Wikipedia

Nukleosintesis: Perbedaan antara revisi

Jelajahi riwayat secara interaktif
← Revisi sebelumnya
Konten dihapus Konten ditambahkan
VisualTeks wiki
Reindra (bicara | kontrib)
Peninjau
15.574 suntingan
Nukleosintesis bintang
Wagino Bot (bicara | kontrib)
Bot
4.157.822 suntingan
k Bot: Merapikan artikel
 
(29 revisi perantara oleh 11 pengguna tidak ditampilkan)
Baris 1:
'''Nukleosintesis''' adalah proses penciptaan inti-inti atom baru dari [[nukleon|nukleon-nukleon]] (proton dan neutron) yang sudah ada sebelumnya. Diduga bahwa nukleon-nukleon primordial sendiri terbentuk dari [[plasma kuark-gluon]] dari Big Bang ([[Big Bang|Dentuman Besar]]) ketika ia mendingin di bawah dua triliun [[Kelvin]]. Beberapa menit kemudian, bermula hanya dengan [[proton]] dan [[neutron]], terbentuklah inti-inti aton sampai [[litium]] dan [[berilium]] (kedua-duanya berbilangan massa 7), tetapi hanya berjumlah relatif kecil. Kemudian proses fusi secara esensial berhenti karena [[suhu]] dan [[kerapatan]] berkurang, karena semesta terus saja mengembang. Proses [[Nukleosintesis Big Bang|nukleosintesis primordial]] pertama ini dapat juga disebut sebagai '''nukleogenesis'''.
 
Nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat berikutnya memerlukan ledakan bintang-bintang berat dan [[supernova]]. Ini terjadi secara teoretis karena hidrogen dan helium dari Big Bang (mungkin dipengaruhi oleh konsentrasi [[materi gelap]]), mengembun menjadi bintang-bintang perdana 500 juta tahun setelah Big Bang. Unsur-unsur yang tercipta di dalam nukleosintesis bintang terentang pada [[nomor atom]] 6 ([[karbon]]) sampai sekurang-kurangnya 98 ([[kalifornium]]), yang sudah dideteksi dari spektra dari beberapa supernova. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini muncul karena dua hal, yaitu [[fisi nuklir]] (termasuk penangkapan neutron ganda lambat dan cepat) atau [[fisi nuklir]], kadang-kadang diikuti oleh [[peluruhan beta]].
 
Sebaliknya, banyak proses bintang sebenarnya cenderung pada pemecahan [[deuterium]] dan isotop-isotop berilium, litium, dan [[boron]] yang ada di dalam bintang, setelah pembentukan primordial mereka pada saat Big Bang. Kuantitas unsur-unsur yang lebih ringan ini yang hadir di alam semesta sekarang kemudian dianggap terbentuk terutama melalui miliaran tahun [[sinar kosmos]] (terutama proton berenergi tinggi) yang memediasi pecahnya unsur-unsur yang lebih berat yang ada pada debu dan gas antarbintang.
 
== Sejarah ==
Gagasan pertama tentang nukleosintesis adalah bahwa [[unsur kimia]] diciptakan pada permulaan alam semesta, tetapi tidak ada jalan cerita fisika yang berjaya menjelaskannya. Hidrogen dan helium jelas-jelas jauh lebih melimpah daripada kelimpahan unsur-unsur lainnya (semuanya itu hanya berjumlah kurang dari 2% massa [[tata surya]], dan diduga tata bintang lainnya pun sedemikian). Pada saat yang sama, jelas bahwa karbon adalah unsur yang paling melimpah berikutnya, dan juga terdapat kecenderungan umum yang mengarah pada kelimpahan unsur-unsur ringan, khususnya mereka yang terdiri dari semua bilangan inti atom helium-4.
<!--
The first ideas on nucleosynthesis were simply that the [[chemical elements]] were created at the beginnings of the universe, but no successful physical scenario for this could be identified. Hydrogen and helium were clearly far more abundant than any of the other elements (all the rest of which constituted less than 2% of the mass of the solar system, and presumably other star systems as well). At the same time it was clear that carbon was the next most common element, and also that there was a general trend toward abundance of light elements, especially those composed of whole numbers of helium-4 nuclei.
 
