الفلك

ما هي النسبة المئوية للهيليوم 3 هو البدائي مقابل المنتج في النجوم

ما هي النسبة المئوية للهيليوم 3 هو البدائي مقابل المنتج في النجوم


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.

حاولت البحث ولكن ما وجدته محدود للغاية. كانت نسبة ضئيلة جدًا ولكنها ليست صفرية من المادة البدائية هي الهيليوم 3 أو 3 ه.

تنتج النجوم 3He كجزء من سلسلة البروتون-البروتون لكنها أيضًا تستهلك 3He. لها نصف عمر حوالي 400 عام في شمسنا. من ويكيبيديا.

في الشمس ، توجد كل نواة هيليوم -3 تنتج في هذه التفاعلات لحوالي 400 عام فقط قبل أن يتم تحويلها إلى هيليوم -4. [6] بمجرد إنتاج الهليوم -3 ، هناك أربعة مسارات ممكنة لتوليد 4He

سؤالي ذو شقين. هي الكميات البدائية لـ 3He كبيرة أو غير مهمة مقارنة بما تنتجه النجوم وتخرجه عن طريق القذف الكتلي الإكليلي أو تنفجر في السدم ، وهل هناك نجوم معينة ، بسبب الحرارة الداخلية ومعدل تفاعل ذلك المنتج ويخرج أكثر من 3He في كتلتها إخراج.

على سبيل المثال ، هل ستكون العوالم الخالية من الهواء والصخرية والخالية من الحقول المغناطيسية حول الأقزام الحمراء أكثر تشبعًا بـ 3He أو هل ستجد المزيد حول النجوم الأكبر والأكثر سخونة والتي تخضع للاندماج بشكل أسرع. إذا كنت أرغب في التعدين He3 ، فهل سأضع سفينتي على نظام قزم أحمر أو نظام نجمي أزرق أو سديم؟

إنه ليس لكتاب أو أي شيء ، فأنا شخصياً فضولي فقط ، لأن 3He من المحتمل أن تكون أشياء مفيدة للغاية.

أدرك أن جمع المواد الأولية ليس بالأمر السهل ، حيث إن أي شيء غازي بدائي ينتشر ويتجمع فقط في آبار الجاذبية الكبيرة أو عمالقة الغاز أو أكبر. لكن البدائي 3 يمكنه ، على سبيل المثال ، أن يتواجد في كوكب المشتري أو زحل من التكوين ، على الرغم من أن تكوين مجالاتهما المغناطيسية ربما يمنعهما من امتصاص أي مقذوف من النجوم. ومن ثم فإن النسبة الأولية مقابل النجمة المقذوفة ونوع النجم الذي أنتج السؤال الأكبر مرتبطان إلى حد ما ، لذلك فكرت في سؤال واحد بدلاً من سؤالين ، لكن يمكنني تقسيم سؤالين إلى سؤالين إذا رغبت في ذلك.


سؤالي ذو شقين:

1. هي المقادير البدائية من $^3$إنه مهم أو غير مهم مقارنة بما تنتجه النجوم وتخرجه من خلال القذف الكتلي الإكليلي أو النفخ في السدم ، و ...

ال $^3$يمكن أن يختلف تكوين CME بشكل كبير ، انظر: "التركيب غير المعتاد للرياح الشمسية في 2-3 مايو 1998 CME لوحظ مع SWICS على ACE" (يناير 1999) ، بواسطة G. Gloeckler ، LA Fisk ، S. Hefti ، NA Schwadron ، TH Zurbuchen، FM Ipavich، J. Geiss، P. Bochsler، and RF Wimmer-Schweingruber، DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"أظهر العمل المبكر [Bame، et al.، 1979؛ Schwenn et al.، 1980؛ and Zwickl et al.، 1982] أن هو والعناصر الأثقل مفرط في التعليم الطبي المستمر وهناك هو المحسن$^{+}$. كشفت الملاحظات من أداة SWICS على Ulysses عن بعض الاختلافات التركيبية في CMEs ، مثل ارتفاع O$^{7+}/,$ا$^{6+}$ النسبة ، تشير إلى تسخين كبير في الإكليل [جالفين ، 1997].

SWICS مناسب بشكل خاص لقياس الرياح الشمسية $^4$هو$^+$ ونسبة الهيليوم النظيرية ، $^3$هو$^{++}/,^4$هو$^{++}$، كما وصفها Gloeckler 'و Geiss [1998a]. ".

2. هل هناك نجوم معينة بسبب الحرارة الداخلية ومعدل تفاعل هذا المنتج ويخرج أكثر $^3$هو في قذفهم الجماعي.

معظم $^3$لقد تم إنتاجه في الأصل بواسطة عمليات نجمية ، لكن انظر أيضًا إجابتي أعلاه. ينتج كل نجم كميات متفاوتة في أوقات مختلفة ، انظر: "أصل الهيليوم وعناصر الضوء الأخرى" (4 تشرين الثاني (نوفمبر) 1998) ، بقلم جي بوربيدج وإف هويل:

