Rieth József: Anyagvilág - Háttérinformáció

Nukleoszintézis

Tartalomjegyzékhez < Világképem <    (Kvark-..., Hadron-..., Lepton-..., Sugárzás-időszak)     

A nukleoszintézis az a folyamat, mely új atommagokat hoz létre magfúzió (egyesülés) vagy maghasadás (radioaktivitás, neutronsugárzás) során. Számtalan olyan asztrofizikai folyamatot ismerünk, amelyet felelősnek tartanak a Világegyetemben folyó nukleoszintézisért. Ezek közül a legfontosabbak a primordiális nukleonszintézis, a csillagokban zajló fúziós folyamatok, valamint az r-folyamat (r = rapid = gyors), az s-folyamat (s = slow = lassú) és a p-folyamat. Ezek a folyamatok felelősek az elemek jelenlegi kozmikus eloszlásáért.

A nukleoszintézis főbb lépései

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

Az ősrobbanáskori nukleoszintézis

Primordiális (elsődleges) nukleoszintézisnek (BBN) is nevezzük. Az univerzum első három percében zajlott le, és ez felelős a Világegyetem jelenlegi ¹H, ²H (vagy ahogy a nyomjelzéstechnikában és a jelen területen is gyakran jelölik: D), ³He és ⁴He izotópok kozmikus eloszlásáért. Az elsődleges nukleoszintézisben jöttek létre a ²H, ³H, ³He, ⁴He, ⁷Li, ⁷Be, ⁸B könnyű atommagok, melyek csak termikus egyensúlytól távol képződhetnek, igen magas hőmérsékleten. Ekkor a világegyetemet könnyű leptonok, protonok és neutronok alkotják, melyek átlagos energiája 10¹¹ kelvinen kT=10 MeV, ami sokkal nagyobb, mint a tömegkülönbség. A protonok és neutronok ekkor a e⁻ + p⁺ ↔ n^o + ν_e és a p⁺ + anti-ν_e↔ e+ + n⁰ reakciókban egymásba alakulhatnak. Feltételezéseink szerint az egy fotonra eső leptonszám és elektromos töltés nagyon kicsi, ezért a négy folyamat egyforma valószínűséggel megy végbe. Ilyen egyensúlyi körülmények között a protonok és neutronok arányát a statisztikus fizika törvényei szabják meg, miszerint a nukleonok közel azonos mértékben vannak jelen (a neutronok részaránya 46%).

Az univerzum első perceiben a szabad protonok nagy számban jelen voltak, számuk 12-szerese volt a 4-es tömegszámú héliummagokénak. Ez az arány adta a többi elem keletkezésének lehetőségét. Ha a proton és a neutron közötti tömegkülönbség kisebb lenne, akkor a neutron felezési ideje hosszabb lenne, vagyis az összes proton He-4 maggá alakult volna. Protonok nélkül pedig nem ment volna végbe a nagyobb tömegszámú magok keletkezése.

Az univerzum tágulása és hűlése miatt a hőmérséklet a fent jelzett érték alá csökkent, nem keletkezhettek újabb neutronok, a meglévők pedig ~ 10 perces felezési idővel bomlani kezdtek (1). A hűlés az első percekben olyan gyors volt, hogy a hőmozgás az atommagok kötési energiájának (abszolút) értéke alá csökkent, aminek következtében a protonok neutronokat foghattak be (2). Az így létrejövő deutériummagok az esetek döntő részében protonokat befogva 3-as tömegszámú héliummagokká alakultak. Kisebb valószínűséggel játszódott le a (4) és a tríciummagot termelő (5) reakció.