[[Arthur Stanley Eddington]] firstadalah suggestedyang inpertama menganjurkan pada tahun 1920 thatbahwa starsbintang obtainmendapatkan theirenergi energymelalui byhidrogen fusingyang hydrogenberfusi tomembentuk helium, buttetapi thisgagasan ideaini waspada notumumnya generallybelum accepteddapat becausediterima itkarena lackedmekanisme nuclearnuklir mechanismsyang cacat. InSegera thebeberapa yearstahun immediatelykemudian, beforesebelum WorldPerang WarDunia II, [[Hans Bethe]] firstadalah providedyang thosepertama nuclearmemberikan mechanismsmekanisme bynuklir whichyang hydrogendiperlukan, di mana ishidrogen fusedberfusi intomembentuk helium. HoweverTetapi, neitherkedua-dua ofkarya thesedini earlytentang worksdaya onbintang stellarini powertidak addressedmampu themenjelaskan originasal ofmula theunsur-unsur elementsyang heavierlebih thanberat daripada helium.
 
Karya asli [[Fred Hoyle]]'s originaltentang worknukleosintesis onunsur-unsur nucleosynthesisyang oflebih heavierberat elementsdi indalam starsbintang occurredmuncul justsetelah afterPerang World WarDunia II.<ref>[http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-autobio.html AutobiographyOtobiografi William A. Fowler]</ref> ThisKarya workini attributedmenyertakan productionpenciptaan ofsemua allunsur heavieryang elementsberat fromdi indalam starsbintang duringselama theproses nuclearevolusi evolutionnuklir ofdari theirkomposisi compositionsmereka, startingmulai fromdari hydrogenhidrogen. Hoyle proposedmengajukan thatbahwa hydrogenhidrogen isdiciptakan continuouslyterus createdmenerus indi thealam universesemesta fromdari vacuumvakum anddan energyenergi, withouttanpa keperluan needakan forpermulaan universalalam beginningsemesta.
 
Karya Hoyle's workmenjelaskan explainedbagaimana howkelimpahan theunsur-unsur abundancesbertambah ofseiring thewaktu elementsgalaksi increasedyang withsemakin timemenua. asSecara thebergantian, galaxy aged. Subsequently,gambaran Hoyle's picturediperluas waspada expandedtahun during the 1960s1960-an byoleh creativesumbangsih contributionskreatif bydari [[William A. Fowler]], [[Alastair G. W. Cameron]], anddan [[Donald D. Clayton]], anddan thenkemudian byoleh manyyang otherslainnya. The [[B²FH|creativeMakalah tinjauan 1957 review paperkreatif]] byoleh [[Margaret Burbidge|E. M. Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge|G. R. Burbidge]], Fowler, anddan Hoyle (seelihatlah Ref.daftar list[[Nukleosintesis#Referensi|Referensi]]) is a well-knownadalah summaryikhtisar ofterkenal thetentang statekeadaan ofcabang theilmu fieldini inpada 1957. ThatMakalah paperitu definedmendefinisikan newproses-proses processesbaru foruntuk changingmengubah onesatu heavyinti nucleusberat intomenjadi othersyang withinlain individualdi starsdalam sebuah bintang tunggal, processesproses-proses thatitu coulddapat bedidokumenkan documentedoleh bypara astronomersastronom.
 
