2-3. 핵융합 반응 우주에 존재하는 여러 원소들은 별의 생성

2-3. 핵융합 반응
우주에 존재하는 여러 원소들은 별의 생성 및 진화 동안에 만들어진다. 최초 대폭발에 의해 우주가 생성되었을 당시에는 헬륨과 중수소(deuterium) 만이 존재했었다. 그러나, 지금은 그 보다 훨씬 무거운 원소들이 존재하지 않는가? 이 원소들은 바로 별이 진화하는 동안 그 내부에서 최초 수소를 원료로 해서 그리고 그 후에는 이로부터 만들어진 핵 간에 일어난 핵융합 반응(nucleosynthesis)의 결과물인 것이다.

핵융합 반응에 대해서 가장 많이 인용되는 논문은 아마도 "B2FH"라는 약칭으로 흔히 불리는 Burbidge, Burbidge, Fowler, 및 Hoyle이 1957년에 쓴 논문일 것이다. 이 논문에 가장 지대한 영향을 끼친 사람은 Gamow이다. Gamow는 미국에 박사후 과정 연구원으로 방문한 기간에 Hautermans를 만나 수소 핵들이 모여 헬륨을 만든다는 알파 붕괴 이론의 기초를 세웠으며, 후에 Hautermans는 영국의 Atkins를 만나 공동으로 이에 대한 논문을 발표하는데 공헌하였다. Gamow는 또한 Alpher와 함께 Ohio Journal of Science라는 잡지에 중성자의 포획에 의한 중핵의 형성에 대한 논문을 발표하였는데, 이러한 일들이 모두 핵융합 반응의 기초를 마련하는 것이었다. 후에, Bethe가 핵융합 반응에 있어서의 CNO cycle을 완성하면서 핵융합 반응의 전체적인 모습이 구체화되었다. 뒤에 Bethe 부재중에 Gamow와 Alpher는 Bethe의 이름을 그들의 논문에 공동저자로서 추가하는데, 이로써 그 유명한 삼두마차 Alpher, Bethe, Gamow(1948)가 탄생하게 되었다 (이건 마치 alpha-beta-gamma와 너무도 유사하지 않은가!).

우주에 분포하는 원소들의 양을 자세히 살피면 핵융합 반응이 어떠한 식으로 진행되는지에 대한 단서를 얻을 수 있다. 이러한 이유로 많은 지구화학자들과 우주분광학자들은 외부로부터 지구로 입사하는 스펙트럼, 운석, 기타 우주선이 채취한 시료 등을 통해 가능한 한 정확하게 우주의 화학조성을 알아내려 노력하는 것이다.


[그림] 태양계 내 원소의 상대적 양. 규소의 양을 106으로 했을 때의 상대적 양임. 자료출처; Anders and Ebihara (1982).
위 그림은 태양계 내 원소의 상대적 양을 나타낸 것이다 (Anders and Ebihara, 1982). 이 원소의 상대적 양을 유심히 살펴보면 다음과 같은 특징을 가짐을 알 수 있다.

수소와 헬륨이 가장 많은 원소이며, H/He = 12.5 정도 된다.
처음 50개 원소들은 그 양이 기하급수적으로 준다.
원자번호 50 이상인 원소들은 그 양이 매우 적으며, 원자번호가 증가해도 그양의 변화가 미미하다.
원자번호>5 인 원소들의 경우, 짝수의 원자번호를 갖는 원소가 그 양쪽의 홀수 원자번호를 갖는 원소보다 많다 - 이 것을 "오도-하킨스 법칙(Oddo-Harkins rule)"이라고 한다.
낮은 원자번호의 원소 중에서, 리튬, 베릴륨 및 붕소의 양은 이상하리만치 낮다.
철은 비슷한 원자번호를 가진 원소들보다 유난히 많다.
테크네티움(원자번호 43)과 프로메티움(원자번호 61), 두 원소는 이들의 모든 동위원소들이 불안정하고 빨리 붕괴되어 버리므로 태양계에서는 찾아볼 수 없다.
원자번호가 83(Bi)보다 큰 원소들은 대개 우라늄이나 토륨과 같은 방사능 원소의 자원소이기 때문에 안정한 동위원소 없이 그 양이 매우 적다.
핵융합 반응을 자세히 이해하면, 위와 같은 원소의 분포를 이해할 수 있다. B2FH는 8 가지의 핵융합 반응을 제시하였는데, 이들 핵 융합 반응은 별이 생성, 진화, 및 소멸하는 동안 일어난다. 하지만 모든 반응들이 한 별에서 다 진행되라는 법은 없으며, 별의 중심부와 바깥쪽에서 서로 다른 핵융합 반응이 진행될 수도 있다.
핵융합 반응은 단계에 따라 다음과 같이 진행된다:

1) 수소 융합(Hydrogen Burning)

이미 살펴보았듯이 우주에서 가장 많은 원소는 수소이며, 별의 대부분이 수소 원소로 구성되어 있다. 따라서 최초 별의 구성 물질은 수소이며, 최초의 핵융합은 이 수소의 핵이 합쳐져 헬륨과 같은 더 무거운 핵을 만드는 방향으로 진행되었다고 생각할 수 있다. 이와 같이 수소 핵이 합쳐져 더 무거운 다른 우너소의 핵을 만드는 반응을 "hydrogen burning(수소 융합)"이라 한다. 수소 융합이 진행되기 위해서는 온도가 최소 107 K, 밀도가 100 g/cm3이상 되어야 한다.

수소 융합 과정을 반응식으로 나타내면 아래와 같다:

1H + 1H --> 2D + e+ + n
(여기서, 위첨자 숫자는 무게를, e+는 양전자를, n은 중성미자를 나타낸다)
e+ + e- --> (annihilation)
(e-는 전자)
2D + 1H --> 3He + g
(g는 gamma선)
3He + 3He --> 4He + 1H + 1H
위 반응식들은 아래와 같이 보다 간단한 형식으로 표현할 수도 있으며, 이제부터는 이와 같은 방법으로 핵융합 반응을 표현한다.

1H(p, e+ n)2D
--- 여기서 p=proton 즉, 1H를 나타내는 것이다.
(e+, e-)
2D(p, g)3He

Kết quả (Việt) 1:

2-3. phản ứng tổng hợp hạt nhân. Có rất nhiều yếu tố hiện diện trong vũ trụ được thực hiện trong quá trình sáng tạo và sự tiến hóa của các ngôi sao. Vụ nổ lớn đầu tiên vũ trụ được tạo ra bởi thời gian, heli và đơteri (đơteri) tồn tại. Tuy nhiên, nó bây giờ là các nguyên tố nặng hơn nhiều so với những người không tồn tại? Những yếu tố này được xếp hạng đầu tiên trong đại diện nhị phân của nó nội bộ, trong khi hydro được thực hiện và sau đó diễn ra giữa phản ứng tổng hợp hạt nhân này đã được thực hiện từ sản xuất (hạt). Phản ứng tổng hợp hạt nhân, giấy đặt trích dẫn về có lẽ là "B2FH" sau đây được gọi là phổ biến Burbidge, Burbidge, Fowler và Hoyle đã viết trong bài báo năm 1957 và nó sẽ là điều này. Giấy này có sâu sắc nhất tác động đến người dân là Gamow; Sau khi khóa học các nhà nghiên cứu Hoa Kỳ tiến sĩ Gamow viếng thăm một hạt nhân hydro trong Hautermans với nhau làm cho heli sau khi nền tảng của lý thuyết phân rã Alpha, Hautermans Atkins, Vương Quốc Anh cùng đóng góp cho xuất bản các bài viết về nó. Gamow còn được gọi là tạp chí khoa học Ohio tạp chí với Alpher tại của neutron đi trên một trong cốt lõi cho sự hình thành của bài viết được xuất bản, và những điều tất cả đặt nền móng cho phản ứng tổng hợp hạt nhân. Sau đó, chu trình CNO phản ứng tổng hợp hạt nhân trong Bethe được hoàn thành trong khi phản ứng tổng hợp hạt nhân phản ứng đã là nhìn tổng thể của sàng lọc. Gamow và Alpher, Bethe phía sau bởi Bethe của tên như là một đồng tác giả của giấy, thêm rằng nổi tiếng Ba-hai toa xe Alpher, Bethe, Gamow (1948) được sinh ra (nó là giống như alpha-beta-gamma và vì vậy không tương tự như!). Việc phân phối các yếu tố trong vũ trụ, chi tiết số lượng tìm kiếm cho bất kỳ phản ứng tổng hợp hạt nhân cách tiến bộ có thể nhận được một đầu mối. Đối với lý do này, nhiều nhà hóa học và không gian trái đất phổ để trái đất từ bên ngoài những người tham gia phổ học, thiên thạch, và tàu vũ trụ khác nâng lên mẫu, chẳng hạn như chính xác càng tốt, cố gắng tìm ra thành phần hóa học của vũ trụ. [IMG] Hệ thống năng lượng mặt trời tương đối so với số lượng các yếu tố bên trong silic khi số lượng khối lượng tương đối của 106. Điều nguồn; Anders và Ebihara (1982). Những hình ảnh trên cho thấy số lượng tương đối yếu tố bên trong hệ thống năng lượng mặt trời (Anders và Ebihara, 1982). Nếu bạn nhìn chặt chẽ, số lượng tương đối của nguyên tố này đặc điểm sau đây để.Đây có phải là hầu hết nhiều hydro và heli nguyên tử, H / ông, = 12,5 độ.50 đầu tiên là rằng Yang theo cấp số nhân.Số nguyên tử là lớn hơn hoặc bằng 50, số tiền của nguyên tố số nguyên tử rất thấp trong sự gia tăng trong amount của thay đổi là không đáng kể.Nguyên tử số > 5 - in trường hợp của một số chẵn của các nguyên tố có số nguyên tử bằng các yếu tố có một yếu tố nguyên tử số lẻ trên cả hai mặt của tốt hơn rất nhiều hơn này, "Ordonez-Perkins luật (Oddo-Harkins quy tắc)".Số nguyên tử thấp là nguyên tố, lithium, Berili và Bo, số lẻ, thấp.Sắt là tương tự như rất nhiều các yếu tố với số nguyên tử hơn đặc biệt.Nắm lấy công nghệ (nguyên tử số 43) và Nettie Pro Métis (số nguyên tử bằng 61), hai yếu tố là tất cả các đồng vị không ổn định và không thể được tìm thấy trong hệ thống năng lượng mặt trời đã sụp đổ nhanh hơn quang phổ phân tích.Số nguyên tử 83 (Bi) là lớn hơn các nguyên tố thori và urani là thường NATO như đồng vị phóng xạ của yếu tố trung tâm tài nguyên với không ổn định vì số tiền đó là rất nhỏ. Một sự hiểu biết của các phản ứng tổng hợp hạt nhân chi tiết, tôi có thể hiểu sự phân bố của các yếu tố ở trên. [1] phản ứng tổng hợp hạt nhân, trình bày tám B2FH các phản ứng tổng hợp được đánh giá cao này sáng tạo, phát triển, và diễn ra trong một mất hiệu lực. Nhưng tất cả các phản ứng từ các ngôi sao của họ là trong tiến trình không có luật, được gọi là trung tâm của ngôi sao và ra ngoài lúc phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau có thể được thực hiện. Thực hiện theo các bước trong phản ứng tổng hợp hạt nhân sẽ tiến bộ như sau:1) hydro fusion (hydro đốt) Như bạn đã nhìn thấy đã, là nguyên tố đặt hydro trong vũ trụ, sao, chủ yếu bao gồm các yếu tố isuso. Do đó, các tài liệu sao thành phần đầu tiên là hiđrô, và đầu tiên phản ứng tổng hợp hạt nhân isuso hạt nhân điều này làm cho các hạt nhân nặng như heli hỗn hợp hướng bạn có thể nghĩ về điều đó. Bằng cách này, các hạt nhân hydro kết hợp các hạt nhân nặng hơn của con bò của bạn và các gia súc, thực hiện các phản ứng để "hydro đốt (hydro nung chảy)". Phản ứng tổng hợp hydro để trở thành một nhiệt độ tối thiểu 107 K tiến bộ, mật độ nên là ít 100 g/m 3 c. Phương trình quá trình phản ứng tổng hợp hydro cho như sau:1 H + 1 H--> 2D + e + + n (Ở đây, một số superscript là e + là hạt positron, trọng lượng, n cho thấy neutrino)e + + e ---> (hủy diệt)(E-e)2D + 1H--> 3He + g (G là tia gamma)3He + 3He--> 4He + 1 H + 1 HTrên phương trình được hiển thị dưới đây cũng có thể được bày tỏ trong một định dạng đơn giản, so với phần còn lại của này phản ứng tổng hợp hạt nhân.1 H (p, e + n) 2D---Đây là p = proton, tức là, sẽ đại diện cho 1.(e +, e-)2D (p, g) 3He