A szintézis leggyakoribb folyamatai:

(1)			(2)
(3)			(4)
(5)			(6)
(7)			(8)
(9)			(10)
(11)			(12)

A négyes tömegszámú héliummagok a (6), (9) és (11) folyamatok során jöttek létre. A deutérium nagy része így hélium-4-gyé alakult. Nyomokban keletkeztek még a deutériummagokból tríciummagok és lítium-7-magok is. Lényegében minden neutron héliumba épült be, többnyire a négyes számú izotópba. A részecskefizikusok számvetése szerint az ősrobbanás a világegyetem tömegének mintegy 25%-át héliummá alakította, míg hozzávetőleg 0,001 százalék deutérium és még ennél is kevesebb lítium keletkezett. Mivel ezen folyamatok során elfogytak (elbomlottak vagy befogódtak) a szabad neutronok, ezért az elsődleges nukleoszintézis rövid ideig tartott, mialatt nem jöhettek létre a bórnál nehezebb elemek. Számos megfigyelés támasztja alá ezt az eredményt. A BBN elemgyakoriságára vonatkozó jóslatát a fiatalabb és idősebb csillagok vizsgálatának eredményei, a planetáris ködök, a H II tartományok, a holdkőzetek egyaránt igazolták.

Nukleoszintézis a csillagokban

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

A csillagfejlődés kiindulási oka a csillagok törekvése a nukleáris egyensúlyi állapot elérésére. Emiatt megy végbe a nukleoszintézis, ami a csillagok centrális magjában zajlik, és a lítium és a vas között sokféle nehezebb elemet létrehoz. A csillagokban lejátszódó fúziós folyamatok közül különösen fontos a hélium proton-proton ciklus miatt ill. a szén a héliumtermelő CNO-ciklus miatt, valamint a vörös óriásokban végbemenő háromalfa-ciklus.

Fősorozati csillagok

A csillagfejlődési Hertzsprung-Russell diagram fősorozatán helyezkednek el, energiatermelésüket hidrogén-hélium fúzió fedezi. Ez kétféleképpen mehet végbe: egyik a közvetlen proton-proton ciklus (alsó fősorozat), amely a Naphoz hasonló relatíve kis tömegű csillagok esetében dominál. A másik a szén-nitrogén ciklus (felső fősorozat), amely nagyobb tömegű atommagok jelenlétében történik.

Proton-proton ciklus

A proton–proton ciklus átalakulásai részletezve.

Az ábrán feltüntettük az egyes reakciók arányát a Nap esetére.

A proton-proton ciklus a 0,08 és 1,5 M_nap naptömegű fősorozati csillagokban lejátszódó fő energiatermelő folyamat. Ennek során hidrogén atommagokból hélium atommagok keletkeznek, amit energiafelszabadulás kísér gamma-fotonok formájában.

A folyamatnak köszönhetően a Nap belsejében másodpercenként 6·10¹⁴ g hidrogén alakul héliummá, ebből 0,7% energiává alakul, gamma-fotonok formájában. A gamma-fotonoknak közel 1 millió évre van szükségük, hogy elérjék a Nap fotoszféráját, miközben különböző kölcsönhatások következtében csökken az energiájuk (nő a hullámhosszuk).

A ciklus egyes lépései különböző hosszú ideig tartanak. Leghosszabb ideig átlagosan a harmadik proton befogása (ppI) tart: 320 millió évig, a leggyorsabb pedig a ¹⁵O mag bomlása: 82 másodpercet vesz igénybe.

Az energiatermelő folyamat egyidejűleg három különböző módon valósulhat meg, azaz a pp ciklusnak három allánca (ppI, ppII, ppIII) létezik:

PPI: 26,20 MeV. Elágazási arány: 90%. Domináns folyamat 10–14 MK hőmérsékleten között. (10 MK hőmérséklet alatt nem indul be a folyamat.)

PPII: 25,67 MeV. Elágazási arány: 10%. Domináns folyamat 14–23 MK hőmérsékleten.

PPIII: 19,20 MeV. Elágazási arány: 0,001%. Domináns folyamat 23 MK fölött.

CNO-ciklus

A CNO-ciklus.

