Nukleosintesis: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Sejarah |
Wagino Bot (bicara | kontrib) k Bot: Merapikan artikel |
||
| (20 revisi perantara oleh 10 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.
Baris 7:
== 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.
[[Arthur Stanley Eddington]] adalah yang pertama menganjurkan pada tahun 1920 bahwa bintang mendapatkan energi melalui hidrogen yang berfusi membentuk helium, tetapi gagasan ini pada umumnya belum dapat diterima karena mekanisme nuklir yang cacat. Segera beberapa tahun kemudian, sebelum Perang Dunia II, [[Hans Bethe]] adalah yang pertama memberikan mekanisme nuklir yang diperlukan, di mana hidrogen berfusi membentuk helium. Tetapi, kedua-dua karya dini tentang daya bintang ini tidak mampu menjelaskan asal mula unsur-unsur yang lebih berat daripada helium.
Karya asli [[Fred Hoyle]] tentang nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat di dalam bintang muncul setelah Perang Dunia II.<ref>[http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-autobio.html Otobiografi William A. Fowler]</ref> Karya ini menyertakan penciptaan semua unsur yang berat di dalam bintang selama proses evolusi nuklir dari komposisi mereka, mulai dari hidrogen. Hoyle mengajukan bahwa hidrogen diciptakan terus menerus di alam semesta dari vakum dan energi, tanpa keperluan akan permulaan alam semesta.
Karya Hoyle menjelaskan bagaimana kelimpahan unsur-unsur bertambah seiring waktu galaksi yang semakin menua. Secara bergantian, gambaran Hoyle diperluas pada tahun 1960-an oleh sumbangsih kreatif dari [[William A. Fowler]], [[Alastair G. W. Cameron]], dan [[Donald D. Clayton]], dan kemudian oleh yang lainnya. [[B²FH|Makalah tinjauan 1957 kreatif]] oleh [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], Fowler, dan Hoyle (lihatlah daftar [[Nukleosintesis#Referensi|Referensi]]) adalah ikhtisar terkenal tentang keadaan cabang ilmu ini pada 1957. Makalah itu mendefinisikan proses-proses baru untuk mengubah satu inti berat menjadi yang lain di dalam sebuah bintang tunggal, proses-proses itu dapat didokumenkan oleh para astronom.
Big Bang sendiri diajukan pada tahun 1931, jauh sebelum periode ini, oleh [[Georges Lemaître]], seorang fisikawan Belgia dan merupakan pendeta Katolik Roma, yang menganjurkan bahwa alam semesta meluas seiring waktu bergerak maju adalah berarti alam semesta juga mengerut seiring waktu bergerak mundur, dan akan terus berlaku demikian sampai alam semesta tidak dapat mengerut lagi, menggiring semua massa alam semesta ke dalam satu titik tunggal, "primeval atom", pada satu titik waktu sebelum ruang dan waktu nihil. Hoyle kemudian memberikan model Lemaître, istilah ejekan untuk Big Bang, tidak menyatakan bahwa model Lemaître diperlukan untuk menjelaskan keujudan deuterium dan nuklida-nuklida di antara helium dan karbon, juga jumlah yang banyak secara mendasar dari keujudan helium tidak hanya di dalam bintang, tetapi juga di dalam gas antarbintang. Ketika itu terjadi, model Lemaître dan model Hoyle tentang nukleosintesis pastilah diperlukan untuk menjelaskan kelimpahan unsur di alam semesta.
== Proses ==
Baris 25 ⟶ 22:
=== Nukleosintesis Big Bang ===
{{utama|Nukleosintesis Big Bang}}
[[Berkas:Primordial nucleosynthesis.svg|
[[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
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).
Baris 39 ⟶ 36:
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>
=== 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
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>
=== 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.
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 68 ⟶ 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 74 ⟶ 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]]
| |||