Nukleosyntes
Ämnet Nukleosyntes är ett ämne som har skapat stort intresse de senaste åren. Med den ökande uppmärksamheten på det i media och i samhället i stort är det uppenbart att Nukleosyntes spelar en viktig roll i vårt dagliga liv. Dessutom har betydelsen av Nukleosyntes erkänts globalt, och dess inverkan sträcker sig till ett brett spektrum av fält och discipliner. I den här artikeln kommer vi att utforska i detalj vad som gör Nukleosyntes så relevant och betydelsefull, undersöka dess inflytande på olika aspekter av våra liv och ge en djupgående insikt i ämnet.
Nukleosyntes är fysikaliska processer där nya atomkärnor bildas ur tidigare existerande nukleoner (protoner och neutroner). De första lätta isotoperna uppstod vid Big Bang, långt innan det fanns stjärnor. Övriga grundämnen bildas genom kärnreaktioner i stjärnor vid olika tillfällen under deras livscykel.
Typer av nukleosyntes
Man brukar skilja på fyra olika kända processer av kärnsyntes.
- De första nukleonerna, protoner och neutroner, uppstod i samband med Big Bang, då temperaturen (energitätheten) hade sjunkit till omkring 10 miljoner K. I loppet av de första tre minuterna skapades de enklaste atomkärnorna. Strax efter Big Bang kom på så sätt vanlig (materia i universum att bestå av cirka 24 % helium, 76 % väte (efter vikt) och mindre mängd av andra isotoper som deuterium, helium-3 och litium-7.
- Nukleosyntes av lättare atomkärnor försiggår huvudsakligen i stjärnor genom proton-protonkedjan, trippel-alfa-processen och CNO-cykeln. Vid sådana kärnreaktioner uppstår grundämnen som kol, syre, kisel upp till och med järn.
- Tyngre grundämnen än järn skapas främst vid supernovaexplosioner, eftersom de inte kan uppstå vid termodynamisk jämvikt. Stjärnor som har mer än fyra gånger solens massa har stadigt producerat tyngre atomer, men kommer, när kärnbränslet för fusionen tagit slut, att explodera som en supernova. I den sista fasen, när stjärnans kärna imploderar uppstår intensiv strålning, som kan producera de allra tyngsta atomkärnorna. Dessa atomer sprids sedan ut när stjärnan exploderar och blir en del av det interstellära mediet som nya stjärnor och planetsystem bildas ur.
- En fjärde process är så kallad spallation av kosmisk strålning.
På dessa sätt har universums massa i dag blivit fördelad på 74 % väte, 24 % helium, 1 % syre, 0,5 % kol och 0,5 % andra grundämnen. Solen är en relativt ung tredje generationens stjärna med så kallad metallicitet på ca 1,6. Detta är en förutsättning för att planeter som jorden ska kunna bildas. Solsystemets planeter har ju ett högt innehåll av andra ämnen än väte och helium.
Se även
Källor
Vidare läsning
- Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler, Fred Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547.
- D. D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press (1983). ISBN 0-226-10952-6
- C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press (1988). ISBN 0-226-72457-3.
- D. D. Clayton, Handbook of Isotopes in the Cosmos, Cambridge University Press, (2003). ISBN 0-521-82381-1.
Externa länkar
Wikimedia Commons har media som rör Nukleosyntes.
| ||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||