A fősorozati csillagok másik fő energiatermelő folyamata a Bethe-Weizsäcker-féle szén-nitrogén ciklus (röviden: CNO-ciklus). Ennek során négy proton alfa-részecskévé alakul, mellette két pozitron és két elektron-neutrínó keletkezik valamint az energia egy része gamma-sugárzás formájában távozik. A szén, nitrogén és oxigén atommagok katalizátorként szolgálnak. A szén viszont nem tökéletes katalizátor, nagy része a ciklus végén nitrogénként marad vissza. A nitrogén jelentős része ennek köszönhetően keletkezik a csillagokban a keletkezésükkor eredetileg meglévő szénatomokból, és emiatt szekunder elemnek nevezzük; ellentétben a primer elemekkel, amelyek a hidrogénfúzióból keletkeztek az adott csillagon belül. A CNO-ciklus a szén, nitrogén és oxigén elemek között jól meghatározott mennyiségi arányt alakít ki, ezért ezen elemek relatív gyakoriságának vizsgálata jelentős a nukleoszintézis kutatása szempontjából. A reakció kisebb gyakorisággal (0,04% valószínűséggel) végbemenő változatában a fent látható utolsó reakcióban nem ¹²C és ⁴He, hanem ¹⁶O és egy foton keletkezik és a következőképp folytatódik. Ahogy a szén, nitrogén és oxigén a fő folyamatban, a fluor csak katalizáló szerepet lát el, nem halmozódik fel a csillagban.

Proton-proton ciklus vs. CNO-ciklus

PP ciklus: Tc < 2·107 K M < 1,5 MSol εPP ~ ρT4 τ ~ 7·10⁹ év

CNO-ciklus: Tc > 2·107 K M > 1,5 MSol εCNO ~ ρT17 τ ~ 3·10⁸ év

A két folyamat hőmérsékletfüggéséből látható, hogy magas hőmérsékleten (felső fősorozat) a CNO-ciklus, alacsonyabb hőmérsékleten (alsó fősorozat) a proton-proton ciklus dominál.

Csillagféleségek

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

Vörös óriások

A vörös óriás állapotban lévő csillagok a Hertzsprung-Russell diagram óriáságán (RGB) helyezkednek el, energiájukat a hidrogénégető rétegből nyerik, amely egy héliummagot vesz körül. Ebben a fejlődési szakaszban a csillag még nagyjából sugárzásegyensúlyban van. 10·10⁸ kelvinen beindul a hélium égése, amivel elkezdődik a három-alfa ciklus. A csillagban ettől fogva két energiaforrás van jelen, egy héliumégető mag, és az azt körülvevő hidrogénégető héj. Az energiatermelés nagy részét azonban továbbra is a hidrogénégető héj adja. A csillag ebben a fázisban bizonyos mértékben összehúzódik, fehér vagy sárga óriás lesz belőle. A magjukban héliumot égető csillagok a csillaghalmazok HRD-jének horizontális óriáságban helyezkednek el. Ha a csillag tömege nem éri el a 0,5 naptömeget, magjukban az alacsony hőmérséklet miatt nem indulhat be a három-alfa ciklus.

Szuperóriások

A szuperóriásoknál 5·10⁸ K fokon beindul a szén fúziója:

Szupernóvák

A legtöbb vasnál nehezebb elem létrehozásáért ez a folyamat felelős. Ezek az atommagoknak – a magas rendszámuk miatt – nagy az elektromos töltésük. A közöttük fellépő elektromos taszító hatás így megakadályozza a véletlen ütközések során történő fúziójukat. A nehezebb atommagoknak így más folyamat során kellett létrejönnie. A szupernóváknál a magas hőmérsékleten egymásnak ütköző atommagok neutronokat bocsátanak ki, 10 milliárd kelvin fokon a vas disszociálni kezd: Az így keletkezett neutronok akadálytalanul fogódnak meg a megmaradt vas atommagokba, majd a magok neutrontöbblete miatt negatív béta-bomlások játszódnak le, aminek során megkezdődik a periódusos rendszerben a vason túli elemek kialakulása. Az elemek ilyen módon történő szintézise igen lassan játszódik le, ezért s-folyamatnak nevezzük. A neutronbefogások sorozata elvezet az uránig, sőt azon is túl. A megfigyelési tapasztalatok arra engednek következtetni, hogy a természetben az elemfelépülés végbemegy egészen a Z ~ 100 rendszámig és A ~ 250 tömegszámig.