The Big Bang itself hadsendiri beendiajukan proposedpada intahun 1931, longjauh beforesebelum thisperiode periodini, byoleh [[Georges Lemaître]], aseorang Belgianfisikawan physicistBelgia anddan Romanmerupakan Catholicpendeta priestKatolik Roma, whoyang suggestedmenganjurkan thatbahwa thealam evidentsemesta expansionmeluas ofseiring thewaktu Universebergerak inmaju forwardadalah timeberarti requiredalam thatsemesta thejuga Universemengerut contractedseiring backwardswaktu inbergerak timemundur, anddan wouldakan continueterus toberlaku dodemikian sosampai untilalam itsemesta couldtidak contractdapat nomengerut furtherlagi, bringingmenggiring allsemua themassa massalam ofsemesta theke Universedalam intosatu atitik single pointtunggal, a "primeval atom", atpada asatu pointtitik inwaktu timesebelum beforeruang whichdan timewaktu and space did not existnihil. Hoyle laterkemudian gave Lemaître'smemberikan model theLemaître, derisiveistilah termejekan ofuntuk Big Bang, nottidak realizingmenyatakan that Lemaître'sbahwa model wasLemaître neededdiperlukan tountuk explainmenjelaskan thekeujudan existencedeuterium ofdan deuteriumnuklida-nuklida anddi nuclides betweenantara helium anddan carbonkarbon, asjuga welljumlah asyang thebanyak fundamentallysecara highmendasar amountdari ofkeujudan helium presenttidak nothanya onlydi indalam starsbintang, buttetapi alsojuga indi interstellardalam gas antarbintang. AsKetika ititu happenedterjadi, bothmodel Lemaître anddan Hoyle'smodel models ofHoyle nucleosynthesistentang wouldnukleosintesis bepastilah neededdiperlukan tountuk explainmenjelaskan elementalkelimpahan abundanceunsur indi thealam universesemesta.
[[Image:SolarSystemAbundances.jpg|thumb|center|800px|Abundances of the chemical elements in the Solar system.]]
-->
 
== Proses ==
Di dalam teori modern, terdapat sejumlah proses [[astrofisika]] yang diyakini bertanggung jawab atas nukleosintesis di alam semesta. Sebagian besar darinya terjadi pada materi panas di dalam bintang. Proses-proses [[fusi nuklir]] yang silih berganti yang terjadi di dalam bintang dikenal sebagai pembakaran hidrogen (melalui [[reaksi rantai proton-proton]] atau [[siklus CNO]]), [[fusi helium]], [[proses pembakaran karbon]], [[proses pembakaran neon]], [[proses pembakaran oksigen]], dan [[proses pembakaran silikon]]. Proses-proses ini mampu menghasilkan unsur-unsur hingga besi dan nikel, wilayah isotop-isotop ini memiliki [[energi pengikatan]] per inti tertinggi. Unsur-unsur yang lebih berat dapat dirakit di dalam bintang oleh suatu proses penangkapan elektron yang disebut [[proses s]] atau di dalam lingkungan ledakan, seperti [[supernova]], oleh sejumlah proses. Beberapa dari yang lebih penting dari proses-proses ini termasuk [[proses r]], yang melibatkan penangkapan neutron cepat, [[proses rp]], yang melibatkan penangkapan proton cepat, dan [[proses p]] (kadang-kadang disebut proses gama), yang melibatkan [[fotodisintegrasi]] (fototransmutasi) dari inti-inti atom yang ada.
<!--
In modern theory, there are a number of [[astrophysical]] processes which are believed to be responsible for nucleosynthesis in the universe. The majority of these occur within the hot matter inside stars. The successive [[nuclear fusion]] processes which occur inside stars are known as hydrogen burning (via the [[proton-proton chain]] or the [[CNO cycle]]), [[Helium fusion|helium burning]], [[Carbon burning process|carbon burning]], [[Neon burning process|neon burning]], [[Oxygen burning process|oxygen burning]] and [[silicon burning process|silicon burning]]. These processes are able to create elements up to iron and nickel, the region of the isotopes having the highest [[binding energy]] per nucleon. Heavier elements can be assembled within stars by a neutron capture process known as the [[S-process|s process]] or in explosive environments, such as [[supernova]]e, by a number of processes. Some of the more important of these include the [[R-process|r process]], which involves rapid neutron captures, the [[Rp-process|rp process]], which involves rapid proton captures, and the [[P-process|p process]] (sometimes known as the gamma process), which involves [[photodisintegration]] of existing nuclei.
-->
 
== Empat jenis utama nukleosintesis ==
=== Nukleosintesis Big Bang ===
{{utama|Nukleosintesis Big Bang}}
<!--
[[ImageBerkas:Primordial nucleosynthesis.svg|thumb|rightjmpl|450px|ChiefReaksi-reaksi nuclearnuklir reactionsinduk responsibleyang forbertanggung thejawab atas [[abundancekelimpahan ofunsur the chemical elementskimia|relativekelimpahan abundancesrelatif]] of lightdari [[atomicinti nucleusatom|atomicinti-inti nucleiatom]] observedringan yang diamati di throughoutseluruh thealam universesemesta.]]
 