4. د و $^3$هو
نظير الضوء $^3$يتم إنتاجه بكميات كبيرة في النجوم القزمية حيث الكتل ليست كبيرة بما يكفي لتدميرها $^3$هو ($^3$هو 2$ p $) $^4$هو. إنها حالة أيضًا أن هناك فئة من النجوم تم إظهارها من خلال قياسات انزياح النظائر أن معظم الهيليوم في غلافها الجوي هو $^3$هو. تشمل هذه النجوم 21 Aquilae ، وثلاثة Centaurus A ، والعديد من النجوم الآخرين (Burbidge & Burbidge 1956؛ Sargent & Jugaku 1961؛ Hartoog & Cowley 1979؛ Stateva، Ryabchikov، & Iliev 1998). النجوم غريبة من النجوم A و F و B لها وفرة هو / H $ sim frac {1} {10} $ من وفرة الهيليوم الطبيعي. ال $^3$هو$/,^4$يمكن أن تتراوح النسبة من 2.7 إلى 0.5. تحتل هذه النجوم شريطًا ضيقًا في (السجل ز $، ت$ _ {eff} $) -الطائرة بين النجوم B ذات خطوط الهيليوم القوية وتلك ذات خطوط الهليوم الضعيفة التي لا تظهر أي دليل على وجودها $^3$هو. ومع ذلك ، فإن الكشف عن $^3$سيفشل من إزاحة النظائر إذا كان $^3$هو$/,^4$النسبة هي $ le $ 0.1. وبالتالي ، قد يكون لدى العديد من نجوم خط الهليوم الضعيفة $^3$هو$/,^4$نسب الوفرة أعلى بكثير من نسبة الوفرة التي يفترض عادة أن تكون موجودة ، وهي: $^3$هو$/,^4$هو $ تقريبا $ 2 × 10$^{-4}$.

وفرة عالية من $^3$تم نسبه في هذه النجوم بواسطة G.Michaud وزملاؤه إلى الانتشار (Michaud et al. 1979 والمراجع السابقة). سواء كان هذا هو التفسير الصحيح أم لا ، فإن ما تخبرنا به هذه النتائج هو أن الرياح النجمية القادمة من مثل هذه النجوم ستثري الغاز البينجمي بكميات كبيرة. هذا $^3$هو بالإضافة إلى $^3$هو الذي سيُحقن من النجوم القزمة. الوفرة النهائية المطلوبة $^3$هو$/,$ح $ ؛ تقريبا ؛ $ 2 × 10$^{-5}$. لقد جادل من قبل أولئك الذين يعتقدون ذلك $^3$إنه نتاج تخليق نووي الانفجار العظيم الذي لم يكن هناك وقت لبناء الوفرة المطلوبة بواسطة العمليات الفيزيائية الفلكية.

ومع ذلك ، لا نفعل ذلك فقط لست أعرف ما هو معدل الحقن من النجوم ، ولكن في QSSC ، يكون الجدول الزمني لكل هذه المعالجة النجمية $ sim 10 ^ {11} $ بدلا من H.$_0^{-1}$ $ تقريبا $ 10$^{-10}$ سنة. وبالتالي ، نعتقد أنه ربما يكون قد نتج عن عمليات نجمية.

رابط ويكيبيديا آخر غير مذكور في سؤالك هو: "الهيليوم 3 - الوفرة الطبيعية - وفرة السديم الشمسي (البدائي)":

"وفرة السديم الشمسي (البدائي)

أحد التقديرات المبكرة للنسبة الأولية لـ $^3$هو $^4$إنه في السديم الشمسي تم قياس نسبتها في الغلاف الجوي لكوكب المشتري ، مقاسة بمطياف الكتلة لمسبار غاليليو لدخول الغلاف الجوي. هذه النسبة حوالي 1: 10000 ،$^{[43]}$ أو 100 جزء من $^3$انه لكل مليون جزء من $^4$هو. هذه تقريبًا هي نفس نسبة النظائر كما في الثرى القمري ، والتي تحتوي على 28 جزء في المليون من الهليوم -4 و 2.8 جزء في المليون من الهليوم 3 (والتي تقع في الطرف الأدنى من قياسات العينة الفعلية ، والتي تختلف من حوالي 1.4 إلى 15 جزء في البليون). ومع ذلك ، فإن النسب الأرضية للنظائر تكون أقل بمعامل 100 ، ويرجع ذلك أساسًا إلى إثراء مخزون الهليوم -4 في الوشاح بمليارات السنين من اضمحلال ألفا من اليورانيوم والثوريوم.

وفرة الأرض
المقال الرئيسي: جيوكيمياء النظائر

$^3$إنه مادة بدائية في عباءة الأرض ، ويُعتقد أنها وقعت في شرك الأرض أثناء تكوين الكواكب. نسبة $^3$هو $^4$إنه داخل قشرة الأرض وغطاءها أقل من افتراضات تكوين القرص الشمسي كما تم الحصول عليها من عينات النيزك والقمر ، حيث تحتوي المواد الأرضية عمومًا على أقل $^3$هو$/,^4$انه نسب بسبب النضوب $^4$انه من الاضمحلال الإشعاعي.

$^3$لديه نسبة كونية من 300 ذرة لكل مليون ذرة $^4$هو (في. ppm) ،$^{[44]}$ مما أدى إلى افتراض أن النسبة الأصلية لهذه الغازات البدائية في الوشاح كانت حوالي 200-300 جزء في المليون عندما تشكلت الأرض. كثيرا من $^4$نتج عن اضمحلال جسيمات ألفا لليورانيوم والثوريوم ، والآن يحتوي الوشاح على حوالي 7٪ فقط من الهيليوم البدائي ،$^{[44]}$ خفض إجمالي نسبة 3He / 4He إلى حوالي 20 جزء في المليون. نسب $^3$هو$/,^4$انه يزيد من الغلاف الجوي يدل على مساهمة $^3$هو من عباءة… ".