Barna törpék

A barna törpék olyan égitestek, amelyek kezdeti tömege nem elegendő a hidrogén-hélium fúzió tartós fennmaradásához. Kis tömegük (13 és 80 jupitertömeg között) következtében ugyanis magjuk hőmérséklete nem éri el a proton-proton ciklushoz szükséges legalább 3·10⁶ kelvint. Energiatermelésüket ezért a kisebb hőmérsékleti feltételeket követelő deutérim-hélium fúzió fedezi. A keletkezési modellek alapján ehhez 13 jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat.

Folyamatok

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

Kozmikus sugárzás felhasító hatása

Ez a folyamat több könnyű elemet is létrehoz, amelyek csillagokban nem képződhetnek. A kozmikus sugárzásban a leggyakoribb elemek a hidrogén atommagjai a protonok (87%), gyakori a hélium-atommag (alfa-részecske, 12%) de előfordulhatnak benne csillagokból származó nehezebb (Z > 2) atommagok is (1%). Ha ilyen nagyenergiájú kozmikus mag csapódik a csillagközi anyag valamelyik atommagjának, az ütközés kisebb magokra szedheti azt. Ilyen módon az egyes elszigetelt ütközésekben olyan kis energiájú képződmények is keletkezhettek, mint a ²D , ³He, Li, Be és a B. Ezért gyakrabban észlelik ezeket az atommagokat a kozmikus sugárzásban.

Tapasztalati bizonyíték

A nukleoszintézis-elméleteket úgy ellenőrzik, hogy kiszámolják az izotópok mennyiségét a modell szerint, és összehasonlítják a megfigyelt előfordulással. Az izotópok mennyiségének kiszámításakor tipikusan ki kell számolni az izotópátalakulások mértékét. Gyakran ezeket a számításokat egyszerűsíteni lehet, feltételezve, hogy néhány kulcsreakció szabályozza a többi reakció mennyiségét.

Magátalakítások,

a nukleoszintézis során végbemenő részecskefizikai folyamatok. A fő energiatermelő folyamatok mellett számtalan egyéb is zajlik, amelyek az energiatermeléshez elhanyagolható járulékot adnak, de a világegyetem kémiai összetételének kialakításában fontos szerepük van.

Alfa-reakciók vagy más néven fotodezintegrációs folyamatok. Ebben szerepelhet alfa-részecske, proton, vagy deutérium is. Ilyen folyamatok a neon és a szilícium égése, továbbá valamennyi A ~ 20-50 rendszámú elem keletkezése.

S-folyamat. A páratlan tömegszámú, vasnál nehezebb elemek keletkezésének egyik módja. Az s a neutronbefogás lassúságára utal; akkor jön létre a folyamat, ha az instabil iotópok bomlási ideje hosszabb, mint a neutronbefogás ideje. A folyamat feltétele a nagy neutronfluxus (10⁵ – 10¹¹ neutron/cm²/s). (A neutronokat a fő energiatermelő reakciók illetve ezek bizonyos mellékágai biztosítják.) Az s-folyamat évmilliárdok alatt zajlik.

Az s-folyamat az A = 63-209 tömegszámú elemek (pl.: ⁸⁹Y, ⁹⁰Zr, ¹⁰⁹Ba, ¹⁴⁰Ce, ²⁰⁸Pb, ²⁰⁹Bi) valamint a fotodezintegrációs folyamatokban nem keletkező A = 23-46 izotópok keletkezéséért felelős.