[[Nukleosintesis Big Bang]] terjadi pada tiga menit pertama penciptaan alam semesta dan bertanggung jawab atas banyak perbandingan kelimpahan <sup>1</sup>H ([[atom hidrogen|protium]]), <sup>2</sup>H ([[deuterium]]), <sup>3</sup>He ([[helium-3]]), dan <sup>4</sup>He ([[helium-4]]), di alam semesta.
[[Big Bang nucleosynthesis]] occurred within the first three minutes of the beginning of the universe and is responsible for much of the abundance ratios of <sup>1</sup>H ([[hydrogen-1|protium]]), <sup>2</sup>H ([[deuterium]]), <sup>3</sup>He ([[helium-3]]), and <sup>4</sup>He ([[helium-4]]), in the universe <ref>{{dead link|url=http://www.astro.washington.edu/research/bbn/|date=March 2009}} Big Bang Java Calculator v1.1, Craig Hogan, Luis Mendoza</ref>. Although <sup>4</sup>He continues to be produced by other mechanisms (such as stellar fusion and alpha decay) and trace amounts of <sup>1</sup>H continue to be produced by [[spallation]] and certain types of radioactive decay ([[proton emission]] and [[neutron emission]]), most of the mass of these isotopes in the universe, and all but the insignificant traces of the <sup>3</sup>He and deuterium in the universe produced by rare processes such as [[cluster decay]], are thought to have been produced in the [[Big Bang]]. The nuclei of these elements, along with some <sup>7</sup>Li, and <sup>7</sup>Be are believed to have been formed when the universe was between 100 and 300 seconds old, after the primordial [[quark]]-[[gluon]] plasma froze out to form [[proton]]s and [[neutron]]s. Because of the very short period in which Big Bang nucleosynthesis occurred before being stopped by expansion and cooling, no elements heavier than [[lithium]] could be formed. (Elements formed during this time were in the plasma state, and did not cool to the state of neutral atoms until much later).
 
-->
Meskipun <sup>4</sup>He terus saja dihasilkan oleh mekanisme lainnya (seperti fusi bintang dan peluruhan alfa) dan jumlah jejak <sup>1</sup>H terus saja dihasilkan oleh [[spalasi]] dan jenis-jenis khusus peluruhan radioaktif ([[pelepasan proton]] dan [[pelepasan neutron]]), sebagian besar massa isotop-isotop ini di alam semesta, dan semua kecuali jejak-jejak yang tidak signifikan dari <sup>3</sup>He dan deuterium di alam semesta yang dihasilkan oleh proses langka seperti [[peluruhan kluster]], dianggap dihasilkan di dalam proses [[Big Bang]]. Inti atom unsur-unsur ini, bersama-sama <sup>7</sup>Li, dan <sup>7</sup>Be diyakini terbentuk ketika alam semesta berumur 100 sampai 300 detik, setelah plasma [[kuark]]-[[gluon]] primordial membeku untuk membentuk [[proton]] dan [[neutron]]. Karena periode nukleosintesis Big Bang sangat singkat sebelum terhentikan oleh pengembangan dan pendinginan, tidak ada unsur yang lebih berat daripada [[litium]] yang dapat dibentuk. (Unsur-unsur terbentuk pada waktu ini adalah dalam keadaan plasma, dan tidak mendingin ke keadaan atom-atom netral hingga waktu lama).
 
=== Nukleosintesis bintang ===
{{main|Reaksi rantai proton-proton|Proses tripel-alfa|Siklus CNO|Proses s}}
[[Nukleosintesis bintang]] terjadi pada bintang selama proses [[evolusi bintang]]. Nukleosintesis bintang bertanggung jawab atas penciptaan unsur-unsur dari [[karbon]] sampai [[besi]] melalui proses [[fusi nuklir]]. Bintang adalah tungku pembakaran nuklir di mana H dan He difusikan menjadi inti-inti atom yang lebih berat, suatu proses yang terjadi oleh rantai-rantai proton di dalam bintang yang lebih dingin daripada [[matahari]], dan oleh [[siklus CNO]] di dalam bintang yang lebih massif daripada matahari.
 