[43]"The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere" (Science 10 May 1996: Vol. 272، Issue 5263، pp. 846-849) بقلم Hasso B. Niemann، Sushil K. Atreya، George R. Carignan، Thomas M. دوناهو ، جون إيه هابرمان ، دان إن هاربولد ، ريتشارد إي هارتل ، دونالد إم هانتن ، واين تي كاسبرزاك ، بول آر مهافي ، توبياس سي أوين ، نيلسون دبليو سبنسر ، وستانلي إتش واي ، DOI: 10.1126 / العلوم .272.5263.846

[44]"غير القمر $ تسطير {^ 3} $He Resources "(تم تقديمه في ندوة Wisconsin الثانية حول Helium-3 و Fusion Power ، 19-21 يوليو 1993 ، Madison WI) ، بقلم LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu


التركيب النووي Big Bang

في علم الكونيات الفيزيائي ، التركيب النووي Big Bang (مختصر BBN، المعروف أيضًا باسم التخليق النووي البدائي, تخليق النواة, تخليق النواة, تخليق النواة و تخليق النواة) [1] هو إنتاج نوى بخلاف نظير الهيدروجين الأخف (هيدروجين -1 ، 1 ساعة ، له بروتون واحد كنواة) خلال المراحل المبكرة من الكون. يعتقد معظم علماء الكونيات أن التركيب النووي البدائي قد حدث في فترة تتراوح من 10 ثوانٍ تقريبًا إلى 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم ، [2] ويُحسب أنه مسؤول عن تكوين معظم الهيليوم في الكون مثل نظير الهيليوم -4 (4 He) ، جنبًا إلى جنب مع كميات صغيرة من نظير الهيدروجين الديوتيريوم (2 H أو D) ، ونظير الهليوم الهليوم 3 (3 He) ، وكمية صغيرة جدًا من نظير الليثيوم الليثيوم 7 (7 Li). بالإضافة إلى هذه النوى المستقرة ، تم أيضًا إنتاج اثنين من النظائر غير المستقرة أو المشعة: نظير الهيدروجين الثقيل التريتيوم (3 H أو T) ونظير البريليوم البريليوم -7 (7 Be) ولكن هذه النظائر غير المستقرة تتحلل لاحقًا إلى 3 He و 7 Li ، على التوالي ، على النحو الوارد أعلاه.

بشكل أساسي ، تم إنشاء جميع العناصر الأثقل من الليثيوم في وقت لاحق ، عن طريق التخليق النووي النجمي في النجوم المتطورة والمتفجرة.


محتويات

يُعتقد أن النيوكليونات البدائية نفسها تشكلت من بلازما كوارك-غلوون أثناء الانفجار العظيم عندما تبرد إلى أقل من 2 تريليون درجة. بعد ذلك بدقائق قليلة ، بدءًا من البروتونات والنيوترونات فقط ، تشكلت النوى حتى الليثيوم والبريليوم (كلاهما بكتلة رقم 7) ، ولكن بالكاد تشكلت أي عناصر أخرى. ربما يكون قد تم تكوين بعض البورون في هذا الوقت ، لكن العملية توقفت قبل أن يتم تكوين كربون كبير ، حيث يتطلب هذا العنصر منتجًا أعلى بكثير من كثافة الهيليوم والوقت مما كان موجودًا في فترة التخليق النووي القصيرة للانفجار العظيم. توقفت عملية الاندماج هذه بشكل أساسي في حوالي 20 دقيقة ، بسبب انخفاض درجة الحرارة والكثافة مع استمرار الكون في التوسع. كانت هذه العملية الأولى ، عملية التخليق النووي للانفجار العظيم ، هي النوع الأول من التكوُّن النووي الذي يحدث في الكون ، حيث خلقت ما يسمى بالعناصر البدائية.

ينتج النجم الذي تشكل في بدايات الكون عناصر أثقل من خلال الجمع بين نواه الأخف - الهيدروجين والهيليوم والليثيوم والبريليوم والبورون - والتي تم العثور عليها في التكوين الأولي للوسط النجمي ومن ثم النجم. لذلك يحتوي الغاز البينجمي على كميات متناقصة من هذه العناصر الخفيفة ، والتي لا توجد إلا بفضل تركيبتها النووية أثناء الانفجار العظيم ، وكذلك بسبب تشظي الأشعة الكونية. لذلك يُعتقد أن هذه العناصر الأخف في الكون الحالي قد تم إنتاجها من خلال بلايين السنين من الأشعة الكونية (معظمها بروتون عالي الطاقة) بوساطة تفكك عناصر أثقل في الغاز والغبار بين النجمي. تشمل شظايا تصادمات الأشعة الكونية هذه الهيليوم 3 والنظائر المستقرة لعناصر الضوء الليثيوم والبريليوم والبورون. لم يُصنع الكربون في الانفجار العظيم ، ولكن تم إنتاجه لاحقًا في نجوم أكبر عبر عملية ثلاثية ألفا.

