Проблемы происхождения химических элементов и их распространенности во вселенной

Образование первых звезд превратило простую раннюю Вселенную в чрезвычайно сложную. Первые звезды, образовавшиеся из водорода и гелия, оставшихся после большого взрыва, называются звездами популяции III (Pop III). Они редкие, массивные, с коротким сроком жизни (несколько миллионов лет).[5]В настоящее время нет прямого обнаружения звезд Pop III. Тем не менее, наблюдение за современными звездами может дать нам подсказки для изучения звездообразования Pop III в прошлом.Стандартная космологическая модель предлагает фундаментальную теорию крупномасштабного образования и предполагает, что космическая структура сформировалась иерархическим образом. Итак, первое поколение маленьких галактик, вероятно, сформировалось через 400 миллионов лет после большого взрыва. Затем у галактик началась фаза слияния с другими галактиками, в результате чего они выросли с масс в несколько миллионов солнечных масс до сотен миллиардов солнечных масс.Итак, все тяжелые элементы – углерод, азот, кислород, кремний, алюминий, медь и железо – образовались впоследствии в результате термоядерного синтеза в ядрах звезд.В галактике 90% звезд похожи на наше Солнце или менее массивны, остальные 10% более массивны. Звезды с малой массой, подобные нашему Солнцу, нагревают ядра водорода до образования ядер гелия, а затем преобразуют ядра гелия в C и N. Это переработанное вещество рассеивается в ISM через так называемую фазу планетарной туманности.Более массивные и менее многочисленные из них, исчерпав запас водорода, сжигают гелий, образуя углерод, кислород и множество более тяжелых элементов. Эти элементы выбрасываются в космос звездными взрывами, сверхновыми, подобными SN1987a, которые появились в Большом Магеллановом облаке 23 февраля 1987 года.[1]Обратите внимание, что наиболее тяжелые элементы (с атомными номерами выше, чем у железа) являются самыми редкими. Для синтеза этих элементов мы выделяем три процесса и три категории. Действительно, для объяснения образования этих трех типов стабильных элементов требуются три различных механизма - процессы s, r и p: быстрый захват нейтронов (r), медленный захват нейтронов (s) захват протонов (p). Первый процесс соответствует быстрому захвату нейтронов тяжелыми ядрами (после железа). Эти захваты должны быть быстрыми, чтобы подвергнуться радиоактивному распаду. Этот процесс происходит при высокой плотности свободных нейтронов, как, например, при слиянии двойной нейтронной звезды. С другой стороны, s-процесс является другим преобладающим механизмом образования тяжелых элементов, он происходит внутри звезд средней массы, где поток нейтронов достаточен для того, чтобы вызвать реакции. Взятые вместе, r и s-процессы отвечают за большинство элементов тяжелее железа. Третий р-процесс может происходить при взрывах сверхновых звезд и, как предполагается, объясняет происхождение тяжелых элементов, богатых протонами.[4]Тем не менее, все элементы тяжелее гелия составляют менее 2% видимой материи во Вселенной, сложные ядра встречаются редко. Остальные 98% - это первичный водород и гелий, оставшиеся после фазы НБВ.Предположение о том, что углерод образуется внутри звезд в результате термоядерного синтеза трех ядер гелия (называемых α-ядрами, 2 протона плюс 2 нейтрона), было предложено Эдвином Солпитером в начале 1950-х годов. Тройная альфа-реакция (дающая С) протекает в красных гигантских звездах при температуре около 100 миллионов Кельвинов.Эдвин Солпитер показал, что резонансное метастабильное состояние ядра позволяет звездам-красным гигантам сжигать гелий до углерода при довольно низких центральных температурах - Кельвинах. Фред Хойл пошел по этому пути с пониманием того, что новый, ранее неизвестный резонанс в C еще больше увеличит количество углерода в результате реакции и, в частности, позволит получать углерод при еще более низкой температуре Кельвина, которая, по оценкам, соответствует температуре звезд красных гигантовС другой стороны, уровень O при 7,1187 МэВ находится чуть ниже уровня 7,1616 МэВ; если бы он был выше всего на 0,043 МэВ, углерод быстро разрушился бы до кислорода.