Πυρηνοσύνθεση

Πυρηνοσύνθεση ονομάζεται η διεργασία που παράγει ένα νέο ατομικό πυρήνα από προϋπάρχοντα νουκλεόνια, δηλαδή πρωτόνια, νετρόνια ή και άλλους προϋπάρχοντες ατομικούς πυρήνες. Σύμφωνα με τις τρέχουσες θεωρίες, οι πρώτοι ατομικοί πυρήνες σχηματίστηκαν λίγα λεπτά μετά από την Μεγάλη Έκρηξη, μέσω των πυρηνικών αντιδράσεων σε μια διεργασία που επωνομάζεται «πυρηνοσύνθεση μεγάλης έκρηξης». Περίπου 20 λεπτά μετά την έναρξη αυτής της διεργασίας, το σύμπαν επεκτάθηκε και ψύχθηκε ώστε έφθασε στο σημείο που αυτές οι υψηλής ενέργειας συγκρούσεις ανάμεσα στα νουκλεόνια σταμάτησαν, οπότε πλέον συνέβαιναν μόνο οι ταχύτερες και απλούστερες αντιδράσεις, αφήνοντας το σύμπαν να περιέχει κατά μάζα περίπου 75% πρώτιο υδρογόνο και 24% ήλιο. Το υπόλοιπο περίπου 1% αποτελούνταν από ίχνη άλλων στοιχείων, κυρίως λίθιο και δευτέριο. Η πυρηνοσύνθεση στα άστρα και οι εκρήξεις τους παρήγαν την ποικιλία των άλλων χημικών στοιχείων και ισοτόπων που είναι γνωστά στις μέρες μας, με μια διεργασία που ονομάζεται «κοσμική χημική εξέλιξη». Οι ποσότητες της συνολικής μάζας των χημικών στοιχείων που είναι βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο παραμένουν και σήμερα (αναλογικά) μικρές, οπότε κατά προσέγγιση το σύμπαν έχει την ίδια σύνθεση.

Τα άστρα συντήκουν στους πυρήνες τους ελαφρά χημικά στοιχεία σε βαρύτερα, παράγοντας ενέργεια, σε μια διεργασία που είναι γνωστή ως «αστρική πυρηνοσύνθεση». Οι αντιδράσεις πυρηνοσύνθεσης παράγουν πολλά από τα (σχετικά) ελαφρά χημικά στοιχεία, που συμπεριλαμβάνουν το σίδηρο και το νικέλιο, στα μεγαλύτερα άστρα. Τα προϊόντα της αστρικής πυρηνοσύνθεσης περισσότερο παραμένουν παγιδευμένα στους αστρικούς πυρήνες και τα υπολείμματα αυτών, εκτός και αν εκτοξευθούν μέσω των αστρικών ανέμων και των εκρήξεων. Οι αντιδράσεις σύλληψης νετρονίων (διεργασίες r και s) παράγουν χημικά στοιχεία βαρύτερα του σιδήρου.

Η «πυρηνοσύνθεση υπερκαινοφανών αστέρων» μέσα σε άστρα που εκρήγνυνται είναι σε μεγάλο βαθμό υπεύθυνη για την παραγωγή των χημικών στοιχείων που βρίσκονται μεταξύ του οξυγόνου και του ρουβιδίου.

Η συνένωση αστέρων νετρονίων ανακαλύφθηκε (σχετικά) πρόσφατα ότι αποτελεί πηγή παραγωγής χημικών στοιχείων με τη διεργασία ρ- απορρόφησης νετρονίων. Όταν δυο αστέρες νετρονίων συγκρούονται, μια σημαντική ποσότητα ύλης πλούσιας σε νετρόνια μπορεί να εκτοξευτεί, συμπεριλαμβάνοντας και νέους πυρήνες που σχηματίστηκαν.

Η επίδραση των κοσμικών ακτίνων στους πυρήνες των χημικών στοιχείων του διαστρικού ενδιάμεσου και η κατακερμάτιση βαρύτερων ατομικών πυρήνων (με πυρηνική σχάση) είναι σημαντική πηγή ορισμένων ελαφρύτερων ατομικών πυρήνων, όπως ιδιαιτέρως ³He, ⁹Be, ¹⁰Β και ¹¹Β, που δεν παράγονται κατά την αστρική πυρηνοσύνθεση.

Υλικό που προέρχεται από βομβαρδισμό υλικών με κοσμικές ακτίνες έχει βρεθεί στη Γη. Οι μετεωρίτες συνεισέφεραν στην παρουσία κοσμογονικών νουκλιδίων στον πλανήτη μας. Κατά τα άλλα, άλλοι νέοι πυρήνες δεν παράγονται στη Γη, εκτός από την όποια παραγωγή πυρηνικών εργαστηρίων, πυρηνικών σταθμών και τη φυσική ραδιενεργή διάσπαση αρχέγονων ραδιονουκλιδίων, όπως του ουρανίου και του θορίου, που αυξάνει κατά κάτι την αναλογία των θυγατρικών πυρήνων τέτοιων διασπάσεων.