التركيب النووي اللاحق للعناصر الثقيلة (ض ≥ 6 ، الكربون والعناصر الأثقل) يتطلب درجات حرارة شديدة وضغوطًا موجودة داخل النجوم والمستعرات الأعظمية. بدأت هذه العمليات عندما انهار الهيدروجين والهيليوم من الانفجار العظيم إلى النجوم الأولى بعد حوالي 500 مليون سنة. تم تشكيل النجوم بشكل مستمر في المجرات منذ ذلك الوقت. تم إنشاء المجموعة الكاملة للعناصر والنظائر الموجودة في عالم اليوم عن طريق التركيب النووي Big Bang ، والتخليق النووي النجمي ، والتخليق النووي للمستعر الأعظم ، والتخليق النووي في الأحداث الغريبة مثل اصطدام النجوم النيوترونية. على الأرض ، أدى الاختلاط والتبخر إلى تغيير هذا التكوين إلى ما يسمى بالتكوين الأرضي الطبيعي. العناصر الأثقل الناتجة بعد الانفجار العظيم تتراوح في الأعداد الذرية من ض = 6 (كربون) إلى ض = 94 (بلوتونيوم). حدث توليف هذه العناصر من خلال التفاعلات النووية التي تنطوي على التفاعلات القوية والضعيفة بين النوى ، وتسمى الاندماج النووي (بما في ذلك الالتقاط السريع والبطيء للنيوترونات المتعددة) ، وتشمل أيضًا الانشطار النووي والانحلال الإشعاعي مثل تحلل بيتا. يلعب استقرار النوى الذرية ذات الأحجام والتكوين المختلفة (أي عدد النيوترونات والبروتونات) دورًا مهمًا في التفاعلات المحتملة بين النوى. لذلك ، تتم دراسة التركيب النووي الكوني بين الباحثين في الفيزياء الفلكية والفيزياء النووية ("الفيزياء الفلكية النووية").

كانت الأفكار الأولى حول التخليق النووي ببساطة هي أن العناصر الكيميائية قد تم إنشاؤها في بداية الكون ، ولكن لا يمكن تحديد سيناريو فيزيائي منطقي لذلك. تدريجيًا أصبح من الواضح أن الهيدروجين والهيليوم أكثر وفرة من أي عنصر آخر. يشكل الباقي أقل من 2٪ من كتلة النظام الشمسي وأنظمة النجوم الأخرى أيضًا. في الوقت نفسه ، كان من الواضح أن الأكسجين والكربون هما العنصران التاليان الأكثر شيوعًا ، وأيضًا كان هناك اتجاه عام نحو الوفرة العالية للعناصر الخفيفة ، خاصة تلك التي تحتوي على نظائر تتكون من أعداد كاملة من نوى الهليوم 4 (alpha). النويدات).

اقترح آرثر ستانلي إدينجتون لأول مرة في عام 1920 ، أن النجوم تحصل على طاقتها عن طريق دمج الهيدروجين في الهيليوم وأثار احتمال تشكل العناصر الأثقل أيضًا في النجوم. [1] [2] لم يتم قبول هذه الفكرة بشكل عام ، حيث لم يتم فهم الآلية النووية. في السنوات التي سبقت الحرب العالمية الثانية مباشرة ، أوضح هانز بيث أولاً تلك الآليات النووية التي يندمج بها الهيدروجين في الهيليوم.

حدث العمل الأصلي لفريد هويل حول التخليق النووي للعناصر الأثقل في النجوم بعد الحرب العالمية الثانية مباشرة. [3] أوضح عمله إنتاج جميع العناصر الثقيلة ، بدءًا من الهيدروجين. اقترح هويل أن الهيدروجين يتم إنشاؤه باستمرار في الكون من الفراغ والطاقة ، دون الحاجة إلى بداية عالمية.

أوضح عمل هويل كيف ازدادت وفرة العناصر بمرور الوقت مع تقدم عمر المجرة. بعد ذلك ، تم توسيع صورة هويل خلال الستينيات من خلال مساهمات من ويليام أ. فاولر ، وألاستير جي دبليو كاميرون ، ودونالد دي كلايتون ، وتبعها العديد من الآخرين. تعد ورقة المراجعة المنشورة لعام 1957 التي أعدها EM Burbidge و GR Burbidge و Fowler و Hoyle [4] ملخصًا معروفًا لحالة المجال في عام 1957. حددت تلك الورقة عمليات جديدة لتحويل نواة ثقيلة إلى نواة أخرى داخل النجوم ، العمليات التي يمكن أن يوثقها علماء الفلك.

تم اقتراح الانفجار العظيم نفسه في عام 1931 ، قبل فترة طويلة من هذه الفترة ، من قبل الفيزيائي البلجيكي جورج لوميتر ، الذي اقترح أن التوسع الواضح للكون في الوقت المناسب يتطلب أن الكون ، إذا تقلص إلى الوراء في الوقت المناسب ، سيستمر في القيام بذلك. حتى لا يمكن أن يتقلص أكثر. سيؤدي هذا إلى وصول كتلة الكون إلى نقطة واحدة ، "ذرة بدائية" ، إلى حالة لم يكن فيها الزمان والمكان موجودًا من قبل. يعود الفضل إلى هويل في ابتكار مصطلح "الانفجار الكبير" أثناء بث إذاعي على إذاعة بي بي سي عام 1949 ، حيث قال إن نظرية لوميتر "تستند إلى فرضية أن كل المادة في الكون قد نشأت في انفجار كبير واحد في وقت معين في الماضي البعيد. " يُقال على نطاق واسع أن Hoyle قصد أن يكون هذا تحقيرًا ، لكن Hoyle نفى ذلك صراحة وقال إنها مجرد صورة مذهلة تهدف إلى تسليط الضوء على الفرق بين النموذجين. كان نموذج Lemaître ضروريًا لشرح وجود الديوتيريوم والنويدات بين الهيليوم والكربون ، بالإضافة إلى الكمية الكبيرة الأساسية من الهيليوم الموجود ، ليس فقط في النجوم ولكن أيضًا في الفضاء بين النجوم. كما حدث ، ستكون هناك حاجة إلى نماذج كل من Lemaretre و Hoyle للتخليق النووي لشرح الوفرة الأولية في الكون.