<!--
Di antara beberapa kepentingan khusus adalah karbon, sebab pembentukannya dari He adalah leher botol di dalam proses keseluruhan. Karbon dihasilkan oleh [[proses tripel-alfa]] di semua bintang. Karbon juga merupakan unsur utama yang digunakan di dalam produksi neutron bebas pada bintang, membangkitkan [[proses s]] yang melibatkan penyerapan lambat neutron untuk menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dan nikel (<sup>57</sup>Fe dan <sup>62</sup>Ni). Karbon dan unsur lain dibentuk oleh proses ini yang juga sangat mendasar bagi [[biologi|kehidupan]].
Stars are the nuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei, a process which occurs by proton-proton chain in stars cooler than the Sun, and by the [[CNO cycle]] in stars more massive than the Sun. <p> Of particular importance is carbon, because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the [[triple-alpha process]] in all stars. Carbon is also the main element used in the production of free neutrons within the stars, giving rise to the [[S-process|s process]] which involves the slow absorption of neutrons to produce elements heavier than iron and nickel (<sup>57</sup>Fe and <sup>62</sup>Ni). Carbon and other elements formed by this process are also fundamental to [[biology|life]].<p> The products of stellar nucleosynthesis are generally distributed into the universe through mass loss episodes and stellar winds in stars which are of low mass, as in the [[planetary nebula]]e phase of evolution, as well as through explosive events resulting in [[supernova]]e in the case of massive stars.<p>The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the detection of [[technetium]] in the atmosphere of a [[red giant]] in the early 1950s<ref>{{cite journal | author=S. Paul W. Merrill | title = Spectroscopic Observations of Stars of Class S| journal=The Astrophysical Journal | volume=116 | year=1952 | pages=21 | doi = 10.1086/145589 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116...21M}}</ref>, prototypical for the class of [[Technetium star|Tc-rich stars]]. Because technetium is radioactive, with halflife much less than the age of the star, its abundance must reflect its creation within that star during its lifetime. Less dramatic, but equally convincing evidence is of large overabundances of specific stable elements in a stellar atmosphere. An historically important case was observation of barium abundances some 20-50 times greater than in unevolved stars, which is evidence of the operation of the [[S-process|s process]] within that star. Many modern proofs appear in the isotopic composition of [[Cosmic dust#Stardust|stardust]], solid grains that condensed from the gases of individual stars and which have been extracted from meteorites. Stardust is one component of [[cosmic dust]]. The measured isotopic compositions demonstrate many aspects of nucleosynthesis within the stars from which the stardust grains condensed. <ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton and L. R. Nittler | title = Astrophysics with Presolar Stardust | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+}}</ref>
 
-->
Produk dari nukleosintesis bintang pada umumnya disebarkan ke alam semesta melalui episode kehilangan massa dan angin bintang pada bintang yang bermassa kecil, seperti di dalam fase evolusi [[nebula planet]], juga melalui peristiwa ledakan yang dihasilkan di dalam [[supernova]] untuk kasus bintang massif.
 
Bukti langsung pertama yang menunjukkan bahwa nukleosintesis muncul di dalam bintang adalah terdeteksinya [[teknesium]] di dalam atmosfer [[raksasa merah]] pada permulaan dasawarsa 1950-an,<ref>{{cite journal | author=S. Paul W. Merrill | title = Spectroscopic Observations of Stars of Class S| journal=The Astrophysical Journal | volume=116 | year=1952 | pages=21 | doi = 10.1086/145589 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116...21M}}</ref> purwarupa untuk kelas [[bintang teknesium]]. Karena teknesium radioaktif, dengan waktu paro yang jauh lebih singkat daripada umur bintang, kelimpahannya harus mencerminkan penciptaannya di dalam bintang itu selama waktu hidupnya. Tidak begitu dramatis, tetapi bukti yang sama meyakinkannya adalah terlihat dari kelimpahannya yang sangat banyak dari unsur-unsur stabil tertentu di dalam atmosfer bintang. Sebuah kasus bersejarah yang penting adalah pengamatan kelimpahan barium kira-kira 20-50 kali lebih banyak daripada yang ada pada bintang yang tak mengembang, yakni bukti bagi terjadinya [[proses s]] pada bintang itu. Banyak bukti modern muncul di dalam komposisi isotopik [[Debu kosmos#Debu bintang|debu bintang]], butiran padat yang mengembun dari gas-gas bintang individual dan yang telah diekstraksi dari [[meteorit]]. Debu bintang adalah satu komponen dari [[debu kosmos]]. Komposisi isotopik yang terukur memperagakan banyak aspek dari nukleosintesis di dalam bintang, tempat berasalnya butir-butir debu bintang mengembun.<ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton and L. R. Nittler | title = Astrophysics with Presolar Stardust | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+}}</ref>
 
