⁴He + ⁴He,

³He + ⁴He → ⁷Be + γ,

⁷Be + n → ⁷Li + p,

gdje je p proton, n neutron, γ foton, D deuterij, T tricij, He helij, Be berilij i Li litij.

Zvjezdana nukleosinteza

Zvjezdana nukleosinteza stvaranje je atomskih jezgara lakših od željeza i željeza u zvijezdama tijekom njihova razvoja. Što je zvijezda veće mase, to će se zagrijati na veću temperaturu i u njoj će nastajati atomske jezgre veće atomske mase, na kraju razvoja najvećih zvijezda može nastati željezo.

Najčešće nuklearne reakcije u zvijezdama su:

pp ciklus (proton-proton) prevladavajući je lanac nuklearnih reakcija (u zvijezdama Sunčeve i manje mase, na temperaturi od 5 do 15 milijuna kelvina) na kraju kojega od četiri protona nastaje jezgra helija, uz oslobađanje energije:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2𝜈_e, gdje je ¹H jezgra vodika (proton), ⁴He jezgra helija, e⁺ pozitron i 𝜈_e elektronski neutrino;

CNO ciklusi (ugljik-dušik-kisik) nizovi su nuklearnih reakcija (u zvijezdama mase više od 1,3 puta veće od Sunčeve, na temperaturi od 15 do 60 milijuna kelvina) koji s atomskom jezgrom ugljika C kao katalizatorom, preko jezgara dušika N i kisika O, omogućuju nukleosintezu helija uz oslobađanje energije, primjerice:

¹²C + ¹H → ¹³N + γ,

¹³N → ¹³C + e⁺ + 𝜈_e,

¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ,

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ,

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + 𝜈_e,

¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + γ;

trostruki alfa-proces (tri alfa-čestice) skup je nuklearnih reakcija u kasnijim fazama razvoja crvenih divova (→ helijev bljesak) u kojima se, kad je vodik već potrošen, na temperaturi od 50 do 300 milijuna kelvina tri jezgre helija transformiraju u ugljik:

⁴He + ⁴He → ⁸Be,

⁴He + ⁸Be → ¹²C + ²γ;

ako se temperatura poveća do 500 milijuna kelvina, neke ugljikove jezgre spojit će se s još jezgara helija i tako nastaju kisik O i neon Ne:

⁴He + ¹²C → ¹⁶O + γ,

⁴He + ¹⁶O → ²⁰Ne + γ;

gorenje ugljika i kisika proces je koji se događa u kasnijim fazama razvoja zvijezda kojima je masa više od osam puta veća od Sunčeve, na temperaturi od 0,2 do 1 milijarde kelvina i tako, među ostalim, nastaju magnezij Mg i silicij Si:

¹²C + ¹²C → ²⁴Mg,

¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si;

gorenje silicija niz je nuklearnih reakcija u završnim fazama razvoja supermasivnih zvijezda, na temperaturi od 2 do 3 milijarde kelvina gdje, među ostalim, nastaje željezo, a pri stvaranju željeza ne oslobađa se energija i zvijezda postaje nestabilna.

Eksplozivna nukleosinteza

Eksplozivnom nukleosintezom, koja se odvija u tri procesa neposredno prije kolapsa zvijezde i u njezinoj eksploziji, nastaju atomske jezgre atomskog broja većeg od atomskog broja željeza (zlato, platina, olovo, uranij):

s-proces je sporo nakupljanje neutrona (slow neutron capture) u divovskim zvijezdama na temperaturi od 100 do 300 milijuna kelvina neposredno prije kolapsa: atomske jezgre neutronskim uhvatom postaju nestabilne, događa se beta-raspad, jezgrama se povećava atomski broj i stvaraju se uvjeti za brze nuklearne reakcije;

r-proces je brzo nakupljanje neutrona (rapid neutron capture) koje se zbiva u eksplozijama zvijezda na temperaturi od jedne do tri milijarde kelvina kad višestrukim neutronskim uhvatima nastaju teški i nestabilni izotopi koji se potom raspadaju u stabilne; r-procesom je nastala većina teških kemijskih elemenata u svemiru;

p-proces je nakupljanje protona (proton capture) koje se zbiva kada intenzivno gama-zračenje supernove izbije neutrone iz jezgre i nastaju protonima bogati stabilni izotopi (npr. stroncij 84, molibden 92 i rutenij 96).

Razvoj spoznaja o nukleosintezi

Isprva se smatralo da su svi kemijski elementi nastali na početku svemira. Uočeno je da su vodik i helij najobilniji i da svi ostali kemijski elementi čine manje od 2% mase Sunčeva sustava. Arthur Stanley Eddington pretpostavio je da se energija u zvijezdama oslobađa spajanjem vodika u helij te je iznio mogućnost da se u zvijezdama mogu formirati i elementi većega masenoga broja (1920).

Hans Albrecht Bethe otkrio je nuklearne reakcije kojima se u zvijezdama protoni spajaju u helij i kako nastaju kemijski elementi veće atomske mase (1938).

George Gamow pretpostavio je da je vrući svemir u svojim ranim fazama bio svojevrstan termonuklearni reaktor u kojem su protoni i neutroni izgradili atomske jezgre do masenoga broja 7 (1946).

Eleanor Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler i Fred Hoyle detaljno su opisali procese transformacije atomskih jezgara u zvijezdama i nastajanje elemenata težih od željeza u eksplozijama zvijezda (1957).

Umjetnom nukleosintezom u nuklearnim reaktorima i akceleratorima čestica nastali su nuklidi od kojih se neki danas rabe u medicini, npr. tehnecij 99 (1937) i kobalt 60 (1938–40), transuranijski elementi koji ne postoje u prirodi, npr. neptunij (1940), plutonij (1940), americij (1944), kirij (1944), berkelij (1949), kalifornij (1950), i mnogi drugi.