Нуклеосинтез
Нуклеоси́нтез в астрофизике — процесс синтеза ядер химических элементов тяжелее водорода.
| Ядерная физика | ||||||||||||||||
| ||||||||||||||||
Атомное ядро · Радиоактивный распад · Ядерная реакция
| ||||||||||||||||
Различают первичный нуклеосинтез, проходивший на начальных стадиях существования Вселенной в процессе Большого Взрыва и звёздный нуклеосинтез.
Первичный нуклеосинтезПравить
В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает следующее соотношение элементов: H — 75 %, 4He — 25 %, D — 3×10−5, ³He — 2×10−5, 7Li — 10−9, что хорошо согласуется с экспериментальными данными.[1]
Звёздный нуклеосинтезПравить
Синтез более тяжёлых ядер происходит в звёздах. Лёгкие ядра (до углерода 12С включительно) могут синтезироваться в недрах относительно немассивных звёзд в цикле Бете и тройной гелиевой реакции:
4He + 4He = 8Be
8Be + 4He = 12C
Ядра до железа 56Fe синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд, синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём нейтронного захвата в предсверхновых звёздах и при взрывах сверхновых.
Экспериментальным подтверждением этого факта служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, образовавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, образовавшейся в ходе первичного нуклеосинтеза.
Искусственный нуклеосинтезПравить
Страница: 0
ПримечанияПравить
- ↑ Постнов К.А. "Лекции по общей астрофизике для физиков".
См. такжеПравить
СсылкиПравить
ЛитератураПравить
|
Текущая версия статьи по астрономии. Помогите Традиции, исправьте и дополните её. |
|
Это незавершённая статья по физике. Вы можете помочь «Традиции», исправив и дополнив эту статью. |