=== Nukleosintesis eksplosif ===
{{utama|Proses r|Proses rp|Nukleosintesis supernova}}
 
Nukleosintesis eksplosif melibatkan [[nukleosintesis supernova]], dan menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi oleh suatu hamburan reaksi nuklir yang intensif yang biasanya berlangsung hanya dalam beberapa detik pada peristiwa ledakan inti supernova. Di dalam lingkungan supernova yang penuh ledakan, unsur-unsur antara [[silikon]] dan nikel disintesis oleh fusi yang cepat. Juga di dalam [[supernova]], proses lanjut nukleosintesis dapat terjadi, seperti [[proses r]], di mana isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur yang lebih berat daripada nikel dihasilkan oleh penyerapan yang cepat dari [[neutron]] bebas yang dilepaskan ketika ledakan terjadi. Kejadian ini bertanggung jawab atas gugus alami unsur-unsur radioaktif, seperti [[uranium]] dan [[torium]], juga isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur berat.
 
[[Proses rp]] melibatkan penyerapan cepat [[proton]] bebas juga neutron, tetapi perannya kurang begitu pasti.
 
Nukleosintesis eksplosif terjadi terlalu cepat untuk peluruhan radioaktif untuk menaikkan jumlah neutron, sehingga ada banyak kelimpahan isotop yang sama jumlah proton dan neutronnya disintesis oleh [[proses alfa]] untuk menghasilkan nuklida-nuklida yang mengandung seluruh bilangan inti atom helium, sampai 16 (mewakili <sup>64</sup>Ge). Nuklida-nuklida itu stabil hingga <sup>40</sup>Ca (terbuat dari 10 inti atom helium), tetapi inti yang lebih berat dengan jumlah proton dan neutron yang sama adalah radioaktif. Bagaimanapun, proses alfa berlanjut untuk memengaruhi penciptaan [[isobar]] nuklida-nuklida ini, sekurang-kurangnya termasuk nuklida radioaktif <sup>44</sup>Ti , <sup>48</sup>Cr, <sup>52</sup>Fe, <sup>56</sup>Ni, <sup>60</sup>Zn, dan <sup>64</sup>Ge, yang sebagian besar di antaranya (memelihara <sup>44</sup>Ti dan <sup>60</sup>Zn) diciptakan di dalam kelimpahan itu karena meluruh setelah ledakan untuk menciptakan isotop stabil yang paling melimpah dari unsur-unsur yang berpadanan pada tiap-tiap bobot atom. Dengan demikian, isotop-isotop berpadanan yang paling banyak ditemui (melimpah) dari unsur-unsur yang dihasilkan menurut cara ini adalah <sup>48</sup>Ti, <sup>52</sup>Cr, <sup>56</sup>Fe, dan <sup>64</sup>Zn. Banyak peluruhan itu diiringi oleh pelepasan garis-garis sinar-gama yang mampu mengenali isotop yang baru saja tercipta pada saat ledakan terjadi.
 
Bukti yang paling meyakinkan dari nukleosintesis eksplosif di dalam supernova ditemukan pada tahun 1987 ketika garis-garis sinar-gama terdeteksi muncul dari supernova 1987A. Garis-garis sinar gama mengenali <sup>56</sup>Co dan <sup>57</sup>Co, yang limit [[waktu paro]] radioaktif mereka adalah satu tahun, terbukti bahwa <sup>56</sup>Fe dan <sup>57</sup>Fe dihasilkan oleh induk-induk radioaktif. Astronomi nuklir ini diduga pada tahun 1969 <ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman | title = Gamma ray lines from young supernova remnants | journal=The Astrophysical Journal | volume=155 | year=1969 | pages=75–82 | doi = 10.1086/149849+}}</ref> sebagai suatu cara untuk mengonfirmasi nukleosintesis eksplosif pada unsur, dan dugaan itu memainkan peran penting di dalam perencanaan untuk Observatorium Sinar-Gama Compton milik NASA.
 