الهدف من نظرية التخليق النووي هو شرح التباين الكبير في وفرة العناصر الكيميائية ونظائرها المتعددة من منظور العمليات الطبيعية. كان الحافز الأساسي لتطوير هذه النظرية هو شكل مخطط الوفرة مقابل العدد الذري للعناصر. هذه الوفرة ، عند رسمها على الرسم البياني كدالة للعدد الذري ، لها بنية مسننة خشنة تختلف حسب عوامل تصل إلى عشرة ملايين. كان الحافز المؤثر للغاية لبحوث التخليق النووي هو جدول الوفرة الذي تم إنشاؤه بواسطة Hans Suess و Harold Urey والذي اعتمد على الوفرة غير المجزأة للعناصر غير المتطايرة الموجودة داخل النيازك غير المتطورة. [5] يتم عرض مثل هذا الرسم البياني للوفرة على مقياس لوغاريتمي أدناه ، حيث يتم قمع الهيكل الخشن بشكل كبير بصريًا بواسطة العديد من القوى العشرة الممتدة في المقياس الرأسي لهذا الرسم البياني.

هناك عدد من العمليات الفيزيائية الفلكية التي يعتقد أنها مسؤولة عن التركيب النووي. تحدث غالبية هذه العمليات داخل النجوم ، وتُعرف سلسلة عمليات الاندماج النووي هذه باسم احتراق الهيدروجين (عبر سلسلة البروتون والبروتون أو دورة CNO) ، وحرق الهليوم ، واحتراق الكربون ، وحرق النيون ، وحرق الأكسجين ، وحرق السيليكون. هذه العمليات قادرة على إنشاء عناصر تصل إلى وتشمل الحديد والنيكل. هذه هي منطقة التخليق النووي التي يتم فيها تكوين النظائر ذات أعلى طاقة ارتباط لكل نيوكليون. يمكن تجميع العناصر الأثقل داخل النجوم عن طريق عملية التقاط النيوترونات المعروفة باسم العملية s أو في البيئات المتفجرة ، مثل المستعرات الأعظمية وعمليات اندماج النجوم النيوترونية ، من خلال عدد من العمليات الأخرى. تتضمن بعض هذه العمليات الأخرى عملية r ، والتي تتضمن عمليات التقاط نيوترونية سريعة ، وعملية rp ، وعملية p (تُعرف أحيانًا باسم عملية جاما) ، مما يؤدي إلى التفكك الضوئي للنواة الموجودة.

التحرير النووي الانفجار الكبير

حدث التركيب النووي للانفجار العظيم [7] خلال الدقائق الثلاث الأولى من بداية الكون وهو مسؤول عن الكثير من وفرة 1 ساعة (بروتيوم) ، 2 ساعة (D ، ديوتيريوم) ، 3 He (هيليوم -3) ، و 4 هو (الهليوم -4). على الرغم من استمرار إنتاجه عن طريق الاندماج النجمي واضمحلال ألفا واستمرار إنتاج كميات ضئيلة من 1 ساعة عن طريق التشظي وأنواع معينة من الاضمحلال الإشعاعي ، يُعتقد أن معظم كتلة النظائر في الكون قد تم إنتاجها في الانفجار العظيم. تعتبر نوى هذه العناصر ، جنبًا إلى جنب مع حوالي 7 Li و 7 Be ، قد تشكلت بين 100 و 300 ثانية بعد الانفجار العظيم عندما تجمدت بلازما كوارك-غلوون البدائية لتشكل بروتونات ونيوترونات. بسبب الفترة القصيرة جدًا التي حدث فيها التخليق النووي قبل توقفه عن طريق التمدد والتبريد (حوالي 20 دقيقة) ، لم يتم تكوين أي عناصر أثقل من البريليوم (أو ربما البورون). كانت العناصر التي تشكلت خلال هذا الوقت في حالة البلازما ، ولم تبرد إلى حالة الذرات المحايدة إلا بعد ذلك بوقت طويل. [ بحاجة لمصدر ]

تحرير التركيب النووي النجمي

التخليق النووي النجمي هو العملية النووية التي يتم من خلالها إنتاج نوى جديدة. يحدث في النجوم أثناء تطور النجوم. إنها مسؤولة عن وفرة المجرات من العناصر من الكربون إلى الحديد. النجوم هي أفران نووي حراري حيث يتم دمج H و He في نوى أثقل من خلال درجات حرارة عالية بشكل متزايد مع تطور تكوين اللب. [8] يعتبر الكربون ذا أهمية خاصة لأن تكوينه من هو عنق الزجاجة في العملية برمتها. يتم إنتاج الكربون من خلال عملية ألفا الثلاثية في جميع النجوم. يعتبر الكربون أيضًا العنصر الرئيسي الذي يتسبب في إطلاق النيوترونات الحرة داخل النجوم ، مما يؤدي إلى ظهور عملية s ، حيث يؤدي الامتصاص البطيء للنيوترونات إلى تحويل الحديد إلى عناصر أثقل من الحديد والنيكل. [9] [10]

تنتشر نواتج التخليق النووي النجمي بشكل عام في الغاز البينجمي من خلال حلقات فقدان الكتلة والرياح النجمية للنجوم منخفضة الكتلة. يمكن مشاهدة أحداث فقدان الكتلة اليوم في مرحلة السدم الكوكبية لتطور النجوم منخفض الكتلة ، والنهاية المتفجرة للنجوم ، والتي تسمى المستعرات الأعظمية ، للنجوم التي تزيد كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة الشمس.