R-folyamat. A vasnál nehezebb, páratlan tömegszámú elemek keletkezésének egyik lehetséges módja. Az r a neutronbefogás gyorsaságára utal; akkor megy végbe, ha az instabil izotópok bomlási ideje rövidebb, mint a neutronbefogás ideje. Ehhez extrém nagy neutronfluxusra van szükség, ami a szupernóvarobbanás során, T ~ 10⁹ K hőmérsékleten teljesül. Emiatt a folyamat a neutronban gazdag izotópok (pl.: ³⁶S, ⁴⁶Ca, ⁴⁸Ca) illetve a nehéz, instabil izotópok (pl.: ²³²Th) felépítéséért felelős. Utóbbiak relatív mennyisége lehetőséget ad a Naprendszer korának relatív becslésére.

Rp-folyamat (robbanásos hidrogénégés, vagy γ-folyamat): A CNO-ciklus által létrehozott magokon játszódik le sorozatos gyors (p, ) reakciók révén. A folyamatnak – a Coulomb-gáton kívül – határt szab az instabilitási sáv.

E-folyamat (elektronbefogás): szupernóvarobbanáskor megy végbe, fontos szerepe van a vascsoport elemeinek (például ⁵⁶Fe, Ti, Cu) keletkezésében.

P-folyamat: szupernóva-robbanáskor keletkező nagy kinetikus energiájú protonok befogása, ami ritka, protonokban gazdag atommagokat (például ⁷⁴Se, ¹⁹⁶Hg) hoz létre. Kevésbé jelentős folyamat. A p-magok gyakorisága ritka, összesen 32 ilyen magot ismerünk, amelyek az s- és r-folyamatokban termelődő magokon lejátszódó (γ,n) reakciók, és az ezt kiegészítő (γ,p) és (γ,α) reakciók révén keletkeznek. A p-magok az izotóptérkép proton-gazdag oldalán helyezkednek el.

X-folyamat: a kozmikus sugárzás részecskéinek becsapódása során atommagok szétesésével keletkezett könnyebb stabil magokat (⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B, ¹¹B) hoz létre

Kémiai világ

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

A kémiai elemek gyakorisága

Az izotópok egy nukleonra jutó kötési energiája a tömegszám függvényében.

A vasnál könnyebb magok fúzióval, a nehezebb magok pedig

fisszióval érnek el energetikailag stabilabb állapotot

A különböző elemek gyakoriságát összehasonlítva azt tapasztaljuk, hogy valamely elem annál ritkább a világegyetemben, minél nagyobb a rendszáma. A növekvő rendszámmal azonban az elemek gyakorisága nem folyamatosan csökken. Valamely elem szomszédos rendszámú elemekhez képest annál gyakoribb, minél hosszabb a felépülését eredményező magreakció lefolyása, és minél nagyobb az elem stabilitása. Az atommagok stabilitását a kötési energiával fejezünk ki, minél nagyobb egy mag kötési energiája, annál stabilabb. Bizonyos tömegszámú elemek kötési energiája kiugróan magas – például a ⁴He, ⁸Be, ¹²C, ¹⁶O, ⁵⁶Fe, ⁶²Ni magoké – ezért tömegszámaik értékét mágikus számoknak nevezzük. Ha az izotópokat proton és neutronszám szerint rendezzük, akkor az izotóptérképet kapjuk. Az egyes izotópokhoz a stabilitásuk mértékét rendelve (térben) megfigyelhető az ún. instabilitás völgye: az izotóptérkép egy adott "pontja", ahonnan fúziós reakciókkal nem jöhetnek létre nehezebb elemek, mivel

             energetikailag itt a legstabilabbak az atommagok

             legkisebb az egy részecskére jutó tömeg

             legnagyobb az egy részecskére jutó kötési energia

A kémiai elemek gyakorisági eloszlásában fontos szerepet játszanak a magszerkezeti tényezők, ezért a páros rendszámú és neutronszámú atommagok gyakoribbak. Ezt fogalmazza meg a Harkins-szabály.