Bukti-bukti lain nukleosintesis eksplosif ditemukan di dalam butir-butir debu bintang yang mengembun di bagian dalam supernova ketika supernova itu mengembang dan mendingin. Butir-butir debu bindang adalah satu komponen [[debu kosmos]]. Secara khusus, radioaktif <sup>44</sup>Ti terukur sangat melimpah di dalam butir-butir debu bintang supernova pada waktu supernova itu mengembun ketika supernova terus saja mengembang,<ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton, L. R.Nittler| title = Astrophysics with Presolar stardust | journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+}}</ref>, ini mengonfirmasi dugaan dari tahun 1975 untuk mengenali debu bintang supernova. Perbandingan keisotopan tak biasa lainnya di dalam butir-butir ini menyibak banyak aspek-aspek khusus nukleosintesis eksplosif.
 
=== Spalasi sinar kosmos ===
[[Spalasi sinar kosmos]] menghasilkan beberapa unsur paling ringan yang hadir di alam semesta (meskipun bukan [[deuterium]] signifikan). Umum dikenal, spalasi diyakini bertanggung jawab atas dihasilkannya hampir semua <sup>3</sup>He dan unsur-unsur [[litium]], [[berilium]], dan [[boron]] (beberapa litium-7 dan berilium-7 diduga telah dihasilkan pada saat Big Bang). Proses spalasi dihasilkan dari dampak [[sinar kosmos]] (terutama proton cepat) melawan [[medium antarbintang]]. Kejadian ini menyebabkan inti-inti atom karbon serpih, [[nitrogen]], dan [[oksigen]] hadir di dalam sinar kosmos, dan juga unsur-unsur ini ditembak oleh proton di dalam sinar kosmos. Proses yang dihasilkan di dalam unsur-unsur ringan ini (Be, B, dan Li) hadir di dalam sinar kosmos pada proporsi yang lebih tinggi daripada mereka yang hadir di dalam atmosfer [[matahari]], padahal inti-inti atom H dan He hadir di dalam sinar kosmos dengan kelimpahan yang menyamai pada keadaan primordial satu sama lain. <p>

Berilium dan boron tidak dihasilkan secara signifikan di dalam proses fusi bintang, karena ketakstabilan <sup>8</sup>Be yang dibentuk dari dua inti atom <sup>4</sup>He mencegah reaksi 2-partikel sederhana membentuk unsur-unsur ini.
 
== Bukti empirik ==
Baris 66 ⟶ 67:
 
== Bacaan tingkat lanjut ==
* E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, ''Synthesis of the Elements in Stars'', [[Reviews of Modern Physics]] 29 (1957) 547 ([http://prola.aps.org/abstract/RMP/v29/i4/p547_1 artikel] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080724011356/http://prola.aps.org/abstract/RMP/v29/i4/p547_1 |date=2008-07-24 }} di dalam Arsip Daring Jurnal [[Physical Review]] (memerlukan pendaftaran)).
* F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
* F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
Baris 72 ⟶ 73:
* 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 823811.
{{Authority control}}
 
[[Kategori:Fisika nuklir]]
[[Kategori:Astrofisika]]
 
[[Kategori:Nukleosintesis]]
[[ar:إصطناع نووي في الانفجار العظيم]]
[[bg:Космологичен нуклеосинтез]]
[[bn:কেন্দ্রীন সংশ্লেষ]]
[[ca:Nucleosíntesi]]
[[de:Nukleosynthese]]
[[en:Nucleosynthesis]]
[[es:Nucleosíntesis]]
[[et:Tuumasüntees]]
[[fi:Nukleosynteesi]]
[[fr:Nucléosynthèse]]
[[he:נוקליאוסינתזה]]
[[hu:Nukleoszintézis]]
[[ja:宇宙の元素合成]]
[[ko:핵합성]]
[[lt:Branduolių sintezė]]
[[nl:Nucleosynthese]]
[[no:Nukleosyntese]]
[[pl:Nukleosynteza]]
[[pt:Nucleossíntese]]
[[ru:Нуклеосинтез]]
[[sv:Nukleosyntes]]
[[th:นิวคลีโอซินทีสิส]]
[[uk:Нуклеосинтез]]
[[zh:核合成]]
Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/wiki/Nukleosintesis"