كان أول دليل مباشر على حدوث التخليق النووي في النجوم هو الملاحظة الفلكية بأن الغاز بين النجمي قد تم إثرائه بالعناصر الثقيلة مع مرور الوقت. ونتيجة لذلك ، تشكلت النجوم التي ولدت منها في وقت متأخر من المجرة مع وفرة من العناصر الثقيلة الأولية أعلى بكثير من تلك التي تكونت في وقت سابق. قدم اكتشاف التكنيشيوم في الغلاف الجوي لنجم عملاق أحمر عام 1952 ، [11] بواسطة التحليل الطيفي ، أول دليل على وجود نشاط نووي داخل النجوم. نظرًا لأن التكنيشيوم مشع ، مع عمر نصف أقل بكثير من عمر النجم ، يجب أن تعكس وفرته نشأته الحديثة داخل ذلك النجم. من الأدلة المقنعة بنفس القدر على الأصل النجمي للعناصر الثقيلة الكميات الزائدة الكبيرة من العناصر الثابتة المحددة الموجودة في الأجواء النجمية للنجوم المتفرعة العملاقة المقاربة. إن رصد وفرة الباريوم التي تزيد بحوالي 20-50 مرة عن تلك الموجودة في النجوم غير المتطورة هي دليل على تشغيل العملية s داخل مثل هذه النجوم. يتم توفير العديد من البراهين الحديثة على التركيب النووي النجمي من خلال التركيبات النظيرية لغبار النجوم ، والحبيبات الصلبة التي تكثفت من غازات النجوم الفردية والتي تم استخلاصها من النيازك. غبار النجوم هو أحد مكونات الغبار الكوني وغالبًا ما يُطلق عليه اسم حبيبات ما قبل الشمس. تُظهر التركيبات النظيرية المقاسة في حبيبات غبار النجوم العديد من جوانب التخليق النووي داخل النجوم التي تكثفت منها الحبيبات خلال فترات فقدان الكتلة في أواخر عمر النجم. [12]

تحرير التخليق النووي المتفجر

يحدث التخليق النووي للمستعرات الأعظمية في البيئة النشطة في المستعرات الأعظمية ، حيث يتم تصنيع العناصر بين السيليكون والنيكل في شبه توازن [13] تم إنشاؤه أثناء الاندماج السريع الذي يرتبط عن طريق تفاعلات نووية متوازنة متبادلة مع 28 Si. يمكن اعتبار شبه التوازن تقريبا التوازن باستثناء وفرة عالية من 28 نواة Si في المزيج المحموم. كان هذا المفهوم [10] أهم اكتشاف في نظرية التخليق النووي لعناصر الكتلة المتوسطة منذ ورقة هويل عام 1954 لأنه قدم فهماً شاملاً للعناصر الوفيرة والمهمة كيميائيًا بين السيليكون (أ = 28) ونيكل (أ = 60). لقد حلت محل عملية ألفا غير الصحيحة على الرغم من الاستشهاد بها كثيرًا في ورقة B 2 FH ، والتي حجبت عن غير قصد نظرية Hoyle لعام 1954. [14] يمكن أن تحدث عمليات تخليق نووي أخرى ، ولا سيما عملية r (عملية سريعة) الموصوفة في ورقة B 2 FH والتي تم حسابها لأول مرة بواسطة Seeger و Fowler و Clayton ، [15] حيث تكون معظم نظائر العناصر الأثقل غنيًا بالنيوترونات من النيكل عن طريق الامتصاص السريع للنيوترونات الحرة. يجعل تكوين النيوترونات الحرة عن طريق التقاط الإلكترون أثناء الضغط السريع لنواة المستعر الأعظم جنبًا إلى جنب مع تجميع بعض نوى البذور الغنية بالنيوترونات عملية r عملية العملية الأولية، ويمكن أن يحدث حتى في نجم نقي من H وهو. هذا على عكس تسمية B 2 FH للعملية على أنها a عملية ثانوية. هذا السيناريو الواعد ، على الرغم من دعمه بشكل عام من قبل خبراء المستعرات الأعظمية ، إلا أنه لم يحقق بعد حسابًا مرضيًا لوفرة عملية r. تم تأكيد عملية r الأولية من قبل علماء الفلك الذين لاحظوا نجومًا قديمة ولدت عندما كانت فلزية المجرة لا تزال صغيرة ، والتي تحتوي على الرغم من ذلك على تكملة نوى عملية r ، مما يدل على أن الفلزية نتاج عملية داخلية. تعتبر عملية r مسؤولة عن مجموعتنا الطبيعية من العناصر المشعة ، مثل اليورانيوم والثوريوم ، بالإضافة إلى معظم النظائر الغنية بالنيوترونات لكل عنصر ثقيل.

تتضمن عملية rp (البروتون السريع) الامتصاص السريع للبروتونات الحرة وكذلك النيوترونات ، لكن دورها ووجودها غير مؤكد.