A világegyetem második leggyakoribb eleme a hélium; kiugró gyakoriságát az magyarázza, hogy a fősorozatbeli csillagokban a hidrogén héliummá alakulása több milliárd évig tart, a héliummag viszont igen stabil atommag, nehezen alakul tovább nehezebb elemekké. A két héliummagból keletkező berilliummag nem stabil, könnyen szétesik a kezdeti reakciótermékekre, és nem stabil a héliummag protonbefogása után létrejött lítiummag sem. Az elemgyakorisági görbének az instabilis berillium és lítium helyén is minimuma van. A 3 és 4 héliummagokból felépülő ¹²O és ¹⁶O atommagoknak szomszédaikhoz képest nagy a kötési energiájuk, ezek az elemek gyakoriságában mindjárt a hélium után következnek. A nehezebb atommagok közül a termonukleáris fúzió végállomása, a vas a legstabilabb elem. A neutronbefogással felépülő magasabb rendszámú elemek közül az ólom egyike azoknak a stabilis magoknak, amelyeknél hosszabb idő múlva következhet be a neutronbefogás, mint más magoknál. Ennek megfelelően a gyakorisági görbén az ólomnál is találunk egy csúcsot.

Aktuális kutatási területek, ellentmondások, problémák

- Nem tudjuk, hogy a kémiai elemek illetve az izotópok vizsgált gyakoriságarányának mi az elméleti magyarázata.

- Anomális elemgyakoriságú csillagok. Megfigyeltek olyan életük végén járó csillagokat, amelyek technécium színképvonalakat mutatnak, annak ellenére, hogy ennek a Z=43 rendszámú elemnek nincs is stabil izotópja. (Erre utal a neve is, gyorsítós kísérletekben állítják elő.) A leghosszabb élettartamú izotóp a ⁹⁸Tc, aminek 4 millió év a felezési ideje, ami valószínűleg neutronbefogások sorozatával keletkezett a csillagban.

- Nem ismerjük a világegyetembeli barion-foton arányt a primordiális nukleoszintézis előtt. Ez az adat a részecskefizikai standard modell egyik fontos bemenő paramétere. Ismeretéhez a primordiális szintézis bizonyos reakcióinak hatáskeresztmetszetét kéne tudnunk.

- Az elemszintézis szinte minden lépése tartalmaz több-kevesebb bizonytalanságot, számos ponton nincsenek összhangban a kísérleti eredmények a kémiai elemek világegyetembeli mért gyakoriságával.

- Nem ismerjük az elemi részecske-családok lehetséges számát, aminek a primordiális nukleoszintézis elmélete határt szab.

- Szintézisfolyamatok megkülönböztetése. A BBN egyedül a hidrogén és a hélium nagy gyakoriságát magyarázza, amire a csillagokban szintetizálódott ugyanezen elemek mennyisége is hatással van, így nehéz meghatározni, hogy ezeknek a magoknak mekkora része származik külön-külön a két folyamatból. A megfigyelésekből a ⁴He magok gyakoriságát mérhetjük a legpontosabban, mert a BBN során ez az izotóp szintetizálódott a legnagyobb gyakorisággal. Annak felbecsülése, hogy mekkora mennyiségű hélium keletkezik a csillagokban, azon alapul, hogy csillagok héliumtartalma arányos a széntartalmukkal. Itt kivételt képeznek az anomális elemgyakoriságú csillagok, amelyek légköri összetételét jelentősen befolyásolja a konvekció.

- Kevés kísérleti eredménnyel rendelkezünk a p-folyamat reakcióinak hatáskeresztmetszeteiről.

A Nap fúziós energiája

Ha két nukleáris részecske egyáltalán nem alkotna kötött rendszert, akkor a csillagok nem tudnák kiszabadítani a Nukleáris Völgy baloldali csúcsán lévő hidrogénben lehetőségként rejlő nukleáris energiát, nem lennének az éjszakában tartósan fénylő csillagok.