[3]Этот эпизод ознаменовал важную веху в раннем развитии ядерной астрофизики. Поскольку углерод и кислород так важны для живых молекул, эту систему часто приводят в качестве примера антропной тонкой настройки.Подводя итог, можно сказать, что свежесинтезированные ядра He, образующиеся при сжигании водорода, соединяются с протонами или другими ядрами гелия, и может начаться сжигание гелия. Накапливается значительное количество Be, несмотря на очень короткое время жизни, позволяющее добавить третью α-частицу для получения стабильного ядра C.Следовательно, эти так называемые ядерные резонансы значительно увеличивают вероятность сочетания α-частицы с Be с образованием углерода. В этом контексте точная настройка ядерной ситуации позволила существовать углероду и более поздней жизни.ЗаключениеГлобальныйрасклад в космосе таков: только 5% содержимого Вселенной составляют атомы, и среди них только 2% являются более сложными, чем водород и гелий.Во время эволюции галактик нуклеосинтез происходит главным образом в массивных звездах, которые выбрасывают вещество, обогащенное тяжелыми элементами, в межзвездную среду, когда они взрываются как сверхновые.Соответственно, содержание тяжелых элементов в газе со временем увеличивается. Наблюдаемое содержание металлов в звездах (сформированных в ISM) является показателем их возраста: чем старше, тем ниже металличность.В заключение, мы начали с симметричного состояния Вселенной, которое развилось путем нарушения симметрии и последующего усложнения. В начальной точке количество частиц и античастиц было равным. Затем, из-за небольшой асимметрии, не до конца понятной, материя превысила антиматерию на уровне один на миллиард. В то время Вселенная была заполнена протонами, нейтронами, электронами, фотонами и нейтрино.Затем произошел первичный нуклеосинтез, в результате которого образовались в основном водород и гелий с небольшим количеством лития. Спустя долгое время (около 400 миллионов лет) родились первые массивные звезды, в результате взрывов SN образовались первые атомы CNO в небольших количествах.Следующие SN на протяжении всей эволюции галактики ускоряют ядра, которые сталкиваются с ядрами ISM и производят очень редкие легкие ядра LiBeB, особенно хрупкие из-за их ядерной структуры. Ясно, что ядерная физика является ключом к пониманию эволюции обычной материи во Вселенной.Углерод - это захватывающее ядро, поскольку он является основой жизни и продуктом необычайного энергетического совпадения на уровне ядер.Поразительно, что процесс усложнения материи должен преодолевать эти различные препятствия; видно, что результат очень неэффективен, поскольку нынешняя массовая доля атомов тяжелее гелия составляет всего около 2% от примерно 5% барионной материи во Вселенной. Это показывает необычайное качество редкости в отношении обычного вопроса.Список использованной литературыAde PAR, Aghanim N, Arnaud M, Ashdown M, Aumont J, Baccigalupi C, Banday AJ, Barreiro RB, Bartlett JG, Bartolo N, etal. 2016. [PlanckCollaboration], Planck 2015 results. XVI. Cosmologicalparameters. AstronAstrophys. 594:A13.Aver E, Olive KA, Porter RL, Skillman ED. 2013. Theprimordialheliumabundancefromupdatedemissivities. J CosmolAstropartPhys. 11:17Coc A, Goriely S, Saimpert M, Vangioni E. 2012. Standardbigbangnucleosynthesisupto CNO withanimprovedextendednuclearnetwork. Astrophys J. 744:158Hinshaw G, Larson D, Komatsu E, Spergel DN, Bennett CL, Dunkley J, Nolta MR, Halpern M, Hill RS, Odegard N, etal. 2013. Nine-yearWilkinsonMicrowaveAnisotropyProbe (WMAP) observations: cosmologicalparameterresults. Astrophys J SupplSer. 208:19.Vangioni-Flam E, Cassé M, Audouze J. 2000. Lithium-beryllium-boron: originandevolution. PhysRep. 333:365–387.Геохимия: Учебное пособие для студентов геологических специальностей вузов / Н.К. Чертко. – Мн.: Издательство «ТЕТРА СИСТЕМС» 2007. – сКонцепции современного естествознания: учеб. пособие / В.С. Кирчанов, А.И. Цаплин / под общ. ред. А.И. Цаплина. – Изд-во Перм. гос. техн. ун-та. – Пермь, 2008. – 181 с.