يحدث التخليق النووي المتفجر بسرعة كبيرة للغاية بالنسبة للاضمحلال الإشعاعي لتقليل عدد النيوترونات ، بحيث يتم تصنيع العديد من النظائر الوفيرة ذات الأعداد المتساوية والمتساوية من البروتونات والنيوترونات من خلال عملية شبه التوازن السيليكوني. [13] خلال هذه العملية ، يدمج احتراق الأكسجين والسيليكون النوى التي تحتوي على عدد متساوٍ من البروتونات والنيوترونات لإنتاج نوكليدات تتكون من أعداد كاملة من نوى الهيليوم ، تصل إلى 15 (تمثل 60 نيوترونات). هذه النويدات متعددة الجسيمات ألفا مستقرة تمامًا حتى 40 Ca (مصنوعة من 10 نوى هيليوم) ، لكن النوى الأثقل ذات الأعداد المتساوية والمتساوية من البروتونات والنيوترونات مرتبطة بإحكام ولكنها غير مستقرة. ينتج شبه التوازن الأيزوبار المشع 44 Ti و 48 Cr و 52 Fe و 56 Ni ، والتي (باستثناء 44 Ti) تتشكل بوفرة ولكنها تتحلل بعد الانفجار وتترك النظير الأكثر استقرارًا للعنصر المقابل بنفس الوزن الذري . أكثر النظائر وفرة ووجودًا للعناصر المنتجة بهذه الطريقة هي 48 Ti و 52 Cr و 56 Fe. يصاحب هذه الانحلال انبعاث أشعة جاما (إشعاع من النواة) ، والتي يمكن استخدام خطوطها الطيفية لتحديد النظير الناتج عن الانحلال. كان اكتشاف خطوط الانبعاث نتاجًا مبكرًا مهمًا لعلم فلك أشعة جاما. [16]

الدليل الأكثر إقناعًا على التركيب النووي المتفجر في المستعرات الأعظمية حدث في عام 1987 عندما تم الكشف عن خطوط أشعة جاما تلك الخارجة من المستعر الأعظم 1987A. أثبتت خطوط أشعة جاما التي تحدد نوى 56 Co و 57 Co ، والتي تقصر أعمار نصفها من العمر ما يقرب من عام ، أن والديها الكوبالت المشع قد خلقهما. تم التنبؤ بملاحظة علم الفلك النووي في عام 1969 [16] كوسيلة لتأكيد التركيب النووي المتفجر للعناصر ، وقد لعب هذا التنبؤ دورًا مهمًا في التخطيط لمرصد كومبتون لأشعة غاما التابع لناسا.

تم العثور على أدلة أخرى على التركيب النووي المتفجر داخل حبيبات ستاردست التي تكثفت داخل الأجزاء الداخلية من المستعرات الأعظمية أثناء تمددها وتبريدها. تعتبر حبيبات Stardust أحد مكونات الغبار الكوني. على وجه الخصوص ، تم قياس 44 Ti المشعة لتكون وفيرة جدًا داخل حبيبات سوبرنوفا ستاردست في الوقت الذي تكثفوا فيه أثناء توسع المستعر الأعظم. [12] أكد هذا تنبؤًا عام 1975 لتحديد هوية غبار النجوم المستعرات الأعظمية (SUNOCONs) ، والتي أصبحت جزءًا من آلهة حبيبات ما قبل الشمار. تكشف النسب النظيرية غير العادية الأخرى داخل هذه الحبوب عن العديد من الجوانب المحددة للتخليق النووي المتفجر.

تحرير تصادم النجوم النيوترونية

يُعتقد الآن أن اصطدام النجوم النيوترونية هو المصدر الرئيسي لعناصر عملية r. [17] نظرًا لكونها غنية بالنيوترونات بحكم التعريف ، فقد تم الاشتباه في أن الاصطدامات من هذا النوع كانت مصدرًا لمثل هذه العناصر ، ولكن كان من الصعب الحصول على دليل قاطع. في عام 2017 ، ظهر دليل قوي ، عندما اكتشف LIGO و VIRGO و Fermi Gamma-ray Space Telescope و INTEGRAL ، جنبًا إلى جنب مع العديد من المراصد حول العالم ، كل من الموجات الثقالية والتوقيعات الكهرومغناطيسية لتصادم محتمل لنجم نيوتروني ، GW170817 ، وبعد ذلك تم الكشف عن إشارات للعديد من العناصر الثقيلة مثل الذهب حيث تتحلل المادة المتحللة المقذوفة وتبرد. [18]

تحرير التركيب النووي لقرص تراكم الثقب الأسود

تحرير تشظي الأشعة الكونية

تقلل عملية تشظي الأشعة الكونية الوزن الذري للمادة البينجمية من خلال تأثيرها مع الأشعة الكونية ، لإنتاج بعض العناصر الأخف وزنا الموجودة في الكون (على الرغم من عدم وجود كمية كبيرة من الديوتيريوم). يُعتقد على وجه الخصوص أن التشظي هو المسؤول عن توليد كل من 3 He والعناصر الليثيوم والبريليوم والبورون ، على الرغم من وجود حوالي 7
لي
و 7
يكون
يُعتقد أنه تم إنتاجه في الانفجار الكبير. تنتج عملية التشظي عن تأثير الأشعة الكونية (معظمها من البروتونات السريعة) على الوسط النجمي. تؤدي هذه التأثيرات إلى تجزئة الكربون والنيتروجين ونواة الأكسجين الموجودة. ينتج عن العملية عناصر الضوء البريليوم والبورون والليثيوم في الكون بكميات أكبر بكثير مما توجد في الغلاف الجوي الشمسي. إن كميات العناصر الخفيفة 1 H و 4 He الناتجة عن التشظي تكاد لا تذكر مقارنة بوفرة البدائية.

