Nukleosintesis: Perbedaan antara revisi

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]].

[[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.

[[Berkas:Primordial nucleosynthesis.svg|thumbjmpl|450px|Reaksi-reaksi nuklir induk yang bertanggung jawab atas [[kelimpahan unsur kimia|kelimpahan relatif]] dari [[inti atom|inti-inti atom]] ringan yang diamati di seluruh alam semesta.]]

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 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 ⁶⁴Ge). Nuklida-nuklida itu stabil hingga ⁴⁰Ca (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 ⁴⁴Ti , ⁴⁸Cr, ⁵²Fe, ⁵⁶Ni, ⁶⁰Zn, dan ⁶⁴Ge, yang sebagian besar di antaranya (memelihara ⁴⁴Ti dan ⁶⁰Zn) 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 ⁴⁸Ti, ⁵²Cr, ⁵⁶Fe, dan ⁶⁴Zn. Banyak peluruhan itu diiringi oleh pelepasan garis-garis sinar-gama yang mampu mengenali isotop yang baru saja tercipta pada saat ledakan terjadi.

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 ⁴⁴Ti 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]] menghasilkan beberapa unsur paling ringan yang hadir di alam semesta (meskipun bukan [[deuterium]] signifikan). Umum dikenal, spalasi diyakini bertanggung jawab atas dihasilkannya hampir semua ³He 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 ⁸Be yang dibentuk dari dua inti atom ⁴He mencegah reaksi 2-partikel sederhana membentuk unsur-unsur ini.

* 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)).