Tähden ydinsynteesi
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Tähden ydinsynteesi eli tähden nukleosynteesi on yleisnimitys tähdissä tapahtuville ydinprosesseille, joissa kevyistä alkuaineista syntyy raskaampia alkuaineita. Auringossa vedyn fuusio heliumiksi on tärkein tällainen reaktio ja se vastaa myös suurinta osaa Auringon energiantuotannosta. Tämä reaktio tarvitsee vähintään kolmen miljoonan kelvinin lämpötilan. Muut tähtien elinaikana tapahtuvat ydinreaktiot tuottavat alkuaineita aina rautaan asti. Tähden räjähtäessä neutronisieppaus tuottaa alkuaineita aina tinaan asti, ja raskaampia muut sieppaukset.
Historiaa
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Vuonna 1920 Arthur Eddington esitti Francis Astonin tutkimusten pohjalta, että tähdet tuottavat energiansa ydinfuusiolla. Kahdeksan vuotta myöhemmin George Gamow laski Gamowin tekijän, kvanttimekaanisen kaavan, jonka mukaan kahden atomin joutuessa tarpeeksi lähekkäin vahva ydinvoima voittaisi Coulombin vallin. Myöhemmin Gamowin tekijää käyttivät Robert Atkinson, Fritz Houtermans, Edward Teller ja Gamow itse laskiessaan tähtien ydinreaktioiden reaktionopeutta.
"Energy production in stars"-julkaisussa vuonna 1939 Hans Bethe tutki mahdollisia vedyn fuusioreaktioita. Hän uskoi protoni-protoni-ketjun olevan Auringon massaisten ja pienempien tähtien tärkein energiaa tuottava reaktio, ja hiilisyklin olevan suurempien tähtien tärkein reaktio. Nämä reaktiot kattavat pääosan tähden energiantuotannosta ja sitä kautta niiden kuumuudesta, mutta eivät selitä raskaampien alkuaineiden syntyä. Vuonna 1946 Fred Hoyle esitti, että erittäin kuumien ydinten joukko voisi yhtyä raudaksi. Kahdeksan vuotta myöhemmin hän julkaisi teorian tähtien nukleosynteesistä, jossa syntyy alkuaineita hiilestä rautaan asti.
Hoylen teoriaa kehiteltiin ja se johti vuonna 1957 kehuttuun "Synthesis of elements in stars"-julkaisuun (Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler, Fred Hoyle, kyseistä julkaisua kutsutaan myös nimien perusteella B2FH). Alastair Cameron ja Donald Clayton kehittivät teoriaa edelleen ja Cameron kehitti myös oman teoriansa. Clayton laski ensimmäisenä s-prosessin ja r-prosessin, piin palamisen rautaryhmän alkuaineiksi ja määritti alkuaineiden ikiä. 1970-luvulla nukleosynteesin tutkimus laajeni.
Tärkeimmät reaktiot
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Vedyn palaminen:
- Heliumin palaminen:
- Raskaampien alkuaineiden palaminen:
- Hiilen fuusio
- Neonin palaminen
- Hapen palaminen
- Piin palaminen
- Rautaa raskaampien alkuaineiden palaminen:
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- How the Sun Shines (englanniksi)
- Nucleosynthesis (Arkistoitu – Internet Archive) (englanniksi)