لا يتم إنتاج البريليوم والبورون بشكل كبير من خلال عمليات الاندماج النجمي ، لأن 8 Be ليس مرتبطًا بالجسيمات.

يتم اختبار نظريات التخليق النووي عن طريق حساب وفرة النظائر ومقارنة تلك النتائج مع الوفرة المرصودة. تُحسب وفرة النظائر عادةً من معدلات الانتقال بين النظائر في الشبكة. غالبًا ما يمكن تبسيط هذه الحسابات لأن بعض التفاعلات الرئيسية تتحكم في معدل التفاعلات الأخرى. [ بحاجة لمصدر ]

يتم إنتاج كميات صغيرة من نويدات معينة على الأرض بوسائل اصطناعية. تلك هي مصدرنا الأساسي ، على سبيل المثال ، من التكنيشيوم. ومع ذلك ، يتم أيضًا إنتاج بعض النويدات بواسطة عدد من الوسائل الطبيعية التي استمرت بعد وجود العناصر البدائية في مكانها. غالبًا ما تعمل هذه العناصر لإنشاء عناصر جديدة بطرق يمكن استخدامها لتأريخ الصخور أو لتتبع مصدر العمليات الجيولوجية. على الرغم من أن هذه العمليات لا تنتج النويدات بكثرة ، إلا أنه يُفترض أنها المصدر الكامل للإمداد الطبيعي الحالي لتلك النويدات.


ما هي النسبة المئوية للهيليوم 3 البدائي مقابل المنتج في النجوم - علم الفلك

تقول معادلة أينشتاين E = mc 2 أنه يمكن تحويل الكتلة إلى طاقة والعكس صحيح. إذا استقررت معدل تمدد الكون ودرجة حرارة الكون إلى أقرب وقت إلى الانفجار العظيم مما كانت عليه عندما تم إنتاج الخلفية الكونية الميكروية ، فستجد أنه في غضون الثواني القليلة الأولى ، كانت طاقة الفوتونات كبيرة بما يكفي لتكوين جسيمات مثل الإلكترونات والبروتونات. ولكن جنبًا إلى جنب مع الجسيمات العادية ، خلقت الفوتونات أيضًا المادة المضادة نظائر الجسيمات ، على سبيل المثال ، الإلكترونات المضادة (تسمى البوزيترونات) ومضادات البروتونات. تمت مناقشة المادة المضادة بإيجاز في سياق الاندماج النووي وأقسام النيوترينو في فصل آخر.

نظير المادة المضادة للجسيم العادي له نفس الكتلة والشحنة المعاكسة للجسيم العادي (إذا لم يكن محايدًا). عندما يصطدم جسيم عادي مع نظيره من المادة المضادة ، فإنهما يقضيان تمامًا على بعضهما البعض لتكوين فوتونات. يمكن عكس العملية إذا كانت الفوتونات لديها طاقة كافية (أي فوتونات أشعة جاما عالية الطاقة). خلال الميكروثانية الأولى (10-6 ثوانٍ) ، كان الكون ساخنًا بدرجة كافية لإشعاع الفوتون ليخضع لعملية التحول الجسيمي للمادة والمادة المضادة باستخدام جسيمات ضخمة مثل البروتونات والنيوترونات. عندما انخفضت درجة الحرارة إلى حوالي 10 13 كلفن في جزء واحد من الثانية بعد الانفجار العظيم ، توقفت هذه العملية بالنسبة للبروتونات ولكنها استمرت بالنسبة للجسيمات الأقل كتلة مثل الإلكترونات. لم يتم إنشاء النيوترونات في عملية تحويل مادة الطاقة ولكن تم إنشاء بعضها عندما انصهرت البروتونات والإلكترونات معًا.

عندما تمدد الكون لثوانٍ قليلة أخرى ، برد إلى درجة حرارة 6 & # 215 10 9 كلفن "فقط" وتوقفت عملية إنتاج الإلكترون والبوزيترون وفنائه. هذا أيضًا هو الوقت الذي يتوقف فيه عدد النيوترونات عن الزيادة من عملية اندماج البروتون والإلكترون. تم تحديد عدد النيوترونات بنسبة 1 نيوترون لكل 5 بروتونات. لأسباب غير مفهومة تمامًا ، كان هناك زيادة طفيفة جدًا في المادة العادية على المادة المضادة (بحوالي جزء واحد من 10 9). هذا هو السبب في أنه لا يزال هناك بعض المواد العادية المتبقية عندما تم القضاء على كل المادة المضادة. (يجب أن يكون هذا هو الحال ، وإلا فلن تكون هنا!) تم إنشاء جميع البروتونات والنيوترونات والإلكترونات الموجودة في المادة اليوم في الثواني القليلة الأولى بعد الانفجار العظيم.

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 اليوم 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 جي, the gravitational constant, because a different value of جي 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 جي 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,

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

    Sarang / Wikimedia Commons

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

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

      Uwe W. and Xiaomao123 / Wikimedia Commons

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

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

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

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

      Everything else either fuses hydrogen into other forms of hydrogen, or helium into other forms of helium. Not only are those steps important and frequent, they're أكثر 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 قبل it cooled beyond the critical threshold that caused the phase transition from the plasma state to the neutral gas state.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

      What you read is the first part of a four-part story. Read ال other three القطع 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.


      شاهد الفيديو: أسرار الإكسيل. أداة لحساب النسبة المئوية بالاكسل تلقائيا. (شهر فبراير 2023).