Az aktuális univerzumban, a Nap centrumában 15 millió fokon összeütközik két proton, egy pillanatig mintha ²He atommag volna. Ha ez alatt a rövid pillanat alatt bekövetkezne egy radioaktívbomlás, akkor pozitron kibocsátásával átalakulás történne, ami deuteront produkálna. A stabil deuteron-atommag már tovább fuzionálna: majd Így (vagy valami hasonló úton) ⁴He atommag keletkeznék, ami zárt héjszerkezete miatt (2. ábra) nagyon stabil, kötési energiája mély, -4,52 pJ, nagyságrenddel fölülmúlván a ²H kötési energiáját. Ezúton tehát sok nukleáris energia volna kinyerhető. Igen ám, de a radioaktív bomlás igen kis valószínűségű gyenge folyamat. Ezért a Nap centrumában egyetlen proton másodpercenként sokszor ütközik, mégis milliárd éveken át kell próbálkoznia, hogy más protonnal ütközve épp az ütközés pillanatában szerencsésen átéljen egy bomlást. A Napban a H-He fúziós folyamatot ez a közbeiktatódott szűk radioaktív szelep húzza szét milliomod másodpercről milliárd évekre. A Nap nem hidrogénbomba, nem is fekete felhő, hanem egünkön megbízható kitartással ragyogó égitest.

Martin Rees, angol királyi csillagász a deuteronra, mint az Univerzum történetek kulcsszereplőjére tekint. A deuteron kötési energiája (hogy tudniillik az nem zérus, de pici a magerő potenciális energiájához képest) a Mindenség életét megszabó nagyon fontos adat. Ha a magerő pár százalékkal gyöngébb volna, nem volna kötött ²H. Ha pár százalékkal erősebb volna, ²He is létezne. Mi viszont egyik esetben sem volnánk jelen, hogy gyönyörködjünk az Isteni Színjátékban...

Szén és oxigén

A Nagy Bummban született Univerzum 15 milliárd éves, benne ma 73,5% a H, 26,4% a He, de ez csupán a Periódusos Rendszer első két eleme, a Nukleáris Völgy baloldali lejtőjének indulása. (Az összes többi elem alig tesz ki egy ezreléket.) Márpedig hidrogén- és héliumgázból nem lehet komplex molekulákat, szilárd anyagokat, műtárgyakat, élőlényeket formálni.

Az atommag legalsó energiaszintjén a Pauli-elv szerint legfeljebb két proton és két neutron foglalhat helyet, ez épp a He-atommag, ahol mindegyik nukleont másik három vonz, egymást a magerők hatótávolságán belül tartván. Ha a ⁴He be akarna fogni egy ötödik részecskét, annak a Pauli-elv szerint már csak az első gerjesztett nívón jutna hely, ahol a mozgási energia négyszeres lenne, amit a potenciális energia nem tudna ellensúlyozni. Öt részecskét tartalmazó atommag (⁵Li, ⁵He) nem létezik. A csillagokat alkotó H és He nem fuzionálhat egymással!

Két He-atommag egyesüléséből ⁸Be atommag keletkezne (4 nukleon a "földszinten", további 4 az "első emeleten"), de ez az atommag sem létezik stabilan: keletkezése után rögtön szétesik két ⁴He-ra. (Az "emeletre szorult" négy nukleon inkább leköltözik egy másik ház "földszintjére.") Magfizikai tény tehát, hogy a világ 99,9%-ban H és He atommagokból áll, és ekkor STOP! Az elképzelhető fúziós folyamatok föltételezett ²He, ⁵Li, ⁸Be végtermékei nem fordulnak elő a természetben. A H-készletét elhasznált csillag halovány csillagmúmiává: fehér törpévé zsugorodik össze.

Nukleoszintézis - Csillagok - Csillagféleségek - Folyamatok - Kémiai világ

Tartalomjegyzékhez < Világképem <    (Kvark-időszak, Hadron-időszak)     

--------------------------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/Nukleoszint%C3%A9zis

http://www.kfki.hu/fszemle/archivum/fsz0011/marx.html