Χρονοδιάγραμμα

Θεωρείται ότι τα ίδια τα αρχέγονα νουκλεόνια σχηματίστηκαν από το πλάσμα κουάρκ-γκλουονίων κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης, όταν αυτό (το πλάσμα) ψύχθηκε σε θερμοκρασίες κάτω από 2 ·10¹² Κέλβιν. Μερικά λεπτά μετά, αρχίζοντας από πρωτόνια και νετρόνια μονάχα, σχηματίστηκαν πυρήνες μέχρι και βηρυλλίου (δηλαδή με μαζικό αριθμό μικρότερο του 7), αλλά ελάχιστα οποιοδήποτε άλλο χημικό στοιχείο. Ίσως να σχηματίστηκε και κάποια ποσότητα βορίου αυτό το χρονονικό διάστημα, αλλά η διεργασία αυτή σταμάτησε πριν σχηματιστεί (σχετικά) σημαντική ποσότητα άνθρακα, καθώς ο σχηματισμός αυτού του χημικού στοιχείου απαιτεί πολύ υψηλότερη πυκνότητα από την τότε επικρατούσα κατά την περίοδο πυρηνοσύνθεσης Μεγάλης Έκρηξης. Αυτή η διεργασία σύντηξης σταμάτησε περίπου στα 20 λεπτά, αφού η θερμοκρασία και η πυκνότητα ελαττώθηκαν καθώς το σύμπαν συνέχισε να επεκτείνεται. Στην πρώτη αυτή διεργασία, την πυρηνοσύνθεση Μεγάλης Έκρηξης, σχηματίστηκαν τα αποκαλούμενα «αρχέγονα χημικά στοιχεία».

Το πρώτο άστρο που σχηματίστηκε στο πρώιμο σύμπαν άρχησε να παράγει βαρύτερα χημικά στοιχεία, συντήκοντας τα αρχικά ελαφρύτερα στοιχεία που το αποτελούσαν, δηλαδή υδρογόνο, ήλιο, λίθιο, βηρύλλιο και βόριο, γεγονός που επιβεβαιώθηκε από την αρχική σύνθεση του διαστρικού ενδιάμεσου που προήρθε από αυτό το άστρο. Για το λόγο αυτό το διαστρικό αέριο περιέχει φθίνουσες αφθονίες αυτών των ελαφρών χημικών στοιχείων, που είναι εκεί παρόντα μόνο λόγω της πυρηνοσύνθεσης της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά επίσης και από την παραγωγή που προέρχεται από την επίδραση της κοσμικής ακτινοβολίας σε άλλα νουκλίδια. Αυτά τα ελαφρά χημικά στοιχεία (αυτά που δεν προήρθαν από την πυρηνοσύνθεση της Μεγάλης Έκρηξης) σχηματίστηκαν από την επίδραση της κοσμικής ακτινοβολίας επί δισεκατομμύρια χρόνια που μεσολάβησαν από αυτήν την έκρηξη στα νουκλίδια που παρήχθηκαν από τη Μεγάλη Έκρηξη και από τις αστρικές διεργασίες που ακολούθησαν. Τα θραύσματα από αυτές τις επιδράσεις της κοσμικής ακτινοβολίας συμπεριλαμβάνουν ³He και τα σταθερά ισότοπα λιθίου, βηρυλλίου και βορίου. Ο άνθρακας δεν παρήχθηκε από τη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά μεταγενέστερα στα μεγαλύτερα άστρα, μέσω της διεργασίας τριπλού άλφα.

Η ακόλουθη πυρηνοσύνθεση βαρύτερων χημικών στοιχείων (με Z ≥ 6) χρειάζεται ακραίες θερμοκρασίες και πιέσεις που είναι παρούσες μέσα σε άστρα και σε καινοφανείς αστέρες. Αυτές οι διεργασίες ξεκίνησαν ως υδρογόνο και ήλιο που προήλθε από τη Μεγάλη Έκρηξη και συμπυκνώθηκε στα πρώτα άστρα τα επόμενα 500 εκατομμύρια χρόνια. Ο σχηματισμός άστρων συμβαίνει συνεχώς σε γαλαξίες από τότε. Ολόκληρη η ποικιλία των χημικών στοιχείων και των ισοτόπων τους που βρίσκονται σήμερα στο σύμπαν δημιουργήθηκε από την πυρηνοσύνθεση Μεγάλης Έκρηξης, την αστρική πυρηνοσύνθεση, την πυρηνοσύνθεση υπερκαινοφανών αστέρων και την πυρηνοσύνθεση από εξωτικά γεγονότα, όπως η σύγκρουση αστέρων νετρονίων. Τα βαρύτερα χημικά στοιχεία που παρήχθηκαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη έχουν ατομικούς αριθμούς και εύρος 6 (άνθρακας) - 94

(πλουτώνιο). Η σύνθεση αυτών των χημικών στοιχείων μέσω πυρηνικών αντιδράσεων που εμπλέκουν ισχυρές και αδύναμες αλληλεπιδράσεις μεταξύ πυρήνων ονομάζεται πυρηνική σύντηξη, αλλά μικρό μέρος της παραγωγής νουκλιδίων εμπλέκει επίσης πυρηνική σχάση και ραδιενεργές διασπάσεις, όπως β-διάσπαση. Η σταθερότητα κάθε νουκλιδίου παίζει επίσης σημαντικό ρόλο στην τελική σύνθεση της ύλης του σύμπαντος. Γι' αυτό η κοσμική πυρηνοσύνθεση μελετάται ανάμεσα στους ερευνητές της αστροφυσικής, της πυρηνικής φυσικής καθώς και του κοινού κλάδου των δυο τους, την «πυρηνική αστροφυσική».