Nukleosintesis
Nukleosintesis adalah proses penciptaan inti-inti atom baru dari nukleon-nukleon (proton dan neutron) yang sudah ada sebelumnya. Diduga bahwa nukleon-nukleon primordial sendiri terbentuk dari plasma kuark-gluon dari 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 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
Proses
Empat jenis utama nukleosintesis
Nukleosintesis Big Bang
Nukleosintesis bintang
Nukleosintesis eksplosif
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 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 56Co dan 57Co, yang limit waktu paro radioaktif mereka adalah satu tahun, terbukti bahwa 56Fe dan 57Fe dihasilkan oleh induk-induk radioaktif. Astronomi nuklir ini diduga pada tahun 1969 [1] 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 44Ti terukur sangat melimpah di dalam butir-butir debu bintang supernova pada waktu supernova itu mengembun ketika supernova terus saja mengembang[2], 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 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.
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.
Bukti empirik
Teori-teori nukleosintesis diuji dengan menghitung kelimpahan isotop dan membandingkannya dengan hasil amatan. Kelimpahan isotop biasanya dihitung dengan menghitung laju transisi antara isotop-isotop di dalam sebuah jejaring. Seringkali perhitungan ini dapat disederhanakan sebagai sebuah kendali reaksi kunci laju reaksi-reaksi lainnya.
Lihat pula
Referensi
- ^ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal. 155: 75–82. doi:10.1086/149849+.
- ^ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 42: 39–78. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+.
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 (artikel 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)
- D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10952-6
- 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.