Nukleosintese

Die heel eerste vorm van nukleosintese het tydens die vroeë fases van die heelal voorgekom toe kerns gevorm is wat swaarder is as die heel ligste isotoop van waterstof (waterstof-1, ¹H, met ’n enkele proton as kern). Baie sterrekundiges glo dit het plaasgevind van 10 sekondes tot 20 minute ná die Oerknal, en was verantwoordelik vir die vorming van die meeste helium in die heelal as die isotoop helium-4 (⁴He), asook klein hoeveelhede van die waterstofisotoop deuterium (²H of D), die heliumisotoop helium-3 (³He) en baie klein hoeveelhede van die litiumisotoop litium-7 (⁷Li). Benewens dié stabiele kerns is twee onstabiele, of radioaktiewe, isotope gevorm: die swaar waterstofisotoop tritium (³H of T); en die berilliumisotoop berillium-7 (⁷Be). Hierdie onstabiele isotope het egter later verval tot ³He en ⁷Li, soos hierbo.

Die belangrikste kernreaksies by die vorming van ligte elemente in die ruimte – van ’n neutron n wat links bo verval tot ’n proton p, ’n elektron e en ’n antineutrino tot litium Li wat regs onder gevorm word.

Die hoeveelhede van chemiese elemente in die heelal. Waterstof en helium is verreweg die algemeenste en is tydens die Oerknal gevorm. Die volgende drie (Li, Be en B) is skaars omdat sintese by hulle swak is. Die res van die grafika toon twee tendense: ’n alternatiewe mate van voorkoms na gelang van of hulle ewe of onewe atoomgetalle het, en ’n afname van die voorkoms van swaarder elemente. ’n Styging in die voorkoms van yster en nikkel kan gesien word.

Feitlik alle elemente swaarder as litium het veel later begin vorm deur sternukleosintese, wat plaasvind in swaar sterre wat evoleer en ontplof. ’n Baie hoë temperatuur en druk in die sterre veroorsaak kernreaksies waardeur hoofsaaklik helium uit waterstof gevorm word, daarna koolstof uit helium en nog later swaarder elemente uit hierdie koolstof.

Die eerste stadium, dié van ’n omskakeling van waterstof in helium, vind in alle sterre plaas, en die ander stadiums net in swaar sterre (met ’n groot massa). In sulke sterre vorm "skille" (lae) om die kern waarin verskillende elemente kernfusie ondergaan om swaarder elemente te vorm. Hoe nader die laag aan die ster se kern is, hoe warmer is dit en hoe groter die druk, wat beteken hoe swaarder elemente kan daar kernfusie ondergaan. In die buitenste laag (by temperature vanaf 10 miljoen grade) word waterstof in helium omgeskakel (4 ¹H ${\displaystyle \rightarrow }$ ⁴He); in die laag daaronder (vanaf 100 miljoen grade) helium in koolstof (3 ⁴He ${\displaystyle \rightarrow }$ ¹²C); in die lae nader aan die ster se kern word agtereenvolgens koolstof met helium omgeskakel in suurstof (¹⁶O) en neon (²⁰Ne), en neon met helium in magnesium (²⁴Mg), silikon (²⁸Si),

Die vorming van kerne tot ²⁸Si vind veral deur heliumvangs plaas. Wanneer ²⁸Si gevorm word is die temperatuur in die ster nogtans so hoog (omtrent 3x10⁹ K) dat die termiese straling 'n energie van MeV's besit en dit is genoeg om die kerne to fotodissosieer. Kerne word dus afgebreek na heliumkerne, maar hierdie heliumkerne kan ook met 28Si reageer en so ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca, ⁴⁴Ti, ⁴⁸Cr, ⁵²Fe en ⁵⁶Ni vorm. Hierdie kerne wat se massagetal 'n veelvoud van 4 is en wat eweveel neutrone as protone bevat word die alfakerne genoem. Ander kerne soos ¹⁹F, ²³Na, ³¹P ens. kan ook gevorm word, maar dit vereis ander prosesse. Dit verklaar hoekom hulle nie so volop gevorm word nie.[1]

Elemente swaarder as yster kan nie in brandende sterre ontstaan nie, maar dit gebeur wel in supernovas. Tot met die vorming van yster word energie vrygestel tydens kernfusie. Vir die vorming van swaarder elemente is energie nodig. Hierdie elemente ontstaan deur neutronvangs. Hierdeur kan die atoomkern oorgaan in ’n isotoop wat aan betaverval onderhewig is en so een plek verder in die periodieke stelsel vorder.

Burbridge et. al. en Cameron het in 1957 reeds voorgestel dat die vorming van swaarder nukliede (A>70) deur drie verskillende prosesse veroorsaak kan word:[2]

1. die s-proses wat veral massas rondom 87, 138 en 208 lewer, is die gevolg van die vangs van stadige neutrone
2. die r-proses gee pieke omtrent 80, 130 en 195 en is die gevolg van vangs van vinnige neutrone
3. die p-proses is verantwoordelik vir die taamlik seldsame kerne wat ryk aan protone is en nie deur neutronvangs verklaar kan word.

Nukleosintese is in die 1950's ontdek deur die fisikus Fred Hoyle, wat ’n belangrike ondersoek gedoen het na die ontstaan van chemiese elemente in sterre. Sy werk het gelei tot die nou klassieke artikel "Synthesis of the Elements in Stars" deur die egpaar Geoffrey en Margaret Burbidge, William Fowler en Hoyle oor nukleosintese.[3] In die artikel word alle meganismes ontleed waardeur ligter elemente in sterre in swaarder elemente omgeskakel word. Hoyle het ook die ingewikkelde wiskundige modelle ontwikkel waarmee die snelheid van kernreaksies bereken kon word. Dit verklaar onder meer waarom bepaalde elemente in die heelal in groter of kleiner hoeveelhede voorkom.

Hoyle het ook die proses verklaar waardeur heliumkerns in koolstofkerns omgeskakel word.

Danksy die werk van bogenoemde skrywers is die Nobelprys vir Fisika in 1983 aan William Fowler toegeken. Dit is merkwaardig dat Hoyle nie ook beloon is nie, maar dit is waarskynlik omdat hy intussen ’n omstrede figuur in wetenskaplike kringe geword het weens ’n paar ongewone teorieë en uitlatings.[4][5][6][6] Hy het ook die Oerknalteorie verwerp, ’n term wat hy uitgedink het om sy minagting daarvoor te toon.

• Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Nukleosintese.
• Hierdie artikel is vertaal uit die Nederlandse Wikipedia